Diskussion:Stern/Archiv/1

message: Der Artikel wurde nach Vorschlag im Portal:Astronomie und Diskussion als  Kandidat für einen exzellenten Artikel erweitert.
*pro: Astrophysikalisches Thema von einiger Komplexitaet, trotzdem noch verstaendlich. --Rivi 14:27, 6. Apr 2004 (CEST)
replies: text: Es hat sich inzwischen einiges getan, aber ich habe immer noch Magenschmerzen angesichts der vielen stilistischen Problemstellen. Was auch inhaltlich eigentlich noch völlig fehlt, ist eine Darstellung der inneren Struktur von Sternen (Temperaturprofil, Substanz- und Dichteverteilung (reicht über viele Zehnerpotenzen!), Schalenstruktur, Konvektionszonen, Strahlungstransport (dauert ewig!),  evtl. auch Koronaphänomene (extreme Temperaturen), Magnetfeldzyklen, Sonnenflecken).  Da gibt's doch neben H-, He- und C-Brennen noch 2 bis 3 weitere wichtige Reaktionstypen mit dramatisch abnehmenden Brenndauern. Lauter spannende Themen. Der Begriff Nova taucht nur in Supernova auf. Auch wenigstens eine Aufzählung der wichtigsten Typen veränderlicher Sterne sollte da sein (Cepheiden und ihre Rolle!). Hm.  --Wolfgangbeyer 01:52, 1. Mai 2004 (CEST)
replies: text: neutral: Nehme mir vor, noch etwas dran zu basteln. 3 Tage habe ich ja noch ;-) --Wolfgangbeyer 17:32, 3. Mai 2004 (CEST)

text:  pro: Inzwischen wurden fast alle hiesigen Einwände behoben. Ein kulturgeschichtlicher Teil fehlt zwar noch immer, aber ich denke, er kann trotzdem schon mal als exzellent durchgehen. --Wolfgangbeyer 23:26, 4. Mai 2004 (CEST)
thread_title:  Exzellent-Diskussion: [[Stern]] 6. April 2004 

message: Der Artikel gefällt mir sehr gut, aber mir sind einige Punkte nicht ganz klar:
*Zustandsgrößen:
**Rotationsgeschwindigkeit dürfte auch direkt gemessen werden können
**Leuchtkraft: durch die Photometrie wird nur die scheinbare Helligkeit bestimmt
**Entfernung geht in die weiteren Berechnungen ein - sollte das nicht erwähnt werden?
*Sternentstehung:
**entsteht aus einer Globule nur ein Stern - oder hat auch ein Mehrfachsystem seinen Ursprung in einer gemeinsamen Globule
**Nach Beginn des Wasserstoffbrennens steht fest ob's Einzel-/Mehrfachsterne sind: In Sternentstehungsgebieten dürften Sternbegegnungen sehr häufig sein - gibt es da keine Einfangprozesse?
*Sternentwicklung:
**"Anteil der Nichtwasserstoffelemente im Stern von Bedeutung" - warum?
**Der Punkt 'massearme Sterne' dürfte zwar inhaltlich o.K. sein, aber er klingt noch etwas konfus
Bis auf die Anmerkungen ist der Artikel aber sehr gut geschrieben - macht weiter so. -- srb 00:57, 1. Apr 2004 (CEST)
replies: text: Sieht gut aus. Mir fehlt jetzt eigentlich nur noch die Bedeutung des Metallanteils in der Sternentwicklung. Sie wird am Anfang des Abschnitts angesprochen - aber dann nicht mehr erwähnt. -- srb 14:51, 2. Apr 2004 (CEST)

text: PS Nur mal 'ne Frage am Rande: mit bloßem Auge 4000-5000 Sterne beobachtbar. Gilt das schon für normale ländliche Gebiete, oder muß man da bereits in abgelegene Regionen? Ich war nämlich bisher zu faul nachzuzählen ;-) -- srb 14:57, 2. Apr 2004 (CEST)
replies: text: Entstehung fehlt noch, aber das ict nicht wirklich mein Lieblingsgebiet. Vielleicht naechste Woche. Vor allem muss man fuer die Sterne je ein Jahr auf der Sued- und Nordhalbkugel verbringen. Fuer den sternreichsten Himmel empfehle ich aber den Sueden in Mai bis Juni, wenn dort die Carina-Gegend und das Zentrum hoch am Himmel stehen. --Rivi 15:16, 2. Apr 2004 (CEST)
thread_title:  Thread 1 

message: Im Aritkel gibt es zwei Grenzen zwischen massearmen und massereichen Sternen: 2,3 Sonnenmassen und 1,44 Sonnenmassen. Es wäre schön, wenn dies Unstimmigkeit behoben werden könnte. (von Anonymus)
:Genaugenommen gibt es sogar 3 Grenzen, die 8 Sonnenmassen bei der Entstehung sind auch noch so eine Grenze ;-)
:Aber hier handelt es sich nicht um "Unstimmigkeiten", sondern einfach nur um die jeweiligen Grenzen bei den verschiedenen relevanten Schritten der Sternentwicklung:
:* mehr als 8 Sonnenmassen wichtig bei der Entstehung
:* mehr als 2,3 Sonnenmassen wichtig beim Verlassen der Hauptreihe
:* mehr als 1,44 Sonnenmassen wichtig beim "Sterben" des Sterns
:Die Begrifflichkeit massearm/massereich ist auch weniger als klare Definition eines wissenschaftlichen Terminus anzusehen, sondern dient im jeweiligen Kontext nur zur leichteren Unterscheidung der für die einzelnen Entwicklungsstufen relevanten Massen. M.E. liegt im Artikel eine klare Trennung zwischen diesen Entwicklungen mit den unterschiedlichen Massengrenzen vor, so dass eigentlich keine "Verwechslungsgefahr" besteht. -- srb 19:17, 26. Apr 2004 (CEST)
thread_title:  Unstimmigkeit bei der Grenze zwischen massearmen und massereichen Sternen 

message: Bei der Überarbeitung der ersten Artikelhälfte bin ich auf ein paar Probleme gestoßen:
*Das SOHO-Bild der Sonne ist sicher nicht im Sichtbaren aufgenommen. Wir sollten den Wellenlängenbereich erwähnen, denn ein Laie erkennt da nicht die ihm vertraute Sonne. Vielleicht wäre auch ein Bild im Sichtbaren z. B. mit Flecken besser? Schwer zu sagen.
*Ist die Schätzung von 7 x 1022 Sternen im Universum aktuell? Habe die mir bekannte die Schätzung von 1011 Galaxien im Universum erwähnt. Das würde im Mittel 7 x 1011 Sterne pro Galaxis bedeuten. Scheint mir etwas viel zu sein. Vielleicht hat jemand stimmigere Zahlen.
**Die Zahl ist aus der engl. WP. Man sagt, eine durchschnittlichen Galaxie habe 100 Milliarden Sonnen. In so fern sollte es, basierend auf beiden Schaetzungen, 1e22 sein. Ich halte es aber eher fuer PR, dass beide Zahlen gleich gross und huebsch rund sind. Ich denke 7e22 ist ein genau so realisctischer Wert wie 1e22, man weiss es einfach nicht so genau.
*Der Abschnittstitel Physik der Sterne hielt meiner Ansicht nach nicht, was er versprach. Hoffe, die Umbenennung ist ok.
*Habe auch die Reihenfolge der Zustandgrößen etwas mehr nach Relevanz sortiert. War mir nicht so ganz sicher. Ok so?
**Mit den wenigsten Annahmen, und deswegen auch am genauesten bestimmbar sind Temperatur und Schwerebeschleunigung, danach Leuchtkraft. In diesem Sinne gehoeren sie wirklich an den Anfang der Liste.
***Aber ist denn die Genauigkeit der Messbarkeit in diesem Artikel das angemessene Sortierkriterium? Ich will doch in erster Linie mal wissen, was für ein Ding habe ich da eigentlich vor mir. Und da würde ich die Masse, die ja Typ und Geschichte weitgehend bestimmt und sich nur wenig verändert, als das zentrale ansehen. Und dann vielleicht Radius (10.000 km oder 100.000.000 km ist ja eine entscheidende Information für die Vorstellung des Lesers) oder auch Temperatur (Leistungsumsatz). Deine Reihenfolge ist eher aus der Sicht des messenden und rechnenden Astronomen angemessen, aber aus der Sicht eines Wikipedia-Lesers? --Wolfgangbeyer 17:04, 2. Mai 2004 (CEST)
thread_title:  Probleme in erster Artikelhälfte 

