Warum stehen drei Zahlen (0,08, 8 und 25 M☉)?

Bei etwa 0,08 M☉ trennt man Braune Zwerge von Sternen mit Wasserstoffbrennen. Bei etwa 8 M☉ liegt die in Lehrbüchern übliche untere Grenze der Kernkollaps-Supernovae mit Eisenkern. Bei etwa 25 M☉ steht eine konventionelle Grenze zwischen Rest Neutronenstern und Schwarzem Loch; reale Modelle hängen von Wind, Rotation und Doppelsternwechselwirkung ab.

Wo ist der asymptotische Riesenast?

Der Übersicht halber ist er mit dem „roten Riesen“ zusammengefasst. Sterne mittlerer Masse durchlaufen den asymptotischen Riesenast vor dem Stadium des planetarischen Nebels.

Sternentwicklung

Von der Molekülwolke über die Hauptreihe zum Riesen oder zur Supernova; der Rest ist Weißer Zwerg, Neutronenstern oder Schwarzes Loch (Schema nach der Masse).

Zum Modell

Die Sternentwicklung eines Einzelsterns verzweigt sich nach der Anfangsmasse: Kollaps einer Molekülwolke, Protostern, Wasserstoffbrennen im Kern auf der Hauptreihe, danach die Stadien nach der Hauptreihe. Unterhalb von etwa 0,08 M☉ gibt es kein dauerhaftes Wasserstoffbrennen — ein Brauner Zwerg. Sterne bis etwa 8 M☉ stoßen die Hülle ab und hinterlassen einen Weißen Zwerg. Massereichere können als Kernkollaps-Supernova explodieren; der Rest ist ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch, je nach Kernmasse, Massenverlust und Metallizität. Die Schwellen sind Lehrwerte, kein bestimmtes Evolutionsgitter.

Für wen: Einführung Astrophysik: Sternentwicklung; zum Hertzsprung-Russell-Diagramm und zur Bindungsenergie der Kerne.

Wichtige Begriffe

hauptreihe
planetarischer nebel
weißer zwerg
supernova
neutronenstern
schwarzes loch

So funktioniert es

Die Sternentwicklung hängt zuerst von der Anfangsmasse ab. Eine Molekülwolke verdichtet sich zum Protostern, dann tritt der Stern auf die Hauptreihe, wo im Kern Wasserstoff fusioniert. Nach dem Verbrauch des zentralen Wasserstoffs dehnen sich Sterne kleiner und mittlerer Masse zu Riesen aus, stoßen Hüllen als planetarische Nebel ab und hinterlassen Weiße Zwerge. Oberhalb von etwa 8 M☉ kann der Stern als Supernova vom Typ II enden; der kompakte Rest ist ein Neutronenstern oder, bei den massereichsten Kernen, ein Schwarzes Loch. Die angegebenen Schwellen sind schematisch — Metallizität, Rotation und Wechselwirkung im Doppelstern ändern das Bild.

Wichtige Gleichungen

M_min (H-Brennen) ~ 0.08 M☉ (darunter: Brauner Zwerg)

Kernkollaps-Supernova: typische untere Grenze ~ 8 M☉ (unsicher)

Häufige Fragen

Warum stehen drei Zahlen (0,08, 8 und 25 M☉)?: Bei etwa 0,08 M☉ trennt man Braune Zwerge von Sternen mit Wasserstoffbrennen. Bei etwa 8 M☉ liegt die in Lehrbüchern übliche untere Grenze der Kernkollaps-Supernovae mit Eisenkern. Bei etwa 25 M☉ steht eine konventionelle Grenze zwischen Rest Neutronenstern und Schwarzem Loch; reale Modelle hängen von Wind, Rotation und Doppelsternwechselwirkung ab.
Wo ist der asymptotische Riesenast?: Der Übersicht halber ist er mit dem „roten Riesen“ zusammengefasst. Sterne mittlerer Masse durchlaufen den asymptotischen Riesenast vor dem Stadium des planetarischen Nebels.

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