Kosmologie/Entstehung und Entwicklung von Sternen

Entstehung und Entwicklung von Sternen

Wie fix sind die Fixsterne?

Seit alters her war man davon überzeugt, dass die „himmlische Welt“, der ganze Kosmos und die in ihm beheimateten Sterne ewig und unvergänglich seien und in perfekter Harmonie zueinander stünden, weshalb die Sterne ja auch als Fixsterne bezeichnet wurden. Nur die Erde selbst mit den auf ihr lebenden Wesen galt als Ort der Vergänglichkeit.

Frühe Astronomen wie Ptolemäus (ca. 100 - 170 n. Chr.) beschrieben bereits mit relativ hoher Genauigkeit die scheinbaren Bewegungen der Planeten, Sonne und Mond am Himmel. Das ganze Himmelsgewölbe drehte sich zwar augenscheinlich täglich einmal um die als Mittelpunkt des ganzen Kosmos gedachte Erde herum, jedoch schienen dabei die Sterne selbst in einem ewig unverückbaren Verhältnis zu stehen.^[1]

Die Erfahrung hat uns eines Besseren belehrt. Wie schon oben beschrieben, ist das Universum keineswegs statisch, sondern in ständiger (expansiver) Bewegung begriffen, und auch die Sterne selbst bewegen sich relativ zueinander. Ja mehr noch, die Sterne entstehen und vergehen, werden geboren und sterben und sind während ihres langen Lebens in ständiger Entwicklung begriffen.

1718 entdeckte der englische Astronom Edmond Halley (1656-1742), nach dem der berühmte Halleysche Komet benannt ist, die Eigenbewegung von Sternen, indem er die Positionen von Sternen wie Sirius, Arktur und Aldebaran mit den Angaben von früheren Astronomen verglich. Dies war der erste Nachweis, dass sich Sterne durch den Raum bewegen.^[2]

Der deutsche Astronom Friedrich Wilhelm Bessel (1784-1846) führte 1838 die erste erfolgreiche Messung der Parallaxe eines Sterns durch, nämlich des Sterns 61 Cygni. Die Parallaxenmessung ermöglichte es nicht nur, die Entfernung von Sternen zu bestimmen, sondern auch ihre Bewegung im Raum besser zu verstehen.

Die Untersuchung von Doppelsternen und die Entwicklung der Spektroskopie ermöglichte es, die orbitalen Bewegungen von Sternen und ihre Radialgeschwindigkeiten zu messen.^[3]

Mit der Entwicklung von Radioteleskopen und der Entdeckung der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung im 20. Jahrhundert begannen Astronomen, die Bewegung von Sternen im Kontext unserer Milchstraße und letztlich des gesamten beobachtbaren Universums zu untersuchen.^[4] Die Erforschung der Bewegung von Sternen hat sich seitdem rasch weiterentwickelt, wobei moderne Teleskope und Satelliten wie das Hubble-Weltraumteleskop^[5] und die Gaia-Mission der Europäischen Weltraumorganisation (ESA)^[6] dabei helfen, immer genauere Messungen der Positionen und Bewegungen von Sternen in unserer Galaxie und anderen Galaxien durchzuführen. Die Entdeckung von Exoplaneten um ferne Sterne wurde durch die Messung der Sternbewegungen möglich, insbesondere durch die Radialgeschwindigkeitsmethode und die Transitmethode. Das Kepler-Weltraumteleskop spielte eine wichtige Rolle bei der Entdeckung Tausender Exoplaneten.

Wie sich die Sterne bewegen

Die Sterne bewegen sich auf vielfältige Weise im Raum. Die wichtigsten Bewegungsarten sind:

Eigenbewegung (eng. proper motion): Die scheinbare jährliche Verschiebung eines Sterns aufgrund seiner tatsächlichen Bewegung durch den Raum. Ein Beispiel ist Barnards Pfeilstern im Sternbild Schlangenträger, der die größte bekannte Eigenbewegung eines Sterns von rund 10,4 Bogensekunden pro Jahr bzw. eine Geschwindigkeit von etwa 140 km/s relativ zur Sonne aufweist. Seine rasche Bewegung wurde 1916 von dem US-amerikanischen Astronomen Edward Barnard (1857-1923) entdeckt, der einer der Pioniere der Astrofotografie war.^[7] Bis dahin galt Kapteyns Stern, der 1897 vom niederländischen Astronomen Jacobus C. Kapteyn (1851-1922) fotometrisch entdeckt worden war, als der sich am schnellsten bewegende Stern. Mit einer Entfernung von knapp 6 Lichtjahren ist Barnards Pfeilstern nach Proxima Centauri (Entfernung ca. 4,247 Lichtjahre) der zweitnächste Nachbarstern unserer Sonne. Bis zum Jahr 11.800 n. Chr. wird er sich der Sonne bis auf 3,8 Lichtjahre angenähert haben.^[8]^[9] Als Roter Zwerg der Spektralklasse M4 hat Barnards Stern aufgrund seiner geringen Masse und langsamen Kernfusion eine sehr lange Lebensdauer. Sein Alter wird auf rund 7–12 Milliarden Jahre geschätzt, womit er fast oder sogar mehr als doppelt so alt wie unsere Sonne ist.^[10]
Radialgeschwindigkeit: Die Geschwindigkeit, mit der sich ein Stern entlang der Sichtlinie des Beobachters bewegt, gemessen durch die Rot- oder Blauverschiebung des Sterns.^[11]
Rotationsbewegung: Die Bewegung eines Sterns um seine eigene Achse. Die Rotationsperiode kann bei jungen Sternen wenige Stunden betragen, während sie bei älteren Sternen in die Tage oder sogar Monate gehen kann.^[12]
Orbitale Bewegung: Die Bewegung von Sternen innerhalb eines Doppel- oder Mehrfachsternsystems, bei denen die Sterne umeinander kreisen.^[13]
Galaktische Rotation: Die Bewegung von Sternen innerhalb einer Galaxie aufgrund der Gravitation. In der Milchstraße bewegen sich Sterne in unterschiedlichen Geschwindigkeiten und Bahnen um das galaktische Zentrum. Die beobachtete Umlaufgeschwindigkeit von Sternen ist in den Außenbereichen von Galaxien höher, als auf Basis der sichtbaren Materie zu erwarten ist, was zur Hypothese der unsichtbaren Dunklen Materie geführt hat.

Weißt du, wie viel Sternlein stehen?

Diese Frage, die das bekannte Volkslied aufwirft, ist nicht leicht zu beantworten. Die Schätzung der Anzahl von Sternen im gesamten Universum ist eine schwierige Aufgabe, die auf der Extrapolation von Beobachtungen basiert. Die aktuelle Schätzung basiert auf der Annahme, dass es etwa 2 Billionen (2·10¹²) Galaxien im beobachtbaren Universum gibt. Diese Schätzung stammt aus einer Studie, die 2016 von Christopher J. Conselice und Kollegen durchgeführt wurde.^[14]

Die Anzahl der Sterne innerhalb einer Galaxie variiert erheblich. Unsere eigene Galaxie, die Milchstraße, enthält etwa 100 bis 400 Milliarden Sterne. Wenn man konservativ schätzt und annimmt, dass jede Galaxie im Durchschnitt 100 Milliarden (10¹¹) Sterne enthält, ergibt sich eine Gesamtschätzung von ungefähr 2·10²³ (= 200 Trilliarden) Sternen im beobachtbaren Universum. Die Autoren der genannten Studie sehen durch ihre Ergebnisse auch das schon erwähnte Olberssche Paradoxon als gelöst an, d.h. die Frage, warum der Himmel in der Nacht dunkel ist.

Eine frühere Studie von Simon Driver et al (2003) von der Australian National University, basierend auf dem Millennium Galaxy Catalogue^[15], kam zu einer Schätzung von etwa 70 Trilliarden Sterne.^[16] Eine Studie von Pieter van Dokkum und Charlie Conroy aus dem Jahr 2010, basierend auf ihren Untersuchungen von elliptischen Galaxien, kommt auf ca. 3·10²³ (= 300 Trilliarden) Sterne.^[17]

Die Schätzungen liegen also breit gestreut, lassen aber jedenfalls ahnen, wie reichhaltig und vielfältig unser Universum ist. Wichtig zu beachten ist, dass diese Schätzungen nur für das von uns beobachtbare Universum gelten, da das gesamte Universum möglicherweise unendlich groß ist und jedenfalls weit über das hinausgeht, was wir aufgrund der endlichen Lichtgeschwindigkeit jemals beobachten können.

Wie weit sind die Sterne entfernt?

Die Messung der Entfernung der Sterne und anderer Himmelskörper hat im Laufe der Geschichte eine entscheidende Rolle für das Verständnis des Universums gespielt.

Die Sonne: Der Stern, der uns am nächsten steht

Die durch den Sonnenwind gebildete Heliosphäre der Sonne mit den Bahnen der Planeten und des Pluto, begrenzt durch die Heliopause und umgeben vom interstellaren Medium.

Die Sonne mit Sonnenflecken. Die zwei kleinen Sonnenflecken in der Mitte haben ungefähr den gleichen Durchmesser wie unser Erde.

Die heliosphärische Stromschicht in Gestalt einer Parker-Spirale.

Die Sonne ist das Zentrum unseres Sonnensystems und die Quelle von Licht und Wärme, die das Leben auf der Erde ermöglicht. Aus astrophysikalischer Sicht ist sie ein gigantischer Ball aus Plasma, das hauptsächlich aus ionisiertem Wasserstoff und Helium besteht. Die Sonne hat ein komplexes Magnetfeld, das durch die Konvektionsströmungen im Plasma und den sogenannten Sonnendynamo erzeugt wird.^[18] Das Magnetfeld ist für die Entstehung von Sonnenflecken, solaren Flares und koronalen Massenauswürfen verantwortlich, die alle einen bedeutenden Einfluss auf das Weltraumwetter und die Aktivität in der Erdatmosphäre haben können.^[19]

Die Sonne hat eine Masse von etwa 1,989 · 10³⁰ Kilogramm und einen Durchmesser von rund 1,391 Millionen Kilometern.^[20] Damit ist sie etwa 109-mal größer als die Erde und macht etwa 99,86% der Gesamtmasse unseres Sonnensystems aus.^[21] Sie rotiert um ihre eigene Achse, wobei die Rotationsperiode an ihrem Äquator etwa 24,5 Tage beträgt, während sie an den Polen etwa 35 Tage dauert. Diese Differenz in der Rotationsperiode wird als differentielle Rotation bezeichnet und ist auf die Tatsache zurückzuführen, dass die Sonne kein fester Körper ist, sondern ein riesiger Ball aus Plasma.

Das Magnetfeld der Sonne und die Heliosphäre

Das Magnetfeld der Sonne entsteht durch den sogenannten solaren Dynamo, der das Ergebnis der Konvektion des Plasmas und der Rotation der Sonne ist. Der solare Dynamo entsteht durch die komplexen magnetohydrodynamischen (MHD) Prozesse, die im Inneren der Sonne wirken und durch die Bewegung der elektrisch geladenen Teilchen im Plasma magnetischen Felder erzeugen.^[22] Die Sonne besteht hauptsächlich aus strömenden ionisiertem Gas (Plasma), das elektrische Ströme erzeugt. Diese gewaltigen Ströme erzeugen ihrerseits, ähnlich wie bei einem Elektromagneten, starke magnetische Felder. Im Wesentlichen wird die dabei Energie der Plasmaströmung in magnetische Energie umgewandelt. Diese Theorie wurde erstmals von Eugene N. Parker in den 1950er Jahren vorgeschlagen und hat seitdem viele Erweiterungen und Verbesserungen erfahren.^[23]

Das solare Magnetfeld ist nicht gleichmäßig verteilt, sondern bildet verschiedene Strukturen wie Sonnenflecken, aktive Regionen, und koronale Massenauswürfe (CMEs). Sonnenflecken sind dunkle Bereiche auf der Sonnenoberfläche, in denen starke Magnetfelder herrschen.^[24] Aktive Regionen sind Bereiche mit intensiven Magnetfeldern, die solare Aktivitäten wie Flares und CMEs verursachen können.^[25]

Die Sonne durchläuft einen etwa 11-jährigen Zyklus, in dem sich das Magnetfeld umkehrt. Das bedeutet, dass sich die Polarität der magnetischen Felder im Laufe dieses Zyklus ändert. Der Aktivitätszyklus ist gekennzeichnet durch das Auftreten von Sonnenflecken, die in Häufigkeit und Position auf der Sonnenoberfläche variieren.^[26]

Das Magnetfeld der Sonne erstreckt sich weit über ihre sichtbare Oberfläche hinaus. Es beeinflusst den gesamten Heliosphärenbereich, der das gesamte Sonnensystem umfasst. Der Sonnenwind, ein kontinuierlicher Strom von Plasma, der von der Sonne ausgestoßen wird, trägt das Magnetfeld in den interplanetaren Raum und erzeugt das interplanetare Magnetfeld (IMF).^[27] Das interplanetare Magnetfeld weist eine komplexe Struktur auf, die sich ständig ändert. Dies führt zu Phänomenen wie der magnetischen Rekonnexion, bei der gegenüberliegende Magnetfeldlinien brechen und eine neue Verbindung eingehen. Dieser Prozess kann zu plötzlichen Freisetzungen von Energie führen und das Weltraumwetter beeinflussen.^[28]

Die Heliosphäre ist eine schützende Blase, die von der Wechselwirkung des solaren Magnetfelds und des Sonnenwinds mit dem interstellaren Medium (ISM) geformt wird. Die Heliosphäre erstreckt sich bis zur sogenannten Heliopause. Die Heliopause ist die Grenze, an der der Druck des Sonnenwinds und des interstellaren Mediums im Gleichgewicht steht.^[29] Die Entfernung von der Sonne zur Heliopause wird auf etwa 120 Astronomische Einheiten (AE) geschätzt, wobei 1 AE der mittleren Entfernung zwischen Erde und Sonne entspricht (ca. 150 Millionen Kilometer).

Die heliosphärische Stromschicht (HCS) ist eine dünne, gewundene Schicht, die sich im interplanetaren Raum ausbreitet und die Sonnenwindsektoren trennt, in denen das solare Magnetfeld nach außen oder nach innen gerichtet ist. Innerhalb der HCS fließt ein kleiner elektrischer Strom. Die HCS ist von besonderer Bedeutung, da sie das interplanetare Magnetfeld (IMF) und das Weltraumwetter beeinflusst.