message: * Was heißt Mehr als 99 Prozent aller Sterne lassen sich ... eindeutig einer Spektralklasse sowie einer Leuchtkraftklasse zuordnen. Das heißt doch nur, dass sie in dem dargestellten Linienfeld im Farben-Helligkeits-Diagramm liegen. Da gibt es doch sicher fließende Übergange und keine duzende von scharf abgegrenzten Gruppen, wie es diese Formulierung suggeriert. Oder?
**Innerhalb des Schemas sind die Uebergaenge fliessend. Aber es sind nicht alle Sterne innerhalb: Mit den Methoden der Klassifikation lassen sich fast alle Sterne klassifizieren, einige nicht. Es ist nur eine Anwendung der Klassen ist es, dass sie sich ins HRD einsortieren lassen. Die nicht nach diesem Schema klassifizerbaren lassen sich natuerlich auch ins HRD einsortieren, aber 1. ist dazu individuelle Analyse noetig und 2. stehen sie oft nicht dort, wo sich die normalen Spektraltypen hinsortieren lassen. Zwar ist manchmal das Spektrum nur durch Dopplesternigkeit oder aehnliches verfaelscht, dann waere der Einwand gerechtfertigt, aber es gibt auch echte pekuliare Sterne, die man ohne genaues hinsehen nur falsch oder gar nicht einsortieren kann. Kurz: Das eigentlich sehr begrenzte Scheme der Klassifikation deckt nicht alle vorkommenden Sterne ab, aber erstaunlicherweise doch schon die allermeisten. Es gibt unzaehlige Erweiterungen, die das Klassifikationsschema aufblaehen, aber fuer einige davon kann ich die Sterne, die so klassifiziert gehoeren, an den Fingern abzaehlen --Rivi 08:27, 4. Mai 2004 (CEST)
thread_title:  Habe noch ein paar Fragen bzw. Anregungen 

message: "Aus dieser Akkretionsscheibe können Planeten, die Exoplaneten, entstehen, beziehungsweise bei ausreichend großem Drehimpuls die beiden Komponenten eines Doppelsternensystems." - Mein Wissensstand ist eigentlich, dass der Mechanismus, der zu Doppelsternen und Planetensystemen führt noch nicht verstanden ist. Ist das mit dem "hohen Drehimpuls" mittlerweile abgesichert? -- srb 17:49, 7. Mai 2004 (CEST)
replies: text: Um ganz offen zu sein: keine Ahnung. Denke auch, dass es noch reichlich offen ist, was wann ensteht. --Rivi 19:13, 7. Mai 2004 (CEST)
thread_title:  Doppelstern - Drehimpuls? 

message: * Hallo Rivi. Möchte noch mal auf den Satz Mehr als 99 Prozent aller Sterne lassen sich ... eindeutig einer Spektralklasse sowie einer Leuchtkraftklasse zuordnen zurückkommen. Habe Deine Antwort vom 4. Mai 04 nicht verstanden. Wenn Spektralklassen und Leuchtkraftklassen einfach durch das Schachbrettraster, das im dargestellten Farben-Helligkeits-Diagramm zu sehen ist, definiert sind, dann ist es doch trivial, dass alle Sterne zugeordnet werden können, außer das Schachbrettmuster ist begrenzt. Im Bild sieht's für mich so aus als würden die weißen Zwerge außerhalb stehen. Ich könnte verstehen, wenn jemand sagt, dass die Sterne im HRD Cluster (Hauptreihe, rote Riesen, ...) bilden, derart dass 99% der Sterne einem solchen Cluster zugeordnet werden können. Vielleicht könnte man diese Passage für den Leser verständlicher formulieren. Ich kann's leider nicht, weil ich's selber nicht verstehe ;-).
::Bei Gelegenheit. Die Klassen sind nicht durch das HRD definiert, sondern nur durch phaenomenologische Vergleiche des Spektrums mit einem Satz als Standard definierter Vergleichsspektren. Erst spaeter kam man drauf, dass  in einem Diagramm Spektraltyp und absolute Helligkeit gegeneinander aufgetragen Gruppen bilden. Daher auch die komische Reihenfolge (OBAFGKM), die war mal urpspruenglich alphabetisch, bis man sie umsortiert hat (und Zwischengruppen weggelassen), weil man begann die Physik zu verstehen. Weisse Zwerge stehen tatsaechlich ausserhalb der urpruenglichen Klassifikation, weil man diese schon um 1900 einfuehrte. --Rivi 08:12, 21. Mai 2004 (CEST)
replies: text: Naechste Woche vielleicht, aber im Kopf wuesste ich nicht, wo ich so was finden sollte. Das Hauptproblem ist, das in der Entwicklungsrechnung der Radius normalerweise durch eine Massenkoordinate ersetzt wird, naemlicch wieviel Prozent der Masse sich innerhalb befinden. Dadurch geht man allen moeglichen Problemen aus dem Weg, wird aber unanschaulich. --Rivi 08:12, 21. Mai 2004 (CEST)
replies: text: Wenn auch Angaben über die Dichte dabei stehen, könnte man ja aus der Massenkoordinate die Radien abschätzen. Falls keine Dichten angegeben sind, und der Stern auch etwa 18 Sonnenmassen hat, könnte man ja zur groben Abschätzung die Dichten aus der Tabelle nehmen. Irgendwelche lästigen Rechenarbeiten könnte ich Dir auch gerne abnehmen, falls Du gerade im Stress bist. Ist aber alles nicht eilig. --Wolfgangbeyer 18:03, 21. Mai 2004 (CEST)
replies: text: Ich konnte keine Tabelle finden, aber zwei Abbildungen, die wir aus offensichtlichen Gruenden nicht direkt verwenden koennen. Bis etwa Montag mache ich sie unter  und  verfuegbar. Sie gelten fuer 25M_sun. --Rivi 11:15, 3. Jun 2004 (CEST)

text: Dann solltest Du Dir andere Sternlektüren besorgen: siehe Riesenstern, oder etwas ausführlicher in :en:Subgiant -- srb ♋ 20:48, 6. Jun. 2007 (CEST)
thread_title:  Fragen zu Sternklassen und Tabelle 

message: Ich finde die jetzige Gliederung nicht gelungen. Das was jetzt unter Sterntod (keine sehr gelungene Bezeichnung) steht, gehört größtenteils eindeutig noch in das Kapitel Sternenentwicklung. Die Sternentwicklung wird daher durch den Abschnitt veränderliche Sterne jetzt in 2 Teile zerrissen, die eigentlich zusammengehören. Zwar sind einige der veränderlichen Sterne Phasen der Entwicklung von Sternen und gehören daher chronologisch vor das Ende der Sternentwicklung, aber das trifft ja nur auf einen Teil der hier aufgeführten Veränderlichen zu. Da ferner das Thema veränderliche Sterne außerordentlich komplex ist, fände ich es hinter der Schilderung der allgemeinen Sternentwicklung sehr viel besser aufgehoben. Hat jemand was dagegen, wenn wir die alte Reihenfolge wieder herstellen? --Wolfgangbeyer 23:36, 2. Jun 2004 (CEST)
replies: text: Zustimmung. Sterntod -> Spaetphasen der Entwicklung. Der Abschnitt Veraenderliche ist fast desckunsgleich in Veränderlicher Stern enthalte, das koennte man wirklich auf das wesentlcihe eindampfen. Wenn es dann nur noch ein Absatz ist, koennte es auch dort stehenbleiben, mit einem Einleitungssatz a la: Praktisch alle Sterne durchlaufen ein Stadium der Veraenderlichkeit in ihrer Entwicklung. Daneben gibt es auch aussere Grunde fuer Helligkeitsveraenderungen, wie zum Beispiel gegenseitige Bedeckungen in Doppelsternsystemen.--Rivi 11:06, 3. Jun 2004 (CEST)
replies: text: Habe erst mal die alte Gliederung wieder hergestellt. An das Eindampfen von Veränderliche Sterne habe ich mich aber noch nicht rangetraut. An sich wäre es schade, wenn die verschiedenen durchaus spannenden Phänomene, die in diesem Zusammenhang auftreten, nicht wenigstens erwähnt würden. Hm, bin etwas unentschlossen. --Wolfgangbeyer 18:46, 3. Jun 2004 (CEST)
thread_title:  Gliederung 

message: Mir fällt gerade der Satz auf Dabei werden Elemente bis zur Kernladungszahl von Eisen in Fusionsreaktionen erzeugt, während Elemente schwerer als Eisen nur durch den Einfang von Nuklearteilchen erzeugt werden können, da ab hier bei der Fussion kein Massendefekt auftritt und somit Energie für die Fussion aufgewendet werden muss. Ganz logisch ist diese Begründung eigentlich nicht, denn auch dieser Einfang ist ja ab Eisen endotherm. Andererseits ist ja durch Fusion zweier etwa gleich schwerer Kerne, die zusammen etwas schwerer als Eisen sind, sogar eine unterm Strich exotherme Fusion denkbar. Zu detailliert sollte man auf diese Dinge vielleicht hier nicht unbedingt eingehen. Hätte nichts dagegen, diese Begründung einfach wieder zu streichen. --Wolfgangbeyer 18:57, 3. Jun 2004 (CEST)
replies: text: Wesentlich ist wohl die Bindungsenergie pro Nukleon. Habs jetzt dementsprechend umformuliert. --Epo 18:10, 4. Jun 2004 (CEST)
thread_title:  Elemente jenseits von Eisen 

message: Was ist an Haldus so besonderes, dass wir ihn hier als Beispiel erwähnen sollten? Wenn überhaupt, dann doch eher Algol selbst. Andererseits erwähnen wir bei den anderen Typen auch kein Beispiel. Bin dafür, das wieder zu entfernen. --Wolfgangbeyer 00:01, 29. Jun 2004 (CEST)
replies: text: eps Aur ist der groesste bekannte Stern, was man weiss, weil er eben vermessen wurde mit Hilfe der Doppelsternbahn und der Bedeckung. Aber er hat nichts, was seine Doppelsternnatur physikalisch auszeichnen wuerde. Insofern ist er als Beispiel eher nichtssagend. Ausserdem ist er eigentlich nur unter eps Aurigae bekannt, da haette ich Dir sofort sagen koennen was das fuer ein Stern ist. Den Namen Haldus kennt kaum einer. --Rivi 21:25, 29. Jun 2004 (CEST)
thread_title:  Haldus? 

