Stellare Kernfusion: Das Kohlenstoffbrennen
Beträgt die Masse eines Sterns mindestens 4 Sonnenmassen, setzt bei hohen Temperaturen die Fusion von Kohlenstoff ein.
Formelsammlung für Sternphysik
Wichtige und interessante Formeln zu Entstehung und Leben von Sternen
Von Helium zu Kohlenstoff: Der Drei-Alpha-Prozess
In den späten Phasen seiner Entwicklung kann ein Stern eine weitere Energiequelle erschließen: Die Fusion von Helium zu Kohlenstoff.
Von Wasserstoff zu Helium: Die pp-Kette
Für Sterne der Hauptreihe ist die pp-Kette der wichtigste Mechanismus zur Energiegewinnung. Mit ihr werden Wasserstoffkerne zu Helium fusioniert.
Hintergründe zu den Linien der Spektralklassen
Je nach Spektralklasse unterscheiden sich die Spektren von Sternen in ihrer Intensität und im Vorkommen von Spektrallinien. Geschuldet ist dies den physikalischen Bedingungen in den Sternen.
Stellare Kernfusion: Das Wasserstoffbrennen
Die Energiequelle, die einen Stern im Gleichgewicht hält, ist die stellare Kernfusion. Sterne der Hauptreihe gewinnen ihre Energie überwiegend aus der Fusion von Wasserstoff zu Helium.
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Von Wasserstoff zu Helium: Der CNO-Zyklus
Der Bethe-Weizsäcker-Zyklus oder CNO-Zyklus fusioniert Wasserstoff zu Helium und tritt vor allem in massereichen Sternen auf.
Spektralklassen von Sternen und das System dahinter
Neben seiner Leuchtkraftklasse kann ein Stern auch durch seinen Spektraltyp klassifiziert werden. Er gibt Auskunft über die Oberflächentemperatur des Sterns.
Doppelsterne und ihre verschiedenen Typen
Die Mehrheit der Sterne sind Teil eines Doppel- oder Mehrfachsystems und umkreisen ihren Partner in unterschiedlichen Abständen. Man unterscheidet zwischen mehreren Typen von Doppelsternen.
Spektroskopie: Wie Spektrallinien zustande kommen
In der Astrophysik werden Sterne anhand ihres Lichts analysiert und charakterisiert. Das wichtigste Hilfsmittel hierfür ist die Spektroskopie.
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