Gibt es eine maximale Größe für Planeten/Sterne?



Newsletter Neues aus der Forschung.

Wichtige Links


Zum Zentrum hin stellen sich jedoch deutlich kürzere Umlaufzeiten ein. Darüber hinaus stehen sie im galaktischen Zentrum deutlich dichter als in den Randbereichen. Die längste Liste von bekannten Sternen, der Tycho-Katalog [2] , zählt 2. Er ist das Ergebnis der Hipparcos -Satellitenmission und deren systematischer Durchmusterung des Himmels. Die Nachfolgemission zu Hipparcos ist die Gaia -Satellitenmission. Dieser Satellit sammelt seit Daten und soll den bestehenden Datensatz erheblich erweitern.

Die wichtigsten nennt man fundamentale Parameter. Die Oberflächentemperatur, die Schwerebeschleunigung und die Häufigkeit der chemischen Elemente an der Sternoberfläche lassen sich unmittelbar aus dem Sternspektrum ermitteln.

Ist die Entfernung eines Sterns bekannt, beispielsweise durch die Messung seiner Parallaxe , so kann man die Leuchtkraft über die scheinbare Helligkeit berechnen, die durch Fotometrie gemessen wird. Mehr als 99 Prozent aller Sterne lassen sich eindeutig einer Spektralklasse sowie einer Leuchtkraftklasse zuordnen.

Die Tatsache, dass sich fast alle Sterne so einfach einordnen lassen, bedeutet, dass das Erscheinungsbild der Sterne von nur relativ wenigen physikalischen Prinzipien bestimmt wird. Diese Stadien werden im Abschnitt über die Sternentwicklung näher beschrieben. Diese ist meist auch eine Eigenschaft der Umgebung des Sterns, d. Sterne befinden sich meist in Ruhe in ihrer eigenen Umgebung.

Durch zufällige Prozesse wie beispielsweise Sternbegegnungen in dichten Kugelsternhaufen oder mögliche Supernova-Explosionen in ihrer Umgebung können Sterne überdurchschnittliche Eigengeschwindigkeiten erhalten so genannte runaway stars oder Hyperschnellläufer. Die jeweilige Geschwindigkeit geht aber nie über Werte von wenigen hundert Kilometern pro Sekunde hinaus.

Aber auch heute bilden sich noch Sterne. Die typische Sternentstehung verläuft nach folgendem Schema:. Massereiche Sterne entstehen seltener als massearme.

Dies wird beschrieben durch die Ursprüngliche Massenfunktion. Je nach Masse ergeben sich verschiedene Szenarien der Sternentstehung:. Aus einer Globule kann sowohl ein Doppel - oder Mehrfachsternsystem als auch ein einzelner Stern entstehen. Wenn sich Sterne in Gruppen bilden, können aber auch unabhängig voneinander entstandene Sterne durch gegenseitigen Einfang Doppel- oder Mehrfachsternsysteme bilden.

Man schätzt, dass etwa zwei Drittel aller Sterne Bestandteil eines Doppel- oder Mehrfachsternsystems sind. Diese Sterne zählt man zur so genannten Population III, diese Sterne waren zu massereich und somit zu kurzlebig, um bis heute zu existieren. Sterne, die später entstanden sind, enthalten von Anfang an einen gewissen Anteil an schweren Elementen, die in früheren Sterngenerationen durch Kernreaktionen erzeugt wurden und beispielsweise über Supernova-Explosionen die interstellare Materie mit schweren Elementen anreicherten.

Man bezeichnet sie als Sterne der Population I. Sternentstehungsprozesse werden im Infraroten und im Röntgenbereich beobachtet, da diese Spektralbereiche durch die umgebenden Staubwolken kaum absorbiert werden, anders als das sichtbare Licht. Dazu werden Satelliten eingesetzt wie beispielsweise das Röntgenteleskop Chandra. Der weitere Verlauf der Sternentwicklung wird im Wesentlichen durch die Masse bestimmt. Die massereichsten Sterne verbrauchen in nur wenigen hunderttausend Jahren ihren gesamten Brennstoff.

Ihre Strahlungsleistung übertrifft dabei die der Sonne um das Hunderttausendfache oder mehr. Die massenarmen Roten Zwerge entwickeln sich noch wesentlich langsamer. Neben der Masse ist der Anteil an schweren Elementen von Bedeutung.