Die HCS entsteht durch das solare Magnetfeld, das von der rotierenden Sonne weggeführt wird. Da die Sonne eine differentielle Rotation aufweist, führt dies zu einer Verwirbelung des Magnetfelds, die als Parker-Spirale bekannt ist und in idealisierter Form einer archimedischen Spirale gleicht.^[30] Die HCS ist der Bereich, in dem sich die Polarität des Magnetfelds ändert, wobei die Feldlinien in einem bestimmten Sektor radial nach außen und im benachbarten Sektor radial nach innen gerichtet sind.

Die HCS erstreckt sich weit in den interplanetaren Raum und folgt einer gewundenen Form, die der Parker-Spirale ähnelt. Sie ist in der Regel nahe der Sonnenäquatorebene am stärksten ausgeprägt und wird während des Sonnenzyklus beeinflusst. Während des Sonnenminimums ist die HCS einfacher und regelmäßiger, während sie während des Sonnenmaximums komplexer und unregelmäßiger wird.^[31]

Die HCS beeinflusst das Weltraumwetter und die kosmische Strahlung, da sie eine Barriere für energiereiche Teilchen darstellt.^[32] Die Interaktion von kosmischen Strahlen mit der HCS kann zu einer Modulation der kosmischen Strahlungsintensität im Sonnensystem führen.^[33]

Das Magnetfeld der Sonne hat weitreichende Auswirkungen auf das Sonnensystem und die Erde. Es beeinflusst das Weltraumwetter, das wiederum Satelliten, Raumfahrzeuge, Kommunikationssysteme und das irdische Stromnetz beeinträchtigen kann.^[34] Darüber hinaus ist das Verständnis der Dynamik des solaren Magnetfelds entscheidend für die Erforschung der Sternentwicklung, der Astrophysik und der kosmischen Strahlung.

Das Magnetfeld der Sonne und das interplanetare Magnetfeld (IMF) beeinflussen das Erdmagnetfeld und haben auch Auswirkungen auf das Leben auf der Erde. Es wird durch solare Aktivitäten, wie koronale Massenauswürfe (CMEs) und Sonnenwinde, beeinflusst. Diese Ereignisse können das Erdmagnetfeld komprimieren und verzerren, was zu geomagnetischen Stürmen führt.^[35] Geomagnetische Stürme können auch durch magnetische Rekonnexion ausgelöst werden, wenn das interplanetare Magnetfeld eine südliche Komponente hat und auf das Erdmagnetfeld trifft.^[28] Geomagnetische Stürme können erhebliche Auswirkungen auf technologische Systeme haben. Sie können Kommunikationssatelliten stören, GPS-Navigationssysteme beeinträchtigen und in extremen Fällen sogar das elektrische Stromnetz beschädigen.^[34]

Die Auswirkungen des solaren Magnetfelds und der damit verbundenen Phänomene auf das Leben auf der Erde sind vielfältig. Einerseits schützt das Erdmagnetfeld die Erde vor energiereichen Partikeln, die durch solare Aktivitäten freigesetzt werden, und hält die schädliche kosmische Strahlung in Schach.^[36] Andererseits können geomagnetische Stürme und damit verbundene Änderungen der Ionosphäre Auswirkungen auf Zugvögel haben, die sich möglicherweise auf das Erdmagnetfeld zur Navigation verlassen.^[37]

Eine der auffälligsten und faszinierendsten Auswirkungen des solaren Magnetfelds auf die Erde sind die in den nördlichen und südlichen Polarregionen gut sichtbaren Polarlichter (Aurora Borealis und Aurora Australis). Sie entstehen, wenn energiereiche Partikel, die von der Sonne stammen, in die Erdatmosphäre eindringen und mit den Gasen der oberen Atmosphäre interagieren, wodurch Licht in verschiedenen Farben und Mustern erzeugt wird.^[38] Meist dominiert die grüne Farbe (Wellenlänge 557,7 nm), die durch angeregten Sauerstoff in gut 100 km Höhe entsteht. In der dünneren Atmosphäre in etwa 200 km Höhe emittiert der Sauerstoff auch rotes Licht (630,3 und 636,3 nm). Bei starken magnetischen Störungen leuchtet auch der Stickstoff der Luft in violetten bis blauen Farbtönen (391,4 nm und 427,8 nm) auf.^[39]

Auch auf anderen Planeten unseres Sonnensystems, wie beispielsweise auf dem Saturn, können Polarlichter erscheinen, sofern diese Planeten über ein eigenes Magnetfeld und eine Atmosphäre verfügen.

Aufbau der Sonne

Die Sonne gliedert sich in verschiedene Schichten, die jeweils unterschiedliche Eigenschaften und Funktionen aufweisen:^[21]

Der Kern der Sonne erstreckt sich etwa bis zu einem Viertel des Sonnenradius.^[21] Hier finden Kernfusionsreaktionen statt, bei denen Wasserstoffatome zu Heliumatomen verschmelzen - das sogenannte Wasserstoffbrennen. Dieser Prozess setzt enorme Mengen an Energie in Form von Licht und Wärme frei, die als Sonnenstrahlung bezeichnet wird. Die Temperatur und der Druck im Sonnenkern sind extrem hoch. Die Kerntemperatur beträgt etwa 15 Millionen Grad Celsius, und der Druck ist etwa 265 Milliarden Mal größer als der Druck an der Erdoberfläche.^[40]
Die Strahlungszone erstreckt sich vom Kern bis zu etwa 70% des Sonnenradius. In diesem Bereich wird die Energie, die im Kern erzeugt wird, hauptsächlich durch Strahlungstransport in Form von Photonen weitergeleitet.^[21]
Die Konvektionszone erstreckt sich vom Strahlungsbereich bis zur sichtbaren Oberfläche der Sonne, der Photosphäre. In dieser Schicht wird die Energie durch Konvektion transportiert, bei der heiße Plasmamassen aufsteigen und kühleres Plasma absinkt.^[21]
Die Photosphäre ist die sichtbare Oberfläche der Sonne, von der aus das Licht und die Wärme, die im Kern erzeugt werden, in den Weltraum abgestrahlt werden.^[21] Die Temperatur der Photosphäre beträgt etwa 5.500 Grad Celsius.^[20] Auf der Sonnenoberfläche kann ein Zellmuster beobachtet werden, das als Granulation bezeichnet wird. Diese zellulären Strukturen sind das Ergebnis von Konvektionsströmungen, bei denen heißes Plasma aus dem Inneren der Sonne aufsteigt, Wärme abgibt und wieder abkühlt, bevor es in das Innere zurückkehrt.^[41] Die Granulationszellen haben typischerweise einen Durchmesser von etwa 1.000 Kilometern und sind von dunkleren, schmaleren interganularen Linien (eng. Intergranular Lanes) umgeben.^[42] Die hellen Zentren der Granulationszellen sind heißer und daher heller, während die dunkleren intergranularen Linien kühleres und abgesunkenes Plasma enthalten. Die Lebensdauer der Granulationszellen beträgt etwa 5 bis 10 Minuten, bevor sie sich auflösen und durch neue Zellen ersetzt werden.^[42] Die kontinuierliche Bewegung von aufsteigendem und absinkendem Plasma sorgt für eine ständige Erneuerung der Granulationsmuster auf der Sonnenoberfläche. Die Granulation der Sonnenoberfläche kann mit Teleskopen und speziellen Instrumenten wie Spektrographen beobachtet werden. Die Untersuchung der Granulation ist wichtig, um ein besseres Verständnis der Konvektionsprozesse in der Sonne zu erlangen, die für den Transport von Energie von ihrem Kern zur Oberfläche verantwortlich sind.^[41]
Die Chromosphäre ist eine dünne Schicht, die sich zwischen der Photosphäre und der Korona der Sonne erstreckt. Sie hat eine Dicke von etwa 2.000 Kilometern und ist für ihre spektakulären Erscheinungen wie Protuberanzen und Spikulen bekannt.^[43] Protuberanzen sind große, bogenförmige Strukturen aus Plasma, die aus der Chromosphäre in die Korona hinausragen. Sie können über viele Stunden oder sogar Tage stabil sein, bevor sie sich plötzlich destabilisieren und ins Sonnensystem hinausgeschleudert werden, oft als Teil eines koronalen Massenauswurfs.^[44] Die Spikulen, die erstmals 1877 von dem italienischen Jesuiten, Physiker und Astronomen Angelo Secchi (1818-1878) beobachtet wurden, sind kurze, haarähnliche bzw. röhrenartige Strukturen, die aus der Chromosphäre herausragen und sich mit hohen Geschwindigkeiten von bis zu 100 km/s in die Korona erstrecken.^[45] Sie haben eine Lebensdauer von wenigen Minuten und entstehen wahrscheinlich durch Magnetfelder und Wellenphänomene.^[46] Die Chromosphäre ist aufgrund ihrer geringen Dichte und Helligkeit schwer zu beobachten. Sie ist jedoch während einer totalen Sonnenfinsternis als schmaler, rosafarbener Ring um die verdeckte Sonnenscheibe sichtbar. Spektroskopische Beobachtungen und hochauflösende Teleskope haben es ermöglicht, wichtige Erkenntnisse über die Chromosphäre zu gewinnen, aber viele ihrer Eigenschaften und Phänomene sind noch nicht vollständig verstanden.^[43]
Die Korona ist die äußerste Schicht der Sonne und besteht aus extrem dünnem, hochenergetischem Plasma. Sie ist vor allem während einer totalen Sonnenfinsternis als leuchtender Lichthof (Halo) um die verdunkelte Sonnenscheibe sichtbar. Die Korona erstreckt sich über Millionen von Kilometern in den Weltraum und geht in den Sonnenwind über, der kontinuierlich ins Sonnensystem strömt. Eine der erstaunlichsten Eigenschaften der Korona ist ihre extrem hohe Temperatur. Obwohl die Temperatur der Photosphäre etwa 5.500 Grad Celsius beträgt, erreicht die Korona Temperaturen von 1 bis 3 Millionen Grad Celsius.^[47] Die genaue Ursache für die extrem hohe Temperatur der Korona ist immer noch Gegenstand wissenschaftlicher Untersuchungen, aber es wird vermutet, dass Magnetfelder und Wellen eine wichtige Rolle spielen.^[48] Koronale Massenauswürfe (eng. Coronal Mass Ejection, kurz: CME) sind gewaltige Ausstöße von Plasmawolken, die von der Sonne ins Sonnensystem geschleudert werden. Sie entstehen, wenn das Magnetfeld der Sonne instabil wird und sich plötzlich neu organisiert, wodurch große Mengen an Plasma und Energie freigesetzt werden.^[49] CMEs können erhebliche Auswirkungen auf das Weltraumwetter und die Erdatmosphäre haben, insbesondere wenn sie mit der Erde interagieren und geomagnetische Stürme auslösen, die zu Polarlichtern, Kommunikationsstörungen und Stromausfällen führen können.^[50]
Sonnenflecken sind temporäre, dunkle Gebiete auf der Sonnenoberfläche, die durch Magnetfelder verursacht werden, die aus dem Inneren der Sonne aufsteigen und die Konvektion im Plasma unterdrücken. Sonnenflecken sind oft die Quelle von solaren Flares, die plötzliche Freisetzungen von Energie in Form von Licht, Röntgenstrahlen und Partikeln sind.^[51] Solare Flares können ebenfalls das Weltraumwetter beeinflussen und sind oft mit koronalen Massenauswürfen verbunden.

Entwicklung der Sonne

Die Sonne ist ein mittelgroßer Stern der Spektralklasse G2V, der vor etwa 4,6 Milliarden Jahren entstanden ist.^[20] Sie hat eine vermutliche Lebensdauer von etwa 10 Milliarden Jahren, von der sie bereits knapp die Hälfte hinter sich gebracht hat. Ihre Entwicklung kann in verschiedene Phasen unterteilt werden:

Entstehung: Die Sonne entstand durch den Kollaps einer interstellaren Gas- und Staubwolke, die sich unter dem Einfluss der Schwerkraft verdichtete. Dieser Prozess führte zur Bildung eines rotierenden Protosterns, der schließlich genügend Masse und Druck erreichte, um die Kernfusion, das Wasserstoffbrennen, im Inneren zu starten.^[52]
Hauptreihenphase: Die Sonne befindet sich derzeit in der sogenannten Hauptreihenphase, in der sie ihre Energie hauptsächlich durch die Fusion von Wasserstoff zu Helium im Kern erzeugt. Diese Phase dauert insgesamt etwa 10 Milliarden Jahre, und die Sonne hat bereits etwa die Hälfte dieser Zeit durchlaufen.^[20]
Roter Riese: In etwa 5 Milliarden Jahren wird die Sonne ihren Wasserstoffvorrat im Kern erschöpft haben und sich in einen Roten Riesenstern verwandeln. Während dieser Phase wird sie ihren Radius dramatisch vergrößern und möglicherweise sogar die inneren Planeten unseres Sonnensystems verschlingen, einschließlich der Erde.^[53]
Weißer Zwerg und Endstadium: Nach der Roten Riesenphase wird die Sonne ihre äußeren Schichten abstoßen und als Weißer Zwerg zurückbleiben. Ein Weißer Zwerg ist ein extrem dichter und heißer Überrest eines Sterns, der langsam abkühlt und schließlich zu einem Schwarzen Zwerg wird, wenn er nicht mehr in der Lage ist, Licht abzustrahlen.^[54]

Das Paradoxon der schwachen jungen Sonne - Eine Analyse des klimatischen Rätsels der Erde

Rekonstruktion des mittleren Temperatur- und Niederschlagverlaufs der Erde vom Archaikum bis zur Gegenwart

Das Paradoxon der schwachen jungen Sonne bezieht sich auf eine Diskrepanz zwischen der angenommenen Helligkeit und Temperatur der frühen Sonne und den geologischen Beweisen dafür, dass die Erde dennoch ein warmes und lebensfreundliches Klima aufwies. Diese Theorie wurde 1972 von den Astronomen Carl Sagan und George Mullen vorgeschlagen und seither diskutiert.^[55]

Nach unserem Verständnis der Sternentwicklung sollte die Sonne, als sie vor etwa 4,6 Milliarden Jahren entstand, nur etwa 70% so hell und damit weniger heiß gewesen sein als heute. Damit wäre die Erde eigentlich zu kalt für flüssiges Wasser gewesen, was jedoch im Widerspruch zu geologischen Beweisen steht, die zeigen, dass auf der Erde schon vor 3,8 Milliarden Jahren flüssiges Wasser vorhanden war.^[56]

Seit der Formulierung des Paradoxons wurden mehrere Hypothesen aufgestellt, um diese Diskrepanz zu erklären. Die Lösungsansätze umfassen verstärkte Treibhausgase in der Atmosphäre, höhere Wolkenbedeckung, geringere Albedo und Veränderungen in der Sonnenaktivität.

