Sterne - Entwicklungsstufen und Zustandsgrößen

2.5.1 Weiße Zwerge 2.5.2 Supernova 2.5.3 Neutronensterne 2.5.4 Schwarze Löcher	Startseite / Endstadien
2.5.1 Weiße Zwerge Ob sich ein Stern zu einem Zwerg oder einem anderen kosmischen Objekt entwickelt hängt von seiner Masse und seinem Radius ab. Liegt die Masse eines Sterns unter dem Chandrasekharschen Grenzwert, so stößt er seine Wasserstoff – Helium – Schale in Form eines planetarischen Nebels ab und übrig bleibt ein hochverdichteter Kohlenstoff - Sauerstoff – Kern. Da dieses Gebilde nunmehr seine Energie nicht mehr durch Kernfusion gewinnen kann, ist die Strahlung die wir beobachten nur mit seiner hohen Temperatur zu begründen. Die Gravitation spielt im Fall der Zwerge eher eine untergeordnete Rolle, da die Dichte dieses Sterns so hoch ist, dass der innere Druck auch ohne Fusionsreaktionen ausreicht, um einem Gravitationskollaps entgegen zu wirken. Im Laufe der Jahre kühlt der anfangs sehr heiße Zwerg immer mehr aus und wird bewegt sich nach und nach auf das Stadium eines Schwarze Zwerges zu. Wenn ein Stern sein Ende auf diesem Weg findet, bleibt er als kühler, stark komprimierter CO-Kern zurück. Zahlreiche Beobachtungen belegen die theoretische Existenz von Zwergensternen, eines der besten Beispiele hierfür ist ein Zwerg, der um den Sirius kreist. 2.5.1.1 Chandrasekharscher Grenzwert Erforscht wurde diese Masse von dem indischen Physiker Subrahmanyan Chandrasekhar. Wenn die Masse eines Sterns unter diese Grenze fällt, so kommt es zu einem kontrollierten Absterben dieses. Chandraseklharscher Grenzwert ist die mittlere Masse pro freiem Teilchen Da in einem Weißen Zwerg meistens zwei Nuklide vorliegen, das heißt, ein Proton und eine Neutron beträgt . Auch Sterne mit größeren Massen, bis zu acht Sonnenmassen, können noch ins Zwergenstadium gelangen, da sie durch die Abstoßung ihrer Hülle genügend Masse verlieren, um unter den beschriebenen Grenzwert zu gelangen.

2.5.1 Weiße Zwerge

Ob sich ein Stern zu einem Zwerg oder einem anderen kosmischen Objekt entwickelt hängt von seiner Masse und seinem Radius ab. Liegt die Masse eines Sterns unter dem Chandrasekharschen Grenzwert, so stößt er seine Wasserstoff – Helium – Schale in Form eines planetarischen Nebels ab und übrig bleibt ein hochverdichteter Kohlenstoff - Sauerstoff – Kern. Da dieses Gebilde nunmehr seine Energie nicht mehr durch Kernfusion gewinnen kann, ist die Strahlung die wir beobachten nur mit seiner hohen Temperatur zu begründen. Die Gravitation spielt im Fall der Zwerge eher eine untergeordnete Rolle, da die Dichte dieses Sterns so hoch ist, dass der innere Druck auch ohne Fusionsreaktionen ausreicht, um einem Gravitationskollaps entgegen zu wirken. Im Laufe der Jahre kühlt der anfangs sehr heiße Zwerg immer mehr aus und wird bewegt sich nach und nach auf das Stadium eines Schwarze Zwerges zu. Wenn ein Stern sein Ende auf diesem Weg findet, bleibt er als kühler, stark komprimierter CO-Kern zurück. Zahlreiche Beobachtungen belegen die theoretische Existenz von Zwergensternen, eines der besten Beispiele hierfür ist ein Zwerg, der um den Sirius kreist.

2.5.1.1 Chandrasekharscher Grenzwert

Erforscht wurde diese Masse von dem indischen Physiker Subrahmanyan Chandrasekhar. Wenn die Masse eines Sterns unter diese Grenze fällt, so kommt es zu einem kontrollierten Absterben dieses.

Chandraseklharscher Grenzwert

ist die mittlere Masse pro freiem Teilchen

Da in einem Weißen Zwerg meistens zwei Nuklide vorliegen, das heißt, ein Proton und eine Neutron beträgt . Auch Sterne mit größeren Massen, bis zu acht Sonnenmassen, können noch ins Zwergenstadium gelangen, da sie durch die Abstoßung ihrer Hülle genügend Masse verlieren, um unter den beschriebenen Grenzwert zu gelangen.