Diskussion:Stern/Archiv/1

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Exzellent-Diskussion: Stern 6. April 2004

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)
• pro: inhaltlich logisch und gut lesbar, auch Bilder und Verlinkung hervorragend. -- srb 21:46, 6. Apr 2004 (CEST)
• pro: sehr guter artikel, bietet einen guten einblick in die "materie" stalefish 11:24, 7. Apr 2004 (CEST)
• pro: Als Einführungsartikel in die Materie hervorragend. Necrophorus 11:29, 12. Apr 2004 (CEST)
• pro schöner artikel, informative bilder Herbye 10:23, 13. Apr 2004 (CEST)
• pro: noch 2 kleine Kritikpunkte: Das Diagramm könnte man noch übersetzen, die Sternentwicklung noch mit Unterüberschriften gliedern --G 13:57, 16. Apr 2004 (CEST)
• contra (vorerst): Schon der erste Satz: Ein Stern ist ..., der seine Energie aus Kernfusion bezieht. Was ist mit weißen Zwergen und Neutronensternen? Überhaupt bezieht ein Stern keine Energie. Auf welcher Achse im Farben-Helligkeits-Diagramm steht was und in welchen Einheiten? Die dunkle Staubscheibe erkennt nur der Profi (ich nicht). Welche Länge hat denn der Jet etwa? Metalle werden erwähnt, bevor erklärt wird, was Astronomen darunter verstehen. Gibt es Supernovae, bei denen der Stern vollständig zerreißt?? Passagen in Klammern sind in der WP zu recht verpönt. Überhaupt sehe ich für einen exzellenten Artikel noch zu viele sprachliche Schwachstellen (Masseverlust-Nebel / ein weißer Zwerg ohne Supernova / ...). Da gibt's noch Handlungsbedarf. --Wolfgangbeyer 22:48, 18. Apr 2004 (CEST)

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)

neutral: Nehme mir vor, noch etwas dran zu basteln. 3 Tage habe ich ja noch ;-) --Wolfgangbeyer 17:32, 3. Mai 2004 (CEST)

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)

• pro: Trotz der berechtigten Einwände von Wolfgangbeyer schon ein exzellenter Artikel mit umfangreichen und gut gegliederten Informationen. --WHell 09:33, 20. Apr 2004 (CEST)
• neutral: Der Artikel gefällt mir schon sehr gut, hat aber noch ein paar Holprigkeiten (s. o.). Mir ist aufgefallen, dass der Begriff Sternbild nirgends erwähnt wird und dass die Namensgebung nur durch einen siehe-auch-Link angesprochen wird - die sollte aber auf jeden Fall noch in den Artikel hinein. --mmr 18:26, 21. Apr 2004 (CEST)
  • pro:Sternbilder und Sternnamen sind jetzt aufgeführt; Kulturgeschichtliches wäre in der Tat noch wünschenswert, aber auch ohne ist der Artikel bereits prima --mmr 23:41, 4. Mai 2004 (CEST)
• pro: umfangreich, informativ, einzig sprachlich bedarf der Artikel noch etwas Pflege. Terabyte 10:23, 25. Apr 2004 (CEST)
• contra nicht nur die namensgebung, der gesamte kulturgeschichtliche teil fehlt; astrologie, navigation nach sternen, weltbilder sollten zumindest kurz erwähnt werden. -- southpark 21:35, 26. Apr 2004 (CEST)
• cotra mager --Paddy 02:00, 1. Mai 2004 (CEST)

Spätere Kommentare

'Contra Ein Stern hat keinerlei Abgrenzung zu Sonne, außer der Entfernung, daher ist ein Begriffswechsel erforderlich. Unsere Sonne, auch Sol hat naturwissenschafftlich keine Erhebung über andere Sterne verdient. -- Olbertz

• 'Contra' Ich stelle mir selbst die Frage, ob dies wirklich ein exzellenter Artikel ist. Inhaltlich sehr gut gelungen, auch der Aufbau ist gut und relativ einfach verständlich gemacht. Aber zum Beispiel: Die Entwicklung zu den Endstadien ist allerdings meiner Meinung nach viel zu ungenau, ganz zu schweigen von Fehlinformation. Ich denke, dieser Teil gehört bearbeitet. Wenn andere auch dieser Meinung sind, werde ich dies gerne tun, sobald sich die Zeit findet. 16:25, 1. Feb. 2007

Thread 1

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)

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)

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)

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)

Unstimmigkeit bei der Grenze zwischen massearmen und massereichen Sternen

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)

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Die Zahl der Sterne, die mit bloßen Auge zu erkennen sind, steigt nicht, wenn man ein Fernglas oder Teleskop benutzt. Aber man sieht damit natürlich mehr Sterne ;-). Die Sterne im Universum sind nicht in der Ebene unserer Milchstraße konzentriert, sondern natürlich nur die in unserer Nachbarschaft (leider gibts hier viele solche sprachliche Schwachstellen). --Wolfgangbeyer 20:19, 30. Apr 2004 (CEST)

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Trotz intensiver Recherche war es mir nicht möglich Informationen über die Masse/Radius-Grenzwerte der verschiedenen Sterntypen herauszufinden. Weder in Wikipedia, noch sonstwo im Internet. Ok: Wir wissen, daß Sonnen 0,07 bis 120 Sonnenmassen haben können (einige Literatur gibt max 150 Sonnenmassen für diese Ära an). Wir wissen, daß "normale" (also ausgenommen Riesen) Sonnen, 0,15 bis 25 Sonnenradien haben können. Aber wir wissen nicht: - bis zu welcher Masse/Radius man es mit einem roten Zwerg zu tun hat und ab welcher Masse/Radius man einen Gelben Zwerg sieht. Genauso steht nirgends wie diese Grenze beim Übergang Gelber Zwerg/Blauer Riese aussieht. Könnte das bitte jemand klarstellen? Ich finde dazu NIX. Überall steht nur "gelber zwerg ungefähr wie unsere Sonne" was bedeutet ungefähr? +/- 5%? 10%? 20%? ...

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Probleme in erster Artikelhälfte

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)
      • Ich denke, es ist ein enzyklopaedischer Artikel gewollt. Die wichtigsten Groessen, die zuerst bestimmt werden, auf die Masse und Radius am Ende kalibriert werde, die in Katalogen gelistet werden etc etc sind die direkt messbaren. Es ist unwahrscheinlich, dass sich die jetzt akzeptierten T_eff oder log g von z.B. Sirius noch gross aendern. Das gilt nicht fuer Radius oder Masse. Morgen gibt's ne neue Kalibration, was durchaus moeglich ist, gerade bei heisseren als der Sonne existiert kein Konsens, und auf einmal isser groesser oder schwerer. Tut mir leid, aber wenn des Lesers Erwartungen in der Reihenfolge der Wichtigkeit enttaeuscht werden, so moege er daraus lernen. Typische Werte fuer R, M und Teff stehen auch am Ende da, aber R und M sind nun mal nicht die wichtigsten. --Rivi 21:13, 2. Mai 2004 (CEST)
• Versteht man unter den Zustandsgrößen tatsächlich was anderes als unter fundamentale Parameter? Ist letzteres nicht nur ein Anglizismus? Man sollte in diesem Fall die fundamentalen Parameter unter den Tisch fallen lassen und statt dessen nur von den wichtigsten Zustandsgrößen sprechen.
  • Fund. Parameter ist ein auch im deutschen benutzer Fachbegriff. Sie legen den Stern in theoretischem Sinne fest. Es werden mehr Groessen als Zustandsgroessen bezeichnet, die nicht alle unabhaengig sind. Welche jeweils am wichtigsten sind, haengt von der Anwendung ab, ein Theoretiker arbeitet im Modell lieber mit Masse und Radius, ein Beobachter lieber mit Effektivtemperatur und Schwerebeschleunigung. Zum Vergleich mit Beobachtungen gibt die Theorie so genannte Kalibrationen an, die Masse und Radius auf Temperatur und Schwerebeschleunigun abbilden.
    • Die aufgelisteten Zustandsgrößen sind aber auch nicht alle unabhängig voneinander. Sind es trotzdem genau diese, die fundamentale Parameter genannt werden? --Wolfgangbeyer 17:04, 2. Mai 2004 (CEST)
      • Ein Untersatz davon. Genau genommen sind nur (R,M) oder (Teff,logg) gegeneinander austauschbar, Leuchtkraft gehoert immer dazu. Welche der anderen man dazuzaehlt haengt davon ab, was man damit machen will. In der Milchstrasse spart man sich z.B. meist die Metallizitaet (weil in Naeherung immer solar). Rotation ist wichtig fuer die Entwicklungsrechnung mit den neuesten Modellen, ein Sternentwicklungstheoretiker wird Rotation daher fundamental nennen. Fuer eine vollstaendige Theorie waeren z.B. nur Enstehungsmasse, Entstehungsdrehimpuls, Entstehungsmetallizitaet und Alter fundamental. Soweit ist's aber noch nicht. --Rivi 21:13, 2. Mai 2004 (CEST)
• Ist es üblich, die Inklination i zu nennen? Sieht nicht schön aus, aber wenn das die reguläre Bezeichnung ist, sollte man's vielleicht hinnehmen.
  • Ja, es ist. v sin i ist ein stehender Terminus. --Rivi 10:49, 2. Mai 2004 (CEST)
• Hoffe, Ihr empfindet meine Überarbeitung als Verbesserung ;-) --Wolfgangbeyer 02:51, 2. Mai 2004 (CEST)

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Habe noch ein paar Fragen bzw. Anregungen