Neben seinem Einfluss auf die Brenndauer bestimmt er, ob sich beispielsweise Magnetfelder bilden können oder wie stark der Sternwind wird, der zu einem erheblichen Massenverlust im Laufe der Sternentwicklung führen kann. Dies trifft auch auf die Sonne zu, die heute etwa 40 Prozent heller ist als bei ihrer Entstehung. Die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium findet dabei in einem Zentralbereich des Sternes statt, der nur wenige Prozent seines Gesamtvolumens einnimmt, jedoch etwa die Hälfte seiner Masse enthält.

Dort sammeln sich auch die Fusionsprodukte an. Der Energietransport an die Sternoberfläche dauert mehrere hunderttausend Jahre. Er findet über Strahlungstransport , Wärmeleitung oder Konvektion statt. Den Bereich, der die Strahlung in den Weltraum abgibt, nennt man die Sternatmosphäre. Ihre Temperatur beträgt mehrere tausend bis mehrere zehntausend Kelvin.

So weist beispielsweise ein Stern mit 30 Sonnenmassen eine typische Oberflächentemperatur von Bei genügend hoher Temperatur und ausreichend hohem Druck beginnen die beim Wasserstoffbrennen erbrüteten Heliumkerne im Kern des Sterns zu fusionieren. Der erdnächste Stern ist die Sonne. Sterne erscheinen wegen ihrer riesigen Entfernung nur als Lichtpunkte am Himmel, die bei der Abbildung durch das Auge oder Teleskop zu Beugungsscheibchen verschmieren.

Nur die beiden recht nahen Riesensterne Beteigeuze und Mira liegen mit einem scheinbaren Durchmesser von ca. Es hat nichts mit den Leuchteigenschaften der Sterne zu tun. Am irdischen Nachthimmel sind dies maximal , d. Diese Zahl gilt für völlig klare Luft und sinkt durch die industrielle und städtische Lichtverschmutzung oft auf nur —, in den Stadtzentren sogar auf 50— Sterne. Die Astronomie hat in den letzten hundert Jahren zunehmend auf Methoden der Physik zurückgegriffen.

Fast alle Sterne finden sich in Galaxien. Galaxien bestehen aus einigen Millionen bis zu Hunderten von Milliarden Sternen und sind ihrerseits in Galaxienhaufen angeordnet. Zum Zentrum hin stellen sich jedoch deutlich kürzere Umlaufzeiten ein. Darüber hinaus stehen sie im galaktischen Zentrum deutlich dichter als in den Randbereichen.

Die längste Liste von bekannten Sternen, der Tycho-Katalog [2] , zählt 2. Er ist das Ergebnis der Hipparcos -Satellitenmission und deren systematischer Durchmusterung des Himmels. Die Nachfolgemission zu Hipparcos ist die Gaia -Satellitenmission. Dieser Satellit sammelt seit Daten und soll den bestehenden Datensatz erheblich erweitern. Die wichtigsten nennt man fundamentale Parameter.

Die Oberflächentemperatur, die Schwerebeschleunigung und die Häufigkeit der chemischen Elemente an der Sternoberfläche lassen sich unmittelbar aus dem Sternspektrum ermitteln. Ist die Entfernung eines Sterns bekannt, beispielsweise durch die Messung seiner Parallaxe , so kann man die Leuchtkraft über die scheinbare Helligkeit berechnen, die durch Fotometrie gemessen wird.

Mehr als 99 Prozent aller Sterne lassen sich eindeutig einer Spektralklasse sowie einer Leuchtkraftklasse zuordnen. Die Tatsache, dass sich fast alle Sterne so einfach einordnen lassen, bedeutet, dass das Erscheinungsbild der Sterne von nur relativ wenigen physikalischen Prinzipien bestimmt wird.

Diese Stadien werden im Abschnitt über die Sternentwicklung näher beschrieben. Diese ist meist auch eine Eigenschaft der Umgebung des Sterns, d. Sterne befinden sich meist in Ruhe in ihrer eigenen Umgebung. Durch zufällige Prozesse wie beispielsweise Sternbegegnungen in dichten Kugelsternhaufen oder mögliche Supernova-Explosionen in ihrer Umgebung können Sterne überdurchschnittliche Eigengeschwindigkeiten erhalten so genannte runaway stars oder Hyperschnellläufer.

