Abenteuer-Universum

Das nenne ich einen "fetten Brocken"
Ich hätte nicht geglaubt, dass es heute noch solche Boliden gibt.

Gruß
gravi

Schade, dass nichts über den Durchmesser gesagt wird. Das hätte mich interessiert.

Der größte bekannte Stern VY Canis Majoris hat ja einen Durchmesser von fast 3 Mrd. km. Das ist größer als die Bahn des Jupiters. Und selbst der Saturn würde nur knapp über dessen Oberfläche schrammen.

Ich weiß, man konnte irgendwie aus Temperatur und Helligkeit auf den Radius schließen. Aber wie das ging, hab ich schon wieder vergessen.

Gruß
Mac

Maclane hat geschrieben:Ich weiß, man konnte irgendwie aus Temperatur und Helligkeit auf den Radius schließen. Aber wie das ging, hab ich schon wieder vergessen.

Ein Körper der eine Temperatur T hat strahlt ja immer eine bestimmte Leistung L ab. Diese Leistung L ist umso größer, je größer T ist. Genauer: L wächst sogar mit T[up]4[/up]. Außerdem ist die Leistung L umso größer je größer die Oberfläche A des Körpers ist. Genauer: L wächst linear mit A. Diese beiden Tatsachen werden im sogenannten Stefan-Boltzmann-Gesetz ausgedrückt: , wobei das eine bestimmte Konstante ist. Da Sterne kugelförmig sind, berechnet sich ihre Oberfläche durch wobei r der Radius des Sterns ist. Also folgt . Nun kann man nach r auflösen. Wenn man dann noch die Leistung L und auch die Temperatur T kennt, kann man r berechnen.
Die Temperatur T kann man z.B. aus der Farbe des Sterns erkennen.
Die abgestrahlte Leistung L wird bei Sternen meistens Leuchtkraft genannt. Die Leuchtkraft ist wiederum äquivalent mit der absoluten Helligkeit. Die absolute Helligkeit kann man aus der beobachtbaren scheinbaren Helligkeit und der Entfernung des Sterns berechnen.

In dem Artikel steht ja, dass der Stern zu Beginn seines Lebens 300 Sonnenmassen hatte. Wie kann man eigentlich das Alter eines Sterns rauskriegen?

Die Frequenz maximaler Leistunsgdichte erhält man aus dem Wienschen Verschiebungsgesetz.

Fragen: bestimmt diese Frequenz auch die Farbe?

Danke tensor!
Und Danke belgariath! So war das, jetzt fällt's mir wieder ein.

150 Mio km ist ja auch schon nicht schlecht.

Könnte man mir noch bitte erklären, warum sich Sterne zum Ende ihres Lebens überhaupt aufblähen? Woher kommt das? Wird die produzierte Energiemenge im Kern etwa größer? Und wenn ja, warum wurde sie nicht schon viel früher größer?

Gruß
Mac

tomS hat geschrieben:Fragen: bestimmt diese Frequenz auch die Farbe?

Na du kannst Fragen stellen.

Ich würd mal sagen ja. Frequenz = Farbe
Weiß doch jedes Kind.

Wobei.. fällt mir ein...
Wenn ich z.B. eine rote Strahlungsquelle habe und die leuchtet nur ganz schwach (=wenige Photonen), dann sehe ich die Quelle auch nur blaß-dunkelrot. Und wenn die Strahlungsquelle einen extrem hohen Output im roten Licht hat (also ganz ganz viele Photonen), sehe ich die Quelle dann weiß?
Was ist roter als rot?

Und nein, ich stell mich nicht dumm. Ich weiß die Antwort wirklich nicht.

Gruß
Mac

Ich denke,wenn das Frequenzmaximum gut innerhalb des optischen Spektrums liegt, dann wird das schon so sein; wenn Sterne aber sehr kühl werden (rote Riesen ?) oder extrem heiß (blaue Überriesen), dann liegt ein nicht geringer Teil der abgestrahlten Leistung außerhalb des sichtbaren Spektrums; evtl. ändert das etwas an unserem Farbeindruck bzw. der Zuverlässigkeit.

Guter Einwand Tom.

Du meinst also, wenn ich einen Stern schwach-blau sehe, dann könnte es
entweder ein "echter" Blauer sein und dafür weit weg
oder aber
ein schon fast ultravioletter, der nur noch wenig blau leuchtet. Dafür aber näher dran ist.

Sowas in der Art?

Gruß
Mac

Unabhängig von der Entfernung.

Es könnte sein, dass die Relation "optischer Farbeindruck" - Temperatur nicht mehr passt. Solange aber das Frequenzmaximum innerhalb des sichtbaren Bereiches liegt, ist es ja eindeutig.

Ein Spektrometer macht das aber sicher alles richtig.