• 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)
    • Nochwas zur Klassifikation: Die sieht so aus, dass es wenige Dutzend Standardsterne gibt. Spektraltyp "G2V" heisst nur: Spektrum sieht genau so aus wie das von "Standard fuer G2V" (oder auch "Liegt genau zwischen Standard fuer G1V und G3V". Alle physikalische Interpretation ist, wie schon geschrieben, der Diskussion unterworfen, aber dass fast alle Sterne im Universum so aussehen wie die paar Dutzend in der unmittelbaren Nachbarschaft bleibt so. --Rivi 08:51, 4. Mai 2004 (CEST)
• Hat jemand ein schönes Bild von einer Sternentstehungswolke, das wir hier reinstellen können? Vielleicht gibt die erwähnte Sternentstehungsregion NGC3603 im Sternbild Schiffskiel optisch was her. Sonst nehmen wir einfach eine andere. Ich kümmere mich inzwischen noch etwas um den Text ;-).
• Gibt das Bild von eta Carinae hier einen Sinn? Es handelt sich schließlich um einen extremen und untypischen Stern, der in seiner Art im Text überhaupt nicht touchiert wird. Es genügt wohl, dass das Bild im zugehörigen Artikel erscheint, was er ja auch tut. Was meint Ihr?
  • Ob eta als Stern wirklich untypisch ist, oder nur so aussieht, weil der Nebel auf ungewoehnliche Weise im Weg ist, ist nicht sicher. Wir schauen "laengs" durch die Nebelwand, weswegen der Stern stark, um 5-6 mag, abgeschwaecht wird, aus anderen Richtungen sieht der wahrscheinlich ganz normal wie andere LBVs aus. Aber eigentlich soll es auch als Bild den Nebel am Ende des Lebens eines massereichen Sterns darstellen. Dessen Bipolaritaet ist ueblich, sieht man oft, aber eben bei eta am schoensten, auch weil der Kontrast zum Stern stark verringert ist.--Rivi 08:27, 4. Mai 2004 (CEST)
    • PS: LBVs sind ein zwar sehr kurzlebiges, aber trotzdem allgemeines Entwicklungsstadium fuer alle massereichen Sterne. --Rivi 08:51, 4. Mai 2004 (CEST)
• Kann ein Stern tatsächlich bei einer Supernova völlig zerrissen werden? Habe mal einen Artikel gelesen, danach hat man in der Theorie lange nicht verstanden, dass überhaupt eine Explosion und nicht nur ein Kollaps stattfindet. Woher soll denn die Energie kommen? Die Supernova bezieht ihre Energie ja gerade aus dem Kollaps.
  • Ja, kann er. Die Explosion ist eine zueruckprallende Implosion vom vollstaendig neutronisierten Kern, weil der Kollaps zum schwarzen Loch, der ja auch nicht immer stattfindet, nur ausnahmsweise schnell genug im Zentrum Platz macht, wenn ueberhaupt. Dabei kann der Neutronenstern auch wieder zerrissen werden. --Rivi 08:27, 4. Mai 2004 (CEST)
• Im Quelltext standen in Remarks viele sic. Hoffe, die vermisst niemand. Mir haben sie nichts gesagt. --Wolfgangbeyer 02:00, 4. Mai 2004 (CEST)
  • Wenn ich mich recht erinnere, stand es da, um einige "Verbesserer" die massereich<->kurze Lebensdauer fuer einen Tippfehler hielten, abzuschrecken. Wir werden sehen, ob die wiederkommen--Rivi 08:27, 4. Mai 2004 (CEST)
• Kann die Scheibe um den entstehenden Stern im Bild nicht erkennen. Vielleicht sollte man die mit einem winzigen Pfeil am Bildrand markieren
• Bei dem Bild des planetarischen Nebels fehlt der Hinweis auf die Bezeichnung des Objekts und auf die Art der Falschfarbendarstellung, die ich im übrigen für den hiesigen Zweck für völlig überzogen halte. Sollten wir da nicht ein schöneres Bild nehmen?
  • Danke! --Wolfgangbeyer 19:10, 5. Mai 2004 (CEST)
• Hoffe das mit der Massegrenze von 8 Sonnenmassen ist so korrekt. War im ursprünglichen Text missverständlich bis widersprüchlich dargestellt. Habe das so verstanden, dass eine anfängliche Masse von 8 Sonnenmassen in der Regel gerade zum Überschreiten der Chandasekhar-Grenze im Spätstadium führt. Einige Bemerkungen hier oben auf der Diskussionsseite verunsichern mich dabei wieder. --Wolfgangbeyer 09:21, 4. Mai 2004 (CEST)

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Gedanken über künftiges Konzept

Wir sollten uns vielleicht etwas Gedanken über das künftige Konzept für diesen Artikel machen. Zum Thema Stern kann man locker Bücher schreiben, und das Problem ist, wo ziehen wir die Grenze zwischen dem, was wir noch hier reinnehmen wollen (und wie ausführlich) und was lagern wir in weiterführende Artikel aus. srb hat auf meiner Diskussionsseite dieses Auslagern schon vor einer Woche vorgeschlagen. So ein zentraler Artikel wie Stern sollte die grundsätzlichen Phänomene und Zusammenhänge für den interessierten Laien (als dessen Advokat ich mich gerne sehe ;-)) nachvollziehbar darstellen, Lust auf mehr wecken und die nötigen Links dazu anbieten. Die Ausführungen zur Hayashi-Linie z. B. gehen für meinen Geschmack da schon zu weit. Die Linie ist nicht eingezeichnet und ihr gedanklich zu folgen und zu verstehen, warum sie so verläuft, ist nicht einfach. Und letztlich ist nicht zu erkennen, was man interessantes daraus lernt. Auch auf die Erwähnung der s- und der r-Prozesse könnte man eigentlich verzichten. Einen Weg dorthin muss der Leser natürlich haben, aber den findet er ja sofort über Neutronenanlagerung. Langfristig würde ich mir z. B. wünschen, dass wir weiter vertiefende Artikel z. B. zu den Themen Sternentstehung und Sternentwicklung haben. Was sind denn Eure Ideen dazu? --Wolfgangbeyer 19:10, 5. Mai 2004 (CEST)

Der Artikel müsste umgekrempelt werden. Hier ist keine Systematik vorhanden; die Einleitung eines Artikels muss kurz und prägnant sein; kein ellenlanger Bandwurmsatz, eine Definition, die jeden Hardcorewissenschaftler befriedigt, selbst wenn man Programmierer sein muss, um seinen Sinn zu entschlüsseln. Dann kommt so bald wie möglich das Inhaltsverzeichnis, aus dem man detailliertere Informationen ziehen kann.

Du willst nicht wirklich behaupten, dass Deine Ein-Satz-ein-Absatz Schreibweise guter Stil ist, oder? Die Einleitung besteht aus elf Sätzen in drei Absätzen. Der Artikel fängt mit der fachlich korrekten Definition an, es folgt ein Kurzüberblick, die unbekannten Worte sind nicht ohne Grund wikiverlinkt, da kann man sie naemlich nachschauen ;-). Fuer den speziellen Informationsbedarf oder den Fachmann, der die Einleitung wirklich überliest, folgt die Inhaltsangabe, von wo er den für ihn interessanten Teil direkt erreichen kann. Mehrere der von Dir eingearbeiten Sätze waren fachlich unvollständig, teilweise schlicht falsch (Weisse Zwerge entstehen z.B. nicht in Explosionen). --Rivi 17:53, 11. Mai 2004 (CEST)

Eigentlich müssten schon im ersten Satz die synonymen Begriffe "Sonne" und "Fixstern" fallen.

Die Begriffe sind nicht synonym, die Sonne ist ein Stern vom Typ G2V, viel zu speziell fuer den Allgemeinen Teil. Erst am Ende lohnt ein Abschnitt über die Sonne, weil ihre Phänomene zwar für uns auf der Erde wichtig sind, im stellarphysikalischen Zusammenhang aber oft vernachlässigt werden können. Fixstern ist ein Konzept der griechischen Philosophie, das mit Stellarphysik nichts zu tun hat.--Rivi 17:53, 11. Mai 2004 (CEST)

Und im Inhaltsverzeichnis keine Begriffe wie "Zustandsgrößen" ! - "Eigenschaften" oder "Klassifizierung von Sternen", etwas das normale Menschen verstehen. Und wo soll der Unterschied sein zwischen "aus der Sicht des Menschen" und "als physikalische Objekte" sein ?

Auf vielfachen Wunsch steht auch eine kulturhistorische Betrachtung im Artikel. Da es für die Kulturhistorik wurscht ist, ob Sterne fusionierende Plasmabälle oder Löcher im Himmelszelt sind, wurde der Teil von der Stellarphysik getrennt. --Rivi 17:53, 11. Mai 2004 (CEST)

Es fehlt der obligatorische Teil "Allgemeines", der den Begriff präzise und die Begriffsbildung erklärt. Da sollten auch kurz Sternbilder erwähnt werden. Die Verteilung der Materie im Universum ist sicher keine Angelegenheit von Stern; evtl. Weltmodell

Der Teil ist in der Tat obligatorisch, so obligatorisch sogar, dass er schon vor dem Inhaltsverzeichniss steht. Dann muss er nicht mal mehr uebertitelt werde.

Größenklasse ist falsch verlinkt, eigentlich wird es gar nicht erklärt => für so was lauter "Kurzerklärungen": die Helligkeit eines Sterns bezeichnet man in der Astronomie als Größenklasse - warum wird extern schon erklärt (hoffe ich !)

Das ist unpräzise und am Ende fachlich falsch: "die Helligkeit eines Sterns" welche, die scheinbare, auf der Erde gemessene (scheinbare Helligkeit), die tatsächliche in einer Einheitsentfernung (absolute Helligkeit), oder die totale Energieabstrahlung Leuchtkraft? "bezeichnet man in der Astronomie als als Größenklasse" Nein, Größenklasse ist nur eine Einheit, nämlich die von scheinbarer und absoluter Helligkeit. Das wird in der Tat extern erklärt, bei scheinbarer Helligkeit. --Rivi 17:53, 11. Mai 2004 (CEST)

Versucht euch mal zu erinnern, wie sich in euren Köpfen von Kindheit an das Bild von einem Stern entwickelt hat; wenn ihr versucht, den Artikel zu gliedern: in der Reihenfolge müsst ihr vor gehen.

Kaum. Wie schon an anderer Stelle geschrieben, soll die Artikelstruktur jedem das bieten, was er sucht, der Fachman kann später anhand der Inhaltsverzeichnisses einsteigen, der Nichtfachmann von vorne soweit lesen, wie er mitkommt. Ab einem gewissen Punkt ist eine Ahnung von Naturwissenschaft hilfreich bis notwendig, aber wenn der Nichtfachmann da aufhört, hat er schon sehr viel gelernt.--Rivi 17:53, 11. Mai 2004 (CEST)

Und genau die Kriterien erfüllt der Artikel nicht. Die Einleitung soll so kurz wie möglich gehalten werden, weil jeder weiß, was ein Stern oder eine Sonne ist; eine korrekte Definition sprengt jeden Rahmen, und man will ja meistens ans Inhaltsverzeichnis, weil man was Bestimmtes sucht. Die Definition kann man hinter dem Inhaltsverzeichnis immer noch bringen.

Die einleitende Begriffserklärung muss mit möglichst einfachen Wörtern, also aus dem allgemeinen Sprachgebrauch, auskommen und möglichst allgemein gefasst sein, d.h. Neutronensterne ganz selbstverständlich für Sterne gehalten werden. Die Definition muss zwangsläufig weiter aus holen. Man kann nicht einfach in einem Satz Plasma, Kernfusion und vielleicht noch Kelvin-Helmholtz-Mechanismus bringen, darauf verlinken, und darauf bauen, dass der Leser sich schon da durch klickt: der Text muss auch so verständlich sein. Der Hypertext ist nicht dazu da, den Leser durch ein Datenlabyrinth zu jagen, sondern um detaillierte Informationen auf Abruf zur Verfügung zu stellen.

Das Inhaltsverzeichnis erscheint erst auf dem zweiten Bildschirm; die Einleitung ist also zu lang. Dafür ist das Inhaltsverzeichnis zu klein und abgesehen von irritierenden Überschriften kann man nicht mal nach komplettem Durchlesen des Artikels behaupten, dass einer alle Infos finden kann, die er sucht. Wenn man einfach hinten die Links für alle fehlenden Informationen dran hängt, nutzt das wenig, wenn der Besucher nicht weiß, was ein "Roter Riese" sein soll. --Mr. B.B.C. 20:12, 11. Mai 2004 (CEST)

Hallo Mr. B.B.C., ich kann Deine Kritik an diesem Artikel nicht teilen. Ich finde nicht, dass jemand, der das Inhaltsverzeichnis sucht, Probleme hat. Alle Infos zu bieten, die jemand suchen könnte, wie Du schreibst, kann nicht die Aufgabe dieses Artikels sein. Dafür gibt es die Links. Sicher kann man an jedem Artikel noch irgendeine Möglichkeit der Verbessung finden. Aber angesichts Deiner Kostprobe von einer Einleitung, die mich weder formal, noch stilistisch noch inhaltlich überzeugen konnte, habe ich so meine Zweifel, ob Du mit Deinen Vorstellungen darüber, wie dieser Artikel auszusehen habe, auf allzu große Akzeptanz stoßen wirst. --Wolfgangbeyer 23:55, 11. Mai 2004 (CEST)~

Alle sternähnlichen Objekte sollen erwähnt sein: Brauner Zwerg, Weißer Zwerg, Gelber Zwerg, Roter Zwerg, Roter Riese, Schwarzes Loch, Neutronenstern, Pulsar etc. Darauf wird ein Link gesetzt.