Die jeweilige Geschwindigkeit geht aber nie über Werte von wenigen hundert Kilometern pro Sekunde hinaus. Aber auch heute bilden sich noch Sterne. Die typische Sternentstehung verläuft nach folgendem Schema:.

Massereiche Sterne entstehen seltener als massearme. Dies wird beschrieben durch die Ursprüngliche Massenfunktion. Je nach Masse ergeben sich verschiedene Szenarien der Sternentstehung:. Aus einer Globule kann sowohl ein Doppel - oder Mehrfachsternsystem als auch ein einzelner Stern entstehen. Wenn sich Sterne in Gruppen bilden, können aber auch unabhängig voneinander entstandene Sterne durch gegenseitigen Einfang Doppel- oder Mehrfachsternsysteme bilden.

Man schätzt, dass etwa zwei Drittel aller Sterne Bestandteil eines Doppel- oder Mehrfachsternsystems sind. Diese Sterne zählt man zur so genannten Population III, diese Sterne waren zu massereich und somit zu kurzlebig, um bis heute zu existieren. Sterne, die später entstanden sind, enthalten von Anfang an einen gewissen Anteil an schweren Elementen, die in früheren Sterngenerationen durch Kernreaktionen erzeugt wurden und beispielsweise über Supernova-Explosionen die interstellare Materie mit schweren Elementen anreicherten.

Man bezeichnet sie als Sterne der Population I. Sternentstehungsprozesse werden im Infraroten und im Röntgenbereich beobachtet, da diese Spektralbereiche durch die umgebenden Staubwolken kaum absorbiert werden, anders als das sichtbare Licht. Dazu werden Satelliten eingesetzt wie beispielsweise das Röntgenteleskop Chandra. Der weitere Verlauf der Sternentwicklung wird im Wesentlichen durch die Masse bestimmt. Die massereichsten Sterne verbrauchen in nur wenigen hunderttausend Jahren ihren gesamten Brennstoff.

Ihre Strahlungsleistung übertrifft dabei die der Sonne um das Hunderttausendfache oder mehr. Die massenarmen Roten Zwerge entwickeln sich noch wesentlich langsamer. Neben der Masse ist der Anteil an schweren Elementen von Bedeutung.

Neben seinem Einfluss auf die Brenndauer bestimmt er, ob sich beispielsweise Magnetfelder bilden können oder wie stark der Sternwind wird, der zu einem erheblichen Massenverlust im Laufe der Sternentwicklung führen kann. Video zeigt Räumungsaktion Spezialzug vs. Sonnen sind Gestirne, die im Dunkeln zur Welt kommen.

Die Temperatur in diesen geisterhaften Dunkelwolken beträgt, wenn es hoch kommt, minus Grad Celsius, die Schwaden sind also kaum wärmer als der Weltraum selbst. Und auch ihre Dichte ist anfangs fast so gering wie das Vakuum: Ausgerechnet diese weitverstreuten Gas-Atome sind der Rohstoff, aus dem die Sonnen entstehen.

Dazu kommt es immer dann, wenn die Gas- und Staubwolken an der einen oder anderen Stelle verklumpen. Die Gasteilchen ziehen sich dort gegenseitig an und rasen mit Überschallgeschwindigkeit aufeinander zu. Am Ende kollabiert ein dichter werdender Gasball, die Wasserstoffkerne verschmelzen miteinander - und das Sternenfeuer ist entfacht. So weit die durch Computersimulationen gestützte Theorie - gesehen hat die Zeugung und das Heranwachsen von Sonnen noch niemand. Zum Bedauern der Himmelsforscher laufen all diese Vorgänge weitgehend im Verborgenen ab.

Wie ein schützender Kokon umgeben die Gas- und Staubwolken die heranreifenden Sonnen. Nun unternehmen Astrophysiker einen neuen Anlauf, einen Blick in die Brutstätten der Sonnen zu werfen. Denn selbst die eisigen Dunkelwolken senden für das menschliche Auge unsichtbare Wärmestrahlung aus. Um die Infrarotsignale aufzufangen, kommt das ungewöhnlichste Teleskop der Welt zum Einsatz: Es starrt von einem Flugzeug aus ins All.

Ein Schiebedach im Rumpf wird geöffnet, damit Sofia in die Unendlichkeit blicken kann. Um Turbulenzen und Vibrationen auszugleichen, schwimmt das Teleskop - es wiegt fast so viel wie ein Pottwal - auf einem Ölfilm.

Der Aufwand lässt sich nicht vermeiden.