Stern|entwicklung, die fortschreitende, nicht periodische Änderung des inneren Aufbaus eines Sterns

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Sternentstehung, Vorhauptreihenentwicklung

Voraussetzungen: Sterne entstehen aus interstellarer Materie, wenn in einem Gebiet die Masse einen kritischen Wert (Jeans-Masse, nach J. Jeans) überschreitet, sodass die Eigengravitation größer wird, als es die stabilisierenden Kräfte sind, und das Gebiet zu kontrahieren beginnt. Stabilisierend wirken v. a. der Gasdruck (Druck), aber auch Turbulenzen, der magnetische Druck (Magnetohydrodynamik) sowie Zentrifugalkräfte. Die Neigung zur Instabilität wächst mit zunehmender Dichte und sinkender Temperatur. Wegen der meist geringen Dichten im interstellaren Medium

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Hauptreihenstadium

Neu entstandene Sterne sind chemisch homogen. Ihre Zusammensetzung ist zunächst weitgehend gleich: Sie bestehen v. a. aus Wasserstoff und Helium, die Häufigkeit der anderen Elemente

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Nachhauptreihenentwicklung massearmer Sterne

Kontraktion: Da die Temperaturen im Sterninnern nicht für das Heliumbrennen (Drei-Alpha-Prozess) ausreichen, beginnt der Stern zu kontrahieren. Der steigende Druck lässt das Gas im Heliumkern in den entarteten Zustand übergehen. Hat der Stern mehr als etwa 0,26 Sonnenmassen, erhitzt sich sein Inneres so weit, dass am Rande des aus Helium bestehenden Sternkerns das Wasserstoffbrennen zündet (»Wasserstoffschalenbrennen«). Die

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Nachhauptreihenentwicklung massereicher Sterne

Entwicklung zum Weißen Zwerg: Während des Wasserstoffschalenbrennens wandern die massereicheren Sterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm praktisch waagerecht von der Hauptreihe weg in das Gebiet der Roten Überriesen, wo die Temperatur in dem kontrahierenden nicht entarteten Heliumkern so weit

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Werke

Weiterführende Literatur:

A. Weiss: Sterne. Was ihr Licht über die Materie
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Quellenangabe
Brockhaus, Sternentwicklung. http://brockhaus.de/ecs/enzy/article/sternentwicklung