Verstärkte Treibhausgase: Eine Hypothese ist, dass die Atmosphäre der frühen Erde wesentlich mehr Treibhausgase wie Kohlendioxid oder Methan enthalten haben könnte, was zu einem stärkeren Treibhauseffekt geführt hätte.^[57]
Höhere Wolkenbedeckung: Eine andere Hypothese besagt, dass eine dichtere Wolkenbedeckung in der frühen Erde mehr Sonnenlicht eingefangen und so die Oberflächentemperaturen erhöht hätte.^[58]
Geringere Albedo: Es wurde auch vorgeschlagen, dass eine geringere Albedo, also eine geringere Reflexion von Sonnenlicht durch die Erdoberfläche, zu höheren Temperaturen hätte führen können.^[59]
Veränderungen in der Sonnenaktivität: Ein anderer Ansatz bezieht sich auf mögliche Veränderungen in der Sonnenaktivität selbst. Die Sonne könnte in ihrer Jugend eine höhere Aktivität aufgewiesen haben, die zu einer größeren Helligkeit führte.^[60]

Die meisten dieser Hypothesen haben gewisse Schwierigkeiten, alle Beweise zu erklären, und es ist wahrscheinlich, dass eine Kombination von Faktoren anstatt einer einzigen Lösung das Paradoxon der schwachen jungen Sonne aufklärt. Die Suche nach einer umfassenden Lösung des Paradoxons wird durch die Unsicherheiten in der Rekonstruktion der frühen Erdatmosphäre und die Begrenztheit des fossilen Datensatzes erschwert.

Die anhaltende Forschung zu diesem Thema ist wichtig, um unser Verständnis des Klimasystems der Erde zu vertiefen und um Einsichten in die Möglichkeit von Leben auf anderen Planeten zu gewinnen. Zum Beispiel könnte das Verständnis, wie die Erde trotz einer schwächeren Sonne warm bleiben konnte, helfen, die Bedingungen für Leben auf Exoplaneten zu bewerten, die ihre eigenen Sterne in unterschiedlichen Entfernungen umkreisen.

Die Klangfiguren der Sonne

„Die Sonne tönt nach alter Weise“, schrieb bereits Goethe in seinem „Faust“ - und traf damit den Nagel auf den Kopf! Tatsächlich ist die Sonne ein in unzähligen Schwingungsmoden erklingendes Gebilde. Diese Eigenschwingungen entstehen durch Schallwellen, die sich wie Erdbebenwellen in der Sonne ausbreiten und an ihrer Oberfläche ähnlich den Chladnischen Klangfiguren sichtbar werden. Das Schwingungsmuster der Sonne setzt sich aus Millionen einzelner Schwingungsformen zusammen, die gleichzeitig ertönen und einander zu einem höchst komplexen, unregelmäßig erscheinenden Muster überlagern.^[61] Die Erforschung dieser Schwingungen ist Aufgabe der Helioseismologie.

Die Wurzeln der Helioseismologie reichen zurück bis in die 1960er Jahre, als der US-amerikanische Physiker Robert B. Leighton (1919-1997) erstmals die Schwingungen auf der Sonnenoberfläche mit Hilfe des Doppler-Effekts an einer festgelegten Stelle der Sonnenscheibe beobachtete und dabei die Grundschwingung der Sonne mit einer Periode von etwa fünf Minuten entdeckte.^[62] In den 1970er Jahren wurden die ersten globalen Schwingungsmoden der Sonne identifiziert, was den Weg für detailliertere Untersuchungen der Sonnenstruktur ebnete.^[63] Seitdem haben Fortschritte in Beobachtungstechniken und Computermodellen zu einer Fülle von Informationen über die innere Struktur und Dynamik der Sonne geführt.^[64]

Die Helioseismologie hat zu einem besseren Verständnis der verschiedenen Schichten der Sonne geführt, einschließlich des Kerns, der Strahlungszone, der Konvektionszone und der Photosphäre.^[64] Sie hat auch gezeigt, dass die Sonne in verschiedenen Tiefen und Breitengraden unterschiedliche Rotationsgeschwindigkeiten aufweist, ein Phänomen, das als differentielle Rotation bezeichnet wird.^[65] Durch helioseismologische Untersuchungen wurde bestätigt, dass der Großteil der Sonnenenergie im Kern durch Kernfusion erzeugt wird. Diese Erkenntnisse haben unser Verständnis der Energieumwandlungsprozesse in der Sonne verbessert und die Genauigkeit von Modellen zur Berechnung von Kernreaktionen erhöht.^[66] Helioseismologische Daten wurden verwendet, um Modelle der Sonnenstruktur und der Neutrino-Produktion zu verfeinern, was schließlich zur Lösung des sogenannten Sonnenneutrino-Problems führte - eine jahrzehntelange Diskrepanz zwischen der gemessenen Anzahl von Neutrinos aus der Sonne und der Anzahl, die von Theorien vorhergesagt wurde.^[67] Die Beobachtung der Sonnenschwingungen hat auch unser Verständnis der Magnetfelder in der Sonne und deren Veränderungen im Laufe des 11-jährigen Sonnenzyklus verbessert. Dies ist wichtig für die Vorhersage von Sonnenaktivitäten wie Sonnenflecken, solaren Flares und koronalen Massenauswürfen, die Auswirkungen auf die Erde und unser Weltraumwetter haben können.^[68]

Bewegungen der Sonne

Der im Sternbild Herkules gelegene Sonnenapex, auf den sich unsere Sonne zubewegt.

Wie alle Sterne bewegt sich auch unsere Sonne beständig durch den Raum und beeinflusst dadurch nicht nur die Bewegungen der Planeten und anderen Himmelskörper unseres Sonnensystems, sondern auch die Dynamik unserer Galaxis. Ähnlich wie bei anderen Sternen lassen sich dabei verschiedene Bewegungsformen unterscheiden, die sich überlagern. Um diese zu erfassen, wird ein lokales Ruhesystem (eng. Local Standard of Rest, kurz LSR) definiert, das seinen Ursprung am gegenwärtigen Ort der Sonne hat, der sich mit der mittleren Geschwindigkeit der Sterne in der Sonnenumgebung auf einer schwach elliptischen, nahezu kreisförmigen Bahn mit einer Exzentrizität ε < 0,1 und einem Radius von etwa 8,34 kpc (≈ 27.188 Lichtjahre) im Uhrzeigersinn (aus galaktisch Nord gesehen) mit einer Geschwindigkeit von etwa 220 km/s um das das galaktische Zentrum bewegt. Es dauert etwa 225 bis 250 Millionen Jahre, um eine vollständige Umlaufbahn um das galaktische Zentrum zu vollenden, ein Zeitraum, der als galaktisches Jahr bezeichnet wird.^[69] Zusätzlich zu ihrer Bewegung um das galaktische Zentrum bewegt sich die Sonne auch in einer vertikalen Oszillation relativ zur galaktischen Scheibe. Diese Bewegung hat eine Amplitude von etwa 80 Lichtjahren und eine Periode von etwa 60 bis 90 Millionen Jahren.^[70]

Darüber hinaus hat die Sonne noch eine Eigenbewegung, durch die sie sich relativ zum LSR mit einer Geschwindigkeit von knapp 20 km/s in Richtung des Sonnenapex (von lat. apex „Spitze, Kuppe, Helm“; abgekürzt: Ap) bewegt, der im Sternbild Herkules nahe des hellen Sterns Wega im benachbarten Sternbild Leier liegt (siehe Grafik rechts oben).^[71] Der Sonnenapex ist der Fluchtpunkt der Bewegung unserer Sonne um das Zentrum der Milchstraße. Mit der Sonne bewegt sich auch das ganze Planetensystem mit. Die Erde und die anderen Planeten durchlaufen daher in Wahrheit keine elliptische Bahnen um eine als feststehend angenommene Sonne, sondern führen, indem sie der Sonnenbewegung folgen bzw. voraus eilen, kompliziertere Schrauben- bzw. Schleifenbewegungen aus. Erste Berechnungen des Apex wurden bereits 1783 von Wilhelm Herschel durchgeführt. Dennoch ist die genaue Bestimmung des Sonnenapex und der Bewegung der Sonne bleibt ein aktives Forschungsgebiet, wobei die Hauptschwierigkeit in der anisotropen Eigenbewegung der benachbarten Bezugssterne liegt.^[72]^[73] Weltraummissionen wie die Gaia-Mission der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) und das Large Synoptic Survey Telescope (LSST) sollen genauere Messungen der Positionen und Bewegungen der Sonne und anderer Sterne ermöglichen und dadurch zu einem noch besseren Verständnis des Sonnenapex und der Dynamik der Milchstraße führen.

Die Geburt eines Sterns: Molekülwolken und Gravitationskollaps

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Die Säulen der Schöpfung im Adlernebel.

Schematische Übersicht der Lebensphasen eines Sternes

Die Entstehung eines Sterns beginnt in einer interstellaren Molekülwolke, die hauptsächlich aus molekularem Wasserstoff (H₂) und Helium (He) besteht, aber auch Spuren anderer Elemente enthält. Diese Wolken sind kalt (10 bis 30 Kelvin = -263 °C bis -243 °C) und diffus und haben eine höhere Dichte (≈ 10³−10⁵ Moleküle/cm²) als das umliegende interstellare Medium.^[74]^[75] Wenn die Wolke unter dem Einfluss der Schwerkraft kollabiert, verdichtet sie sich um einen Faktor von etwa 10¹⁸ bis 10²⁰ und die Temperatur steigt an. Bei ausreichender Verdichtung entsteht so ein prästellarer Kern als besonders dichte Region innerhalb der Molekülwolke, in der die Gravitationskraft die Gas- und Staubteilchen zusammenzieht und die Bildung eines neuen Sterns einleitet.^[76] Diese prästellaren Kerne sind die frühesten beobachtbaren Stadien im Prozess der Sternentstehung. Sie entstehen, wenn lokale Instabilitäten in einer Molekülwolke dazu führen, dass sich Materie ansammelt und verdichtet, bis sie schließlich dicht genug ist, um unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammenzufallen.^[77]

Der Zeitpunkt der Entstehung eines prästellaren Kerns hängt von verschiedenen Faktoren ab, wie der Dichte und Temperatur der Molekülwolke, den vorhandenen Magnetfeldern und der kinetischen Energie der Teilchen in der Wolke.^[78] Die Bildung von prästellaren Kernen kann über Zeiträume von einigen zehntausend bis zu einigen Millionen Jahren stattfinden.

Wenn die Schwerkraft innerhalb des prästellaren Kerns die inneren Druckkräfte überwindet, beginnt die Materie in der Region zusammenzufallen und sich zu verdichten.^[79] Durch diesen gravitativen Kollaps erhöht sich die Temperatur und Dichte im Zentrum des Kerns, wodurch sich schließlich ein Protostern bildet.^[80] Der Zeitraum, in dem ein prästellarer Kern zu einem Protostern wird, hängt von den Eigenschaften des Kerns, der Größe der Molekülwolke und den Umgebungsbedingungen ab. Im Allgemeinen dauert dieser Prozess jedoch etwa 10.000 bis 100.000 Jahre.^[78]

Das Jeans-Kriterium

Das Jeans-Kriterium ist von zentraler Bedeutung für das Verständnis der Sternentstehung, da es die grundlegenden Bedingungen für den Beginn des Kollapses einer Gaswolke und die Entstehung von Protosternen beschreibt.^[81] Das Kriterium spielt auch eine wichtige Rolle bei der Untersuchung der Stabilität und Dynamik von Gaswolken und der Entstehung von Sternhaufen.^[82] Es wurde nach dem britischen Physiker Sir James Jeans benannt, der es in den frühen 1900er Jahren entwickelte.

Das Jeans-Kriterium gibt die kritische Masse und Größe einer Gaswolke an, bei der der Gravitationsdruck die innere thermische Energie der Wolke überwindet, was zum Kollaps der Wolke und letztendlich zur Bildung von Sternen führt. Die Jeans-Masse und die Jeans-Länge hängen von der Dichte und Temperatur der Gaswolke ab.^[83] Wenn eine Wolke eine Masse hat, die größer ist als die Jeans-Masse, wird sie instabil und beginnt zu kollabieren.