Kann unter "siehe auch", im Text kann noch hin, dass Hauptreihensterne als Zwerge bezeichnet werden.--Rivi 17:53, 11. Mai 2004 (CEST)

Der Lebenslauf eines Sterns sollte kombiniert mit der Kernfusion kurz abgehandelt werden. Die verschiedenen Mechanismen wie Proton-Proton-Zyklus werden extern verlinkt. Hertzsprung-Russell-Diagramm extern; wenn jemand das HRD besuchen sollte, sollte dessen Link nach Stern aber alle aufgeworfenen Fragen lückenlos klären

Das HRD ist die Landkarte für Sterne, in ihm lässt sich fast alles darstellen. es steht nicht zum Selbstzweck da,ich sehe es sogar als absolut notwendig an. Wenn Astronomen klarmachen wollen, ein elementares Diagramm gefunden zu haben, lassen sie sich zu Aussagen wie "Das ist das HRD für dingsbums" hinreißen --Rivi 17:53, 11. Mai 2004 (CEST)

Am Ende des Artikels soll so viel erklärt sein, dass man mit wenigen Sätzen Sol abhandeln kann: Spektralklasse - Größenklasse - Alter - in ... Jahren Roter Riese - Erde futsch - Weißer Zwerg usw.

Am Ende des Artikels steht sogar alles da, damit man mit dem Satz "Die Sonne hat eine Sonnenmasse" von alleine draufkommt.--Rivi 17:53, 11. Mai 2004 (CEST)

Mr. B.B.C. 17:44, 10. Mai 2004 (CEST)

Ganz allgemein sollten IMO Artikel einen allgemeinverstaendlichen Anfang haben, aber am Ende auch Experten dienlich sein. Jeder kann dort, wo er meint genug zu wissen, aufhoeren. In diesem Fall waere ein vollstaendige Darstellung aber wirklich zu viel. Sternentwicklung war schon eine eigene Seite, aber weil es einfach fachlich erbaermlich falsch war [1], hatte ich es in einen redirect umgewandelt. Das kann man mit dem Inhalt dieses Artikels wieder richten. Stellarstatistik und -dynamik gehoeren auch z.B. viel eher in den Artikel Milchstraße. Die Teile ueber Sternbilder und Sternbezeichnungen, sowie Sternkauf wiederholen jetzt schon nur, teilweise woertlich, was in anderen Artikeln steht. Sternbenennung ist sogar ein eigener, aus dem Sternkauf komplett uebernommen wurde, ein simpler Satz mit Link haette hier IMO genuegt. Ich teile auch nicht southparks Meinung, dass der kulturgeschichtliche Teil oder gar die Seenavigation/Geodaesie nach Sternen jenseits der Linkebene eingefuehrt werden sollte. Eher schon sollte der Artikel dann nach Stern (Astronomie) verschoben werden. --Rivi 20:29, 5. Mai 2004 (CEST)

Einen Vorschlag zur Umstrukturierung, der ausser dem woertlich redundanten den Inhalt beibehaelt, findet ihr unter Benutzer:Rivi/sandbox. --Rivi 08:52, 6. Mai 2004 (CEST)

Auch nicht schlecht. Man sollte die 2 Sätze ab Aufgrund der Gravitation umkreisen diese Sterne das galaktische Zentrum ... vielleicht ans Ende des nächsten Absatzes verschieben, denn sie haben ja nichts mit der Sicht des Menschen zu tun. Was ich schade finde, ist dass der Absatz mit dem Hinweis auf die immensen Variationsbreiten von Parametern jetzt so weit nach unten gerutscht ist, der mir besonders am Herzen liegt. Ich habe immer gerne was spektakuläres am Anfang, das zu weiterlesen animiert. Aber im äußersten Notfall könnte ich auch damit leben ;-). Vielleicht auch besser Sterne aus der Sicht des Menschen als Sterne in der Sicht des Menschen? Vielleicht findet sich ja noch jemand mit Meinungen dazu und zu all den vielen anderen offenen Fragen weiter oben. --Wolfgangbeyer 20:49, 6. Mai 2004 (CEST)

Habe den Hayashi-Teil gekürzt, weil jetzt sowieso ein eigener Artikel besteht. Denke allerdings schon, dass die Hayashi-Linie zumindest im Artikel erwähnt werden sollte, da sie für die Entstehung eines Sternes zentrale Bedeutung hat. -- Epo 23:50, 6. Mai 2004 (CEST)~

So, ich habe versucht, noch mehr Kommentare einzuarbeiten und einen Gee-Whiz Absatz wegen der Parameter fuer den Header geschrieben. Der Absatz "Die Sonne als Stern" ist neu, dient vor allem dazu die Phaenomene der Sonne abzudecken, die im Rahmen des Verstaendnis der Sterne eher untergeordnet sind, aber uns prominent vorkommen, weil wir sie halt vor der Haustuer haben. Wenn kein Einspruch kommt, setzt' ich es bald rein, nachste Woche bin ich erstmal weg. --Rivi 11:04, 7. Mai 2004 (CEST)

Um mir Deinen Vorschlag genauer anzusehen, hat mir diese Woche leider die Zeit gefehlt - aber auf den ersten Blick sieht es sehr gut aus. Ich sehe eigentlich keinen Grund, warum Du es nicht reinstellen solltest. -- srb 11:18, 7. Mai 2004 (CEST)

Auch einverstanden. OK Rivi, schiebs rüber. Die neue Bilderauswahl ist prima. Vielleicht sollte man bei den Bild der Sternentstehungsregion etwas schwarzen Rand wegschneiden und auf gleiche Größe vergrößern, damit die Strukturen besser rauskommen. Das könnte man auch beim planetarischen Nebel und bei eta Carinae machen, wie mir gerade auffällt (Sitze leider gerade einem kümmerlichen PC ohne Bildbearbeitungsprogramm ;-)). Auch das mit dem r- und s-Prozess finde ich jetzt OK, da es jetzt in einem nachvollziehbaren Zusammenhang steht. --Wolfgangbeyer 13:36, 7. Mai 2004 (CEST)

M57 und die Sternentstehungsregion sind zw. 800x800 und 1024x1024 auf dem Server, gezeigt werden nur die thumbs, die gehen problemlos gleich gross zu machen. Da man nur draufklicken muss, um die Bilder in voller Pracht zu sehen, finde ich den Rand nicht wirklich problematisch. Ich werde auch die Gross-Version von etaCar hochladen, ich weiss wo es die gibt. Vielleicht finde ich sogar ein grosses Pleiadenbild. --Rivi 14:31, 7. Mai 2004 (CEST)

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Sind Braune Zwerge Sterne ?

Unter dem Wikipedia-Eintrag zu "Brauner Zwerg" findet sich die Definition:

"Ein Brauner Zwerg ist ein astronomisches Objekt, das in seiner Masse und den im Inneren ablaufenden Prozessen zwischen Planet und Stern steht". Demzufolge ist ein Brauner Zwerg kein Stern.

Zwar ist die WP keine wirklich gute Quelle, um der WP Fehler nachzuweisen ;-), aber astronomische Fachlexika sehen das auch so. Ein Brauner Zwerg wird normalerweise nicht Stern genannt. --Rivi 16:09, 7. Mai 2004 (CEST)

Sorry, da bin ich leider anderer Meinung:

1. Wenn ein brauner Zwerg kein Stern wäre, würde sich die oft gestellte Frage erübrigen, worin der Unterschied zu Planeten besteht.
2. Neben der Entstehungsgeschichte gibt es jedoch noch weitere Aspekte, die eine Einordung als Stern rechtfertigen: Auch in Braunen Zwergen findet (zeitweise) Kernfusion statt (Was macht einen Braunen Zwergen eigentlich zum Stern?)!
3. Zur Klassifizierung der braunen Zwerge wurde das Spektraltypen-Schema um die Klassen L und T erweitert (Ein Brauner Zwerg in unserer Nachbarschaft).

Es wird zwar häufig von "verhinderten" Sternen geredet, aber auch von "totgeborenen" Sternen. Nichtsdestotrotz bleiben es Sterne. -- srb 17:31, 7. Mai 2004 (CEST)

Aber wenn ihr schon die Unterscheidung treffen wollt, dann bitte auch konsequent (z.B. Bereich Sternentstehung) - und "Objekt" ist mit Sicherheit auch nicht der Weisheit letzter Schluß ;-) -- srb 17:49, 7. Mai 2004 (CEST)

Ich hab noch etwas weitergesucht: Das Problem der Einordnung der braunen Zwerge liegt tiefer.

1. die Entstehungsgeschichte ist noch nicht 100% geklärt
2. es gibt derzeit heftige Kontroversen, wie man die Objektskala unterhalb der "richtigen" Sterne ordnen soll - zum einen wurden Exoplaneten gefunden, die schon fast als braune Zwerge durchgehen, zum anderen aber auch isolierte Objekte mit Planetenmassen (siehe z.B. Defining "Planet")

Es scheint mir, dass der Begriff Objekt in erster Linie deshalb verwendet wird, da man sich aus dieser Diskussion heraushalten will - die Problematik ist also weitaus komplexer, als ich angenommen habe. Vielleicht sollten wir die Thematik hier im Sternartikel wirklich rauslassen.

Ich glaub, ich weiß schon, mit welchem Artikel ich mich als nächstes beschäftige ;-) -- srb 18:51, 7. Mai 2004 (CEST)

Ich kann ja auch nix fuer die bloede Benamsung, aber sie scheint halt ueblich zu sein. "Grosser Roter Fleck" und "Leuchtkraeftige Blaue Veraenderliche" sind auch keine rhetorischen Meisterleistungen. Die Originalquelle der astronomie.de Meldung sagt: It belongs to the so-called 'T dwarf' category of objects which straddle the domain between stars and giant planets. und evolution of the exotic objects known as brown dwarfs, halfway between stars and giant planets. Die Deuteriumfusion fuehrt, soweit ich weiss, nicht zur hydrodynamischen Stabilisierung, die Objekte kontrahieren munter weiter. Der Tenor zieht sich durch alle ESO-Quellen, die ich nachgesehen habe. Die NASA (ehrlich gesagt nicht unbedingt fuer immer fachlich praezise Formulierengen in ihrer PR beruehmt) macht's mal so, mal so. Fachquellen nennen sie oft 'substellar object' [2] setzten '"star"' in Anfuehrungszeichen [3] schreiben 'brown dwarf or a very low-mass star' bzw. 'stars and brown dwarfs' [4] [5], mit anderen Worten, alle druecken sich entweder drum herum oder sagen: Planeten sind Planeten, Sterne sind Sterne, braune Zwerge sind braune Zwerge. --Rivi 19:11, 7. Mai 2004 (CEST)

Das Herumgeeiere hab ich auch festgestellt - aber da scheint momentan einiges im Fluß (z.B. Evidence for a T Tauri Phase in Young Brown Dwarfs, Between Cool Stars and Hot Planets: Origins of Brown Dwarfs, Defining "Planet"). Irgendwie ist momentan meine Neugier geweckt - wird Zeit, dass der Artikel Brauner Zwerg demnächst etwas aufgepeppt wird ;-) -- srb 19:49, 7. Mai 2004 (CEST)

Für einen Stern ist laut Unsöld & Baschek "Der neue Kosmos" Wasserstoffbrennen charakteristisch. Deuteriumfusion reicht nicht, um ein Objekt zu den Sternen zu zählen. Dort steht auch drin, dass sie als Riesenplaneten angesehen werden können. Gruss -- Epo 13:30, 8. Mai 2004 (CEST)

Nach meinem Wissen müssen akzuell alle Definitionen in Frage gestellt werden. Dur bessere Beobachtungsmethoden entdeckt man aktuell zahlreiche neue Objekte zwischen Planet und Stern. So ist die Grenze zwischen Planeten und Braunen Zwergen ungeklärt. Man weiß (meines Wissens nach) auch nicht, ob es Unterschiede zwischen Planeten und Braunen Zwergen in der Entstehung gibt (Kontraktion aus Gaswolke oder Zusammenballung).

