imported>Qcomp: Einführung des Symbols "Sonnenmasse" (ist mE keine geläufige Einheit; mir gefiel der Artikel besser ohne das Einheitensymbol, aber wenn es verwendet wird, muss es eingeführt werden)

2024-03-26T12:33:31Z

Einführung des Symbols "Sonnenmasse" (ist mE keine geläufige Einheit; mir gefiel der Artikel besser ohne das Einheitensymbol, aber wenn es verwendet wird, muss es eingeführt werden)

Neue Seite

[[Datei:52706main hstorion lg.jpg|mini|Sichtbare [[Stoßfront]] (''Bow Shock'') des [[Orionnebel]]s (von rechts) an der Sternwind-Blase des jungen Sterns LL Orionis]]
'''Sternwind''' ist ein kontinuierlicher Strom von Materie, der von der Oberfläche von [[Stern]]en ausgeht. Die Windgeschwindigkeiten betragen je nach [[Klassifizierung der Sterne|Sterntyp]] zwischen einigen zehn und mehreren 1000 km/s, die beobachteten [[Massenverlustrate]]n reichen von <math>10^{-14}</math> bis <math>10^{-3}</math> [[Sonnenmasse]]n pro Jahr (<math>\mathrm{M}_\odot/\mathrm{Jahr}</math>).

Sternwinde sind ein [[Elektrische Leitfähigkeit|elektrisch leitfähiges]] [[Plasma (Physik)|Plasma]] und wechselwirken deshalb entsprechend mit [[Magnetfeld]]ern. Sie können das Magnetfeld des Sterns weit nach außen tragen und [[interstellare Materie]] sowie [[kosmische Strahlung]] aus der näheren Umgebung des Sterns fernhalten. Dabei gebildete blasenförmige Strukturen um den Stern werden [[Astrosphäre]]n genannt, im Fall massereicher Sterne auch ''{{lang|en|stellar wind bubbles}}'' ({{enS}} für „Sternwind-Blasen“). Der Sternwind der Sonne ist der [[Sonnenwind]], ihre Astrosphäre die [[Heliosphäre]].

== Formen ==
Es gibt verschiedene Formen von Sternwinden, die sich durch ihren Antriebsmechanismus unterscheiden.

*'''Winde kühler Sterne''' wie die von [[Roter Riese|roten Riesen]] bestehen aus neutralen [[Atom]]en und Molekülen wie Kohlenstoffmonoxid, Silikaten und Ähnlichem. Diese staubreichen Winde sind mit nur einigen zehn km/s vergleichsweise langsam. Die Materie wird in der Atmosphäre des Roten Riesen durch [[Stoßwelle|Schockwellen]] aufgrund von [[Pulsationsveränderlicher Stern|Pulsationen]] beschleunigt. In einem gewissen Abstand vom Stern, bei dem die Temperatur hinreichend abgesunken ist, kondensiert das Gas zu Staub. Die antreibende Kraft ist der [[Strahlungsdruck]] auf die Moleküle des Staubes durch [[Streuung (Physik)|Streuung]]. Die Massenverlustraten können mit bis zu <math>10^{-6}\,\mathrm{M}_\odot/\mathrm{Jahr}</math> sehr hoch sein. Solche Winde treten in den Spätphasen der Sternentwicklung auf und sind zum Beispiel für die Entstehung der [[Planetarischer Nebel|planetarischen Nebel]] verantwortlich.<ref>{{Literatur |Autor=H. J. Habing, H. Olofsson |Titel=Asymptotic Giant Branch Stars (Astronomy and Astrophysics Library) |Verlag=Springer |Ort=Berlin |Datum=2003 |ISBN=0-387-00880-2}}</ref>

*Bei '''[[sonne]]nähnlichen [[Hauptreihe]]nsternen''' besteht der Wind aus geladenen [[Teilchen (Physik)|Teilchen]], meist [[Proton]]en und [[Elektron]]en. Solche Winde wie der [[Sonnenwind]] werden hauptsächlich durch die extremen Temperaturen der [[Korona (Sonne)|Korona]] von einigen Millionen [[Kelvin]] angetrieben. Der dabei wirkende Gasdruck beschleunigt den Wind auf einige hundert km/s. Gegenwärtig verliert die Sonne etwa <math>10^{-14}\,\mathrm{M}_\odot/\mathrm{Jahr}</math>, ihr Wind hat daher keinen Einfluss auf den Entwicklungsweg der Sonne.<ref>{{Literatur |Autor=H. Scheffler, H. Elsässer |Titel=Physik der Sonne und der Sterne |Verlag=Bibliographisches Institut |Ort=Mannheim |Datum=1990 |ISBN=3-411-14172-7}}</ref> Bei Hauptreihensternen mit einer äußeren [[Konvektion]]schicht bildet sich eine Korona. Diese dünne Atmosphäre wird (durch noch nicht vollständig verstandene Prozesse) auf mehrere Millionen Kelvin erwärmt, und in der Folge erreichen die Bestandteile des [[Plasma (Physik)|Plasmas]] eine [[Brownsche Bewegung|Wärmebewegung]], die zum Abströmen als Sternwind ausreicht.