H-II-Gebiete

H-II-Gebiete sind wichtige Indikatoren für Sternentstehungsprozesse. Sie sind eng mit den Molekülwolken verbunden, da sie in diesen dichten, kalten Gas- und Staubwolken entstehen.^[84] H-II-Gebiete sind interstellare Wolken aus ionisiertem Wasserstoff.^[85] Diese Regionen entstehen, wenn heiße, massive Sterne (hauptsächlich Sterne der Spektralklasse O und B) ihre Umgebung mit energiereicher UV-Strahlung durchdringen, die die Elektronen von den Wasserstoffatomen trennt und ionisiertes Gas erzeugt.^[86] H-II-Gebiete sind oft leuchtend und farbenfroh, da die angeregten Elektronen bei der Rekombination mit Protonen, den Kernen der Wasserstoffatome, Licht in verschiedenen Wellenlängen abgeben.^[87]

H-II-Gebiete sind bevorzugte Beobachtungsobjekte, um Sternentstehungsprozesse zu untersuchen. Ihre räumliche Verteilung und ihre Morphologie können Informationen über die Dynamik der Sternentstehung und die Wechselwirkungen zwischen neu gebildeten Sternen und ihrem umgebenden Gas liefern.^[88] Darüber hinaus beeinflussen die massiven Sterne, die H-II-Gebiete erzeugen, die Sternentstehungsaktivität in ihrer Umgebung, indem sie Strahlungsdruck, Sternwinde und sogar Supernova-Explosionen erzeugen, die das interstellare Medium aufheizen und komprimieren und weitere Sternentstehung induzieren oder unterdrücken können.^[89]

Einige prominente Beispiele für H-II-Gebiete, die oft in der astronomischen Literatur diskutiert werden, sind:

Orionnebel (M42): Der Orionnebel ist eines der bekanntesten und am nächsten gelegenen H-II-Gebiete, das etwa 1.344 Lichtjahre von der Erde entfernt ist.^[90] Er befindet sich im Sternbild Orion und ist ein aktives Gebiet der Sternentstehung, das mehrere massereiche Sterne und viele Protosterne enthält.^[91]
Carinanebel (NGC 3372): Der Carinanebel ist ein großes H-II-Gebiet in der südlichen Hemisphäre, etwa 7.500 Lichtjahre von der Erde entfernt.^[92] Er ist bekannt für seine aktive Sternentstehungsaktivität und beherbergt den massereichen Stern Eta Carinae, der eine Leuchtkraft von etwa 4 Millionen Sonnen besitzt.^[93]
Adlernebel (M16): Der Adlernebel ist ein weiteres prominentes H-II-Gebiet, das etwa 7.000 Lichtjahre von der Erde entfernt ist.^[94] Er enthält die berühmten "Säulen der Schöpfung", die durch das Hubble-Weltraumteleskop im Jahr 1995 fotografiert wurden und als ikonische Bilder der Astronomie gelten.^[95]
Tarantelnebel (30 Doradus, NGC 2070): Der Tarantelnebel, auch bekannt als 30 Doradus, ist ein großes H-II-Gebiet in der Großen Magellanschen Wolke, einer benachbarten Zwerggalaxie der Milchstraße.^[96] Frühe Astronomen gaben dem Nebel den Spitznamen, weil seine glühenden Fäden an Spinnenbeine erinnern. 30 Doradus ist die hellste sichtbare Sternentstehungsregion in einer benachbarten Galaxie und beherbergt die massereichsten Sterne, die je gesehen wurden. Der Nebel befindet sich in 170.000 Lichtjahren Entfernung in der Großen Magellanschen Wolke, einer kleinen Satellitengalaxie unserer Milchstraße. Kein bekanntes Sternentstehungsgebiet in unserer Galaxie ist so groß und so ergiebig wie 30 Doradus. Er ist ein aktives Sternentstehungsgebiet und enthält einige der massereichsten Sterne, die bisher entdeckt wurden.^[97]

Der Protostern: Die Vorstufe eines Sterns

Ein Protostern ist ein embryonaler Stern, der sich noch in der frühen Phase seiner Entwicklung befindet. Während der Protosternphase setzt sich der gravitative Kollaps fort, und der Protostern wächst durch die Akkretion von Materie aus der umgebenden Molekülwolke.^[98] Dieser Akkretionsprozess kann zusätzliche 100.000 bis 1 Million Jahre dauern, bis der Protostern genügend Masse erreicht hat. Während dieser Zeit erhitzt sich der Kern des Protosterns aufgrund der anhaltenden Kontraktion und Verdichtung.^[99] Bei Protosternen kann das Deuteriumbrennen, das bereits bei 1 Million Kelvin einsetzt, eine signifikante Energiequelle darstellen.^[98] Wenn die Temperatur und der Druck im Kern hoch genug werden, beginnt bei etwa 10 Millionen Kelvin das Wasserstoffbrennen, durch das der Wasserstoff zu Helium zu fusionieren beginnt.^[98] Der Protostern entwickelt sich dadurch zu einem Hauptreihenstern.^[100]

Hauptreihensterne

Ein Hauptreihenstern ist ein Stern, der genügend Energie durch Wasserstofffusion im Kern erzeugt, um der Schwerkraft entgegenzuwirken.^[101] Hauptreihensterne verbringen den größten Teil ihrer Lebenszeit in dieser Phase. Unsere Sonne ist ein typischer Hauptreihenstern und befindet sich in dieser Phase seit etwa 4,6 Milliarden Jahren.^[102] Die Lebensdauer eines Hauptreihensterns hängt von seiner Masse ab: Je massereicher ein Stern ist, desto kürzer ist seine Lebensdauer.^[103] Der Grund dafür liegt in der höheren Kerntemperatur und dem schnelleren Wasserstoffbrennen bei massereichen Sternen, was zu einer höheren Leuchtkraft und einem schnelleren Verbrauch des Wasserstoffs im Kern führt.^[101]

Ein Beispiel für diesen Zusammenhang ist die Sonne, ein mittelgroßer Stern mit einer Masse von etwa 1 Sonnenmasse (M☉). Die Sonne hat eine geschätzte Lebensdauer von etwa 10 Milliarden Jahren auf der Hauptreihe.^[102]

Ein massereicher Stern mit einer Masse von etwa 10 M☉ (zehnmal massereicher als die Sonne) hat eine deutlich kürzere Lebensdauer von nur etwa 20 Millionen Jahren.^[103] Diese Sterne verbrennen ihren Wasserstoffvorrat viel schneller und entwickeln sich rasch zu Riesensternen, bevor sie als Supernovae explodieren.

Ein massearmer Stern mit einer Masse von etwa 0,1 M☉ (zehnmal weniger massereich als die Sonne) hat hingegen eine extrem lange Lebensdauer von etwa 10 Billionen Jahren.^[104] Diese Sterne haben niedrigere Kerntemperaturen und verbrennen Wasserstoff viel langsamer als massereichere Sterne, was zu einer längeren Lebensdauer auf der Hauptreihe führt.

Rote Riesen und Weiße Zwerge: Das Schicksal kleinerer Sterne

Schalenbrennen: Schichten von Fusionsprozessen in einem Stern mit genügend großer Masse; von oben nach unten; weiß: Schicht ohne Fusionsprozesse; grau: Schicht mit Fusionsprozessen; sonstige in dem jeweiligen Prozess erzeugte Elemente in () 1: Wasserstoffbrennen: H → He2: Heliumbrennen: He → C (Be) 3: Kohlenstoffbrennen: C → O (Mg, Na, Ne)4: Neonbrennen: Ne → O (Mg) 5: Sauerstoffbrennen: O → Si (Mg, Ne, P, S)6: Siliciumbrennen: Si → Fe (Co, Ni)

Ein Roter Riese entsteht, wenn ein Stern mit einer Masse ähnlich der Sonne seinen Wasserstoffvorrat verbraucht hat.^[105] Dadurch gewinnt zunächst die Gravitation die Oberhand, wodurch der Stern schrumpft, bis Druck, Dichte und Temperatur ausreichen, um außerhalb des Kerns, in dem sich kein Wasserstoff mehr befindet, im sogenannten Schalenbrennen die Fusion von Helium zu schwereren Elementen wie Kohlenstoff und Sauerstoff zu zünden. In der Folge expandiert der Stern zu einem Riesenstern. Schließlich stößt der Rote Riese seine äußeren Schichten ab und hinterlässt einen heißen, dichten Kern, der als Weißer Zwerg bezeichnet wird.^[106]

Weiße Zwerge sind extrem dichte, mit 7000 bis 14.000 km Radius der Größe nach erdähnliche, der Masse nach aber sternähnliche Objekte, die langsam ihre verbleibende Wärme abgeben und schließlich, wie hypothetisch angenommen wird, zu "Schwarzen Zwergen" erkalten, die praktisch unsichtbar sind.^[107] Dieser Prozess dauert jedoch extrem lange, und es wird angenommen, dass bisher noch kein Schwarzer Zwerg im Universum entstanden ist.

Die Metallizität von Sternen: Einblicke in die chemische Zusammensetzung des Universums

Die Metallizität von Sternen ist ein in der Astronomie verwendeter Begriff, der alle chemischen Elementen in Sternen umfasst, die schwerer sind als Wasserstoff und Helium.

Die Metallizität eines Sterns gibt Aufschluss über dessen Alter, Entstehungsgeschichte und Umgebung. Sterne mit einer geringen Metallizität, also einem geringen Anteil an Elementen jenseits von Wasserstoff und Helium, sind in der Regel älter und stammen aus den frühen Epochen des Universums. Diese sogenannten Population-II-Sterne (siehe unten) entstanden aus den Überresten der ersten Sterngeneration, den hypothetisch angenommenen Population-III-Sternen.^[108]

In jüngeren Sternen, wie unserer Sonne, die zur Population-I gehört, sind die Elemente schwerer als Wasserstoff und Helium reichlicher vorhanden.^[109] Die Metallizität spielt eine entscheidende Rolle bei der Entstehung von Planeten, da sie die Menge an schweren Elementen in der protoplanetaren Scheibe bestimmt, aus der Planeten entstehen.^[110]

Die Metallizität von Sternen kann mithilfe von spektroskopischen Analysen gemessen werden. Dabei wird das Licht eines Sterns in seine einzelnen Wellenlängen zerlegt, um die Absorptions- und Emissionslinien der verschiedenen Elemente zu identifizieren.^[111] Eine wichtige Größe bei der Bestimmung der Metallizität ist das Verhältnis von Eisen zu Wasserstoff, das als [Fe/H] ausgedrückt wird. Eisen ist ein leicht nachweisbares Element und dient als Indikator für die allgemeine Metallizität eines Sterns.

Die Metallizität beeinflusst die Entwicklung eines Sterns auf mehreren Ebenen. Zum einen beeinflusst sie die Opazität des Sterns, das heißt, wie leicht oder schwer Licht durch das Sternmaterial hindurchdringt.^[112] Eine höhere Metallizität führt zu einer höheren Opazität, was wiederum dazu führt, dass der Stern weniger effizient Energie abstrahlt und somit eine geringere Leuchtkraft aufweist. Zum anderen wirkt sich die Metallizität auf die Kernfusion aus. Sterne mit einer höheren Metallizität haben mehr schwere Elemente im Kern, was den Druck und die Temperatur im Inneren erhöht und somit den Fusionsprozess beschleunigt. Dies führt dazu, dass Sterne mit einer höheren Metallizität in kürzerer Zeit mehr Energie erzeugen und schneller altern.^[113]^[114]

Die Metallizität von Sternen kann auch dazu verwendet werden, um die chemische Entwicklung von Galaxien zu untersuchen. Im Laufe der Zeit nimmt die Metallizität von Sternen in einer Galaxie zu, da schwerere Elemente durch Kernfusion und Supernova-Explosionen erzeugt werden.^[115] Die Untersuchung der Metallizität von Sternen in verschiedenen Galaxien kann daher dazu beitragen, unser Verständnis für die Geschichte der Galaxienentwicklung und die Entstehung von chemischen Elementen im Universum zu verbessern.^[116]

Die Erforschung der Metallizität von Sternen hat auch Implikationen für die Suche nach Exoplaneten. Untersuchungen haben gezeigt, dass Sterne mit einer höheren Metallizität eine größere Wahrscheinlichkeit haben, Planeten zu besitzen, insbesondere Gasriesen wie Jupiter.^[117] Die Metallizität eines Sterns kann somit als Indikator dafür verwendet werden, wie wahrscheinlich es ist, dass in seiner Umgebung Planeten existieren.

Sternpopulationen: Ein Überblick

Als Sternpopulationen oder kurz Populationen werden in der Astronomie Gruppen von Sternen bezeichnet, die ähnliche physikalische Eigenschaften aufweisen, wie z.B. Alter, Metallizität und kinematische Eigenschaften. Die Erforschung von Sternpopulationen ist ein zentrales Thema der Astrophysik, da sie das Verständnis der Entstehung, Entwicklung und Struktur von Galaxien ermöglicht.

Haupttypen von Sternpopulationen

Sternpopulationen werden üblicherweise in zwei Hauptkategorien unterteilt: Population I und Population II. Diese Klassifikation wurde vom deutschen Astronomen Walter Baade begründet und basierte auf seinen Beobachtungen der Andromeda-Galaxie und anderer Galaxien.^[118] Darüber hinaus wird heute eine hypothetische Population III von sehr alten Sternen angenommen, die sich aus dem primordialen Gas gebildet haben sollen, das nach dem Urknall entstanden ist.

Population I Sterne sind jüngere Sterne, die reich an schweren Elementen sind, also eine hohe Metallizität besitzen. Sie befinden sich hauptsächlich in den Spiralarmen von Spiralgalaxien und in den Scheiben von Balkenspiralgalaxien.^[119] Diese Sterne sind typischerweise mit Gas- und Staubwolken verbunden, aus denen sie entstanden sind. Typische Beispiele für Population I Sterne sind unsere Sonne und ihre benachbarten Sterne.
Population II Sterne sind im Gegensatz dazu älter und weisen eine geringere Metallizität auf. Sie sind hauptsächlich im galaktischen Halo und in den Kugelsternhaufen zu finden.^[120] Da sie aus früheren Generationen von Sternen stammen, sind sie Zeugen der frühen Entwicklung von Galaxien.
Population III Sterne sind hypothetische Sterne, die aus der ersten Generation von Sternen im Universum stammen. Sie werden als die ersten Sterne angesehen, die sich aus dem primordialen Gas gebildet haben, das nach dem Urknall entstanden ist. Im Gegensatz zu Population I und Population II Sterne, die Metalle enthalten (Elemente schwerer als Helium), würden Population III Sterne nahezu ausschließlich aus Wasserstoff, Helium und geringen Mengen von Lithium bestehen. Diese Sterne hätten extrem geringe Metallizitäten, da sie noch keine schweren Elemente durch frühere Sternengenerationen erhalten hätten.^[121] Population III Sterne sind bisher noch nicht zweifelsfrei direkt beobachtet worden, aber es gibt deutliche Hinweise auf ihre Existenz^[122], die auch theoretisch vorhergesagt wurde. Es wird angenommen, dass diese Sterne sehr massereich und leuchtkräftig gewesen wären, mit Massen von einigen hundert Sonnenmassen oder mehr. Aufgrund ihrer hohen Massen hätten sie ihren nuklearen Brennstoff sehr schnell verbraucht und wären in relativ kurzer Zeit, in der Größenordnung von einigen Millionen Jahren, als Supernovae explodiert. Diese Supernova-Explosionen hätten zur Entstehung von schweren Elementen beigetragen, die dann von nachfolgenden Generationen von Sternen aufgenommen wurden, um Population I und Population II Sterne zu bilden.^[121]^[123] Wenn Population III Sterne in der frühen Phase des Universums existiert haben, könnten zukünftige Beobachtungen mit extrem leistungsfähigen Teleskopen, wie dem James Webb Space Telescope, möglicherweise dazu beitragen, ihre Existenz zu bestätigen und ihre Eigenschaften zu untersuchen.