Genau so sehe ich das bei der Grenze zwischen Stern und Braunem Zwerg. Da sie ihre Energie nicht aus Wasserstofffusion beziehen (meinetwegen Kontraktionswärme und andere Fusions- und Zerfallsprozesse), würde ich sie keinesfalls als "echte" Sterne bezeichnen. Ich würde Braune Zwerge Braune Zerge sein lassen. Eine klare Abgrenzung ist meiner MEinung nach nicht wirklich möglich, da die Übergänge fließend sind. --GammaRay 14:50, 26. Mär 2006 (CEST)

Ein Brauner Zwerg ist ein Objekt, dessen Verbrennungsprozess verlangsamt abläuft, weil er nicht die nötige Massen hat, um das innere "Feuer" zu entwickeln. Diese verhinderten Sterne bekommen nicht den nötigen "Putsch" :-) Bessawissa94 19:58, 6. Jun. 2007 (CEST)

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Doppelstern - Drehimpuls?

"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)

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)

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Weitere Fragen und Bemerkungen

• Wasserstoffbrennen im allerersten Satz ohne Erläuterung war vielleicht nicht sehr glücklich, denn man könnte das auch chemisch interpretieren. Habe den Wasserstoff dort gleich ganz entfernt, um spätere Brennstadien nicht als Sterne auszuschließen.
• Wir sollten vielleicht nicht die Hälfte des ersten Absatzes damit bestreiten, die braunen Zwerge zu erwähnen und den Umstand dass sie keine Sterne sind. Habe diesen Text inhaltlich dorthin verschoben, wo sie im Rahmen der Sternentstehung bereits erwähnt wurden. Dort wurde übrigens alles unter 0,08 Sonnenmassen als brauner Zwerg bezeichnet.

ja - da spielen ein paar Dinge rein, die nicht explizit erwähnt werden: 1.) Bei leichten Braunen Zwergen ist die Entstehungsgeschichte noch nicht ganz geklärt, da das Jeans-Kriterium für zu niedrige Massen nicht erfüllt ist. 2.) "frei treibende" Planeten (Planemos) wurden erst vor kurzer Zeit entdeckt und ihre Entstehung ist noch unsicherer. Objekte unter 0,08 Sonnenmassen mit der beschriebenen Entstehungsgeschichte können damit eigentlich nur braune Zwerge sein. Aber Deine Präzissierung ist durchaus sinnvoll, um keine Zweifel aufkommen zu lassen. Zur Thematik braune Zwerge/Planemos/Exoplaneten hab ich mir grade etwas Literatur besorgt. Leider hab ich keine vernünftigen Übersichtsartikel gefunden, da die ganze Thematik noch relativ jung und noch stark im Fluß ist. Mal schaun, ob ich aus der Orginalliteratur den entsprechenden Themenkomplex etwas weiterentwickeln kann. -- srb 01:47, 10. Mai 2004 (CEST)

• Die Textpassage über die enormen Spannweiten von Sternparametern stand sinngemäß zweimal im Text. Habe versucht, das zu vereinigen, und da ich es als Motivation für den Leser wichtig finde, oben platziert.
• Habe die Verzahnung von Astronomie und Physik betont.
• Habe die Überschrift Räumliche Verteilung und Dynamik der Sterne wieder reingesetzt, obwohl der zugehörige Absatz nicht sehr ausführlich ist. Aber in der jetzigen Fassung hätte er etwas unmotiviert in der Gegend gestanden.
• Blaue Nachzügler ist zwar die wörtliche Übersetzung, aber ich las kürzlich in einem Artikel im Spektrum der Wissenschaft (Jan. 2003, siehe Sternkollision) über blaue Vagabunden in Kugelsternhaufen, die vermutlich durch Sternkollision entstehen. Kann es sein, dass blaue Nachzügler nur eine wörtliche Übersetzung ist, die aber im Deutschen gar nicht verwendet wird?
  • Ich habe den begriff noch nie uebersetzt gehoert, es wird immer die englische Bezeichnug "blue straggler" benutzt. Das, was da blaue Vagabunden heisst, sind wohl blue straggler, die auch noch ihren Doppelsternpartner verloren haben, also schon was anderes als blue straggler an sich. --Rivi 23:52, 9. Mai 2004 (CEST)~
    • Eine google-Suche nach blaue Vagabunden läuft tatsächlich ins Leere bis auf die Wikepedia, wo ich es reingeschrieben habe nach der Lektüre des Artikels im Spektrum ;-). Auch blue vagabond(s) ist nicht zu finden. Aber wieso verlorener Doppelsternpartner? Laut Spektrum habe sich die beiden doch vereinigt und werden so zu diesem blauen Was-auch-immer. Vermute dass blaue Vagabunden eine Wortschöpfung des Spektrum-Übersetzers (der Autor selbst ist Amerikaner) ist. Aber was hat ihn dazu bewegt von einer wörtliche Übersetzung abzuweichen? Seltsam. --Wolfgangbeyer 00:52, 10. Mai 2004 (CEST)

Ich hatte nach der Änderung auf "blaue Nachzügler" auch schon mal gegoogled - und kam zum gleichen Ergebnis. Vielleicht sollte man mal bei einer Uni oder Sternwarte nachfragen, wie die korrekte deutsche Bezeichnung lautet - falls es überhaupt eine gibt ;-)

Interessant ist auch die Herleitung von "straggler": im Wörterbuch steht nur "Nachzügler", aber "to straggle" hat noch eine weitere Bedeutung: "grow, spread, in an irregular or untidy manner" - ich könnte mir vorstellen, dass die englische Orginalbezeichung auf diese Bedeutung zurückgeht. -- srb 01:47, 10. Mai 2004 (CEST)

Koennt' mich gerne anrufen, aber dann kriegt ihr auch keine andere Antwort ;-) Es heisst auch logisch Nachzuegler, weil die Dinger blaue, schnelllebige Sterne sind, aber trotzdem in alten Haufen stehen, wo sie schon laengst haetten ausbrennen muessen. Die allgemeine Erklaerung ist, dass sie durch Masseuebertrag in der Doppelsternentwicklung viel von der Masse des Partners bekommen und dadurch massiver, also blauer im Spektraltyp, und gewissermassen verjuengt werden. Sie mit Verschmelzungsprozessen in Bezug zu bringen, ist neu, wahrscheinlich weil im Zentrum der Kugelsternhaufen Doppelsterne nicht lange genug zusammenbleiben, um die Dinger auf "kanonischem" Weg zu erzeugen. Ich hab' den Spektrum-Artikel nachgeschaut, S. 35, linke Spalte oben: "so genannte Blaue Vagabunden oder Blaue Nachzuegler (englisch: blue stragglers)". Der Name "Blaue Vagabunden" ist IMO nur in diesem Zusammenhang sinnvoll, denn Vagabunden nennt man typischerweise Objekte, die normalerweise in Systemen erwartet werden, die aber alleine stehen. --Rivi 08:15, 10. Mai 2004 (CEST)

Vielleicht sollten wir dann auch die englische Bezeichnung (auch beim Link) verwenden und die deutsche nur in Klammern setzen? Es bringt ja nichts, zwanghaft deutsche Bezeichnungen zu verwenden, wenn sie nicht gebräuchlich sind. -- srb 11:24, 10. Mai 2004 (CEST)

Ich würde es lieber wie die Zeitschrift Spektrum halten wollen, d. h. deutsch explizit und das englische in Klammern. Würde ungern die Anglifizierung unserer Sprache ohne Not unterstützen ;-).

Wenn es nur um den Artikel ginge, würde ich Dir voll zustimmen. Aber die Vagabunden sind mittlerweile von diversen Stellen verlinkt - ich hatte hier im Hinterkopf die Frage, wie der entsprechende Artikel benannt werden soll: Blaue Nachzügler, Blaue Vagabunden oder Blue Stragglers? -- srb 02:10, 11. Mai 2004 (CEST)

--Wolfgangbeyer 23:34, 10. Mai 2004 (CEST)

