Zwergstern

Vereinfachte Darstellung eines Hertzsprung-Russell-Diagramms

Unter einem Zwergstern wird in der Astronomie im Allgemeinen ein Hauptreihenstern verstanden. Diese befinden sich nach Yerkes-Klassifikation in der Leuchtkraftklasse V.[1] Hauptreihensterne stellen die bei Weitem zahlreichsten Sterne dar. Im Gegensatz zu anderen Sternen setzen Hauptreihensterne ihre Energie durch die Fusion von Wasserstoff im stellaren Kern frei. Nichthauptreihensterne sind dagegen entwickelte Sterne, deren Wasserstoffvorrat im Kern erschöpft ist. Die Bezeichnung Zwerg ist hierbei relativ zu anderen Sternen desselben Spektraltyps, aber höherer Leuchtkraftklasse (Riesensternen): Betrachtet man Sterne gleicher Effektivtemperatur, so haben Sterne mit höherer Leuchtkraft auch einen größeren Radius.[2] Nach dem jeweiligen Spektraltyp spricht man auch von z. B. gelben Zwergen (etwa bei der Sonne) oder von roten Zwergen.

Weitere stellare und substellare Objekte in der Astronomie führen „Zwerg“ im Namen, sind aber keine Hauptreihensterne und werden daher nicht zu den eigentlichen Zwergsternen gezählt:

  • Weiße Zwerge sind Sternüberreste, in denen die Kernfusion erloschen ist und die aufgrund ihrer Restwärme und der Erwärmung während der finalen Kontraktionsphase des Sterns (nach dem Versiegen des inneren Strahlungsdrucks), die zur Entstehung des Weißen Zwergs führt[3], Oberflächentemperaturen von 100.000 K und darüber aufweisen können. Sie haben einen Durchmesser von etwa 0.9 bis 2.2 Erdradien, aber eine Masse von 0.2 bis 1.4 Sonnenmassen, was eine extrem hohe Dichte der Materie Weißer Zwerge bedeutet.[4] Dabei ist (aufgrund der Entartungszustände im Inneren dieser Sternüberreste) der Radius kleiner, je größer die Masse des Weißen Zwergs ist.[5] Im weiteren Verlauf kühlt ein Weißer Zwerg ab und wird leuchtschwächer, bis er sich nach einigen zehn Milliarden Jahren zu einem Schwarzen Zwerg entwickelt hat. Diese Objekte sind aufgrund der langen Dauer dieses Abkühlungsprozesses bislang hypothetisch, d. h., es ist kein Vertreter beobachtet worden.[6]
  • Braune Zwerge sind substellare Objekte, die sich wie Sterne aus dichten Molekülwolken bilden, aber dabei nicht die notwendige Masse erreichen, um die Wasserstofffusion im Kern zu zünden. Sie können allerdings mit der der Deuteriumfusion beginnen.[7]

Einzelnachweise

  1. ↑ Hans-Heinrich Voigt, Hermann-Josef Röser, Werner Tscharnuter: Abriss der Astronomie. 6. Auflage. Wiley-VCH, Weinheim 2012, ISBN 978-3-527-40736-1, S. 310 (eingeschränkte Vorschau in der Google-Buchsuche).
  2. ↑ Effektivtemperatur. In: Lexikon der Astronomie. Spektrum, abgerufen am 17. Februar 2021.
  3. ↑ 23.1 The Death of Low-Mass Stars - Astronomy | OpenStax. Abgerufen am 15. Januar 2023 (englisch).
  4. ↑ Voigt, Röser, Tscharnuter, S. 566–568
  5. ↑ Adam Burrows: WHITE DWARFS (DEGENERATE DWARFS). In: Princeton University. Abgerufen am 15. Januar 2023 (englisch).
  6. ↑ R. F. Jameson, M. R. Sherrington, and A. R. Giles: A failed search for black dwarfs as companions to nearby stars. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 205, Oktober 1983, S. 39–41, doi:10.1093/mnras/205.1.39P, bibcode:1983MNRAS.205P..39J.
  7. ↑ Arnold Hanslmeier: Einführung in Astronomie und Astrophysik. Springer, Heidelberg 2014, ISBN 978-3-642-37699-3, S. 389 (eingeschränkte Vorschau in der Google-Buchsuche).

Siehe auch

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This is an example of a Hertzsprung-Russell diagram; a plot of luminosity versus spectral class for a group of stars. The diagonal band labelled "main sequence" is where dwarf stars such as the Sun spend most of their active lifespan. Red giants and supergiants are evolved stars with a mass greater than a red dwarf, that are burning elements heavier than hydrogen. However, White Dwarfs are quite dense, non-luminous, but are still less in mass than supergiants. Once this supply of fuel is exhausted, these stars will migrate to the lower left on this diagram, becoming white dwarfs.