message: Hallo Media lib. Es heisst zwar "RR Lyrae" aber hier muss wohl "RR-Lyrae-Sterne" stehen. Vergleichbare Beispiele aus meinem LexiROM zu den Bindestrichregeln: "DIN-A4-Blatt", "400-m-Lauf", "Vitamin-C-haltig". Durch die Lektüre englischsprachiger Texte beeinflusst wissen das leider immer weniger Leute. Würde mich nicht wundern, wenn selbst Astronomen da häufig schlampen ;-). --Wolfgangbeyer 19:40, 14. Jun 2004 (CEST)
thread_title:  Bindestrichregeln 

message: Im Text steht, die Masse von Sternen bewege sich zwischen 0,07 und 120 Erdmassen. Gibt es aber nicht auch Sterne mit 130 oder sogar 150 Sternmassen? 130er Sterne gibt es sicherlich im Arches-Cluster. Per aspera ad Astra 14:14, 23. Jan 2006 (CET)
replies: text: Nun, um ehrlich zu sein, und ich bin in dem heissen-Stern-Geschaeft, sind alle Massen ueber 60 Hausnummern. D.h. wir wissen dass die Dinger schwerer sind, aber um wieviel kann von einer Veroeffentlichung zur naechsten drastisch schwanken. Die hoechsten Massen, die himmelsmechanisch gegengetestet sind, also durch Doppelsterne, liegen auch so um die 60 Sonnenmassen. 130 und 120 Sonnenmassen ist fuer einen Astronomen z.B. ununterscheidbar, sozusagen gleich schwer. Im Moment zeigen die meisten in ihren Abbildungen noch Evolutionstracks bis 120, darueber wird's spekulativ. 120 Sonnenmassen ist deswegen so eine Art kanonische "Solche wird's wohl bestimmt geben"-Grenze. Das schliesst nicht aus, das einer behauptet einen groesseren gefunden zu haben, aber die Mehrheit der Fachwelt waere wohl skeptisch und wuerde gute Beweise verlanngen. Es ist auch theoretisch nicht bekannt, wodurch die Sternmassengrenze nach oben zustande kommt, vom derzeitigen Stand sollten sich Sterne wohl auch noch mit 300 Sonnenmassen bilden koennen. Es sind sich aber so ziemlich alle einig, dass die nicht in der Natur fehlen und wir sie finden muessten, sondern die Theorie da was verpasst. --Rivi 15:50, 23. Jan 2006 (CET)
thread_title:  Sternenmasse 

message: Nicht dass ich mich damit auskenne, aber laut Sonne herrschen bis zu 0,3 Tesla und zwar in den Sonnenflecken. In der englischen Wikipedia ist unter http://en.wikipedia.org/wiki/Sun von einen Dipolfeld von 10-4 Tesla die Rede. Damit könnte 1 bis 5 Gauß abseits von Sonnenflecken durchaus hinkommen. --Wolfgangbeyer 22:47, 25. Jan 2006 (CET)
thread_title:  Magnetfeld 

message: "Ohne die Wärmestrahlung der Sonne wäre auf der Erde kein Leben möglich." - Woher soll das jemand wissen? Sollte das nicht auf "...das uns bekannte Leben nicht möglich." geändert werden?
:Tatsaechlich braucht man nicht nur Waerme, sondern aus Gruenden der Entropie eine Quelle nicht-thermischer Energie. Als solches kennen wir nur zwei: Photonen von der Sonne oder chemisch reduzierende Verbindung aus Vulkanen. Wir wissen's also: es ist nicht ganz unmoeglich, allerdings duerfte es sichere Sache sein, den Satz auf "hoeheres Leben" zu aendern.--Rivi 01:22, 3. Nov. 2006 (CET)
replies: text: Nope, der Stern bewegt sich auch schon auf auf der Haupthreihe langsam aber stetig von der ZAMS ("Zero age main sequence") zur TAMS ("terminal..."). Nach der Hauptreihe kommt er kaum noch zur Ruhe. Je nachdem ob es ein O oder M stern ist, ist auch das Verhaeltnis der einzelnen Phasendauern nicht so extrem.  --Rivi 01:22, 3. Nov. 2006 (CET)
thread_title:  Mutmaßungen? 

message: Wenn ein Stern mit 100.000 Jahren nur den 1/100.000 Teil der Lebensdauer der Sonne hat, würde er bereits 100.000-fach heller als die Sonne erscheinen, wenn er nur die gleiche Menge an Wasserstoff zu Helium verbrennt. Da die Masse aber sicherlich erheblich größer ist wäre die Leuchtkraft mindestens um das Millionfache größer.
:Eta Carinae --Rivi 16:47, 29. Sep 2006 (CEST)
thread_title:  Leuchtkraft viel höher 

message: Was ist von solchen Angeboten zu halten, idn die dubios oder seriös (bzw. gibt es eine internationale Stelle die Sternennamen verwaltet? 
--E-qual !!! 17:18, 8. Feb. 2007 (CET)
replies: text: Aus dem Artikel: "Es gibt eine Reihe von Firmen und sogar Sternwarten, die zahlenden Kunden anbieten, Sterne nach ihnen zu benennen. Diese Namen werden jedoch von niemandem außer der registrierenden Firma und dem Kunden anerkannt. Die Internationale Astronomische Union, die offiziell für Sternbenennungen zuständige Stelle, hat sich deutlich von dieser Praxis distanziert." --201.241.128.33 04:15, 5. Apr. 2008 (CEST)
thread_title:  Sternen Namen geben 

message: Warum werden in der Tabelle Temperaturen sowohl in Mio-Kelvin als auch in Grad Celsius angegeben? Bei diesen Größenordnungen ist der Unterschied von 270 Grad völlig belanglos, und Temperatur in gemeinsamer Spalter Celsius/Kelvin sollte wirklich reichen. --Supersymetrie 14:01, 2. Apr. 2007 (CEST)
thread_title:  Temperaturangaben 

message: Ich würde gerne alle individuellen Sterne mit einem Datenblatt versehen. In wie fern kann ich die "Starbox" Vorlage aus der Englischen Wikipedia in die deutsche übernehmen? Gibt es hierzu Beschränkungen? Hab leider nichts erlesen können. Sobald ich ein Ok bekomme, mach ich mich dran alle Sterne damit zu versehen :) --Netazon 22:17, 15. Mai 2007 (CEST)
replies: text: Hallo Netazon, das wäre eine sehr ehrgeizige Aufgabe. Vielleicht kannst du  meine Fragen mit aufgreifen. Viel Erfolg! Dantor 23:11, 17. Mai 2007 (CEST)
thread_title:  Datenblatt 

message: Bei mehreren automatisierten Botläufen wurde der folgende Weblink als nicht verfügbar erkannt. Bitte überprüfe, ob der Link tatsächlich unerreichbar ist, und korrigiere oder entferne ihn in diesem Fall!
* http://www.abenteuer-universum.de/sternentwick.html (archive)
** In Stern on 2007-09-21 15:57:09, 404 Not Found
** In Stern on 2007-09-22 14:43:04, 404 Not Found
** In Stern on 2007-09-23 11:41:33, 404 Not Found
** In Stern on 2007-09-24 11:42:43, 404 Not Found
** In Stern on 2007-09-25 16:08:06, 404 Not Found
** In Stern on 2007-09-26 01:00:01, 404 Not Found
** In Stern on 2007-09-27 11:28:00, 404 Not Found
** In Stern on 2007-09-27 23:10:19, 404 Not Found
** In Stern on 2007-09-28 23:45:15, 404 Not Found
** In Stern on 2007-09-29 00:46:25, 404 Not Found
Die Webseite wurde vom Internet Archive gespeichert. Bitte verlinke gegebenenfalls eine geeignete archivierte Version: . --ViewerBot 02:46, 29. Sep. 2007 (CEST)
thread_title:  Toter Weblink (erl.) 