• Ich glaube kaum, dass Herbig-Ae/Be-Sterne ein grammatikalisch korrekter Ausdruck ist im Gegensatz zu Herbig-Ae- und -Be-Sterne. Daran ändert sich auch nichts, wenn das oft so hingeschrieben wird. Das sollten wir nicht zum Vorbild nehmen. Wenn man etwas googelt, findet man gelegentlich auch die korrekte Form, auch wenn dabei oft die im Deutschen vorgeschriebenen Bindestriche vergessen werden (wohl weil die Leute einfach zuviel engl. Fachliteratur lesen ;-)).
  • Ich fuerchte, es heisst doch "Herbig-Ae/Be-Stern". Physikalisch sind die Mechanismen bei A und B Sternen dieselben, sie fallen halt nur bei der Spktralklassifikation in die Typen A und B, funktionieren aber gleich. Ein Einzelstern ist alo schon entweder Herbig-Ae oder Herbig-Be, aber die Klasse heisst ganz sicher Herbig-Ae/Be-Sterne [6]. Daher ergibt es keinen Sinn, zwei unterschiedliche Links zum selben Phaenomen zu haben. Wenn wir Nichtastronomen richtig aergen wollen, schreiben wir uebrigens "HAeBe star" [7] oder sogar HAeBes -;-) --Rivi 23:52, 9. Mai 2004 (CEST)
    • Also gut. Hoffentlich kommt kein Germanist vorbei ;-) --Wolfgangbeyer 00:52, 10. Mai 2004 (CEST)
• Hängt die Entscheidung, ob eine Supernova ein Neutronenstern oder ein schwarzes Loch produziert, nicht hauptsächlich von der kollabierenden Masse ab? Bin auf eine obere Massegrenze von ca. 1,6 Sonnenmassen für Neutronensterne gestoßen. Diese Grenze sei aber nicht sehr präzise, da die Zustandsgleichung von Neutronensternen nicht so einfach, bzw. nur partiell bekannt ist. Sollte man besser schreiben ... hängt insbesondere von der Masse aber auch der Rotation des Vorläufersterns und dessen Magnetfeld ab statt ... hängt von den Einzelheiten der Explosion ab, die z. B. von der Rotation des Vorläufersterns oder dessen Magnetfeld beeinflusst werden, eine Formulierung, die für den Leser die Frage aufwirft, was es denn mit diesen Einzelheiten der Explosion auf sich hat.
  • Soweit ich weiss, bewegt sich das Fach hier noch auf der Stufe des educated geussing. Es sollte also sogar noch dazugeschrieben werden, das sich das dann nicht nur der Leser fragt, sondern auch noch der Astronom. --Rivi 23:52, 9. Mai 2004 (CEST)
• Habe unter Veränderliche die Pulsare erwähnt. Die hatten wir überhaupt noch nicht drin. Ist mehr eine Frage an die Spezialisten: Zählt man die eigentlich zu den Veränderlichen? Vielleicht sogar zu den Pulsationsveränderlichen (dann müsste man deren jetzige Definition etwas relativieren)? --Wolfgangbeyer 23:12, 9. Mai 2004 (CEST)
  • Nein, und das ist mir wirklich wichtig, mein Steckenpferd sozusagen: Stellare Pulsation ist physikalisch als Schwingung des Sterns wohldefiniert, Pulsare sind keine Pulsationsveraenderlichen. Man wuerde es als "rotational variablility" bezeichnen, aber Pulsare gelten nicht als Veraenderliche Sterne, weil die wirkenden Mechanismen doch gar zu unterschiedlich sind. Eine Gruppierung unter die Variablen waere daher unpraktisch, zur Untersuchung sogar irrefuehrend, da sie Gemeinsamkeiten implizierte, die es nicht gibt. --Rivi 23:52, 9. Mai 2004 (CEST)
    • Naja, aber die Bedeckungsveränderlichen zählen ja auch zu den Veränderlichen, obwohl ihre Verwandschaft zu den Pulsationsveränderlichen ähnlich fern ist wie die der Pulsare, mit denen man sie eher in eine Klasse (der geometriebedingten Veränderlichen) stecken könnte. Hm, wo tun wir sie hin? Zur Not müssten sie unter siehe auch. --Wolfgangbeyer 00:52, 10. Mai 2004 (CEST)
      • Wenn, dann bei Supernovae und Neutronensternen weiter oben. Die Bedeckungsveraenderlichen gehoren zwar mehr traditionell dazu, weil man sie damals noch nicht nach Physik sortierte, haben aber durch Effekte wie gegenseitiges aufheizen der zugewandten Seite etc. immer noch was mit Physik klassischer Sterne zu tun. Ausserdem kann man mit den Dingern fundamentale Parameter eichen, aber leider gibts praktisch keine mit Spektraltyp O und B. Echte rotationsvariable Sterne sind uebrigens auch magnetische Veraenderliche, aber Pulsare werden da nunmal nicht gewertet. --Rivi 08:15, 10. Mai 2004 (CEST)
        • Habe nach einigen vergeblichen Versuchen, die Pulsare sprachlich und gliederungstechnisch befriedigend weiter oben einzufügen, aufgegeben. Jetzt stehen sie zwar noch unter den Veränderlichen, aber außerhalb der Aufzählung und mit dem expliziten Hinweis, dass man sie nicht zu den Veränderlichen zählt. Kannst Du damit Leben, Rivi, oder sollen wir uns eine andere Lösung einfallen lassen? --Wolfgangbeyer 23:34, 10. Mai 2004 (CEST)
• Der Satz Die meisten Sterne durchlaufen solche instabile Phasen während ihrer Entwicklung, meist aber erst nach dem Hauptreihenstadium. soll zum Asudruck bringen, dass die meisten Klassen variabler Sterne im Nachhauptreihenstadium stattfinden, es aber auch auf der Hauptreihe Variabilitaet gibt, beta-Cepheiden zum Beispiel. Ich denke, der neue Satz Die meisten Sterne durchlaufen nach ihrem Hauptreihenstadium solche instabile Phasen. drueckt das weniger genau aus. --Rivi 23:52, 9. Mai 2004 (CEST)
  • Ist einzusehen. Muss jetzt aber ins Bett. Erledige die Änderungen später, falls Du es bis dahin noch nicht gemacht hast. --Wolfgangbeyer 00:52, 10. Mai 2004 (CEST)
    • Kaum, ich bin dann anderthalb Wochen weg. Schau zwar gelegentlich rein, werde aber kaum Zeit fuer ausgekluegelte Aenderungen haben. --Rivi 08:15, 10. Mai 2004 (CEST)

Hallo, Ich habe eine Frage: Welches ist der nächste Fixstern mit einem Planeten. Laut www.astronews.com ist das Epsilon Eridiani. Wieso gibt es zu diesem Stern keinen Eintrag in der Wikipedia?

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Es wäre sehr nett, wenn man in dem Artikel auch Daten zur statistischen Verteilung der Sterntypen finden würde. Man erfährt an einer anderen Stelle in der Wikipedia, daß rote Zwerge 70% der Sternpopulation ausmachen, aber das war's dann. Wieviel % Blaue Riesen ausmachen, wieviel gelbe Zwerge findet man leider nicht.

Ich glaube, das waere Thema fuer einen eigenen Artikel Massenfunktion. Wenn Du in der Zwischenzeit Googeln willst, such nach "Initial Mass Function" "IMF" "Salpeter Law" bzw. den deutschen Uebersetzungen. da gibt's ein Skript, das ich recht gut kenne. --Signal 11 ? 13:19, 31. Jul 2005 (CEST)

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Fragen zu Sternklassen und Tabelle

• 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)

• Leider finde ich meine Quelle für die Daten der Tabelle zur Schalenstruktur eines Sternes nicht mehr. Wäre prima, wenn wir da noch eine Spalte für die entsprechenden Radien hätten, da sie ja auch eine Spannweite über viele Größenordnungen hätte. Hat vielleicht jemand so eine Tabelle mehr oder weniger "griffbereit"? --Wolfgangbeyer 00:28, 21. Mai 2004 (CEST)

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)

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)

Ich konnte keine Tabelle finden, aber zwei Abbildungen, die wir aus offensichtlichen Gruenden nicht direkt verwenden koennen. Bis etwa Montag mache ich sie unter [8] und [9] verfuegbar. Sie gelten fuer 25M_sun. --Rivi 11:15, 3. Jun 2004 (CEST)

Mal eine Frage am Rande: Was soll ein Unterriese sein??? Ich glaube, dass es nur Überriesen und Rote Riesen gibt. So steht´s in all meinen Sternlektüren. --Bessawissa94 20:01, 6. Jun. 2007 (CEST)

Dann solltest Du Dir andere Sternlektüren besorgen: siehe Riesenstern, oder etwas ausführlicher in en:Subgiant -- srb ^♋ 20:48, 6. Jun. 2007 (CEST)

Gliederung

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)

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)

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)

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Elemente jenseits von Eisen

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)

Wesentlich ist wohl die Bindungsenergie pro Nukleon. Habs jetzt dementsprechend umformuliert. --Epo 18:10, 4. Jun 2004 (CEST)

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Haldus?

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)

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)

Bindestrichregeln

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)

Sterne als Punkte

Hallo Sig11, bin zu einer erweiterten früheren Version zurückgekehrt. Dass die Sterne in Wirklichkeit deutlich kleiner als die scheinbaren Punkte am Himmel sind, sollte schon klar rüberkommen. In Deiner Version vermisse ich das. Auch Astronauten sehen die Sterne kaum kleiner trotz abwesenden Turbulenzen einer Atmosphäre. Letztlich wird die Größe der Punkte durch die Sehzellengröße inkl. optisches Übersprechen limitiert. --Wolfgangbeyer 13:24, 26. Jun 2005 (CEST)

das ist mir schon alles klar (nun gut, streng genommen hab ich nur das seeing als begrenzende Aufloesung angegeben, nicht aber die "miserable" Aufloesung von ca. 1cm Oeffnung). Allerdings bin ich noch nie auf die Idee gekommen, Sterne als scheinbar gross oder klein zu bezeichnen. Fuer mich waren das immer Punkte, und selbst naiv finde ich, gibt es nichts kleineres als Punkte.

Zum einen : Denkt sich der Durchschnittsleser wirklich, das ein Punkt ne gewisse Groesse hat ?

Zum anderen, wenn dann im Text steht : Sterne sind kleiner, dann ist das extrem verwirrend, und streng genommen ja auch falsch. Was Du in Wirklichkeit meinst ist "Die scheinbare Groesse der Sterne ist kleiner, als das Aufloesungsscheibchen, das ein Beobachter sieht." Mir ist klar, dass der Satz erst am Anfang des Artikels steht, und da alles recht einfach erklaert werden sollte, aber ich hielt meine Version fuer aehnlich verstaendlich (daran koennte man noch arbeiten), dafuer aber dem Wortlaut nach korrekter (naja, plusminus seeing vs. Oeffnung). Ich dachte mir, man sollte groesser/kleiner einfach ganz draussen lassen. Sondern wirklich den Absatz von scratch neu schreiben. Manchmal ist das Festhalten an bisherigen Satzstrukturen einfach nur hinderlich. Andernseits wuerde ich in der momentanen Version einfach noch den ersten Satz aendern in "Die scheinbaren Groessen der Sterne sind aufgrund..." oder so was in der Art. Aber wie gesagt, eigentlich bezweifle ich, dass man naiv den Punkten da oben, ne echte Groesse zuordnet. --Sig11 ? 14:42, 26. Jun 2005 (CEST)

Habe noch mal etwas umformuliert. "die scheinbaren Punkte" war schon missverständlich. "Lichtpunkte" weckt vielleicht weniger die Assoziation zu mathematischen Punkten, und "scheinbare Lichtpunkte" wäre eher unsinnig. Ich denke schon, dass viele Laien, sofern sie darüber überhaupt nachdenken, glauben, diese Lichtpunkte würden die Größe der Sterne wiederspiegeln. Auf die Idee, die Sterne könnten noch sehr viel kleiner sein, dürften sogar eher nur wenige kommen. Schließlich neigen wir dazu, das, was wie sehen, für die Realität zu halten. Ich denke, viele Laien nehmen Sterne als gleich entfernte und gleich große aber unterschiedlich helle Lichtpunkte wahr. Daher ja auch die völlig unhaltbare Bezeichnung "Himmelskuppel", die diese Illusion so treffend charakterisiert. --Wolfgangbeyer 17:19, 26. Jun 2005 (CEST)

"Sterne müssten aufgrund ihrer enormen Entfernung in Wirklichkeit noch deutlich kleiner erscheinen als die wahrgenommenen Lichtpunkte am Himmel es nahelegen." Das scheint mir sprachlich mehr als grenzwertig und kaum verständlich zu sein ;-). --Wolfgangbeyer 23:52, 27. Jun 2005 (CEST)

Hmmm, ich muss wohl Deinen Post von 17:19, 26. Jun uebersehen haben. Aber trotzdem wuerde ich am Liebsten schreiben Die scheinbaren Größen der Sterne sind aufgrund ... - aber das hoert sich auch bloed an. Vielleich faellt mir ja irgendwas mal ein - aber irgendwie gefaellt mir das "kompromisslose" "Sterne sind kleiner" nicht :-) ... --Sig11 ? 00:57, 28. Jun 2005 (CEST)

Aber sie sind nun mal kleiner ;-). Und das für den Laien verblüffende - fast schon schockierende - daran macht ja gerade diese Formulierung so informativ und damit wertvoll, finde ich. --Wolfgangbeyer 01:07, 28. Jun 2005 (CEST)

Sternenmasse

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)

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)

Magnetfeld

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)