Jup, tensor. Grundsätzlich ist mir das klar, wie das im Inneren nach dem Wasserstofbrennen weitergeht. Hab ja schließlich alle Folgen Harald Lesch geguckt!

Aber wie kommt es zu dieser Steigerung des Outputs und warum passiert das nicht schon früher?

Gruß
Mac

Spektralklassen, Temperaturen, Farben: http://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_classification

Ich will dem Fachmann eigentlich nicht widersprechen.
Aber ich meine gehört zu haben, dass die meiste Energie bei der Fusion von Wasserstoff zu Helium frei wird. Und je schwerer die Atomkerne werden, umso ineffizienter wird die Energieausbeute, solange bis eben beim Eisen grade noch so ein bisschen was frei wird. Und darüber müsste man dann umso mehr Energie reinstecken, je schwerer die Kerne werden.

Ist das dann nicht ein Widerspruch?

Bei Wikipedia steht nur:

Wikipedia hat geschrieben:Nach Ende des Wasserstoffbrennens im Kern setzt die Kernfusion aus und der Kern sackt in sich zusammen. Unmittelbar darauf folgt das Heliumbrennen und zeitgleich in der äußeren Schale des Sterns das Wasserstoffbrennen. Damit ist eine Temperaturerhöhung verbunden, die zu einer schnellen Ausdehnung der äußeren Gasschichten auf mehrere 100 Sonnenradien führt.

Warum die Temperaturerhöhung (das Heliumbrennen müsste doch eigentlich weniger Energie liefern) und warum erst dann und nicht schon früher?

Gruß
Mac

Ich könnte mir vorstellen, dass es daran liegt, dass die aktive Fusionszone nach außen wandert.

Das Wasserstoffbrennen findet ja tief im Inneren der Sonne statt. Bei ca. 6000° an der Oberfläche und in den oberen Schichten und bei geringem Druck erfolgt sicher noch kein (wenig) Wasserstoffbrennen.

Es könnte auch sein, dass beim Heliumbrennen usw. schwerer "Asche entsteht". Beim Wasserstoffbrennen entsteht als Sonnenwind ja (neben Licht :_) praktisch nur Elektronen, Protonen und Neutronen, bei schwerern Elementen dagegen evtl. auch schwerer Alpha-Teilchen bzw. Kerne, die die immer noch leichtere Hülle stärker nach außen treiben.

Müssen wir mal nachforschen ...

Warum den immer in fremden Gewässern fischen?
Wir haben doch(dank Werner)alles da.

Die Geburt eines Sterns dauert etwa 1 Million Jahre. Nach dem Durchleben einer unruhigen Anfangsphase kann ein Stern, wenn seine Masse nicht größer als 1,4 Sonnenmassen ist, für einen Zeitraum von rund 8 Milliarden Jahren als Hauptreihenstern ohne nennenswerte Störungen existieren. Danach ist der Wasserstoffvorrat im Kern aufgebraucht und es beginnt nun die Kernverschmelzung des im vorangehenden Leben erzeugten Heliums.

Zuvor wird sich der Kern aber verdichten, weil durch den nachlassenden Strahlungs- und Gasdruck nun die Gravitation überwiegt. Sie ist stets nach innen gerichtet und presst die Materie im Zentrum immer weiter zusammen, wodurch die Temperatur stetig ansteigt, bis schließlich das Helium fusioniert wird. Ist dieses verbraucht, beginnt das Kohlenstoffbrennen, der "Asche" aus der Heliumfusion. Nach und nach werden so immer schwerere Elemente ausgebrütet, bis der Kern bei sehr massiven Sternen zum Schluss nur noch aus Eisen besteht. Diese Prozesse sind abhängig von der Sternmasse, bei einem Zwergstern wie unserer Sonne ist das Ende erreicht, wenn der Kern nur noch aus Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. Weitere Fusionen sind dann nicht mehr möglich, denn die Gravitation des Sterns reicht nicht mehr aus, um den Kern durch das Zusammenpressen entsprechend aufzuheizen.

Mit dem Ende des Wasserstoffbrennens im Kern (es wird nur noch Wasserstoff in einer den Kern umgebenden dünnen Schale fusioniert) wird auch weniger Energie freigesetzt. Das führt dazu, dass jetzt die Gravitation den Kern immer weiter kontrahieren lässt, wodurch dieser sich enorm aufheizt. Daraus resultiert letzten Endes ein Aufblähen des Sterns auf riesige Abmessungen, was wiederum eine Abkühlung der äußeren Hülle zur Folge hat. Der Stern wird zu einem Roten Riesen. Unserer Sonne ist dieses Schicksal natürlich auch beschieden und sie wird eines fernen Tages die inneren Planeten, vielleicht auch die Erde, verdampfen.


http://abenteuer-universum.de/stersterne/weizw.html