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Ein '''Riesenstern''' (oder einfach nur '''Riese''') ist ein [[Stern]] mit extrem großem Durchmesser und extrem großer [[Leuchtkraft]]. Er ist das zweite Stadium der [[Sternentwicklung]] von [[Sonnenähnlicher Stern|sonnenähnlichen Sternen]], in das er nach einem langlebigen [[Hydrostatisches Gleichgewicht|Gleichgewichtszustand]] (Hauptreihen- oder „eigentlicher“ [[Zwergstern]]) eintritt. Im [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]] (HRD) befinden sich die Riesensterne bei gleicher [[Effektive Temperatur|Oberflächentemperatur]] oberhalb der [[Hauptreihe]].<ref name="oxford">''Giant Stars.'' Eintrag in: Patrick Moore (Hrsg.): ''Astronomy Encyclopedia.'' [[Oxford University Press]], New York 2002, ISBN 0-19-521833-7.</ref> In der Regel haben Riesen einen Radius zwischen 10 und 100 [[Sonnenradius|Sonnenradien]] bei einer Helligkeit, die zwischen dem 10- und 1000-fachen unserer [[Sonne]] liegt.

Man unterscheidet fünf Arten von Riesen.

* '''Unterriesen''', Sterne der [[Leuchtkraftklasse]] IV. Sie befinden sich im HRD zwischen dem Riesenast und der Hauptreihe.
* '''(Normale) Riesen''' der Leuchtkraftklasse III. Sie bilden im HRD den [[Roter Riese|Roten Riesenast]].
* '''Helle Riesen''', Sterne der Leuchtkraftklasse II. Sie finden sich im HRD oberhalb der normalen Riesen
* '''Überriesen''', Sterne der Leuchtkraftklasse I. Aufgrund ihrer noch höheren Leuchtkraft liegen sie im HRD noch über den hellen Riesen.
* '''Hyperriesen''', Sterne der Leuchtkraftklasse 0

In späten [[Spektralklasse]]n liegt das Strahlungsmaximum von Riesen im roten [[Elektromagnetisches Spektrum|Spektralbereich]]. Sie werden daher in diesem Stadium auch als [[Roter Riese|Rote Riesen]] bzw. [[Roter Überriese|Rote Überriesen]] bezeichnet. Entsprechend bezeichnet man Riesen mittlerer oder früher Spektralklassen als [[Gelber Riese|Gelbe]] oder [[Blauer Riese|Blaue Riesen]].

[[Datei:Structure of Stars (artist’s impression).jpg|miniatur|280px|Interner Aufbau eines sonnenähnlichen Sterns und eines Roten Riesen.]]

== Entwicklungsszenarien ==
=== Sterne bis 0,25 Sonnenmassen ===
In Sternen mit weniger als 0,25 [[Sonnenmasse]]n vollzieht sich während des Großteils ihrer Lebenszeit im Inneren eine durchgehende [[Konvektion]], das heißt, es kommt zu einem stetigen Wärmedurchfluss innerhalb des Kerns, so dass sich das [[Kernfusion|Verschmelzen]] des [[Wasserstoff]]s für eine Zeit von mehr als einer [[Billion]] (10<sup>12</sup>) Jahren fortsetzen kann; ein Zeitraum, der viel länger ist als das bisherige [[Universum#Alter und Zusammensetzung|Alter des Universums]]. Irgendwann aber wird sich sein Zentrum zu einem Strahlungskern entwickeln, mit der Folge, dass sich der Wasserstoff im Kern erschöpft und eine Verbrennung von Wasserstoff in einer Schale um den Kern herum beginnt. (Bei Sternen mit einer Masse von mehr als 0,16 Sonnenmassen kann es hierbei zu einer Erweiterung der Hülle kommen, aber diese Expansion wird nie sehr groß werden.) Kurz danach wird das Angebot an Wasserstoff bei einem solchen Stern vollständig ausgeschöpft sein und er wird zu einem [[Weißer Zwerg|Weißen Zwerg]] mit einem [[Helium]]kern zusammenfallen.<ref name="endms">Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, Fred C. Adams: ''The End of the Main Sequence.'' In: ''[[The Astrophysical Journal]].'' 10. Juni 1997, Nr. 482, S. 420–432.</ref>