Ich bin mir auch nicht sicher, aber bevor was falsches da steht, habe ich lieber gar nichts stehen. Soweit ich weiß sind es 0,3 Tesla, aber 3000 Gauß. Allerdings ist der Satz davor: "Diese Sternflecken bedecken oft bis zu einem Drittel der Oberfläche von Sternen mit extrem starken Magnetfeldern von vielen tausend Gauß." Und da die Sonne (ohne Berücksichtigung der braunen Zwerge) ein durchschnittlicher Stern ist, wäre es sehr unwahrsch, dass ein normaler Stern ein um den Faktor 3000 schwächeres Magnetfeld als der Durchschnitt hat. --Krasnoj 01:42, 26. Jan 2006 (CET)

Hab inzwischen mal andere Wikipedia Artikel gesucht und bin auf der Sonne selber ( [[10]] gelandet. Dort steht: "Die Magnetfeldstärke im Umfeld der Sonnenflecken kann bis zu 0,3 Tesla (3.000 Gauß) betragen und ist somit tausendmal stärker als das irdische Magnetfeld an der Erdoberfläche." Also entweder stimmt der englische Wikipedia Artikel, oder der deutschsprachige Überhaupt nicht. Aber ich halte die deutsche Version für glaubwürdiger. Auf [[11]] wird die Feldstärke der Erde mit 30 bis 60 Mikrotesla angegeben. Das entspricht 30*10^-5. Die Zahl des englischsprachigen Wikipedia würde dann bedeuten, dass das Sonnenmagnetfeld nur 10x stärker als das Magnetfeld der Erde ist. Das kann ich bei Stromstärken im Kern von 10¹² Ampere und 109 fachen Radiusunterschied nicht glauben. --Krasnoj 01:55, 26. Jan 2006 (CET)

Die Dipolstaerke am Pol ist etwa 50 G, sonstwo auf der Oberflaeche eher diese 1 bis 5, in Sonnenflecken einigen tausend wegen der MHD-Aufwicklung der Flussroehren. Die Sterne mit riesigen Flecken sind moeglicherweise juenger, und sicher nicht so "normal" wie die Sonne. Die Flecken dort sind so gross, dass man die 3000 Gauss auch fast als Dipol modelliert, und nur kleinere Aenderung im Quadrupol anbringt --Rivi 02:46, 26. Jan 2006 (CET)

Mutmaßungen?

"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)

"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." - Restwärme von der Kernfusion? Bei den weißen Zwergen und Neutronensterne kommt die Wärme vor allem aus der Umwandlung der potentiellen Energie.

"Im Verlauf seiner Entwicklung bewegt sich der Stern im Hertzsprung-Russell-Diagramm." - 'Bewegt sich' kommt mir auch gewagt vor, auf der Zeitskala der Sternenlebensdauern macht er wohl ein bis drei Sprünge (Bewegungen innerhalb weniger Jahrtausende) im Diagramm, bleibt aber sonst immer am gleichen Fleck.

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)

Meinungen dazu?

Sterne sin schön!!!!!!!!!

Sterne sind sehr wichtig! Denken wir mal an die Sonne!? Was würden wir ohne der Sonne tun? Wir köönnten gar nicht leben!! Auch wenn es nur einen Stern gibt der Sonne heisst, ich denke, alle anderen Sterne spielen auch eine große Rollle in unserem Leben.

Leuchtkraft viel höher

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)

zur maximal moeglichen Leuchtkraft vielleicht hier lesen? http://de.wikipedia.org/wiki/Eddington-Grenze -- 91.65.136.160 22:48, 17. Dez. 2009 (CET)

Sternen Namen geben

Was ist von solchen Angeboten zu halten, idn die dubios oder seriös (bzw. gibt es eine internationale Stelle die Sternennamen verwaltet? [12] --E-qual !!! 17:18, 8. Feb. 2007 (CET)

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)

Temperaturangaben

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)

Da stimme ich zu. Zumal in der Tabelle der Unterschied der Skalen sowieso ignoriert ist. Ich schlage vor die spalte mit den Nullen (Celsius) zu entfernen. Wer sich 6 nullen nicht vorstellen kann, der sollte nach einem Kinderlexikon suchen. Ich setze das um, wenn nicht in den nächsten Tagen noch schlagende Gegenargumente kommen.--Rikki-Tikki-Tavi 00:47, 13. Apr. 2007 (CEST)

Hallo alle zusammen,
habe die betreffende Tabellen-Spalte eben entfernt.
Mit freundlichen Grüßen .. Conrad 16:44, 13. Apr. 2007 (CEST)

Datenblatt

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)

Hallo Netazon, das wäre eine sehr ehrgeizige Aufgabe. Vielleicht kannst du meine Fragen mit aufgreifen. Viel Erfolg! Dantor 23:11, 17. Mai 2007 (CEST)

Toter Weblink (erl.)

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: [13]. --ViewerBot 02:46, 29. Sep. 2007 (CEST)

Missverstaendliche Aussage

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)

"Fester Stern"

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))

Kernfusion ist nur bei "genügend leichten" Elementen möglich. Das ist jetzt keine vollständige Antwort, aber ein Anfang :) --85 ^[?!] 17:30, 30. Mai 2008 (CEST)

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)

Vielen Dank für die Antwort! :-) --PentiumII 12:09, 10. Jan. 2009 (CET)

Wie ensteht Sternrotation?

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)

Kapitel Übersicht

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)

Untere Masse des Heliumbrennens

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)

Masse des Eisenkern?

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))

Überarbeiten

Massenweise MADs (Multi-Autoren-Doppelungen) Eines exzellenten Artikels unwürdig. Cäsium137 (D.) 03:13, 7. Apr. 2009 (CEST)

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)

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)

Aus welcher Entfernung wäre unsere Sonne mit bloßen Auge zu sehen

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)

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)

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)

Oberfläche

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)

Könnte man nicht mit einer Raumfahrtmission zur Sonne abklären, wo die Oberfläche genau ist? Liebe Grüße --Volker Paix^blabla? 16:26, 4. Dez. 2009 (CET)

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)

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)

löffel

was ist mit dem löffel genau gemeint ? (nicht signierter Beitrag von 78.53.39.46 (Diskussion | Beiträge) 15:00, 18. Dez. 2009 (CET))

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)

Stickstoffbrennphase

In der Tabelle mit den Brennphasen steht zwischen der C- und O-Brennphase eine N-Brennphase angegeben.

Das habe ich korrigiert. Korrekturangabe: Es gibt keine Stickstoffbrennphase. Hier wurde offensichtlich N mit Ne verwechselt. Siehe bitte auch den Artikel http://de.wikipedia.org/wiki/Neonbrennen

Meine Korrektur von N auf Ne wurde von Gerhardvalentin rueckgaengig gemacht mit der Begruendung "WP:TF beachten und keine beleglosen Vermutungen in den Artikel stellen."

Lieber Herr Valentin, bitte klaeren Sie mich doch ueber diese mysterioese Stickstoff-Brennphase auf. ;-)

Alternativ waere anzuregen, lieber selbst mal nachzulesen (am besten gleich hier: http://de.wikipedia.org/wiki/Nukleosynthese) und sich kundig zu machen, wo denn nun der Fehler liegt und vielleicht Ihre Rueckgaengigmachung rueckgaengig zu machen ;-D

-- 91.65.136.160 23:08, 17. Dez. 2009 (CET)

Nachtrag: Habe die falsche Rueckgaengigmachung nochmal berichtigt und auch die Darstellung der Tabelle ein wenig verbessert.

Hoffentlich kommen jetzt nicht wieder selbsternannte Zensoren, die mit absurden Vorwuerfen wie "WP:TP" nur zeigen, dass sie Dinge "korrigieren", die sie zu verstehen offensichtlich nicht nicht die Muehe machen.

So geht Wikipedia nieder. Schade. -- 91.65.136.160 23:57, 17. Dez. 2009 (CET)

Deiner Ansicht nach wird Stickstoff nicht in Sternen erbrütet? Wo kommt er dann her? Bitte kläre das erst hier in der Artikeldisku ab, bevor du wieder den Artikel änderst. Gruß --Gerhardvalentin 00:12, 18. Dez. 2009 (CET)

Lieber Gerhardvalentin, es ist schon faszinierend, selbst zu erleben, warum Wikipedia vor die Hunde geht.

Sie haben offensichtlich sich nicht die Muehe gemacht, die Artikel zu lesen, auf die ich verwiesen habe. Sonst waere Ihnen klar, dass N in saemtlichen Brennphasen der Sterne entsteht.

Es geht bei der Bezeichnung um den Hauptbrennstoff der jeweiligen Brennphase! Deshalb gibt es keine "Stickstoff-Brennphase", sondern eine Neon-Brennphase!

Wenn Ihnen das noch nicht einsichtig ist, googeln Sie einmal nach den Worten Neonbrennen und Stickstoffbrennen. Beim ersteren bekommen Sie Hunderte Treffer aus der Kernphysik, beim letzteren ein Haeufchen Treffer aus der Schweisstechnik.

Und was soll der Kommentar, "[meine IP] ändert in der Tabelle "Stickstoff" in "Helium". Ist das korrekt? Bitte klären helfen. Danke"?

Ich habe "Stickstoff" in "Neon" geaendert, also in "Ne". "Helium" ist aber nicht "Ne", sondern "He". Hoffe, ich konnte klaeren helfen.

Da Ihr Kommentar jedoch eine sichtliche Falschdarstellung ist (nicht aus Absicht, sondern aufgrund mangelnder Sorgfalt), beschraenke ich mich auf das Hinzusetzen eines weiteren Kommentars, damit die Qualitaetssicherung nicht durch die falsche Darstellung einen unzutreffenden Eindruck bekommt, was hier abgegangen ist/abgeht.

Hoffe, nun geschafft zu haben, Ihnen den Fehler einsichtig gemacht zu haben.

Sicherlich ohne es zu wollen, haben Sie durch Ihre unzureichende Nachforschung mit Ihren Rueckgaengigmachungen Vandalismus betrieben. (-> http://de.wikipedia.org/wiki/Vandalismus#Virtueller_Vandalismus)

Ich bitte Sie um mehr Sorgfalt bei der Rueckgaengigmachung von Korrekturen Anderer.

Ich werde Ihre "Korrektur" nicht rueckgaengig machen, in der Hoffnung, dass die Qualitatssicherung die Sache selbst in die Hand nimmt und mal mit Ihnen ein wenig ueber Grundsaetzliches in Sachen Sorgfalt redet.

Gruss -- 91.65.136.160 10:15, 18. Dez. 2009 (CET)

Will mich ja nicht unbedingt einmischen, aber m. M. nach hat schon die IP Recht. Stickstoffbrennphase scheint es nicht zu geben. Wenn Stickstoff durch einen anderen Stoff erbrütet wird, dann ist das ja selbst nicht die Stickstoffbrennphase. --FrancescoA 13:24, 18. Dez. 2009 (CET)

In welcher Brennphase der Stickstoff (vielleicht auch als Nebenprodukt) erzeugt wird, habe ich hier in der WP leider nicht gefunden. In John Gribbins Buch Geschöpfe aus Sternenstaub steht auf Seite 138: "...Ich möchte lediglich betonen, dass der in Sternen ablaufende Kohlenstoffzyklus den Stickstoff erzeugt, auf den Leben, wie wir es kannen, angewiesen ist." Aber weder in Kohlenstoffbrennen noch in en:Carbon_burning_process steht ein Wort über den Stickstoff. --FrancescoA 13:49, 18. Dez. 2009 (CET) In en:Nitrogen steht widerrum, dass der Großteil des Stickstoffs im CNO Zyklus erzeugt wird. --FrancescoA 14:00, 18. Dez. 2009 (CET)

Stickstoff entsteht auf verschiedene Weise. Im Bethe-Weizsäcker-Zyklus entstehen beide stabilen Isotope N-14 und N-15 (Fusionsreaktionen sind in der Mitte des Artikels gelistet). Diese bleiben erhalten, soweit sie nicht weiter fusioniert werden.