message: Die folgende Aussage ist nicht richtig zumindest missverstaendlich:
"Die meisten Sterne bestehen aus heißem Plasma, dessen Strahlungsenergie durch die Kernfusion im Sterninneren erzeugt wird. Aber auch die kompakten Endstadien der Sternentwicklung wie weiße Zwerge und Neutronensterne werden zu den Sternen gezählt, obwohl sie nur aufgrund ihrer Restwärme Strahlung abgeben."
Tataechlich kuehlen Weisse Zwerge ab und haben keine Kernenergiequellen mehr. Aber sie schrumpfen und dabei wird Gravitationsenergie aufgrund des Virialsatzes zur Haelfte in Strahlungsenergie
(das ist das, was wird dann sehen) und zur anderen Haelfte in innere Energie umgewandelt. Bei "normalen" Sternen hiesse das, das sich der Stern aufheitzt. Anders bei Wei"sen Zwergen. Hier 
fuehrt die Schrumpfung dazu, dass die entarteten Elektronen noch weniger "Platz" im Phasenraum haben und dadurch etwa der doppelte Betrag, der bei der abgestrahlt wird in die Erhoehung der
Entartungsenergie geht. Das Defizit wird durch Abkuehlung der Atomruempfe (meist Kohlenstoff und Sauerstoff) kompensiert. Daher kuehlt der Weisse Zwerg ab. Die Energiebilanz ist also 
etwas komplizierter als durch die Aussage "nur aufgrund ihrer Restwaerme" gesagt.  StefanJ 10:32, 14. Aug. 2007 (CEST)
thread_title:  Missverstaendliche Aussage 

message: Hab da mal eine Frage ;-), Sterne bestehen ja zum Großteil aus Wasserstoff, der im laufe der Zeit durch Kernfusion zu Helium umgewandelt wird. Und Jupiter wäre auch ein Stern wenn er "etwas" mehr Masse hätte, oder? Aber was passiert mit einem Objekt, das z.b wie die Erde zum Großteil aus schwereren Elementen wie Eisen oder Silizium besteht, aber die Masse größer wäre. Gibt es dann ab einer bestimmten Größe auch so eine Art Kernfusion?(Der vorstehende, nicht signierte Beitrag – siehe dazu Hilfe:Signatur – stammt von 91.16.126.37 (Diskussion • Beiträge) 17:03, 30. Mai. 2008 (CEST)
replies: text: Kernfusion ist nur bei "genügend leichten" Elementen möglich. Das ist jetzt keine vollständige Antwort, aber ein Anfang :) --85 [?!] 17:30, 30. Mai 2008 (CEST)
replies: text: Umschreiben könnte man es besser so: wäre die Erde schwerer, hätte sie mehr leichte Elemente binden können; Jupiter hat einen Gesteinskern von ca. 20 Erdmassen - wäre die Erde entsprechend groß geworden, so wäre aus ihr vermutlich ein Jupiterähnlicher Planet entstanden. Hätte sie dann noch mehr Wasserstoff gebunden, wäre der Übergang zu einem Stern fließend, die Anteile an Gestein hingegen an der Gesamtmasse verschwindend Gering. Und jetzt ganz theoretisch: Sammelt man aus hinreichend schweren Elementen genügend Masse an, so entsteht ein kompaktes Objekt aus entarteter Materie, ein Neutronenstern oder gar ein schwarzes Loch; nach aktuellen Kenntnisstand sind allerdings nur Sterne dazu in der Lage, das nötige Material dafür aufzubringen (zu erzeugen)! Siehe: Jupiter (Planet), Stern#Spätstadien, Weißer Zwerg, Neutronenstern --El-mejor 02:40, 10. Jan. 2009 (CET)
thread_title:  "Fester Stern" 

message: Darüber wird im Abschnitt Entstehung kein Wort verloren. Wer könnte dazu kompetent beitragen?  
Was diesbezüglich im Lemma Sonnenrotation steht, ist leider höchst unklar: "Der Grund, daß die Sonne und fast alle Himmelskörper rotieren, liegt in ihrer Kompaktion (Verdichtung) während ihrer Entstehungsgeschichte: die früheren Staub- und Gaswolken wiesen Bewegungen auf (???), deren Summe in eine Richtung tendierte (???) und sich durch ihr Zusammenziehen verstärkte (siehe Pirouetteneffekt)."--Zwiki 15:01, 10. Apr. 2008 (CEST)
thread_title:  Wie ensteht Sternrotation? 

message: Zur Übersicht könnte man noch die Massen hineingeben. Und zwar vielleicht, dass sie im Ggs. zu den anderen Parametern ziemlich "beschränkt" sind. Von eta 0,08 Sonnenmassen (75 Jupitermassen) bis zu 120(??) Sonnenmassen? Habe gerade gesehen, dass das später nochmals erwähnt wird, aber ein kurzer Satz in der Übersicht würde m.E. trotzdem nicht schaden. --FrancescoA 12:04, 16. Mai 2008 (CEST)
thread_title:  Kapitel Übersicht 

message: Rote Zwerge können Massen bis zu 0,4 Sonnenmassen haben (lt. engl. WP) in der dt. WP steht sogar der Wert 0,57. In diesem Artikel ist die Grenzmasse bis 0,3 Sonnenmassen herab, bei der das Heliumbrennen noch stattfinden kann. Aber Roter Zwerge kommen angeblich gar nicht in die Phase des Heliumbrennenes und gehen dann direkt in einen weißen Zwerg über. Was stimmt hier (nicht)? --FrancescoA 12:39, 16. Mai 2008 (CEST)
thread_title:  Untere Masse des Heliumbrennens 

message: Im Abschnitt Spätstadien - Letzte Brennphasen ist eine Tabelle der Entwickluzng eines Stzernes mit 18 Sonnenmassen wiedergegeben, die mir im Großen und Ganzen korrekt zu sein scheint, vielleicht bis auf die Dichte. Ferner wird für diesen Kern eine Dichte von 10.000.000 kg/cm³ angegeben und ein Durchmesser von 10.000 km. Wenn ich mich nicht völlig verrechnet habe, wäre bei konstanter Dichte die Masse des Eisenkerns dann 2618 Sonnenmassen. Selbst wenn man nur die Dichte des Si-Brennens von 50.000 kg/cm³ annimmt, erhält man 13 Sonnenmassen. Die tatsächliche mittlere Dichte des Eisenkerns liegt vermutlich dazwischen, aber eher zur höheren Dichte hin. Somit hat der Kern mehr Masse als der ganze Stern. - Nun ist auch die Angaben kg/cm³ ungewöhnlich. Entweder gibt man kg/m³ oder g/cm³ an. Sollte g/cm³ gemeint sein, käme etwa zwischen 0.002 und 26 Sonnenmassen heraus mit Tendenz zum höheren Wert, also durchaus etwa um 1 Sonnenmasse herum. Das klingt vernünftig. Leider konnte ich die Dichte des Eisenkerns in keiner anderen Quelle verifizieren. Weiß jemand etwas dazu?
(Der vorstehende, nicht signierte Beitrag – siehe dazu Hilfe:Signatur – stammt von DrWischnewski (Diskussion • Beiträge) 17:30, 9. Okt. 2008 (CET)
thread_title:  Masse des Eisenkern? 