*'''Winde heißer Sterne''', etwa ab einer Oberflächentemperatur von 10.000 K, haben dieselbe chemische Zusammensetzung wie die Sternoberfläche selbst. Die meisten Atome sind hierbei einfach oder mehrfach [[Ionisation|ionisiert]]. Diese Winde können einige tausend km/s schnell werden. Winde heißer Sterne werden ebenfalls durch den Strahlungsdruck des Zentralsterns angetrieben, aber anders als bei kühlen Winden wirkt er nicht durch Streuung des kontinuierlichen Sternspektrums, sondern durch [[Absorption (Physik)|Absorption]] in [[Spektrallinie]]n im [[ultraviolett]]en Bereich.<ref>{{Literatur |Autor=R. Kippenhahn, A.Weigert |Titel=Stellar Structure and Evolution (Astronomy and Astrophysics Library) |Verlag=Springer Verlag GmbH |Ort=Mannheim |Datum=1994 |ISBN=978-3-540-50211-1}}</ref> Die Massenverlustraten reichen von <math>10^{-10}\,\mathrm{M}_\odot/\mathrm{Jahr}</math> in Hauptreihensternen über <math>10^{-6}\,\mathrm{M}_\odot/\mathrm{Jahr}</math> in Überriesen bis hin zu <math>10^{-3}\,\mathrm{M}_\odot/\mathrm{Jahr}</math> in [[Wolf-Rayet-Stern]]en. Der extreme Stern [[eta Carinae|η Carinae]] hat während eines etwa zwanzigjährigen Ausbruchs um 1840 etwa eine halbe Sonnenmasse pro Jahr verloren. Der Sternwind heißer Sterne ist hochgradig [[inhomogen]]. Die Inhomogenität kann bei windakkretierenden [[Röntgendoppelstern]]en indirekt beobachtet werden. Dabei wird der Sternwind von einem [[Kompakter Stern|kompakten Stern]], einem [[Weißer Zwerg|Weißen Zwerg]], einem [[Neutronenstern]] oder einem [[Schwarzes Loch|Schwarzen Loch]], eingefangen und über eine [[Akkretionsscheibe]] auf den Stern transferiert. Beim Aufprall auf der Oberfläche eines Weißen Zwerges oder Neutronensterns wird [[Röntgenstrahlung]] als [[thermische Strahlung]] frei, die direkt proportional zur Menge des akkretierten Windes ist. Dies ermöglicht, die klumpige Struktur des Sternwinds heißer Sterne zu analysieren.<ref>{{Literatur |Autor=Anabella T. Araudo, Valenti Bosch-Ramon, Gustavo E. Romero |Titel=Transient gamma-ray emission from Cygnus X-3 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1104.1730}}</ref>

*Bei manchen '''Sterntypen, die Material [[Akkretion (Astronomie)|akkretieren]]''', wie etwa die [[T-Tauri-Stern]]e, kann sich ein Wind in Form eines [[Jet (Astronomie)|Jets]] bilden. Dabei wird ein Teil des auf den Stern stürzenden Materials durch ein Magnetfeld abgelenkt und längs der Polachse weggeschleudert.<ref>{{Literatur |Autor=L. Hartmann |Titel=Accretion Processes in Star Formation (Cambridge Astrophysics) |Verlag=Cambridge University Press |Ort=Cambridge |Datum=2001 |ISBN=978-0-521-78520-4}}</ref>

*Die Sternwinde '''[[wechselwirkender Doppelstern]]systeme''' können mit hoher Geschwindigkeit kollidieren und dabei Radio-, Röntgen- und Gammastrahlung erzeugen. Solche Systeme nennt man [[Colliding-Wind Binary]].

== Einfluss auf die Entwicklung des Sterns ==
Während Sternwinde im Hauptreihenstadium keinen großen Einfluss auf die Entwicklung des Sterns haben, werden die späteren Stadien davon entscheidend beeinflusst. Viele massereiche Sterne entwickeln sich am Ende nur deswegen zu [[Weißer Zwerg|Weißen Zwergen]] und explodieren nicht als eine [[Supernova]], weil sie vorher ausreichend Masse verloren haben.

== Weblinks ==
{{Commonscat|Stellar wind|Sternwind}}
* {{DNB-Portal|4244849-9}}

== Einzelnachweise ==
<references />

{{Normdaten|TYP=s|GND=4244849-9|LCCN=sh88000835}}

[[Kategorie:Stellarphysik]]

Sternwind - Versionsgeschichte

imported>Qcomp: Einführung des Symbols "Sonnenmasse" (ist mE keine geläufige Einheit; mir gefiel der Artikel besser ohne das Einheitensymbol, aber wenn es verwendet wird, muss es eingeführt werden)