Weiterhin entsteht in allen Brennphasen ab dem Kohlenstoffbrennen Stickstoff und andere Elemente durch Neutronenanlagerung. Beim Wasserstoffbrennen und Heliumbrennen geschieht dies noch nicht, da bei diesen Fusionstypen noch keine Neutronen freigesetzt werden. Ebenso spielen der s-Prozess, r-Prozess und der p-Prozess eine Rolle beim Entstehen von z.b. Stickstoff.

Denkbar erscheint mir auch noch die Moeglichkeit von Photodesintegration (besserer Artikel: en:Photodisintegration).

Ob insgesamt die CNO-Reaktion tatsaechlich fuer den Grossteil des Stickstoffs verantwortlich ist, kann ich nicht beurteilen. Vielleicht gibt es ja eine verbreitete Fissionsreaktion, die N-14 oder N-15 als Zerfallsendprodukt hat? Zu bedenken waere allerdings die kurze Dauer der Brennphasen ab dem Kohlenstoffbrennen im Vergleich mit der Wasserstoffbrennphase. Kann soviel N in diesem Zeitabschnitt entstanden sein?

Mich wuerde es auch interessieren, denn der Grund, mich durch diese Artikel durchzulesen, ist eben die Frage, wie die ganzen Elemente entstanden sind.

Gruss

-- 91.65.136.160 17:29, 18. Dez. 2009 (CET)

War mein Fehler gewesen, pardon!  Habe den von mir gesetzten QS-Baustein wieder herausgenommen. Grüße --Gerhardvalentin 21:08, 18. Dez. 2009 (CET)

Das ganze ist auch nicht so einfach und solange man widersprüchliche Aussagen findet, ist es verwirrend. Auch ich wäre dafür, den Sternartikel nochmals zu überarbeiten, so dass er leichter verständlich und klarer ist. Aber da trau ich mich selbst nicht ganz drüber. ;) --FrancescoA 22:52, 18. Dez. 2009 (CET)

Denjenigen, die es genauer wissen möchten, kann ich doi:10.1103/RevModPhys.74.1015 und doi:10.1016/j.nuclphysa.2005.01.005 empfehlen, beides ausführliche Reviews über die verschiedenen Brennphasen. Viele Grüße --Orci Disk 12:09, 25. Dez. 2009 (CET)

Einleitung - Definition eines Sterns

Die Einleitung in en:star A star is a massive, luminous ball of plasma that is held together by gravity.. Hier: Als Stern (lat. stella und astrum, ahd. sterno) wird in der Astronomie eine massereiche, selbstleuchtende Gaskugel bezeichnet. Ist es jetzt Plasma oder Gas? --FrancescoA 14:13, 18. Dez. 2009 (CET)

Eine gute Frage. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm ist die schwaechste Kategorie der selbstleuchtenden Sterne die der Braunen Zwerge. Diese Sterne haben zwar eine Kernfusion und sind damit selbstleuchtend. Ihr aeusserer Bereich bzw. die Oberflaeche jedoch ist schon so kalt, dass das Material nicht mehr im ionisierten (und damit lichtdurchlaessigen) Plasmazustand, sondern im (vergleichsweise lichtundurchlaessigen) Gaszustand ist. Daher sind diese Sterne auch die lichtschwaechsten. Andererseits gibt es Gaswolken (fuer weitere Artikel hierzu klicken: http://de.wikipedia.org/w/index.php?title=Spezial%3ASuche&search=gaswolke&go=Artikel), die aufgrund der Reibungswaerme bereits jenseits von 5000K erhitzt sind, sich im Plasmazustand befinden und enorm lichtstark sind. Hier hat sich die Materie noch nicht genug komprimiert und erhitzt, dass die Kernfusion einsetzen kann.

Ist also gar nicht so einfach, zu definieren, was ein Stern ist und was kein Stern mehr ist...

-- 91.65.136.160 16:37, 18. Dez. 2009 (CET)

Man könnte vielleicht beides angeben: eine Gas oder Plasmakugel. Andererseites ist ein weißer Zwerg oder Neutronenstern wieder völlig anders. das müsste man auch noch ergänzen. --FrancescoA 17:40, 18. Dez. 2009 (CET)

M.E. ist "Gas" ein geeigneter Überbegriff für alle Aggregatzustände, die in Frage kommen. Weiße Zwerge bestehen vornehmlich aus Elektronengas, das eigentlich auch ein entartetes Plasma ist. Man kommt da in Teufels Küche, wenn man anfängt Sätze mit "oder dies, oder jenes" in die Einleitung zu schreiben. --CWitte ℵ₁ 10:56, 23. Dez. 2009 (CET)

Dass die Astronomen heute die Venus nicht mehr als Stern bezeichnen, liegt nur daran, dass das deutsche Wort für Planet - Wandelstern - aus der Mode gekommen ist. Eine Holzschraube würde auch dann eine Schraube bleiben, wenn sich ein Fremdwort anstelle von Holzschraube durchseten würde.

Nicht nur in der Umgangssprache werden Planeten als Sterne bezeichnet, sondern auch in Literatur, Dichtung und Liedern gehören die Planeten zu den Sternen. Es heißt ja "Sonne, Mond und Sterne" und nicht "Sonne, Mond,Sterne und Planeten". Frodo, 18. Jan. 2010 (nicht signierter Beitrag von 194.208.176.29 (Diskussion | Beiträge) 21:32, 18. Jan. 2010 (CET))

Unstimmigkeit bei den gesamten Spätphasen der Entwicklung

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))

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)

Ok, Ok. "Er" (http://...) behauptet, da hätte es schon ein SN gegeben. Frage ich mich, wieso da ein sternähnliches Objekt mit einer Leuchtkraft von 1E6 Sonnenleuchtkräften (größenordnungsmäßig, weiß jetzt nicht, ob die Zahl stimmt) zu sehen ist, was vor dem Ausbruch mit ähnlihcer Helligkeit auch schon da war. Und wo sind dann die so charakteristischen Linien der Zerfallsprodukte der SN, woran man das Ereignis doch 100%ig festnageln könnte? Also, vergessen wir's. Viele WR-Sterne leuchten in ihren eigenen abgestoßenen Hüllen und bei Eta Car gibt es mehrere solche Hüllen - es ist nicht der einzige Ausbruch gewesen. Bei Eta Car sieht es also so aus, als existiert eine extrem instabile Hülle, die ihn aussehen läßt, wie ein Roter Überriese, um einen sich entweder von der Hauptreihe wegentwickelnden Stern oder um einen vor unseren Augen enstehenden WR-Stern in mehreren abgewehten Hüllenresten. Ob LBV oder nicht: Es scheint ein Stern zu sein, der irgendwie seine Leuchtkraft erhöhen will, und seine Atmosphäre dem steigenden Strahlungsdruck in ziemlich heftigen Schüben alle paar 1000 Jahre nachgibt. -- 91.40.103.86 23:33, 27. Apr. 2010 (CEST)

Fehler bei Spätphase / Massearme Sterne bis zu 0,3 Sonnenmassen

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)

Zahl der sichtbaren Sterne

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)

Der Wertebereich einiger Zustandsgrößen

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)

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)

Leben

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)

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)

Man könnte hinzufügen, Leben "wie wir es kennen". --FrancescoA 11:25, 27. Jun. 2010 (CEST)

Untere Masse des Heliumbrennens, Teil 2

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)

Stella, Astrum...

Lieber Autor,

gerne würde ich ergänzen, dass das Lateinische ein weiteres (für Fremdworte relevantes) Wort für "Stern" kennt: sidus. Daher das "siderische Jahr" uvm.

<hiero>D18 D18 D18</hiero> 87.175.145.43 17:28, 6. Jul. 2010 (CEST)

Wo befindet sich R136a1 ?

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: [14]

Somit müßte der zitierte Text bei "Stern" modifiziert werden? Liebe Grüße aus Darmstadt! Rolf29 18:26, 21. Jul. 2010 (CEST)

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)

Im Artikel den Fehler der Örtlichkeit berichtigt Liebe Grüße aus Darmstadt! Rolf29 22:58, 21. Jul. 2010 (CEST)

Doppeldeutiger Satz

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))

Jetzt besser? --Wrongfilter ... 11:15, 7. Okt. 2010 (CEST)

Sternenentwicklung abkoppeln

Hallo,

ich würde für eine Abkopplung der Sternenentwicklung plädieren aus Gründen der Übersichtlichkeit insbesondere für Fachfremde. Weiterhin ist die Entcklungsbebilderung nur halbkorrekt, da ein Weißer Zwerg ohne Novae enstehen kann und da vermutet wird dass Stern auch sofort zum Schwarzen Loch kollabieren können.-- TuxFighter 15:07, 8. Nov. 2010 (CET)

Ehm, die Sternentwicklung ist eh als eigene Hauptüberschrift "abgekoppelt". Ja, beim Schemabild fehlt der Pfeil, vom Roten Riesenstern zum Weißen Zwerg. Kannst du eine Quelle nennen, wo ein Stern sofort zum schwarzen Loch (ohne Supernovaphase) kollibieren kann? --FrancescoA 15:24, 8. Nov. 2010 (CET)

Geht wohl nur ganz ohne Stern, also direkt aus dem Gas, aber nicht mit:

www.nature.com/nature/journal/v466/n7310/full/nature09294.html

adsabs.harvard.edu/abs/2010MNRAS.402.1249S

--134.171.184.7 15:31, 11. Nov. 2010 (CET)

Doch das geht ab ~50 Sonnenmassen, so wird es jedenfalls vermutet, auch wenn es gegenteilige Behauptungen gibt. Auch wenn ich im Unsöld und Astrophysics nichts gefunden habe, meine ich es aber in irgendeinem Buch auch mal vernommen zu haben. http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=the-biggest-bang-theory, http://www.newscientist.com/article/dn16823-massive-young-star-explodes-before-its-time.html, http://www.springerlink.com/index/cgpxbm7men3yrhp5.pdf-- TuxFighter 18:27, 11. Nov. 2010 (CET)

Gibt natürlich auch solche aktuellen Meldungen: http://www.sciencedaily.com/releases/2008/09/080917145139.htm http://www.spacetelescope.org/news/heic0211/--TuxFighter 20:06, 11. Nov. 2010 (CET)

Ich habe jetzt mal einen groben Schnitzer bei dem Schema der Sternentwicklung (Sternentwicklung.png) korrigiert; aus Supernovae kann nie ein weißer Zwerg hervorgehen (Supernova 1a hinterlässt kein kompaktes Objekt, Kerne der Kernkollapssupernovae überschreiten prinzipiell die Chandrasekhar-Grenze). Dagegen bleibt von roten Riesen oft ein weißer Zwerg übrig (wird bei der Sonne so sein). Problematisch ist an der Abbildung noch, dass sich die angegebene Grenzmasse bzgl. den roten Zwergen auf die gesamte Sternmasse bezieht, die anderen Grenzmassen jedoch nur auf den massiven Kern; ist in diesem einfachen Schema aber wohl nicht viel besser zu gestalten, deshalb lasse ich es erst mal so. --Jan Krieg 00:38, 21. Jan. 2011 (CET)