message: Massenweise MADs (Multi-Autoren-Doppelungen) Eines exzellenten Artikels unwürdig. Cäsium137 (D.) 03:13, 7. Apr. 2009 (CEST)
replies: text: Was meinst du damit? Dass unter Videos viele Bayern Alpha Links gesetzt wurden? Wenn ja: das rechtfertigt einen Überarbeiten Baustein meiner Ansicht nach nicht. Man kann ja zwei oder drei entfernen, die nicht ganz Ontopic sind, wie Kann man zu den Sternen reisen?, Flash-Video aus der Fernsehsendung alpha-Centauri (JavaScript benötigt). --FrancescoA 10:05, 9. Apr. 2009 (CEST)
replies: text: Ich habe den Baustein entfernt, da nicht offensichtlich ist, weswegen er eingefuegt wurde. Vielleicht koennte Cäsium137 konkreter sagen, wo er "MADs" sieht? --Wrongfilter  ... 18:05, 25. Mai 2009 (CEST)
thread_title:  Überarbeiten 

message: Diese Liste war eine große Überraschung für mich, eine lange Liste roter Zwerge in unmittelbarer Nähe, die mit den bloßen Auge gar nicht mehr sichtbar sind. Aus welcher Entfernung wäre unsere Sonne eigentlich mit bloßen Auge gerade noch sichtbar? --Pege.founder 23:09, 24. Jun. 2009 (CEST)
replies: text: Ohne jetzt nachzurechnen. Die Sonne hat eine absolute Helligkeit von 4,84 m (das entspricht einer Entferung von 10 Parsec (32,6 Lichtjahre). Die Sichtbarkeitsgrenze ist bei ca. 6m. Also ist die Sichbbarkeitsrenze etwa bei 50 Lichtjahren anzusiedeln. --FrancescoA 06:54, 25. Jun. 2009 (CEST)
replies: text: Das wirft die Frage auf, was von dem was man am Nachthimmel sieht wäre als Heimat einer Zivilisation geeignet. Die ganzen roten Zwerge sind mit dem bloßen Auge nicht sichtbar, aber auch ungeeignet, weil die Lebenszone in einer so dichten Umlaufbahn ist, daß es zu starke Gezeitenkräfte gibt. Sterne mit weniger als 4 Milliarden Jahre Lebenserwartung sind auch nicht geeignet. Also wiviel Prozent dessen was man am Nachthimmel so sieht wäre als Heimat einer Zivilsation denkbar, wieviel Prozent sind kurzlebige schwere Sterne? --Pege.founder 22:10, 25. Jun. 2009 (CEST)
thread_title:  Aus welcher Entfernung wäre unsere Sonne mit bloßen Auge zu sehen 

message: : bedarf einer Definition, weil es ja auf Sternen eigentlich keine gibt. Im Internet bei "Sonne" gefunden: 
: "Die Photosphäre ist - für dass bloße Auge oder die Sonne im Teleskop beobachtet - die scharf begrenzte "Sonnenoberfläche". Ihre Temperatur beträgt im Mittel etwa 5.500 Grad Celsius. Diese Photosphären"zwiebelschale" ist nur unglaubliche 400 km dünn und doch wird aus ihr praktisch alle Licht- und alle Wärmeenergie ins umgebende Weltall abgestrahlt." 
: Dunkel habe ich eine Definition in Erinnerung, die als Oberfläche eine bestimmte Druckstufe definierte (irdischer Atmosphärendruck bei NN ?). 
: Eine Definition  muss in diesem Artikel stehen, damit andere Artikel hierher verlinken können.
: Gruß --  Dr.cueppers - Disk. 15:58, 4. Dez. 2009 (CET)
replies: text: Könnte man nicht mit einer Raumfahrtmission zur Sonne abklären, wo die Oberfläche genau ist? Liebe Grüße --Volker Paixblabla? 16:26, 4. Dez. 2009 (CET)
replies: text: Genau das bringt nichts. Von außen kommend, trifft man auf vereinzelte und dann immer mehr und mehr Gasatome oder -Moleküle - und daran ändert sich auch bei den nächsten tausend km weiterer Annäherung (und noch weiterer) nichts, aber irgendwann ist man "drin": Es wird ganz kontinuierlich dichter. Gruß --  Dr.cueppers - Disk. 17:41, 4. Dez. 2009 (CET)
replies: text:  Nachtrag: Diese Definition gehört noch besser in Sternaufbau; das Thema ist jetzt auch in Diskussion:Sternaufbau#Sternaufbau eingetragen. Gruß --  Dr.cueppers - Disk. 15:04, 5. Dez. 2009 (CET)
thread_title:  Oberfläche 

message: was ist mit dem löffel genau gemeint ? (nicht signierter Beitrag von 78.53.39.46 (Diskussion | Beiträge) 15:00, 18. Dez. 2009 (CET)
replies: text: Der Vergleich mit dem Teelöffel? Sollte eigentlich klar sein. Materie, die in einen Teelöffel passt als Veranschaulichungsvergleich. Was für ein Wort.. ;) Vergleichsveranschaulichung ;) --FrancescoA 22:39, 18. Dez. 2009 (CET)
thread_title:  löffel 

message: Ooooo weh, hab's gerade gelesen! Der Teil sollte komplett überarbeitet werden - viel ist sogar falsch!
- Ein Heliumbrennen kann nur bei Sternen mit mindestens 0,7 Sonnenmassen stattfinden - nicht 0,3!
- Grund für den Helium-Flash bei Sternen mit 0,7..3 Sonnenmassen ist nicht angegeben: Die dem Ausbrennen des Kerns folgende Entartung. Der Helium-Flash tritt darüber nicht mehr auf, weil die Kerne massereicherer Sterne vorher schon heißer und weniger dicht waren, so daß das Heliumbrennen "weich" einsetzt.
- Der 3-Alpha-Prozeß (die eigentliche Helium-Fusion) ist nicht erklärt: Der Grund, warum Helium so schlecht "brennt", ist der Beryllium-8-Kern, der nach der Fusion zweier He-Kerne sofort wieder zerfällt => hohe Fusionsrate notwendig, damit aus einem dann immer vorhandenen geringen Anteil Be8 mit einem 3. He-Kern C12 entstehen kann.
-  Entwicklung der Sterne zwischen 3 und 8 (eigentlich 10,5 Sonnenmassen) ist FALSCH!!! Diese enden nämlich tatsächlich auch mit dem Heliumbrennen - nur ganz, ganz, ganz wenige schaffen es tatsächlich, noch für einige tausend Jahre vor dem kompletten Verlust der Hülle das Kohlenstoffbrennen anzuzapfen. Diese enden dann als Weiße Zwerge aus Neon, welche extrem selten sind und Massen ganz knapp unter der Chandrasekhar-Grenze haben. Würde das nicht genau so sein, würden nach dem Ende des C-Brennens in ganz kurzer Folge (siehe auch Tabelle: danach dauert's nur noch 15 Jahre und eine Woche!) neue Kernfusionen zünden und der Stern würde am Ende ganz einfach Bumm! machen. Das steht aber den massereichen zu!!! Genau das ist nämlich die Grenze!!!
- Es gibt drei Sorten Riesen: Die einen haben die Hauptreihe gerade verlassen, haben noch kein Heliumbrennen im Kern. Diese heißen Rote Riesen (Red Giant Banch im Hertzsprung-Russell-Diagramm), Beispiel mit ungefähr Sonnenmasse: Aldebaran. Nach dem Einsetzen des Heliumbrennens schrumpft der Riese dann wieder, wird etwas schwächer und wandert in einen Horizontalast zu etwas höheren Temperaturen hin, wo er bis zum Ende des Heliumbrennens im Kern verweilt. Beispiele: Arktur, Capella, Pollux. Die dritte Sorte sind die Asymptotischen Riesen (Asymptotic Giant Branch, AGB), die entstehen, wenn das Heliumbrennen über dem erneut entartenden Kern in's Schalenbrennen geht. Die sind die leuchtkräftigsten und kühlsten von den dreien und besiedeln extreme Spektralklassen zwischen M0 und M8, Beispiel: Mira. Das ist auch die letzte Phase vor der Auflösung des Sterns in einen Planetarischen Nebel.
- Bei den massereichen Sternen gibt's auch eine Grenze bei ungefähr 40 Sonnenmassen. Darunter werden die Sterne zu blauen und roten Überriesen, wobei ein Stern dabei auch zwischen beiden Arten hin- und herwechselt (sind erst blau, werden dann kurz dick und rot und danach wieder klein und blau), darüber läuft der Stern bei seiner Entwicklung irgend wann auf die Humphrey-Davidson-Grenze (eine Art Maximalhelligkeit für Sterne). Dabei wird teilweise und wiederholt in heftigen Eruptionen sehr viel Masse aus der Sternhülle abgestoßen um den Stern wieder leichter zu machen und damit die durch das einsetzende Heliumbrennen vergrößerte Leuchtkraft wieder unter die Humphrey-Davidson-Grenze abzusenken. Genau das sehen wir nämlich gerade bei Eta Carinae und vielen anderen LBVs. Eta Car ist also kein Stern, der 10 Minuten vor der allesmitgottundderwelt vernichtenden Hypernova steht, sondern wahrscheinlich nur ein etwas dicker Stern, der gerade sein Heliumbrennen angezapft hat (Wahrscheinlich spielt da auch ein Begleiter mit ungefähr 5,8 Jahren Umlaufzeit eine Rolle). Solche Sterne werden erst zu Large Blue Variables (LBVs) und dann, wenn sie ihre Wasserstoffhülle komplett abgestoßen haben, zu Wolf-Rayet-Sternen. Erst dann macht's irgend wann bumm.
- Die Story mit den bipolaren Nebeln gehört nicht zu Eta Car, sondern in die Sternentstehung oder zu den planetarischen Nebeln.
- Der Absatz mit der Supernova ist nicht so ganz richtig, auch die Masse des Eisenkerns nicht (1,44 statt 0,9 Sonnenmassen). Lest mal bei "Supernova" unter Absatz Kernkollaps nach. Dort isses ganz hundertprozentig exakt richtig!
alex.friedo@XXX, 01.12.2008
(Der vorstehende, nicht signierte Beitrag – siehe dazu Hilfe:Signatur – stammt von 91.40.95.135 (Diskussion • Beiträge) 23:34, 1. undefined. 2009 (CET)
replies: text: etaCar und bipolarity gehoert da schon hin. Zu den anderen Objekten aber natuerlich auch. Was den evolutionary status von etaCar angeht, so lautet die ehrlichste Auskunft der Astronomie noch immer: Wir haben keine Ahnung. Kuerzlich hat Nathan Smith sogar vorgeschlagen, dass eta seine SN schon hinter sich hat (PS: hier http://arxiv.org/abs/0809.1678), ausgehend von der Energiebilanz fuer den Ausstoss des Homunkulus in der Groessenordnung von 10^50 erg. Eta scheint eher kein normaler LBV zu sein, allerdings ist die Klasse im allgemeinen eh suboptimal definiert. Im Jahr 2000 hatten sich die Teilnehmer der Hven-Tagung geeinigt, die Bezeichnung  in Zukunft einschlafen zu lassen, aber daraus ist bis jetzt nichts geworden. Auch die Entwicklungswege der massereichen Sterne sind derzeit bestenfalls gut geraten. Wahrscheinlich gibt es neben ZAMS-Masse, Metallizitaet und Alter noch mehr Parameter von Bedeutung, z.B. Rotation, die bei leichteren Sternen nicht so einflussreich ist. PS: Der Begleiter hat ca. 2017 Tage Umlaufzeit, am 11. Januar war gerade Event. --134.171.184.16 20:54, 18. Jan. 2009 (CET)
thread_title:  Unstimmigkeit bei den gesamten Spätphasen der Entwicklung 