Beobachtung und Analyse von Sternpopulationen

Hertzsprung-Russell-Diagramm

Sonne

Absolute
Hellig-
keit
(mag)

Die Erforschung von Sternpopulationen erfordert eine Kombination von Beobachtungen und theoretischen Modellen.

Die Spektroskopie ist ein grundlegendes Werkzeug zur Untersuchung von Sternpopulationen. Durch die Analyse der Spektren von Sternen können Wissenschaftler ihre Metallizität, Temperatur, Leuchtkraft und andere wichtige Eigenschaften bestimmen.^[124]
Farben-Helligkeits-Diagramme bzw. Hertzsprung-Russell-Diagramme sind eine weitere wichtige Methode zur Untersuchung von Sternpopulationen. Sie zeigen die Beziehung zwischen der Farbe und Helligkeit von Sternen und ermöglichen es, die verschiedenen Entwicklungsstadien von Sternen zu unterscheiden.^[125]^[126]
Numerische Modelle sind entscheidend für das Verständnis der Entstehung und Entwicklung von Sternpopulationen. Sie ermöglichen es Astrophysikern, die beobachteten Eigenschaften von Sternen und Galaxien mit theoretischen Vorhersagen zu vergleichen.^[127]^[128] Solche Modelle verwenden komplexe Algorithmen, die die physikalischen Prozesse der Sternentstehung, -entwicklung und -interaktion simulieren. Sie berücksichtigen Faktoren wie die Anfangsmassenfunktion, die Sternentstehungsrate und die chemische Evolution von Galaxien.

Bedeutung der Erforschung von Sternpopulationen

Die Erforschung von Sternpopulationen hat weitreichende Auswirkungen auf unser Verständnis des Universums.

Die Untersuchung von Sternpopulationen ermöglicht es, die Entwicklung von Galaxien über die kosmische Zeit hinweg zu verfolgen. Sie liefert Einblicke in die Entstehung und das Wachstum von Galaxien sowie in die Rolle von Dunkler Materie und Dunkler Energie bei der Entwicklung des Universums.^[129]
Sternpopulationen sind wichtige Bausteine der kosmischen Entfernungsleiter, die dazu dient, Entfernungen im Universum genau zu bestimmen. Insbesondere sind Population II Sterne, wie z.B. Cepheiden und RR-Lyrae-Sterne, wichtige Standardkerzen, die Astronomen verwenden, um Entfernungen zu Galaxien und die Expansion des Universums zu messen.^[130]^[131]
Die Erforschung von Sternpopulationen trägt auch zum Verständnis der Entstehung von Elementen im Universum bei. Die verschiedenen Elemente, die in Sternen gefunden werden, sind das Produkt von Kernfusionsreaktionen und Supernova-Explosionen. Durch das Studium von Sternpopulationen können Forscher die Geschichte der chemischen Evolution des Universums rekonstruieren.^[132]

Novae: Wenn Sterne plötzlich hell aufleuchten

Eine Nova ist ein astronomisches Phänomen, bei dem ein Stern plötzlich an Helligkeit zunimmt, bevor er langsam wieder zu seiner ursprünglichen Helligkeit zurückkehrt. Der Name leitet sich von dem lateinischen Ausdruck „stella nova“ (neuer Stern) ab, der von Tycho Brahe geprägt wurde. Brahe beobachtete am 11. November 1572 eine ungewöhnlich helle Erscheinung am Nachthimmel. Wie sich später herausstellte, handelte es sich dabei aber nicht um eine Nova, sondern um eine Supernova (→ siehe unten) , die später als Supernova SN 1572 oder Tycho's Supernova bezeichnet wurde. Sie erschien im Sternbild Cassiopeia und war für etwa zwei Wochen sichtbar, auch am Tageshimmel. Sie erreichte eine Helligkeit von etwa -4 mag, was sie vergleichbar mit der Helligkeit des Planeten Venus machte .^[133] Vermutlich handelte es sich um eine Typ Ia Supernovae, möglicherweise aber auch um die Kollision von zwei Weißen Zwergen.

Tycho's Supernova war die letzte Supernova, die in unserer Milchstraße mit bloßem Auge sichtbar war und die ausführlich dokumentiert wurde.^[134] Tycho Brahe veröffentlichte seine Beobachtungen und Analysen dieser Erscheinung in seinem Werk "De nova stella" (1573), in dem er beschrieb, wie er die Position und Helligkeit des "neuen Sterns" über einen Zeitraum von mehreren Monaten verfolgte. Er bemerkte auch, dass die Supernova im Gegensatz zu den Planeten keine tägliche Parallaxe zeigte, was darauf hindeutete, dass sie weit entfernt und nicht Teil des Sonnensystems war. Dies war ein wichtiger Schritt, um das damalige geozentrische Weltbild in Frage zu stellen.^[135] Denn bis dahin war man davon ausgegangen, das sich Veränderung nur auf der Erde ereignen, während im Himmel alles nach ewigen Gesetzen immer gleich abliefe, wie es schon Aristoteles in seiner Schrift „Über den Himmel“ beschrieben hatte.

Geschichte der Entdeckung und Beobachtung von Novae

Die Beobachtung von Novae begannn nicht erst mit Tycho Brahe, sondern reicht weit in die Geschichte der Astronomie zurück. Die chinesischen Astronomen des Altertums beobachteten und dokumentierten bereits 100 v.Chr. "Gaststerne", bei denen es sich um Supernovae oder Novae handelte.^[136]

Im 20. Jahrhundert wurden Novae weiter untersucht, und verschiedene Typen von Novae wurden identifiziert. Die Klassifikationen basieren auf den spektralen Eigenschaften und der Geschwindigkeit der Helligkeitsabnahme nach dem Maximum.^[137] Mit der Entwicklung von Teleskopen und der Raumfahrt konnten Astronomen die Entstehung, Entwicklung und das Verhalten von Novae immer genauer untersuchen, was zu einem besseren Verständnis ihrer physikalischen Prozesse führte.^[138]

Entstehung, Eigenschaften und Klassifikation von Novae

Rein phänomenologisch betrachtet ist eine Nova eine astronomische Erscheinung, bei der ein bereits vorhandener, oft sehr lichtschwacher und freiäugig nicht sichtbarer Stern plötzlich stark an Helligkeit zunimmt, bevor er dann langsam wieder zu seiner ursprünglichen Helligkeit zurückkehrt. Novae entstehen in Doppelsternsystemen, in denen ein Weißer Zwerg in enger Umlaufbahn um einen Begleitstern kreist.^[139] Der Weißer Zwerg akkretiert Materie von seinem Begleitstern, meist einem Roten Riesen oder einem Hauptreihenstern, und zieht sie in eine Akkretionsscheibe um sich herum.^[140] Wenn genügend Materie auf der Oberfläche des Weißen Zwergs gesammelt wird, kommt es zu einer thermonuklearen Explosion, die Wasserstoff zu Helium fusioniert und eine enorme Menge an Energie in Form von Licht und Strahlung freisetzt.^[141] Diese plötzliche Zunahme der Helligkeit ist das charakteristische Merkmal einer Nova.

Die Klassifikation von Novae basiert auf ihren spektralen Eigenschaften und der Geschwindigkeit der Helligkeitsabnahme nach dem Maximum. Die wichtigsten Kategorien von Novae sind:

Schnelle Novae (NA): Diese Novae zeichnen sich durch eine schnelle Abnahme ihrer Helligkeit aus. Die Helligkeit nimmt innerhalb von etwa 25 Tagen um 3 Größenordnungen ab.^[142] Schnelle Novae haben in der Regel glatte Spektren, die durch Wasserstoff-Balmer-Linien und schwache Metalllinien geprägt sind.^[139]
Langsame Novae (NB): Im Gegensatz zu schnellen Novae verläuft die Helligkeitsabnahme bei langsamen Novae über einen längeren Zeitraum. Die Helligkeit nimmt innerhalb von 150 Tagen oder mehr um 3 Größenordnungen ab.^[142] Langsame Novae zeigen komplexe Spektren mit starken Emissionslinien von Wasserstoff, Helium und Metallen.^[139]
Sehr langsame Novae (NC): Diese Novae haben eine noch längere Helligkeitsabnahmezeit als langsame Novae und können mehrere Jahre oder sogar Jahrzehnte dauern, um ihre ursprüngliche Helligkeit wiederzuerlangen.^[143] Sehr langsame Novae zeigen starke Emissionslinien von Wasserstoff, Helium und Metallen sowie P Cygni-Profile.^[139]
Wiederkehrende Novae (NR): Wiederkehrende Novae sind eine seltene Klasse von Novae, die mehrere Ausbrüche im Laufe der Zeit zeigen. Die Wiederkehrzeiten können zwischen 10 und 100 Jahren.^[144] Wiederkehrende Novae sind besonders interessant für Astronomen, da sie Informationen über die Evolution von Doppelsternsystemen und die Akkretionsprozesse liefern.^[145]

Supernovae und Neutronensterne: Das Schicksal massereicher Sterne

Sterne mit einer Masse von mehr als etwa 8 Sonnenmassen haben ein dramatischeres Ende.^[146] Wenn sie ihren Kernbrennstoff verbraucht haben, kollabiert der Kern unter der enormen Schwerkraft und verursacht eine gigantische Explosion, die als "Supernova" bezeichnet wird.^[147] Supernovae sind kurzlebige, aber extrem helle Ereignisse, die für kurze Zeit heller als eine ganze Galaxie leuchten können.^[148]

Im Zuge einer Supernova-Explosion kann der Kern des massereichen Sterns zu einem Neutronenstern komprimiert werden, einem extrem dichten Objekt, das hauptsächlich aus Neutronen besteht, weil die negativ geladenen Elektronen der Atomhülle in den Kern gedrückt werden und sich dort mit den positiv geladenen Protonen zu Neutronen verbinden.^[149] Neutronensterne haben Durchmesser von etwa 20 Kilometern, aber Massen von bis zum Doppelten der Sonnenmasse.^[150]

Es gibt zwei Haupttypen von Supernovae: Typ Ia und Typ II. Beide Typen spielen eine entscheidende Rolle bei der Entstehung schwerer Elemente im Universum.^[147]

Der sogenannte Kernkollaps ist ein entscheidender Faktor bei der Entstehung von Supernovae, insbesondere für Typ II Supernovae. Der Kernkollaps tritt auf, wenn ein massereicher Stern (mindestens etwa 8 Sonnenmassen) seinen Wasserstoffvorrat im Kern verbraucht hat und in weiteren Fusionsprozessen schwerere Elemente bis hin zum Eisen produziert hat.^[151] Eisen ist das am stärksten gebundene Element, und die Fusion von Eisenkernen verbraucht Energie anstatt sie freizusetzen. Daher kann der Sternkern nicht mehr genügend Energie erzeugen, um der Gravitation entgegenzuwirken.

Der Kernkollaps beginnt, wenn der massereiche Stern keine weiteren Fusionsreaktionen durchführen kann, um genügend Strahlungsdruck zu erzeugen, der den Stern im Gleichgewicht hält. Unter diesen Bedingungen beginnt der Kern des Sterns unter seiner eigenen Schwerkraft zu kollabieren.^[152] Die Dichte und Temperatur des Kerns steigen während des Kollapses dramatisch an.

Der Kernkollaps führt zu einem Rückprall des Kerns, wenn die Dichte und der Druck im Kern so hoch werden, dass sie den Kollaps stoppen und die äußeren Schichten des Sterns nach außen schleudern (Bethe & Wilson, 1985).^[152] Diese gewaltige Explosion setzt enorme Mengen an Energie und Neutrinos frei.

Während der Supernova-Explosion entstehen schwere Elemente durch Kernreaktionen und Neutroneneinfang.^[153]^[154] Die gewaltige Energie der Explosion schleudert diese schweren Elemente in das interstellare Medium, wo sie zur Bildung neuer Sterne, Planeten und letztendlich auch von Leben beitragen können.

Typ Ia Supernovae

Typ Ia Supernovae treten auf, wenn ein Weißer Zwerg – das Endstadium eines massearmen Sterns – Materie von einem nahen Begleitstern akkretiert. Wenn die Masse des Weißen Zwergs eine kritische Grenze, die sogenannte Chandrasekhar-Grenze, überschreitet, kommt es zu einer thermonuklearen Explosion, die den gesamten Weißen Zwerg zerstört.^[155] Typ Ia Supernovae sind für die Entstehung von Elementen wie Eisen und Nickel verantwortlich.^[156]

Die Chandrasekhar-Grenze ist eine theoretische Masseobergrenze für Weiße Zwerge, die nach dem indischen Astrophysiker Subrahmanyan Chandrasekhar benannt ist, der 1983 den Nobelpreis für Physik für seine Arbeit über die Massengrenze erhielt.^[157] Die Chandrasekhar-Grenze liegt bei etwa 1,4 Sonnenmassen^[158] und gibt die maximale Masse an, die ein Weißer Zwerg haben kann, während er durch den Druck des sogenannten entarteten Elektrongases stabilisiert wird. Das Elektronengas ist ein Modell, das ein System von Elektronen beschreibt, die sich frei und unabhängig von den Atomkernen bewegen können. Das Elektronengas-Modell wird in der Festkörperphysik und der Plasmaphysik häufig verwendet, um das Verhalten von Elektronen in diesen Systemen zu beschreiben. Da die Energiezustände der Elektronen quantisiert sind, bilden sich diskrete Energiebänder, die aus vielen eng beieinander liegenden Energiezuständen bestehen.

Der Entartungsdruck, der in dem Elektronengas entsteht, beruht auf dem Pauli-Prinzip, das besagt, dass zwei Fermionen (Teilchen mit halbzahligem Spin, wie Elektronen, Neutronen und Protonen) nicht zur gleichen Zeit den gleichen Quantenzustand einnehmen können. In diesem Zustand sind die Elektronenenergieniveaus dicht besetzt, und das System ist von den üblichen thermodynamischen Gesetzen entkoppelt. Der Druck, der in einem entarteten Elektronengas auftritt, ist unabhängig von der Temperatur und hängt nur von der Dichte der Elektronen ab. Er wirkt der Schwerkraft entgegen und verhindert, dass die Materie weiter zusammenfällt.