=== Sterne zwischen 0,25 und 0,5 Sonnenmassen ===
Ein Stern, der sich auf der Hauptreihe befindet und dessen Masse sich zwischen etwa 0,25 und 0,5 Sonnenmassen befindet, wird vermutlich nie die notwendigen Temperaturen erreichen, die für die Fusion von Helium erforderlich sind.<ref>S. O. Kepler and P. A. Bradley: ''Structure and Evolution of White Dwarfs'', ''Baltic Astronomy'' 4, S. 166–220. {{bibcode|1995BaltA...4..166K}}, S. 169.</ref> Aus einem solchen Stern wird sich ein Wasserstoff brennender Roter Riese entwickeln, aus dem letztendlich ein Weißer Zwerg mit einem Heliumkern entstehen wird.<ref name="fof">''Giant, entry'' In: John Daintith, William Gould: ''The Facts on File Dictionary of Astronomy.'' 5th edition, Facts On File, New York 2006, ISBN 0-8160-5998-5.</ref><ref name="evo" details="§ 4.1, 6.1." /> Sterne zwischen 0,25 und 0,5 Sonnenmassen ziehen sich zusammen, sobald der gesamte Wasserstoff in ihrem Innern durch die [[Kernfusion|Fusion]] verbraucht wurde. Wasserstoff wird nun in einer Hülle um den heliumreichen Kern zu [[Helium]] verbrannt, wobei der Teil des Sterns außerhalb der Schale expandiert und sich abkühlt. Während dieser Periode seiner [[Stern#Sternentwicklung|Entwicklung]] wird ein solcher Stern nun dem [[Unterriese]]n-Ast im [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]] (HRD) angehören. In diesem Abschnitt befinden sich stellare Objekte, deren [[Leuchtkraft]] etwa konstant bleibt, wobei ihre [[Effektive Temperatur|Oberflächentemperatur]] jedoch abnimmt. Eventuell wird ein solcher Stern auch beginnen, sich im HRD in den Bereich der [[Roter Riese|Roten Riesen]] zu begeben. An diesem Punkt wird die Oberflächentemperatur des Sterns, der hier typischerweise das Stadium eines Roten Riesen erreicht hat, bei annähernd konstant bleibender Leuchtkraft seinen Radius drastisch erweitern. Der Kern wird sich weiter zusammenziehen, was nun zu einer kontinuierlichen Erhöhung seiner Temperatur führt.<ref name="evo" details="§ 5.9.">''Evolution of Stars and Stellar Populations'', Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: [[John Wiley & Sons]], Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X.</ref>

=== Sterne ab 0,5 Sonnenmassen ===
Bei Sternen mit mehr als 0,5 Sonnenmassen beginnt nach der Wasserstoffbrennphase, wenn die Kerntemperatur einen Wert von etwa 100 Millionen (10<sup>8</sup>) [[Kelvin]] erreicht, das Heliumbrennen, wobei sich durch den [[Drei-Alpha-Prozess]] im Kern [[Kohlenstoff]] und [[Sauerstoff]] bilden.<ref name="evo" details="§ 5.9, Kapitel 6." /> Die Energie, die durch die [[Kernfusion]] des Heliums erzeugt wird, bewirkt, dass der Kern sich erweitert. Dadurch kommt es zu einem Effekt, bei dem sich der Druck in der Umgebung der Wasserstoff brennenden Schale verringert, wodurch sich die Energieerzeugung reduziert. Die Leuchtkraft des Sterns nimmt somit ab, seine äußere Hülle zieht sich erneut zusammen und der Stern verlässt den Ast der Roten Riesen.<ref name="psu">{{Webarchiv|url=http://www.astro.psu.edu/users/rbc/a534/lec23.pdf |wayback=20110720034111 |text=Giants and Post-Giants}} (PDF-Datei; 447 kB), class notes, Robin Ciardullo, Astronomy 534, [[Penn State University]].</ref> Seine weitere Entwicklung hängt nun von seiner Masse ab. Ist er nicht sehr massereich, wird er sich in einen horizontalen Ast im [[Hertzsprung-Russell-Diagramm|HRD]] bewegen oder aber seine Position durchläuft das Diagramm in Schleifen.<ref name="evo" details="Kapitel 6. />

=== Sterne bis 8 Sonnenmassen ===
Ist der Stern nicht schwerer als etwa 8 Sonnenmassen, wird er nach einiger Zeit das Helium im Kern aufgebraucht haben und es beginnt eine Heliumfusion in einer Hülle um seinen Kern herum. Auf Grund dessen wird dann seine Leuchtkraft wieder zunehmen und er steigt, jetzt als [[AGB-Stern]], in den [[Asymptote|asymptotischen]] Riesenast des HR-Diagramms auf. Nachdem der Stern den Großteil seiner Masse verloren hat, wird sein Kern als ein aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehender Weißer Zwerg zurückbleiben.<ref name="evo" details="§ 7.1–7.4." />