message: Es findet hier kein Schalenbrennen statt, weil die Sterne kleiner Masse mit weniger als 0,25 Sonnenmassen vollkonvektiv sind. 
D. h. das entstehende Helium reichert sich nicht im Kern an, sondern wird durch die Konvektion vollständig im Stern verteilt. Folglich gibt es auch keine Wasserstoffbrennschale um einen Heliumkern. Quelle: z. B. http://www.pi1.physik.uni-erlangen.de/~katz/ws04/atp/talks/rr/RR.pdf
--Stern65 20:03, 5. Jan. 2009 (CET)
thread_title:  Fehler bei Spätphase / Massearme Sterne bis zu 0,3 Sonnenmassen 

message: Dass bei schlechter Luftgüte noch immer 2.000 Sterne zu sehen sind bezweifle ich, in Großstädten wie Wien sieht man in manchen klaren Nächten neben dem Mond nur noch den Morgenstern/Abendstern. Da aber beides trotz des Namens keine Sterne sind, wäre eigentlich nurmehr die Sonne sichtbar (was in der Nacht natürlich nicht der Fall ist). --MrBurns 23:41, 8. Jul. 2009 (CEST)
thread_title:  Zahl der sichtbaren Sterne 

message: Der Absatz "Der Wertebereich einiger Zustandsgrößen..." kommt mit auch nicht Optimal vor: Auf der Seite des Sterns HD 93129A steht, das dieser eine Oberflächentemperatur von 51000 K hat. Auf der Seite über Neutronensterne steht, das diese nach ihrer Entstehung Temperaturen von 100 Milliarden Kelvin haben. Auch die Angabe, das es Rote Riesen gibt, die bis zur Umlaufbahn der Erde reichen ist nicht OK. Schon ein Stern so schwer wie die Sonne kann den Durchmesser der Erdbahn erreichen. Auf der Seite über Rote Überriesen sind 1000 Sonnendurchmesser als Größe angegeben. Das sind 1.391.000.000 km, das ist so etwa bis zur Umlaufbahn des Saturn. (Hat sich da jemand um den Faktor 10 verrechnet?) --Jörg Michaelis 13:48, 28. Apr. 2009 (CEST)
replies: text: Nein, die Unterscheidung Riese vs. Ueberriese ist hier wichtig. Aus der Sonne wird bestenfalls ein Riese, um zum Ueberriesen zu werden ist sie um einen Faktor 10 bis 20 zu leicht. 50000K Photosphaere sind so ziemlich das Maximum fuer einen "normalen" Stern, d.h. ein nicht-degeneriertes Objekt mit Kernfusion. Neutronensterne und weisse Zwerge und sonstige Unterzwerge koennen heisser sein, haben aber ihr "aktives Sternleben" zu diesem Zeitpunk schon hinter sich. --134.171.185.128 02:17, 14. Jun. 2010 (CEST)
thread_title:  Der Wertebereich einiger Zustandsgrößen 

message: daß "ohne die Wärmestrahlung der Sonne kein Leben auf der Erde möglich wäre" klingt angesichts neuerer Forschung (schwarze Raucher) apodiktisch - zumindest sähe es nicht so aus wie derzeit.  HH -- 92.116.46.142 23:11, 8. Okt. 2009 (CEST)
replies: text: Hmmh, ohne die Wärmestrahlung der Sonne gaebe es wohl auch keine schwarzen Raucher: Zwar ist deren Energiequelle von der Sonne unabhaengig, aber nicht der fluessige Phasenzustand des Ozeans darum herum...... --134.171.185.128 02:20, 14. Jun. 2010 (CEST)
replies: text:  Man könnte hinzufügen, Leben "wie wir es kennen". --FrancescoA 11:25, 27. Jun. 2010 (CEST)
thread_title:  Leben 

message: Er hat recht. Die Zahl stimmt nicht. Kann sein, daß 0,3 Sonnenmassen reichen, um ein Heliumbrennen zu zünden. Hierbei wird aber der Fakt vertrödelt, daß in der RGB-Phase ein Masseverlust auftritt - der Stern war also vorher schwerer, und zwar wesentlich. Zur Erinnerung: Der Rote Riesenast spiegelt genau die Phase der Sternentwicklung vom TAMS bis zum Heliumflash wieder, in der der Kern sich verdichtet, dann zunehmend entartet und drüber das Wasserstoffschalenbrennen abläuft. Wenn das Heliumbrennen zündet, verläßt der Stern den Riesenast für ein paar hundert Millionen Jahre, wird dabei wieder kleiner, heißer und etwas leuchtschwächer und bleibt ähnlich der Hauptreihe stationär, bis das Helium im Kern alle ist.
Nach meinem sicheren Wissen ist Heliumbrennen sogar schon unter einer ANFANGSMASSE von 0,8 Sonnenmassen NICHT mehr möglich (es wäre Mühe, rauszufinden, wo ich das herhabe, ich kenne die Zahl aber aus mehreren Quellen!), weil bei leichteren Sternen die Entwicklung auf dem Roten Riesenast langsamer und "tiefer" erfolgt (d. h. Kern muß mit abnehmender Anfangsmasse immer stärker entarten, bis die Startbedingungen für He-Brennen erreicht werden), wodurch das Wasserstoffschalenbrennen heftiger wird und auch der Massenverlust in dieser Phase bezüglich der Anfangsmasse zunimmt. Je kleiner die Masse, um so mehr wird die RGB-Phase für den Massenverlust am Ende verantwortlich, bei massenreicheren ist es dagegen fast alleine die AGB-Phase, die haben in ihrer Entwicklung keinen RG-Ast und bleiben auch als Riesen relativ kompakt (und heiß). Auch der Heliumflash wird mit abnehmender Masse heftiger (oberhalb ~2,3 Sonnenmassen bleibt er ganz aus) und die Masse des verbleibenden Wasserstoffhülle nimmt ab (WEIL: die wird erstens oben zunehmend weggeweht und zweitens unten duch das Schalenbrennen in He umgewandelt), was zusätzlich die Dauer der späteren AGB-Phase verkürzt (dort in der Schale abwechselnd längere Phasen H-Brennen, kurze Phasen He-Brennen). Masseärmere Sterne erreichen wegen der stärkeren Entartung im Kern auf dem RGB außerdem auch höhere bolometrische Leuchtkräfte, als massereichere.
Außerdem bleibt anzumerken, daß bei Sternen mit >1,12 Sonnenmassen innere Konvektion vorhanden ist, was die Zusammensetzung des Kerns während der Hauptreihe homogen hält. Das Wasserstoffbrennen erlischt hier ziemlich schlagartig und wandert sofort in eine Schale um den Kern. Diese Sterne machen am TAMS-Punkt im HRD einen kurzen Schlenker bei etwa gleichbleibender Helligkeit zu höherer Temperatur IN DIE Hauptreihe hinein, bevor sie den Entwicklungsweg zum Riesen beginnen. Unter 1,12 Sonnenmassen ist der Wasserstoff innen zuert alle und die Kernfusion erlischt langsam von innen nach außen, wodurch diese Sterne am TAMS-Punkt (sofern man den hier überhaupt scharf angeben kann) eine geschmeidige Kurve zu den Roten Riesen ins HRD ziehen.
(alex.friedo) -- 91.40.103.86 23:11, 27. Apr. 2010 (CEST)
thread_title:  Untere Masse des Heliumbrennens, Teil 2 

message: Lieber Autor,
gerne würde ich ergänzen, dass das Lateinische ein weiteres (für Fremdworte relevantes) Wort für "Stern" kennt: sidus. Daher das "siderische Jahr" uvm.
D18 D18 D18
87.175.145.43 17:28, 6. Jul. 2010 (CEST)
thread_title:  Stella, Astrum... 