Wenn ein Weißer Zwerg genügend Materie akkretiert und seine Masse die Chandrasekhar-Grenze überschreitet, wird der entartete Elektronendruck, der der Schwerkraft entgegenwirkt, unzureichend, um den Weißer Zwerg stabil zu halten.^[158] In diesem Fall kommt es zu einer gravitativen Instabilität, die zu einer thermonuklearen Explosion führen kann, wie sie bei Typ Ia Supernovae beobachtet wird.^[159]

Typ II Supernovae

Typ II Supernovae treten auf, wenn ein massereicher Stern (mindestens 8 Sonnenmassen) seinen Wasserstoffvorrat im Kern verbraucht hat und in weiteren Fusionsprozessen schwerere Elemente bis hin zum Eisen produziert^[151]. Da die Energieerzeugung durch die Fusion von Eisenkernen Energie verbraucht anstatt sie freizusetzen, kollabiert der Kern des Sterns unter seiner eigenen Schwerkraft und bildet entweder einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. Die äußeren Schichten des Sterns werden dabei in einer gewaltigen Explosion ins All geschleudert.^[152]

Typ-II-Supernovae sind von besonderer Bedeutung für die Entstehung schwerer Elemente, da sie die sogenannten r-Prozess-Elemente (rapid neutron-capture process) produzieren. Während der Supernova-Explosion entstehen extrem neutronenreiche Umgebungen, in denen Kerne schnell Neutronen einfangen und so zu Elementen führen, die schwerer als Eisen sind, wie etwa Kupfer, Silber, Gold, Platin und Uran.^[153]^[154]^[160]^[161]

Historisch belegte Novae und Supernovae

SN 185 (Supernova): Beobachtet im Jahr 185 n. Chr. von chinesischen Astronomen. Sie erschien im Sternbild Zentaur.^[136]
SN 1006 (Supernova): Beobachtet im Jahr 1006 n. Chr. von chinesischen, japanischen, irakischen und europäischen Astronomen. Sie erschien im Sternbild Lupus.^[162]
SN 1054 (Supernova): Beobachtet im Jahr 1054 n. Chr. von chinesischen und arabischen Astronomen. Sie führte zur Entstehung des bekannten Krebsnebels (M1) im Sternbild Stier.^[163]
SN 1572 (Tycho's Supernova): Beobachtet im Jahr 1572 von Tycho Brahe im Sternbild Cassiopeia.^[133]
SN 1604 (Kepler's Supernova): Beobachtet im Jahr 1604 von Johannes Kepler im Sternbild Schlangenträger.^[164]
Nova Cygni 1600 (Nova): Beobachtet im Jahr 1600 von Wilhelm Fabritius im Sternbild Schwan.^[165]
Nova Ophiuchi 1848 (Nova): Beobachtet im Jahr 1848 von John Russell Hind im Sternbild Schlangenträger.^[166]
Nova Persei 1901 (GK Persei): Beobachtet im Jahr 1901 von Thomas David Anderson im Sternbild Perseus.^[167]

Dies ist keine erschöpfende Liste, aber sie enthält einige der bekanntesten historischen Novae und Supernovae. Es gibt viele weitere dokumentierte Fälle, insbesondere in den letzten Jahrhunderten, da die Beobachtungstechniken und -instrumente immer präziser wurden.

Braune Zwerge: Himmelskörper an der Grenze zwischen Sternen und Planeten

Braune Zwerge sind Himmelskörper, die die Grenze zwischen Sternen und Planeten verschwimmen lassen. Sie sind größer als Planeten, aber kleiner als Sterne und besitzen nicht genug Masse, um in ihrem Kern eine Wasserstofffusion zu zünden.

Die Idee von Braunen Zwergen wurde erstmals 1963 von dem Astronomen Shiv S. Kumar vorgeschlagen.^[168] Die ersten konkreten Beobachtungen gelangen jedoch erst in den 1990er Jahren, als Astronomen wie Jill Tarter und Ben R. Oppenheimer sie endlich direkt nachweisen konnten.^[169]^[170] Die International Astronomical Union (IAU) definiert Braune Zwerge als Himmelskörper mit einer Masse zwischen 13 und 80 Jupitermassen.^[171]

Braune Zwerge liegen in ihrer Masse zwischen Gasriesen wie Jupiter und der kleinsten Klasse von Sternen, den Roten Zwergen. Da sie nicht genug Masse haben, um Wasserstoff im Kern zu fusionieren, erzeugen sie ihre Energie hauptsächlich durch die Fusion von Deuterium und Lithium.^[172] Die Oberflächentemperaturen von Braunen Zwergen variieren zwischen 200 und 3000 Kelvin, und ihre Größen liegen in der Regel zwischen dem Durchmesser von Jupiter und dem kleinsten Roten Zwerg.^[172]

Braune Zwerge werden nach ihrer Spektralklasse klassifiziert, die auf ihrer Temperatur und den in ihrem Spektrum sichtbaren Absorptionslinien basiert. Es gibt drei Hauptklassen von Braunen Zwergen: L-, T- und Y-Zwerge. L-Zwerge haben Temperaturen zwischen 2000 und 3000 Kelvin, während T- und Y-Zwerge bei niedrigeren Temperaturen liegen, etwa 700 bis 2000 Kelvin oder sogar bei weniger als 700 Kelvin.^[173]^[174]

Braune Zwerge entstehen ähnlich wie Sterne durch den Kollaps von Gaswolken. Sie sind jedoch weniger massereich und können daher nicht genug Druck und Temperatur im Kern erreichen, um die Wasserstofffusion einzuleiten.^[175] Braune Zwerge können als "gescheiterte Sterne" betrachtet werden, da sie nicht in der Lage sind, genügend Energie zu produzieren, um ihre eigene Gravitation auszugleichen und somit ein stabiles Gleichgewicht zu erreichen.

Obwohl Braune Zwerge keine stabile Wasserstofffusion aufrechterhalten können, tragen sie dennoch zur chemischen Anreicherung des interstellaren Mediums bei. Sie emittieren Strahlung und weisen starke Magnetfelder auf, die zur Entstehung von Jets und Scheiben beitragen.^[176] Darüber hinaus können Braune Zwerge auch als Laboratorien für die Untersuchung von Planetenatmosphären dienen, da ihre Atmosphären ähnliche chemische Zusammensetzungen und Druck-Temperatur-Verhältnisse aufweisen wie jene von Exoplaneten.^[177]

Eine bedeutsame Rolle bei der Entstehung von Braunen Zwergen spielen die Deuteriumfusion und die Lithiumfusion. Schon ab mindestens 13 Jupitermassen bzw. einer Kerntemperatur von 1 Million Kelvin kann die Deuteriumfusion beginnen, während die Lithiumfusion erst ab etwa der 65-fachen Jupitermasse bzw. bei Kerntemperaturen über 2 Millionen Kelvin startet.

Die Deuteriumfusion kann sich auf verschiedenen Wegen vollziehen^[178], wobei die ersten beiden Prozesse am bedeutsamsten sind^[172]:

${}^{2}\mathrm {H} +{}^{2}\mathrm {H} \rightarrow {}^{3}\mathrm {He} +\mathrm {n} +3{,}27\;\mathrm {MeV}$ : Durch die Fusion von zwei Deuteriumkernen (²H) wird ein Helium-3 (³He) Nuklid und ein Neutron (n) produziert.

${}^{2}\mathrm {H} +{}^{2}\mathrm {H} \rightarrow {}^{3}\mathrm {H} +\mathrm {p} +4{,}03\;\mathrm {MeV}$ : In dieser Reaktion verschmelzen ebenfalls zwei Deuteriumkerne, aber sie erzeugen ein Tritium (³H) Nuklid und ein Proton (p).
${}^{2}\mathrm {H} +{}^{3}\mathrm {H} \rightarrow {}^{4}\mathrm {He} +\mathrm {n} +17{,}59\;\mathrm {MeV}$ : Hier fusioniert ein Deuteriumkern mit einem Tritiumkern, wodurch ein Helium-4 (⁴He) Nuklid und ein Neutron (n) entstehen.
${}^{2}\mathrm {H} +{}^{3}\mathrm {He} \rightarrow {}^{4}\mathrm {He} +\mathrm {p} +18{,}34\;\mathrm {MeV}$ : Ein Deuteriumkern verschmilzt mit einem Helium-3-Kern, wodurch ein Helium-4 (⁴He) Nuklid und ein Proton entstehen.

Die Lithiumfusion in Braunen Zwergen ist ein wichtiger Prozess, der zur Unterscheidung von Braunen Zwergen und Sternen beiträgt. Die Lithiumfusion in Braunen Zwergen tritt auf, weil sie nicht genug Masse besitzen, um die Wasserstofffusion im Kern aufrechtzuerhalten, wie es bei normalen Sternen der Fall ist. Stattdessen finden in Braunen Zwergen unter bestimmten Bedingungen Kernreaktionen statt, bei denen Lithiumkerne (Lithium-7) mit Protonen (¹H) verschmelzen, um zwei Helium-4-Kerne zu bilden.^[179] Der intermediär gebildete instabile Beryllium-8-Kern (⁸Be) zerfällt dabei weiter in zwei Helium-4-Kerne (⁴He):

{}_{3}^{7}Li+{}_{1}^{1}H\rightarrow {}_{4}^{8}Be\rightarrow 2\,{}_{2}^{4}He+17{,}35\;MeV

Die Lithiumfusion in Braunen Zwergen ist ein temperaturabhängiger Prozess. Sie beginnt wie bereits erwähnt bei Temperaturen von etwa 2 Millionen Kelvin (K) im Kern.^[172] In Sternen hingegen wird Lithium bei höheren Kernfusionstemperaturen von etwa 2,5 Millionen K schnell zerstört.^[180]

Die Anwesenheit von Lithium in einem Himmelskörper kann daher als Indikator für die Masse und die Entwicklungsgeschichte des Objekts verwendet werden. In Braunen Zwergen tritt die Lithiumfusion aufgrund der niedrigeren Kerntemperaturen langsamer auf, sodass sie über längere Zeiträume nachweisbar bleibt. Die Beobachtung von Lithium in einem Himmelskörper kann daher als Hinweis darauf dienen, dass es sich um einen Braunen Zwerg handelt.^[181]

Diskutiert wird auch die Frage, ob Braune Zwerge für die Entstehung von Leben geeignet sein könnten. Obwohl sie nicht so hell sind wie Sterne, könnte die Strahlung von Braunen Zwergen dennoch ausreichen, um eine habitable Zone um sie herum zu erzeugen, in der flüssiges Wasser auf der Oberfläche von Exoplaneten existieren könnte.^[182] Es gibt auch Hinweise darauf, dass einige Braune Zwerge von Planeten umkreist werden könnten, was die Möglichkeit von Leben in diesen Systemen noch faszinierender macht.^[183]