Der Begleiter von „OGLE-TR-122“

Hallo,
unterlaßt doch bitte mal eure Bearbeitungskriege.^[15] 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)

Sternfarben

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)

Entfernter Abschnitt

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)

Scheinbare Bewegung des Sternenhimmels

Also, mal abgesehen davon, dass ich nicht verstehe, warum da ein Unterschied zwischen Nordhalbkugel und Südhalbkugel sein sollte, steht in dem Abschnitt auch zusammengefasst:
Ich stehe auf Nordhalbkugel - kucke in Südrichtung - scheinbare Bewegung im Uhrzeigersinn (umgekehrt bei Blick in Nordrichtung)
Ich stehe auf Südhalbkugel - kucke in Südrichtung - scheinbare Bewegung im Uhrzeigersinn (umgekehrt bei Blick in Nordrichtung)
Was heisst, dasselbe gilt auch laut Artikel für den Aufenthalt auf beiden Halbkugeln, und es scheint überflüssig und verwirrend, da zu unterscheiden. Falls da aber doch ein Unterschied ist, der mir entgangen sein sollte, sollte der herausgearbeitet werden. Skuckem 20:31, 1. Sep. 2011 (CEST)

Du hast falsch zitiert, der Unterschied ist herausgearbeitet: einmal drehen sich die Sterne im Gegenuhrzeigersinn um den Himmelsnordpol und einmal im Uhrzeigersinn um den Himmelsüdpol. In der jeweiligen Gegenrichtung ergibt sich keine Drehung um einen Pol, weil der Pol da nicht sichtbar ist, sondern eine Drehung von Ost nach West, wo bei einmal Osten links ist und das andere mal rechts, je nach dem ob die "Gegenrichtung" in Richtung Süden oder in Richtung Norden ist. Es ist wohl etwas verwirrend, aber genau so verwirrend ist es auch in der Realität für den jeweiligen Bewohner auf der jeweils ungewohnten anderen Halbkugel, noch dazu weil z.B. - für uns Nordländer ungewohnt - die Sonne südlich des Äquators (meist) Mittags im Norden steht. StephanPsy 22:06, 1. Sep. 2011 (CEST)

Ich habe gar nicht zitiert, insofern ist der nicht ganz triviale Vorwurf des falschen Zitierens unangebracht. Ich zitiere diesmal, wörtlich, mit Auslassungen um die Übersicht herzustellen:

"Für den Beobachter auf der Nordhalbkugel der Erde (..) gilt: Bei Blickrichtung nach Norden dreht sich (..) der Sternenhimmel im Gegenuhrzeigersinn (..). Bei Blickrichtung nach Süden verläuft die scheinbare Bewegung der Sterne (..) im Uhrzeigersinn (..). (..)

Für den Beobachter auf der Südhalbkugel (..) gilt: Bei Blickrichtung nach Süden dreht sich während der Nacht der Sternenhimmel im Uhrzeigersinn (..). Bei Blickrichtung nach Norden verläuft die scheinbare Bewegung (..) im Gegenuhrzeigersinn (..)."

Also, nach wie vor: Blick Norden -> Gegenuhrzeigersinn, Blick Süden: Im Uhrzeigersinn, auf beiden Halbkugeln.

Da sich der Sternenhimmel scheinbar um die Erdachse dreht, könnte man die Poldrehung mittels eines Satzes wie "Auf der Nordhalbkugel scheinen sich die Sterne um den Nordpol zu drehen, auf der Südhalbkugel um den Südpol" erläutern, wenn man das für notwendig erachtet. Ich würde das aber auch verwirrend (und falsch, weil es sich wie gesagt um die Achse handelt) finden, was die Aussage auf "Auf der Südhalbkugel kann man besser Richtung Südpol kucken" reduziert, wahlweise "Wenn ich auf der Südhalbkugel Richtung Pol schaue, ist das wahrscheinlich der Südpol und dann ist Osten links". Genau das wiederum scheint mir nicht sinnvoll. Denn auch, dass Osten rechts ist, wenn ich nach Norden kucke, und links, wenn ich nach Süden kucke, scheint mir auf beiden Halbkugeln gleich (und im Kontext gleich irrelevant). Ich möchte gerne wiederholen: Es scheint, was die Himmelsrichtung der scheinbaren Sternhimmeldrehung angeht, überflüssig und verwirrend, zwischen Nordhalbkugel und Südhalbkugel zu unterscheiden. Wo man unterscheiden könnte, ist die Sichtbarkeit der jeweiligen scheinbaren Drehachse. Wenn also die scheinbare Himmelsrichtung Ost - West unabhängig von der Halbkugelposition erläutert ist, könnte man etwas sagen wie: "Auf der Nordhalbkugel ist die Achse der scheinbaren Sternendrehung über dem Nordpol zu sehen, auf der Südhalbkugel über dem Südpol". Dann würde man nicht mehr denken, dass die scheinbare Drehrichtung des Sternenhimmels sich auf Nord- und Südhalbkugel unterscheidet, was der Text so impliziert. Skuckem 18:24, 2. Sep. 2011 (CEST)

HE 1523-0901

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))

Zünden

... 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)

Entfernungen im Weltall

Wie wird die Entfernung zu einem Stern gemessen/ festgestellt?--95.223.226.123 16:53, 12. Aug. 2012 (CEST)

Suche nach Entfernungen im Weltall → Entfernungsmessung (Abschnitt Die Galaxien und das Weltall). Liebe Grüße --Volker Paix  ^… 10:44, 13. Aug. 2012 (CEST)

Neutronensterndichte

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)

Sternentstehung

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)

Größenvergleich Sterne

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

Zusammensetzung aus Gas und Plasma

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))

Gesprochene Version des Artikels

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)

Frage: " = Bogensekunde?

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)

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)

Bezeichnung für erloschene Sterne

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)

Gas und Plasma

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)

ähnlich der Sonne?!

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 (lateinisch stella und

astrum

, 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)

Gute Idee. Mach es! :-) --RokerHRO (Diskussion) 11:30, 17. Sep. 2016 (CEST)

Warum wurde diese Änderung einfach ohne Kommentar wieder rückgängig gemacht, obwohl sie gut begründet war? --Vluger (Diskussion) 09:47, 29. Jan. 2017 (CET)

Anzahl sichtbarer Sterne

Im Abschnitt Stern #Übersicht steht:

„Mit bloßem Auge sind am gesamten Himmel je nach Luftgüte etwa 2000 bis 6000 Sterne zu erkennen, in Stadtnähe jedoch weniger als 1000.“

Im Abschnitt Stern #Verteilung der Sterne am Himmel steht:

„Mit bloßem Auge sind unter optimalen Bedingungen Sterne bis zur sechsten Größenklasse erkennbar. Am irdischen Nachthimmel sind dies maximal 5000, d. h., auf der sichtbaren Himmelshälfte rund 2000. Diese Zahl gilt für völlig klare Luft und sinkt durch die industrielle und städtische Lichtverschmutzung oft auf nur 300–500, in den Stadtzentren sogar auf 50–100 Sterne.“

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)

Artikelqualität / Übersichtlichkeit

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)

Letzte Brennphasen: Fragwürdige Massenangaben und Konsistenz

Unter Letzte Brennphasen finden sich zwei Abschnitte, die ich für fragwürdig, wenn nicht falsch halte und die mit anderen Wikipedia-Artikeln im Widerspruch stehen:

1.) "Massereiche Sterne zwischen 2,3 und 3 Sonnenmassen erreichen nach dem Heliumbrennen das Stadium des Kohlenstoffbrennens, bei dem Elemente bis zum Eisen entstehen. [...]" Im Artikel zum Kohlenstoffbrennen steht jedoch, dass es erst ab 4 Sonnenmassen möglich ist. Zudem bildet sich dabei kein Eisen, sondern eine Reihe leichtere Elemente wie Neon, Sauerstoff, Natrium und Magnesium.

2.) "Massereiche Sterne über 3 Sonnenmassen verbrennen in den letzten Jahrtausenden ihres Lebenszyklus praktisch alle leichteren Elemente in ihrem Kern zu Eisen. [...]" In den Artikeln zum Neon-, Sauerstoff- und Siliciumbrennen werden aber mindestens 8 Sonnenmassen als erforderlich genannt (und erst beim Siliciumbrennen entsteht überhaupt Eisen).

Ich halte die Angaben in den Einzelartikeln zu den verschiedenen Brennphasen für richtig. Erst ab 8 Sonnenmassen kann sich ein Eisenkern bilden, was z.B. für den Kollaps zum Neutronenstern und eine Kernkollaps-Supernova wesentlich ist. Auf ähnliche Ungereimtheiten bin ich übrigens im Artikel über Schwarze Löcher gestoßen, siehe bitte die dortige Diskussion.

Allerdings bin ich kein Physiker und möchte daher nicht einfach etwas ändern. --ReincarnatedBuddha (Diskussion) 15:01, 18. Sep. 2018 (CEST)

Ein riesiges Problem in all diesen Artikeln ist der Mangel an Einzelnachweisen. Es ist daher schwierig, das zu überprüfen. Die Modelle, auf denen solche Zahlen beruhen, sind außerdem in den letzen Jahrzehnten ständig verbessert worden, so dass die Zahlen hier auch auf veralteter Literatur basieren könnten. Ich plädiere daher dringen dafür, dass eine neue verlässliche Quelle genutzt wird, um das zu überprüfen. Leider ist meine Literatur, die ich habe, aus dem letzten Jahrtausend. Der Satz, dass beim Kohlenstoffbrennen Eisen entsteht, ist falsch. Ich könnte mir vorstellen, dass sich dies aus der angegebenen Literatur (Kippenhahn&Weigert Kap. 18.5.3 "Carbon burning etc.") eingeschlichen hat. Unter "etc." steht in dem Kapitel nämlich wie es für höhere Kerntemperaturen bis zum Eisen dann weitergeht. Sehr schön zu diesem Thema der Anfang dieses Kapitels:

"Here (and in the following types of burning) the situation ist already so difficult that one has to rely on rough approximations and guesses."

Man sollte auch nicht vergessen, dass die angegebenen massen von der ursrpünglichen chemischen Zusammensetzung des Sterns abhängen.--CWitte (Diskussion) 17:11, 18. Sep. 2018 (CEST)

Richtig, wenn man noch die Metallizität einbezieht dürfte die Sache völlig unübersichtlich werden. Im Grunde muss man im Kontext der Sternentstehung und -entwicklung bei der Einheit "Sonnenmassen" wohl immer ein "ungefähr" davorsetzen. Und da bei diesen Schätzungen vermutlich auch die Fachquellen oft voneinander abweichen ist Konsistenz nur schwer herzustellen. Mich als verwirrten Laien hat es jedenfalls einige Mühe gekostet, schließlich die Ungereimtheiten und Fehler zu erkennen... --ReincarnatedBuddha (Diskussion) 11:42, 19. Sep. 2018 (CEST)

unenzyklopädische Sprache

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)

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)

Am weitesten entfernter bekannter Einzelstern

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)