message: Es steht hier bei `[Stern] geschrieben:
"Der mit 265 Sonnenmassen schwerste bislang entdeckte Stern mit Kurzbezeichnung R136a1 befindet sich im Sternenkindergarten des Emissionsnebels NGC 3603" ... der Teil unserer Milchstraße ist, denn: "NGC 3603 ist ein Emissionsnebel im Sternbild Kiel des Schiffs, welcher etwa 22.000 Lichtjahre von der Erde entfernt ist. NGC 3603 befindet sich im Sagittarius-Carina-Arm unserer Milchstraße ..."
.
Bei Hyperriese steht geschrieben:
"Mit dem Stern R136a1 wurde 2010 vom Very Large Telescope der Europäischen Südsternwarte im Tarantelnebel der Großen Magellansche Wolken ...", ... die aber nicht zur Milchstraße gehört, weil eigene Zwerggalaxie. Quelle ist Der Standard, ein renomiertes Österreichisches Blatt.
Was stimmt denn jetzt zur Position von R136a1??
"Entdeckt hat die Sternenriesen ein Team von Astronomen um Paul Crowther, Professor für Astrophysik an der Universität Sheffield, die mit Hilfe des Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte ESO die beiden jungen Sternhaufen NGC 3603 und RMC 136a untersuchte. NGC 3603 ist ein Sternentstehungsgebiet etwa 22.000 Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild “Kiel des Schiffs”. RMC 136a (kurz R136) ist ebenfalls ein Sternhaufen aus jungen massereichen und heißen Sternen. Er befindet sich innerhalb des Tarantelnebels in der Großen Magellanschen Wolke, einer Galaxie, die mit einer Entfernung von 165.000 Lichtjahren zu unserer näheren kosmischen Nachbarschaft zählt." 
Quelle:  
Somit müßte der zitierte Text bei "Stern" modifiziert werden?
Liebe Grüße aus Darmstadt! Rolf29 18:26, 21. Jul. 2010 (CEST)
replies: text: Die Originalarbeit gibt es hier. Die Kollegen haben zwei Sternhaufen angeschaut, naemlich zum einen NGC 3603, zum anderen RMC 136 im Tarantelnebel. "a" ist eine Komponente von RMC 136, die jetzt mit Hilfe adaptiver Optik aufgeloest werden konnte;  R136a1 ist der hellste Stern in dieser Komponente. --Wrongfilter  ... 20:00, 21. Jul. 2010 (CEST)
replies: text: Im Artikel den Fehler der Örtlichkeit berichtigt Liebe Grüße aus Darmstadt! Rolf29 22:58, 21. Jul. 2010 (CEST)
thread_title:  Wo befindet sich R136a1 ? 

message: Der Satz "Sterne sind selten isoliert und Bestandteil eines Sternensystems bzw. eines Planetensystems" ist doppeldeutig, besser "... isoliert, meist sind sie ..."(nicht signierter Beitrag von 62.206.244.242 (Diskussion) 11:11, 7. Okt. 2010 (CEST)
replies: text: Jetzt besser? --Wrongfilter  ... 11:15, 7. Okt. 2010 (CEST)
thread_title:  Doppeldeutiger Satz 

message: Hallo,
unterlaßt doch bitte mal eure Bearbeitungskriege. Wenn ihr euch nicht einig seid, dann nutzt bitte erst die Diskussionsseiten. Im Übrigen stehen zu dem Objekt, welches hier im Artikel – möglicherweise etwas voreilig – als roter Zwerg und wohl auch nur mit der vorläufigen Bezeichnung OGLE-TR-122b benannt wurde, auf der dortigen Diskussionseite schon ein paar Anmerkungen.
Mit freundlichen Grüßen
--Konrad – 05:23, 5. Jun. 2011 (CEST)
thread_title:  Der Begleiter von „OGLE-TR-122“ 

message: Es gibt viele farben z.B rot,gelb,blau oder lila.
Sterne konnen Milionen bis Milliarden Jahre alt werden.--91.97.243.123 09:10, 24. Jun. 2011 (CEST)
thread_title:  Sternfarben 

message: Unter "Bedeutung der Sterne für den Menschen" hatte ich am Ende geschrieben:
"In den letzten Jahren sind die Sterne allerdings für die meisten Leute bis zur Bedeutungslosigkeit verkommen. In den 60er und 70er-Jahren wurde das Thema Weltraum durch die Mondlandung noch einmal stark populär - auch begleitet auch durch Science Fiction Fernsehserien wie Star Trek oder Raumpatrouille. Nachdem man aber festgestellt hat, dass da oben im Grunde nur Dreck rumliegt, und weit entfernte Himmelskörper, wo es noch einmal Leben geben könnte, niemals erreichbar sein werden, hat das Interesse an Sternen seit den 80er-Jahren wieder stark abgenommen."
Dieser Abschnitt wurde aber kommentarlos wieder entfernt. Woran liegt das? Ich habe hier doch nur Fakten aufgezählt. --93.202.127.177 01:27, 18. Dez. 2011 (CET)
thread_title:  Entfernter Abschnitt 

message: Sollte man im Artikel nicht erwähnen das der HE 1523-0901 der älteste bekannte Stern des Universums ist? http://www.astronews.com/news/artikel/2007/05/0705-011.shtml. Würde es ja selbst machen, weiss aber nicht genau, wo man das erwähnen sollte (Vorwort, Übersicht?). (nicht signierter Beitrag von Manajah85 (Diskussion | Beiträge) 23:16, 26. Feb. 2012 (CET)
thread_title:  HE 1523-0901 

message: ... wird mehrfach im Artikel auch für den Einsatz des Wasserstoffbrennens verwendet. Gibt es dabei ähnlich wie beim He-Flash einen Mitkopplungseffekt? Ohne Mitkopplung halte ich den Begriff für unangemessen. Falls es aber eine solche gibt, müsste sie plausibel gemacht oder belegt werden. – Rainald62 (Diskussion) 15:27, 28. Mai 2012 (CEST)
thread_title:  Zünden 

message: Wie wird die Entfernung zu einem Stern gemessen/ festgestellt?--95.223.226.123 16:53, 12. Aug. 2012 (CEST)
replies: text: Suche nach Entfernungen im Weltall → Entfernungsmessung (Abschnitt Die Galaxien und das Weltall). Liebe Grüße --Volker Paix  … 10:44, 13. Aug. 2012 (CEST)
thread_title:  Entfernungen im Weltall  

message: Im Artikel steht "während das Innere von Neutronensternen so dicht wie ein Atomkern ist, so dass ein Teelöffel davon ca. 10.000 Tonnen wiegen würde.", im Artikel über Neutronensterne dagegen "Er besteht aus einer besonderen Materieform von Neutronen, die im Zentrum eine Dichte von etwa 10¹¹ kg/cm³ bis zu 2,5·10¹² kg/cm³ aufweist.". Ein Teelöffel dürfte wenigstens ein Kubikzentimeter sein. Wenn ich keinen ganz üblen Matheaussetzer habe, passt das überhaupt nicht zusammen. Das sollten also nicht 10.000 Tonnen sein, sondern (mindestens) 100 Millionen Tonnen.--Hauke Laging (Diskussion) 01:16, 15. Sep. 2012 (CEST)
thread_title:  Neutronensterndichte 

message: Ich habe jetzt einen Link auf einen neuen Hauptartikel Sternentstehung gesetzt. Bislang war Sternentstehung ein Redirect auf den entsprechenden Unterabschnitt dieses Artikels. Markus Pössel (Diskussion) 23:01, 22. Sep. 2012 (CEST)
thread_title:  Sternentstehung 

message: Durch solche Vergleiche lernt man am schnellsten. Meine Anerkennung!
--Scharfsinn (Diskussion) 20:00, 18. Aug. 2013 (CEST)
thread_title:  Größenvergleich Sterne 

message: In der Einleitung steht, ein Stern besteht aus Gas und Plasma. In der Übersicht steht aber, das Plasma besteht aus Gas, macht wenig Sinn finde ich. (nicht signierter Beitrag von 79.201.231.28 (Diskussion) 09:20, 20. Jan. 2014 (CET)
thread_title:  Zusammensetzung aus Gas und Plasma 