Einzelnachweise

↑ Karl Heinrich August Manitius: Des Claudius Ptolemäus Handbuch der Astronomie. Band 1 (1912) & Band 2 (1913) Teubner, Leipzig, archive.org
↑ Halley, E. (1718). Considerations on the Change of the Latitudes of Some of the Principal Fixt Stars. Philosophical Transactions of the Royal Society, 29, 454-464. https://doi.org/10.1098/rstl.1714.0064
↑ Pickering, E. C. (1896). Stars having peculiar spectra. Astrophysical Journal, 4, 369-375. https://doi.org/10.1086/140321
↑ Penzias, A. A., & Wilson, R. W. (1965). A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s. Astrophysical Journal, 142, 419-421. https://doi.org/10.1086/148307
↑ Freedman, W. L., et al. (2001). Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant. The Astrophysical Journal, 553(1), 47-72. https://doi.org/10.1086/320638
↑ Prusti, T., et al. (2016). The Gaia mission. Astronomy & Astrophysics, 595, A1. https://doi.org/10.1051/0004-6361/201629272
↑ Barnard, E. E. (1916). A small star with large proper-motion. The Astronomical Journal, 29, 181-182. https://doi.org/10.1086/104156
↑ Paul Murdin, David Allen: Catalogue of the Universe, 1979, ISBN 0-521-22859-X, S. 87.
↑ van Leeuwen, F. (2007). Hipparcos, the New Reduction. Astronomy and Astrophysics, 474(2), 653-664. https://doi.org/10.1051/0004-6361:20078357
↑ Soderblom, D. R., & King, J. R. (1998). The Age of Barnard's Star. The Astrophysical Journal, 504(2), 944-947. https://doi.org/10.1086/306118
↑ Wilson, R. E. (1953). General Catalogue of Stellar Radial Velocities. Washington: Carnegie Institution of Washington. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1953GCRV..C......0W
↑ Barnes, S. A. (2003). On the Rotational Evolution of Solar- and Late-Type Stars, Its Magnetic Origins, and the Possibility of Stellar Gyrochronology. The Astrophysical Journal, 586(2), 464-479. https://doi.org/10.1086/367639
↑ Tokovinin, A. A. (1997). MSC - a catalogue of physical multiple stars. Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 124, 75-84. https://doi.org/10.1051/aas:1997181
↑ Conselice, C. J., Wilkinson, A., Duncan, K., & Mortlock, A. (2016). The Evolution of Galaxy Number Density at z < 8 and Its Implications. The Astrophysical Journal, 830(2), 83. doi:10.3847/0004-637X/830/2/83. pdf.
↑ J. Liske, D. J. Lemon, S. P. Driver, N. J. G. Cross4 and W. J. Couch. The Millennium Galaxy Catalogue: 16 ⩽ B_MGC < 24 galaxy counts and the calibration of the local galaxy luminosity function. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 344, Issue 1, September 2003, p. 307–324. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06826.x.
↑ Am Himmel strahlen 70 Trilliarden Sterne. Der Spiegel (online). 22.07.2003, abgerufen am 13. April 2023
↑ Pieter G. van Dokkum & Charlie Conroy (2010). A substantial population of low-mass stars in luminous elliptical galaxies. Nature, 468(7321), 940-942. doi:10.1038/nature09578
↑ Charbonneau, P. (2010). Dynamo models of the solar cycle. Living Reviews in Solar Physics, 7(1), 3.
↑ Schrijver, C. J., & Siscoe, G. L. (2010). Heliophysics: Space Storms and Radiation: Causes and Effects. Cambridge University Press.
↑ ^{Hochspringen nach: 20,0} ^20,1 ^20,2 ^20,3 Asplund, M., Grevesse, N., Sauval, A. J., & Scott, P. (2009). The Chemical Composition of the Sun. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 47, 481-522.
↑ ^{Hochspringen nach: 21,0} ^21,1 ^21,2 ^21,3 ^21,4 ^21,5 Gough, D. O. (2015). The solar interior. In: The Sun (pp. 61-87). Springer, Cham.
↑ Parker, E. N. (1955). Hydromagnetic Dynamo Models. The Astrophysical Journal, 122, 293.
↑ Charbonneau, P. (2010). Dynamo models of the solar cycle. Living Reviews in Solar Physics, 7(1), 3.
↑ Hale, G. E. (1908). On the probable existence of a magnetic field in sun-spots. The Astrophysical Journal, 28, 315.
↑ Zirin, H. (1988). Astrophysics of the sun. Cambridge University Press.
↑ Hathaway, D. H. (2010). The solar cycle. Living Reviews in Solar Physics, 7(1), 1.
↑ Parker, E. N. (1963). Interplanetary Dynamical Processes. Interscience Publishers.
↑ ^{Hochspringen nach: 28,0} ^28,1 Dungey, J. W. (1961). Interplanetary magnetic field and the auroral zones. Physical Review Letters, 6(2), 47.
↑ Krimigis, S. M., Roelof, E. C., Decker, R. B., & Hill, M. E. (2013). Zero outward flow velocity for plasma in a heliosheath transition layer. Nature, 498(7455), 470-473.
↑ Parker, E. N. (1958). Dynamics of the interplanetary gas and magnetic fields. The Astrophysical Journal, 128, 664.
↑ Mursula, K., & Hiltula, T. (2003). Bashful ballerina: Southward shifted heliospheric current sheet. Geophysical Research Letters, 30(22).
↑ Jokipii, J. R., & Kota, J. (1989). Particle drift and the observed modulation of galactic cosmic rays. Geophysical Research Letters, 16(1), 1-4.
↑ Cane, H. V. (2000). Coronal mass ejections and Forbush decreases. Space Science Reviews, 93(1-2), 55-77.
↑ ^{Hochspringen nach: 34,0} ^34,1 Kappenman, J. G. (2001). An overview of the impulsive geomagnetic field disturbances and power grid impacts associated with the violent sun-earth connection events of 29-31 October 2003 and a comparative evaluation with other contemporary storms. Space Weather, 1(1).
↑ Gonzalez, W. D., Joselyn, J. A., Kamide, Y., Kroehl, H. W., Rostoker, G., Tsurutani, B. T., & Vasyliūnas, V. M. (1994). What is a geomagnetic storm? Journal of Geophysical Research: Space Physics, 99(A4), 5771-5792.
↑ Smart, D. F., & Shea, M. A. (2003). The local interstellar medium and the interaction of the solar wind with the interstellar environment. Advances in Space Research, 31(4), 993-1000.
↑ Wiltschko, W., & Wiltschko, R. (1996). Magnetic orientation in birds. Journal of Experimental Biology, 199(1), 29-38.
↑ Akasofu, S. I. (1964). The development of the auroral substorm. Planetary and Space Science, 12(4), 273-282.
↑ „Polarlicht“. In: Lexikon der Optik (spektrum.de)
↑ Bahcall, J. N., Serenelli, A. M., & Basu, S. (2005). New solar opacities, abundances, helioseismology, and neutrino fluxes. The Astrophysical Journal Letters, 621(2), L85-L88.
↑ ^{Hochspringen nach: 41,0} ^41,1 Nordlund, Å., Stein, R. F., & Asplund, M. (2009). Solar Surface Convection. Living Reviews in Solar Physics, 6(1), 2.
↑ ^{Hochspringen nach: 42,0} ^42,1 Rieutord, M., & Rincon, F. (2010). The Sun’s Supergranulation. Living Reviews in Solar Physics, 7(1), 2.
↑ ^{Hochspringen nach: 43,0} ^43,1 Wedemeyer-Böhm, S., Lagg, A., & Nordlund, Å. (2009). Coupling from the photosphere to the chromosphere and the corona. Space Science Reviews, 144(1-4), 317-350
↑ Parenti, S. (2014). Solar prominences: Observations. Living Reviews in Solar Physics, 11(1), 1.
↑ De Pontieu, B., et al. (2007). Chromospheric Alfvénic Waves Strong Enough to Power the Solar Wind. Science, 318(5856), 1574-1577.
↑ De Pontieu, B., Hansteen, V. H., Rouppe van der Voort, L., van Noort, M., & Carlsson, M. (2007). High-Resolution Observations and Modeling of Dynamic Fibrils. The Astrophysical Journal, 655(1), 624-641.
↑ Aschwanden, M. J. (2004). Physics of the Solar Corona: An Introduction with Problems and Solutions. Springer Science & Business Media.
↑ Klimchuk, J. A. (2006). On Solving the Coronal Heating Problem. Solar Physics, 234(1), 41-77.
↑ Gopalswamy, N. (2006). A Global Picture of CMEs in the Inner Heliosphere. In: Solar Eruptions and Energetic Particles (pp. 317-338). American Geophysical Union
↑ Gonzalez, W. D., Joselyn, J. A., Kamide, Y., Kroehl, H. W., Rostoker, G., Tsurutani, B. T., & Vasyliunas, V. M. (1994). What is a geomagnetic storm? Journal of Geophysical Research, 99(A4), 5771-5792.
↑ Schrijver, C. J., & Siscoe, G. L. (2010). Heliophysics: Space Storms and Radiation: Causes and Effects. Cambridge University Press.
↑ Palla, F., & Stahler, S. W. (2004). The Formation of Protostars. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 42, 391-427.
↑ Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I., & Kraemer, K. E. (1993). Our Sun. III. Present and Future. The Astrophysical Journal, 418, 457-468.
↑ Hansen, B. M. S., & Liebert, J. (2003). Cool White Dwarfs. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 41, 465-497.
↑ Sagan, C., & Mullen, G. (1972). Earth and Mars: Evolution of Atmospheres and Surface Temperatures. Science, 177(4043), 52-56
↑ Mojzsis, S.J., Arrhenius, G., McKeegan, K.D., Harrison, T.M., Nutman, A.P., & Friend, C.R.L. (1996). Evidence for life on Earth before 3,800 million years ago. Nature, 384(6604), 55-59
↑ Kasting, J.F. (1993). Earth's early atmosphere. Science, 259(5097), 920-926
↑ Goldblatt, C., & Zahnle, K.J. (2011). Clouds and the Faint Young Sun Paradox. Climate of the Past, 7, 203–220
↑ Krissansen-Totton, J., & Catling, D.C. (2017). Constraining the climate and ocean pH of the early Earth with a geological carbon cycle model. Proceedings of the National Academy of Sciences, 114(17), E3288-E3297
↑ Airapetian, V.S., Glocer, A., Gronoff, G., Hebrard, E., & Danchi, W. (2016). Prebiotic chemistry and atmospheric warming of early Earth by an active young Sun. Nature Geoscience, 9, 452–455
↑ Rudolf Kippenhahn: Der Stern, von dem wir leben: Den Geheimnissen der Sonne auf der Spur. dtv Verlagsgesellschaft 1993, ISBN 978-3423303446, S. 204ff.
↑ Leighton, R. B., Noyes, R. W., & Simon, G. W. (1962). Velocity Fields in the Solar Atmosphere: I. Preliminary Report. The Astrophysical Journal, 135, 474.
↑ Deubner, F.-L., & Gough, D. O. (1984). Helioseismology: Oscillations as a Diagnostic of the Solar Interior. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 22(1), 593-619.
↑ ^{Hochspringen nach: 64,0} ^64,1 Christensen-Dalsgaard, J. (2002). Helioseismology. Reviews of Modern Physics, 74(4), 1073-1129.
↑ Schou, J., et al. (1998). Helioseismic Studies of Differential Rotation in the Solar Envelope by the Solar Oscillations Investigation Using the Michelson Doppler Imager. The Astrophysical Journal, 505(1), 390-417.
↑ Bahcall, J. N., Basu, S., & Pinsonneault, M. H. (1998). How Uncertain Are Solar Neutrino Predictions? The Astrophysical Journal, 495(2), L151.
↑ Fukuda, Y., et al. (1998). Evidence for Oscillation of Atmospheric Neutrinos. Physical Review Letters, 81(8), 1562-1567.
↑ Howe, R. (2009). Solar Interior Rotation and its Variation. Living Reviews in Solar Physics, 6(1), 1.
↑ Reid, M. J., et al. (2014). Trigonometric Parallaxes of High Mass Star Forming Regions: The Structure and Kinematics of the Milky Way. The Astrophysical Journal, 783(2), 130. https://doi.org/10.1088/0004-637X/783/2/130
↑ Gould, A. (2003). Galactic High-Velocity Stars. The Astrophysical Journal, 583(2), 765-786. https://doi.org/10.1086/345430
↑ Mignard, F. (2000). The solar motion and the local standard of rest from HIPPARCOS. Astronomy and Astrophysics, 354, 522-528. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2000A%26A...354..522M
↑ Prusti, T., et al. (2016). The Gaia mission. Astronomy & Astrophysics, 595, A1. https://doi.org/10.1051/0004-6361/201629272
↑ Ivezic, Z., et al. (2019). LSST: From Science Drivers to Reference Design and Anticipated Data Products. The Astrophysical Journal, 873(2), 111. https://doi.org/10.3847/1538-4357/ab042c
↑ McKee, C. F., & Ostriker, E. C. (2007). Theory of Star Formation. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 45, 565-687.
↑ Cox, J. P., & Giuli, R. T. (1968). Principles of stellar structure. New York: Gordon and Breach.
↑ Ward-Thompson, D., André, P., & Crutcher, R. (2007). An Observational Perspective on Prestellar Cores. In B. Reipurth, D. Jewitt, & K. Keil (Eds.), Protostars and Planets V (pp. 33-46). University of Arizona Press.
↑ Pineda, J. E., Goodman, A. A., Arce, H. G., Caselli, P., Foster, J. B., Myers, P. C., & Rosolowsky, E. W. (2010). The Nature of the Dense Core Population in the Pipe Nebula: A Survey of NH3, CCS, and HC5N Molecular Line Emission. The Astrophysical Journal, 712(2), 1167-1192.
↑ ^{Hochspringen nach: 78,0} ^78,1 André, P., Basu, S., & Inutsuka, S. (2009). The Formation and Evolution of Prestellar Cores. In C. J. Lada, & N. D. Kylafis (Eds.), Structure Formation in Astrophysics (pp. 254-270). Cambridge University Press.
↑ Stahler, S. W., & Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Wiley-VCH.
↑ Larson, R. B. (1969). Numerical calculations of the dynamics of a collapsing proto-star. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 145(3), 271-295.
↑ Larson, R. B. (2003). The physics of star formation. Reports on Progress in Physics, 66(10), 1651-1697.
↑ Mac Low, M.-M., & Klessen, R. S. (2004). Control of star formation by supersonic turbulence. Reviews of Modern Physics, 76(1), 125-194.
↑ Jeans, J. H. (1902). The stability of a spherical nebula. Philosophical Transactions of the Royal Society of London. Series A, Containing Papers of a Mathematical or Physical Character, 199(287-368), 1-53.
↑ Zinnecker, H., & Yorke, H. W. (2007). Toward Understanding Massive Star Formation. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 45, 481-563.
↑ Osterbrock, D. E., & Ferland, G. J. (2006). Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei. 2nd ed. University Science Books.
↑ Kurtz, S. (2005). HII Regions. In R. Wielebinski & G. B. Taylor (Eds.), Cosmic Magnetic Fields (pp. 23-42). Springer.
↑ Kennicutt, R. C., Jr., & Evans, N. J., II. (2012). Star Formation in the Milky Way and Nearby Galaxies. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 531-608.
↑ Hennebelle, P., & Chabrier, G. (2011). Analytical theory for the initial mass function: CO clumps and prestellar cores. Astronomy & Astrophysics, 528, A72.
↑ Elmegreen, B. G. (2011). Star Formation in HII Regions. In T. Montmerle, D. Johnstone, D. Ellerbroek, & I. Petersen (Eds.), Physical Processes in Circumstellar Disks around Young Stars (pp. 305-319). University of Chicago Press.
↑ Menten, K. M., Reid, M. J., Forbrich, J., & Brunthaler, A. (2007). The distance to the Orion Nebula. Astronomy & Astrophysics, 474(2), 515-520.
↑ Genzel, R., & Stutzki, J. (1989). The Orion Molecular Cloud and Star-Forming Region. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 27, 41-85.
