Vom Sonnensystem zu den Quasaren - UrsusMajor

Vom Sonnensystem zu den Quasaren
Durch den Schrumpfprozess zu Weissen Zwergen wandern diese Objekte nun in die linke
untere Ecke des HR Diagramms. Hier befindet sich sozusagen der „Friedhof“ aller Sterne
mit weniger als ca. 2 Sonnenmassen. Weisse Zwerge haben eine ungeheure Dichte und
sind anfänglich sehr heiss. In diesem Endstadium wird auch unsere Sonne einmal zu einer
Kugel, ungefähr von der Grösse der Erde schrumpfen. Während dieses Vorganges wird ein
Teil der Sternhülle als sog. Planetarischer Nebel abgestossen. Eine Erläuterung dieses Phänomens,
mit mehreren Beobachtungsbeispielen, ist unter 6.5 zu finden. Typischer Vertreter
ist der Ringnebel M57 im Sternbild Leier (6.5.3). Nach mehreren Millionen Jahren verblasst
der weisse Zwerg, wird unsichtbar und dadurch zum Schwarzen Zwerg. Damit verschwindet
er aus dem HR Diagramm.
Eine spektakuläre Ausnahme bilden Weisse Zwerge, welche zusammen mit massereichen
Begleitsternen extrem enge Doppelsternpaare bilden. Diese können so quasi auf dem
„Zweiten Bildungsweg“ doch noch zu einer Supernova werden! Durch ihre ungeheure Dichte
saugen sie dauernd Materie vom Partnerstern ab und vergrössern so kontinuierlich ihre
Masse. Wenn diese ca. 1.4 Sonnenmassen erreicht, explodieren so auch Weisse Zwerge in
einer Supernovaexplosion. Grösser können diese Objekte aus kernphysikalischen Gründen
nicht werden, da ihr Radius sonst gegen Null streben würde.
4.11 B – V Farbindex
Im WinStars Programm und im Karkoschka Atlas
werden die Sternfarben als Messwerte im B – V
Farbindexsystem angegeben. Die Differenz zwischen
kurzwelliger Helligkeit B minus langwelliger
Helligkeit V, bezeichnet man als den Farbindex eines
Sternes. Für den Referenzstern Wega ist diese
Differenz = 0 (Weiss). Bei blauen O bis B Sternen
ist sie negativ. Gelbe-, orange- und rote Sterne haben
zunehmende positive Farbindexwerte.
Für den Durchschnittsamateur bringen diese Zahlen
nur dann etwas, wenn der Zusammenhang mit
den Spektralklassen und dem HR Diagramm ersichtlich
ist. Dieser ist für Hauptreihensterne (V)
und Riesen (III) gemäss nebenstehender Tabelle
festgelegt worden (nach Zimmermann und Weigert
1995). Spezialfälle, wie die unter 6.3 erwähnten
Veränderlichen, weichen allerdings von diesem
Schema ab.
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Spektralklasse Farbindex B-V (mag)
(V) (III)
O5 blau - 0,34 - 0,34
B0 hellblau - 0,30 - 0,29
A0 weiss - 0,02 - 0,02
F0 hellgelb 0,29 0,27
G0 gelb 0,58 0,66
K0 gelborange 0,81 0,99
M0 orange 1,40 1,54
M5 orangerot 1,58 1,75