message: Hallo an alle „Stern-Kontributoren“!
Ich überlege derzeit eine gesprochene Version für den Stern-Artikel zu erstellen. Daher eine kurze Frage in die Runde:
Plant jemand eine baldige Änderung oder Ergänzung oder hat jemand einen Hinweis vorab?
--Daniel L.F. (Diskussion) 00:01, 1. Okt. 2014 (CEST)
thread_title:  Gesprochene Version des Artikels 

message: Im Abschnitt „Verteilung der Sterne am Himmel“ steht:
„Nur die beiden recht nahen Riesensterne Beteigeuze und Mira liegen mit einem scheinbaren Durchmesser von ca. 0,03" an der Auflösungsgrenze des Hubble-Weltraumteleskops und erscheinen dort als unstrukturierte Fläche.“.
Frage: Ist die Einheit zu  „0,03"“ die Winkelsekunde? Ich bin mir hier nicht sicher, benötige die Info aber für den gesprochenen Artikel. Spricht man das „0,03 Winkelsekunden“? Danke!
--Daniel L.F. (Diskussion) 22:53, 7. Okt. 2014 (CEST)
replies: text: Ich beantworte mir die Frage mal selber. :) Auf Basis von etwa http://www.wort-und-wissen.de/disk/d96/4/d96-4m.html, http://www.akg-schwabach.de/unterricht/faecher/astronomie/mars.html und http://www.br-online.de/wissen-bildung/spacenight/sterngucker/info/groesse.html bin ich zu dem Schluss gekommen, dass es sich wirklich um Winkelsekunden handeln muss. Ich denke mal darüber nach, diese Info auch in den Schriftartiel einzubauen. --Daniel L.F. (Diskussion) 18:13, 10. Okt. 2014 (CEST)
thread_title:  Frage: " = Bogensekunde? 

message: Zu Beginn der Einleitung heißt es, ein Stern sei ein selbstleuchtender Himmelskörper. In meinen Augen fehlt (entweder an dieser Stelle oder in einem neu zu schaffenden Abschnitt) die Info, wie man einen solchen Himmelskörper nennt, nachdem er aufgehört hat, selbstleuchtend zu sein. Im Abschnitt "Sternentwicklung" geht es unter "Spätstadien" nur bis zu "Letzte Brennphasen", für einen laienverständlichen Artikel fehlt da in meinen Augen noch ein letztes Stadium nach Ende aller Brennphasen. Im Moment muß man sich das mühsam aus der Auflistung innerhalb der letzten Brennphasen herausklauben. Wenn ich es richtig verstehe, ist ein Stern in der letzten Brennphase immer noch ein Stern und wird danach (wenn er sich nicht durch eine Explosion auflöst) zu einem Schwarzer Zwerg, einem Schwarzen Loch oder einem Neutronenstern. Das sollte dann im Abschnitt Sternentwicklung in einen letzten Unter-Abschnitt "Folgestadien" oder "Ende" oder "Verbleib" oder so ähnlich kommen? Oder man würde ganz knapp in der Einleitung die Info zufügen, daß Sterne nach Ende ihrer Lebensdauer Schwarzer Zwerg, Schwarzes Loch oder Neutronenstern genannt werden. --Zopp (Diskussion) 15:48, 20. Jan. 2015 (CET)
thread_title:  Bezeichnung für erloschene Sterne 

message: Ist es korrekt, dass Sterne aus "Gas und Plasma" bestehen, wie der erste Satz sagt? Nicht nur aus Plasma? --Neitram ✉ 13:39, 24. Mai 2016 (CEST)
thread_title:  Gas und Plasma 

message: Die Formulierung in der Einleitung, unter einem Stern verstehe man einen Himmelskörper ähnlich der Sonne, finde ich sehr unglücklich, weil damit sprachlogisch die Sonne aus der Menge der Sterne ausgeschlossen wird, denn dann gölte auch umgekehrt: Die Sonne ist so was Ähnliches wie ein Stern (aber eben nicht dasselbe). Das ist Unfug, weil unsere Sonne ein stinknormaler Stern ist.
Vorschlag einer Umformulierung:  
Unter einem Stern ( und , ahd. sterno; Astronomisches Symbol: ✱) versteht die Astronomie einen massereichen, selbstleuchtenden Himmelskörper aus sehr heißem Gas und Plasma. Auch die Sonne ist ein Stern. Sterne werden durch die eigene Schwerkraft zusammengehalten und weisen an ihrer Oberfläche Temperaturen zwischen 2.200 K und 45.000 K auf. […]
--Kreuzschnabel 10:56, 17. Sep. 2016 (CEST)
replies: text: Gute Idee. Mach es! :-) --RokerHRO (Diskussion) 11:30, 17. Sep. 2016 (CEST)
replies: text:  Warum wurde diese Änderung einfach ohne Kommentar wieder rückgängig gemacht, obwohl sie gut begründet war? --Vluger (Diskussion) 09:47, 29. Jan. 2017 (CET)
thread_title:  ''ähnlich'' der Sonne?! 

message: Im Abschnitt Stern #Übersicht steht:
Im Abschnitt Stern #Verteilung der Sterne am Himmel steht:
Die Anzahl sehr heller Sterne ist ja sicherlich ziemlich exakt bekannt, die Frage ist also nur, ab welcher Helligkeit ein Stern als "sichtbar" zu bezeichnen ist. Zumindest für klaren Himmel sollte der Artikel daher nicht zwei unterschiedliche Zahlen (5000 und 6000) nennen, sondern zu einer einheitlichen Darstellung finden.--78.48.125.31 02:38, 20. Jan. 2018 (CET)
thread_title:  Anzahl sichtbarer Sterne 

message: Irgendwie tue ich mich schwer mit dem Artikel in der gegenwärtigen Form und ich frage mich, ob er die Exzellenz von vor über 10 Jahren überhaupt noch hat. Folgende Probleme habe ich mit dem Artikel:
* unklare Erläuterung der wichtigen Begriffe, dafür ein unglaublicher Schwall an irgendwelchen Details, die für Laien schwer bis unmöglich verständlich sind
* schlechte Abstimmung vom Inhalt mit den Schwerpunktartikeln: der Artikel ist eine Art eierlegende Wollmilchsau
* Begriffe wie Gestirn und Fixstern, die lose herumgammeln
Der Artikel an sich ist auch nicht wirklich schlecht, aber für mich nicht mehr exzellent sondern eher verwirrend. Als Einstiegspunkt in die Thematik der Sterne kommt er mir schlecht geeignet vor. Ich frage mich, ob ich mit der Meinung alleine dastehe.--McBayne (Diskussion) 23:42, 15. Apr. 2018 (CEST)
thread_title:  Artikelqualität / Übersichtlichkeit 

message: Der Artikel quillt über von unwissenschaftlicher Sprache und Superlativen, die alle nicht definiert sind und WP:NS widersprechen. Hier müsste einmal gründlich durchgewischt werden. --2003:E3:D3CC:C600:D577:3C1F:CDA:C936 07:56, 1. Mär. 2019 (CET)
replies: text: Aber dann bitte nicht so. Wie man denn oft noch dazulernen kann, so etwa auch Deutschkenntnisse erweitern: sowohl ... wie auch geht auch (wie auch im Duden sowohl an dieser Stelle nachzulesen ist wie ... auch an jener). --2003:E4:D3E7:3000:2578:9F4A:F9BF:4FC5 10:55, 1. Mär. 2019 (CET)
thread_title:  unenzyklopädische Sprache 

message: Moin,
der am weitesten entfernte bekannte Stern ist etwa neun Milliarden Lichtjahren entfernt. https://www.faz.net/aktuell/wissen/weltraum/fernster-stern-gesichtet-verraeterisches-funkeln-in-den-tiefen-des-weltalls-15534513.html Diese Information finde ich interessant und hätte sie gerne im Artikel. Ich habe aber keine Stelle gefunden, an die die das passen würde. Wenn jemand eine passende Stelle findet, kann er das gerne einbauen.
Zusätzlich fände ich interessant, wie weit der am weiteste direkt beobachtbare Stern entfernt ist. Vielleicht weiß das ja jemand und kann es noch dazuschreiben. -- DvsseI (Diskussion) 02:35, 10. Mär. 2019 (CET)
thread_title:  Am weitesten entfernter bekannter Einzelstern 

message: Hiezu der Beginn des Lemmas Fraunhoferlinien:
:Die Fraunhoferlinien oder Fraunhofer’schen Linien sind Absorptionslinien im Spektrum der Sonne. Sie entstehen durch Resonanzabsorption der Gase in der Sonnen-Photosphäre. Die Fraunhoferlinien erlauben Rückschlüsse auf die chemische Zusammensetzung und Temperatur der Gasatmosphäre der Sonne und von Sternen.   --Gerhardvalentin (Diskussion) 23:30, 16. Feb. 2020 (CET)
thread_title:  zum Thema Gas und Plasma