=== Sterne ab 8 Sonnenmassen ===
Bei denjenigen Hauptreihensternen, deren Massen groß genug sind, um schließlich eine Kohlenstofffusion zu entzünden – dies ist ab ca. 8 Sonnenmassen der Fall<ref name="evo" details="S. 189." /> – können verschiedene Szenarien eintreten. Diese Sterne werden ihre Helligkeit nicht wesentlich erhöhen, nachdem sie die Hauptreihe verlassen haben, aber sie werden roter erscheinen. Sie können sich jedoch ebenso zu einem [[Roter Überriese|Roten]] oder [[Blauer Riese|Blauen Überriesen]] entwickeln.<ref>''Blowing Bubbles in the Cosmos: Astronomical Winds, Jets, and Explosions'', T. W. Hartquist, J. E. Dyson, and D. P. Ruffle, New York: Oxford University Press, 2004. ISBN 0-19-513054-5, S. 33–35.</ref><ref name="darlingsg">[https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/supergiant.html ''Supergiant'']. In: ''The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight'', David Darling, Zugriff 15. Mai 2007.</ref> Gleichsam besteht die Möglichkeit, dass aus ihnen ein Weißer Zwerg entsteht, der einen Kern aus Sauerstoff und [[Neon]] besitzt. Denkbar ist zudem die Entstehung einer [[Supernova#Kernkollaps- oder hydrodynamische Supernova|Typ-II-Supernova]], die schließlich einen [[Neutronenstern]] oder sogar ein [[Schwarzes Loch]] hinterlässt.<ref name="evo" details="§ 7.4.4–7.8." />

== Beispiele ==
Bekannte Riesensterne unterschiedlicher Leuchtfarbe sind:
* '''[[Alkione (Stern)|Alkione]]''' (η Tauri), ein blau-weißer (B-Typ) Riese,<ref>[https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=name%20alcyone Alcyone], Eintrag bei [[SIMBAD]], Zugriff 16. Mai 2007.</ref> der hellste Stern im [[Sternhaufen]] der [[Plejaden]].<ref>[http://stars.astro.illinois.edu/sow/alcyone.html stars.astro.illinois.edu: ''Alcyone''], abgerufen am 13. Mai 2021</ref>
* '''[[Thuban]]''' (α Draconis), ein weißer (A-Typ) Riese im Sternbild [[Drache (Sternbild)|Drache]].<ref>[https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=name%20thuban Thuban], Eintrag bei SIMBAD, Zugriff 16. Mai 2007.</ref>
* '''[[Polaris Australis|σ Octantis]]''', ein weißer (F-Typ) Riese, der das südliche Gegenstück zum [[Polarstern]] darstellt.<ref>[https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=sigma%20octantis Sigma Octantis], Eintrag bei SIMBAD, Zugriff 16. Mai 2007.</ref>
* '''[[Capella (Stern)|Capella]]''', ein gelb-weißer (G-Typ) Riese, der Hauptstern im Sternbild [[Fuhrmann (Sternbild)|Fuhrmann]].<ref>[https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=alf%20Aur%20A α Aurigae Aa], Eintrag bei SIMBAD, Zugriff 16. Mai 2007.</ref>
* '''[[Pollux (Stern)|Pollux]]''' (β Geminorum), ein orangefarbiger (K-Typ) Riese des Sternbildes [[Zwillinge (Sternbild)|Zwillinge]].<ref>[https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=name%20pollux Pollux], Eintrag bei SIMBAD, Zugriff 16. Mai 2007.</ref>
* '''[[Mira (Stern)|Mira]]''' (ο Ceti), ein roter (M-Typ) Riese im Sternbild [[Walfisch (Sternbild)|Walfisch]].<ref>[https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=name%20mira Mira], Eintrag bei SIMBAD, Zugriff 16. Mai 2007.</ref>
* '''[[VFTS 102]]''', bislang schnellster rotierender Stern, als Riesenstern in der [[Große Magellansche Wolke|Großen Magellanschen Wolke]].<ref>[https://www.eso.org/public/news/eso1147/#3 eso1147 — Science Release: ''VLT Finds Fastest Rotating Star.'' 5. Dez 2011]</ref><ref>P. L. Dufton, P. R. Dunstall et al.: ''[http://arxiv.org/abs/1111.0157 The VLT-FLAMES Tarantula Survey: The fastest rotating O-type star and shortest period LMC pulsar – remnants of a supernova disrupted binary?]'' In: ''Astrophysical Journal Letters. (astro-ph.SR)'' 6. Dez. 2011 ([http://arxiv.org/pdf/1111.0157v2 Volltext/PDF])</ref>

== Literatur ==
* Hollis R. Johnson: ''Evolution of peculiar red giant stars.'' [[Cambridge University Press]], Cambridge 1989, ISBN 0-521-36617-8.
* Harm J. Habing, Hans Olofsson (Hrsg.): ''Asymptotic giant branch stars.'' [[Springer Science+Business Media|Springer]], New York 2004, ISBN 0-387-00880-2.

== Weblinks ==
{{Commonscat|Giant stars|Riesensterne}}
{{Wiktionary}}
* astronews.com: [http://www.astronews.com/news/artikel/2016/11/1611-006.shtml Helligkeitsausbrüche bei der Geburt] 8. November 2016
* astronews.com: [http://www.astronews.com/news/artikel/2016/11/1611-026.shtml Wie ein massenreicher Stern wächst] 23. November 2016

== Einzelnachweise ==
<references />

{{Normdaten|TYP=s|GND=4178136-3}}

[[Kategorie:Sternklasse]]
[[Kategorie:Riesenstern| ]]

Riesenstern - Versionsgeschichte

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