↑ Smith, N., & Brooks, K. J. (2007). The Carina Nebula: A Laboratory for Feedback and Triggered Star Formation. Publications of the Astronomical Society of Australia, 24(2), 49-60.
↑ Davidson, K., & Humphreys, R. M. (1997). Eta Carinae and Its Environment. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 35, 1-32.
↑ Hester, J. J., Scowen, P. A., Sankrit, R., Lauer, T. R., Ajhar, E. A., Code, A., ... & Trauger, J. T. (1996). Hubble Space Telescope WFPC2 Observations of M16: Photoevaporation and Emerging Young Stellar Objects. The Astronomical Journal, 111(5), 2349-2363.
↑ Hester, J. J., & Scowen, P. A. (1995). The Eagle Nebula. Sky & Telescope, 90(6), 38-43.
↑ Walborn, N. R., Barba, R. H., Brandner, W., Rubio, M., Grebel, E. K., & Probst, R. G. (1999). The Stellar Content of 30 Doradus. The Astrophysical Journal, 524(1), L139-L142.
↑ Crowther, P. A., Schnurr, O., Hirschi, R., Yusof, N., Parker, R. J., Goodwin, S. P., & Kassim, H. A. (2010). The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M☉ stellar mass limit. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 408(2), 731-751.
↑ ^{Hochspringen nach: 98,0} ^98,1 ^98,2 Palla, F., & Stahler, S. W. (1993). The Pre-Main-Sequence Phase of Massive Stars. The Astrophysical Journal, 418, 414-419. doi:10.1086/173407. pdf.
↑ Stahler, S. W., & Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Wiley-VCH.
↑ Prialnik, D. (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press.
↑ ^{Hochspringen nach: 101,0} ^101,1 Kippenhahn, R., & Weigert, A. (1990). Stellar Structure and Evolution. Springer-Verlag.
↑ ^{Hochspringen nach: 102,0} ^102,1 Bahcall, J. N., Pinsonneault, M. H., & Basu, S. (2001). Solar Models: Current Epoch and Time Dependences, Neutrinos, and Helioseismological Properties. The Astrophysical Journal, 555(2), 990-1012.
↑ ^{Hochspringen nach: 103,0} ^103,1 Schaller, G., Schaerer, D., Meynet, G., & Maeder, A. (1992). New grids of stellar models from 0.8 to 120 solar masses at Z = 0.020 and Z = 0.001. Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 96, 269-331.
↑ Laughlin, G., Bodenheimer, P., & Adams, F. C. (1997). The End of the Main Sequence. The Astrophysical Journal, 482(1), 420-432.
↑ Iben, I., Jr., & Renzini, A. (1983). Asymptotic Giant Branch Evolution and Beyond. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 21, 271-342.
↑ Althaus, L. G., García-Berro, E., Isern, J., & Cojocaru, R. (2010). Evolution of white dwarf stars with a variable outer boundary. Astronomy & Astrophysics, 512, A30.
↑ Winget, D. E., Hansen, C. J., Liebert, J., van Horn, H. M., Fontaine, G., Nather, R. E., Kepler, S. O., & Lamb, D. Q. (1987). An independent method for determining the age of the universe. The Astrophysical Journal, 315, L77-L81.
↑ Bromm, V., & Larson, R. B. (2004). The First Stars. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 42, 79-118. https://doi.org/10.1146/annurev.astro.42.053102.134034
↑ Asplund, M., Grevesse, N., Sauval, A. J., & Scott, P. (2009). The Chemical Composition of the Sun. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 47, 481-522. https://doi.org/10.1146/annurev.astro.46.060407.145222
↑ Johnson, J. A., Aller, K. M., Howard, A. W., & Crepp, J. R. (2010). Giant Planet Occurrence in the Stellar Mass-Metallicity Plane. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 122(891), 905-915. https://doi.org/10.1086/655775
↑ Gray, D. F. (2005). The Observation and Analysis of Stellar Photospheres. Cambridge University Press. https://doi.org/10.1017/CBO9780511752256
↑ Kippenhahn, R., & Weigert, A. (1990). Stellar Structure and Evolution. Springer-Verlag. https://doi.org/10.1007/978-3-662-02939-8
↑ Schaller, G., Schaerer, D., Meynet, G., & Maeder, A. (1992). New grids of stellar models from 0.8 to 120 solar masses at Z=0.020 and Z=0.001. Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 96, 269-331.
↑ Valenti, J. A., & Fischer, D. A. (2005). Spectroscopic Properties of Cool Stars (SPOCS). I. 1040 F, G, and K Dwarfs from Keck, Lick, and AAT Planet Search Programs. The Astrophysical Journal Supplement Series, 159(1), 141-166. https://doi.org/10.1086/430500
↑ Matteucci, F. (2001). The Chemical Evolution of the Galaxy. Astrophysics and Space Science Library, 253. Springer. https://doi.org/10.1007/978-94-010-0668-9
↑ Tumlinson, J. (2010). Chemical Evolution in Hierarchical Models of Cosmic Structure. II. The Formation of the Milky Way Stellar Halo and the Distribution of the Oldest Stars. The Astrophysical Journal, 708(2), 1398-1418. https://doi.org/10.1088/0004-637X/708/2/1398
↑ Fischer, D. A., & Valenti, J. (2005). The Planet-Metallicity Correlation. The Astrophysical Journal, 622(2), 1102-1117. https://doi.org/10.1086/428383
↑ Baade, W. (1944). The Resolution of Messier 32, NGC 205, and the Central Region of the Andromeda Nebula. The Astrophysical Journal, 100, 137.
↑ Tinsley, B. M. (1980). Evolution of the Stars and Gas in Galaxies. Fundamentals of Cosmic Physics, 5, 287.
↑ Searle, L., & Zinn, R. (1978). Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo. The Astrophysical Journal, 225, 357-379.
↑ ^{Hochspringen nach: 121,0} ^121,1 Bromm, V., & Larson, R. B. (2004). The First Stars. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 42, 79-118.
↑ ESO (2015). Beobachterischer Nachweis von Sternen der ersten Generation im Universum. eso1524de — Pressemitteilung Wissenschaft. Abgerufen am 22. April 2023.
↑ Heger, A., & Woosley, S. E. (2002). The Nucleosynthetic Signature of Population III. The Astrophysical Journal, 567(1), 532-543.
↑ Gray, D. F. (2005). The Observation and Analysis of Stellar Photospheres. Cambridge University Press.
↑ Hertzsprung, E. (1911). Über die Verwendung fotografischer Effektiver Wellenlängen zur Bestimmung von Farbenäquivalenten. Publikationen des Astrophysikalischen Observatoriums zu Potsdam, 63, 1.
↑ Russell, H. N. (1913). The Relations of the Spectra to Luminosity. Observatory, 36, 324.
↑ Bertelli, G., Bressan, A., Chiosi, C., Fagotto, F., & Nasi, E. (1994). Theoretical isochrones from models with new radiative opacities. Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 106, 275.
↑ Maraston, C. (2005). Evolutionary population synthesis: models, analysis of the ingredients and application to high-z galaxies. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 362(3), 799-825.
↑ Peebles, P. J. (1993). Principles of Physical Cosmology. Princeton University Press.
↑ Riess, A. G., Filippenko, A. V., Challis, P., Clocchiatti, A., Diercks, A., Garnavich, P. M., ... & Kirshner, R. P. (1998). Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant. The Astronomical Journal, 116(3), 1009.
↑ Freedman, W. L., Madore, B. F., Gibson, B. K., Ferrarese, L., Kelson, D. D., Sakai, S., ... & Hughes, S. M. (2001). Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant. The Astrophysical Journal, 553(1), 47.
↑ Woosley, S. E., & Weaver, T. A. (1995). The Evolution and Explosion of Massive Stars. II. Explosive Hydrodynamics and Nucleosynthesis. The Astrophysical Journal Supplement Series, 101, 181.
↑ ^{Hochspringen nach: 133,0} ^133,1 Gingerich, O. (1960). The star of Tycho Brahe. Sky and Telescope, 19(4), 208-211.
↑ Amelia Carolina Sparavigna: Supernova 1572 and other newly observed stars in the literature of the time. 2017, arxiv:1712.04532.
↑ Hirshfeld, A. (2012). Parallax: The Race to Measure the Cosmos. Courier Corporation.
↑ ^{Hochspringen nach: 136,0} ^136,1 Stephenson, F. R., & Green, D. A. (2002). Historical Supernovae and Their Remnants. Oxford University Press.
↑ Payne-Gaposchkin, C. (1957). The Galactic Novae. Dover Publications, Inc.
↑ Shara, M. M., Doyle, T., Lauer, T. R., Zurek, D., Neill, J. D., Madrid, J. P., ... & Welch, D. L. (2018). The Unprecedented Third Outburst of SNHunt248: A Luminous Blue Variable Becoming a True Supernova. The Astrophysical Journal, 860(2), 110.
↑ ^{Hochspringen nach: 139,0} ^139,1 ^139,2 ^139,3 Warner, B. (1995). Cataclysmic Variable Stars. Cambridge University Press.
↑ Starrfield, S., Truran, J. W., Wiescher, M. C., & Sparks, W. M. (1998). Nucleosynthesis in Classical Novae and Its Contribution to the Interstellar Medium. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 296(2), 502-512.
↑ José, J., & Hernanz, M. (1998). Nucleosynthesis in Classical Novae: CO versus ONe White Dwarfs. The Astrophysical Journal, 494(2), 680-690.
↑ ^{Hochspringen nach: 142,0} ^142,1 Gallagher, J. S., & Starrfield, S. G. (1978). A survey of the properties of novae. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 16, 171-218.
↑ Kato, M., Saio, H., Hachisu, I., & Nomoto, K. (2014). Shortest Recurrence Periods of Novae. The Astrophysical Journal, 793(2), 136.
↑ Schaefer, B. E. (2010). Comprehensive Photometric Histories of All Known Galactic Recurrent Novae. The Astrophysical Journal Supplement Series, 187(2), 275-373.
↑ Darnley, M. J., Bode, M. F., Kerins, E., Newsam, A. M., An, J., Baillon, P., ... & Calchi Novati, S. (2012). A remarkable recurrent nova in M31: The predicted 2014 outburst in X-rays with Swift. Astronomy & Astrophysics, 545, A26.
↑ Heger, A., Fryer, C. L., Woosley, S. E., Langer, N., & Hartmann, D. H. (2003). How Massive Single Stars End Their Life. The Astrophysical Journal, 591(1), 288-300.
↑ ^{Hochspringen nach: 147,0} ^147,1 Woosley, S. E., & Weaver, T. A. (1986). The physics of supernova explosions. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 24(1), 205-253.
↑ Colgate, S. A., & McKee, C. F. (1969). Early Supernova Luminosity. The Astrophysical Journal, 157, 623.
↑ Oppenheimer, J. R., & Volkoff, G. M. (1939). On Massive Neutron Cores. Physical Review, 55(4), 374-381.
↑ Lattimer, J. M., & Prakash, M. (2004). The physics of neutron stars. Science, 304(5670), 536-542.
↑ ^{Hochspringen nach: 151,0} ^151,1 Woosley, S. E., Heger, A., & Weaver, T. A. (2002). The evolution and explosion of massive stars. Reviews of Modern Physics, 74(4), 1015-1071.
↑ ^{Hochspringen nach: 152,0} ^152,1 ^152,2 Bethe, H. A., & Wilson, J. R. (1985). Revival of a stalled supernova shock by neutrino heating. The Astrophysical Journal, 295, 14-21.
↑ ^{Hochspringen nach: 153,0} ^153,1 Meyer, B. S. (1994). The r-, s-, and p-processes in nucleosynthesis. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 32(1), 153-190.
↑ ^{Hochspringen nach: 154,0} ^154,1 Thielemann, F. K., Argast, D., & Brachwitz, F. (2011). Explosive nucleosynthesis in supernovae. In S. Kubono, W. Aoki, & T. Kajino (Eds.), Origin of Matter and Evolution of Galaxies 2011 (pp. 154-164). AIP Publishing.
↑ Nomoto, K., Iwamoto, K., & Kishimoto, N. (1997). Type Ia supernovae: their origin and possible applications in cosmology. Science, 276(5310), 1378-1382.
↑ Kobayashi, C., Tsujimoto, T., Nomoto, K., Hachisu, I., & Kato, M. (1998). The carbon deflagration model for Type Ia supernovae: the burned mass and the origin of carbon. The Astrophysical Journal, 503(2), L155-L159.
↑ Nobelprize.org. (1983). The Nobel Prize in Physics 1983. Abgerufen von https://www.nobelprize.org/prizes/physics/1983/summary/ am 28. März 2023.
↑ ^{Hochspringen nach: 158,0} ^158,1 Chandrasekhar, S. (1931). The maximum mass of ideal white dwarfs. Astrophysical Journal, 74, 81-82.
↑ Nomoto, K., Iwamoto, K., & Kishimoto, N. (1997). Type Ia supernovae: their origin and possible applications in cosmology. Science, 276(5310), 1378-1382.
↑ Auf der Suche nach dem kosmischen Ursprung von Silber. In: uni-heidelberg.de.
↑ Camilla J. Hansen u. a.: Silver and palladium help unveil the nature of a second r-process. A&A, Vol. 545, id. A31, September 2012, bibcode:2012A&A...545A..31H.
↑ Green, D. A., & Stephenson, F. R. (2003). The historical supernovae. Supernovae and Gamma-Ray Bursters (pp. 7-19). Springer, Berlin, Heidelberg.
↑ Collins, G. W. (1971). Supernovae 1000-1970. Vistas in Astronomy, 13, 117-127.
↑ Kepler, J. (1606). De Stella Nova in Pede Serpentarii (On the New Star in the Foot of the Serpent Bearer). Frankfurt.
↑ Kimeonis, P. (1618). Historiae coelestis. Augsburg.
↑ Hind, J. R. (1848). Discovery of a new star in Ophiuchus. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 8, 146-147.
↑ Anderson, T. D. (1901). Discovery of a new star in Perseus. Astronomische Nachrichten, 155(3725), 359-360.
↑ Kumar, S. S. (1963). The structure of stars of very low mass. The Astrophysical Journal, 137, 1121.
↑ Tarter, J. C., Bell, J. F., & Brown, A. (1993). Planets in the universe. ASTRONOMY, 21(4), 26-34.
↑ Oppenheimer, B. R., Kulkarni, S. R., & Stauffer, J. R. (1995). The spectrum of a young brown dwarf. Nature, 378(6553), 203-205.
↑ IAU (2006). Result of the IAU Working Group on Extrasolar Planets. Abgerufen am 29. April 2023 von https://www.iau.org/static/resolutions/Resolution_GA26-5-6.pdf
↑ ^{Hochspringen nach: 172,0} ^172,1 ^172,2 ^172,3 Chabrier, G., & Baraffe, I. (2000). Theory of low-mass stars and substellar objects. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 38(1), 337-377.
↑ Kirkpatrick, J. D., Reid, I. N., Liebert, J., et al. (1999). Dwarfs cooler than “M”: The definition of spectral type “L” using discoveries from the 2-Micron All-Sky Survey (2MASS). The Astrophysical Journal, 519(2), 802-833.
↑ Cushing, M. C., Kirkpatrick, J. D., Gelino, C. R., et al. (2011). The discovery of Y dwarfs using data from the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE). The Astrophysical Journal, 743(1), 50.
↑ Padoan, P., & Nordlund, Å. (2004). The stellar initial mass function from turbulent fragmentation. The Astrophysical Journal, 617(2), 559-568.
↑ Mohanty, S., Jayawardhana, R., & Basri, G. (2005). The T dwarf population in young star-forming regions. The Astrophysical Journal, 626(1), 498-509.
↑ Fortney, J. J., Marley, M. S., Saumon, D., & Lodders, K. (2008). Synthetic spectra and colors of young giant planet atmospheres: Effects of initial conditions and atmospheric metallicity. The Astrophysical Journal, 683(2), 1104-1116.
↑ Clayton, D. D. (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press. (Kapitel 10: Deuterium Burning)
↑ Rebolo, R., Osorio, M. & Martín, E. (1995). Discovery of a brown dwarf in the Pleiades star cluster. Nature 377, 129–131 . doi:10.1038/377129a0
↑ Bildsten, L., Brown, E. F., Matzner, C. D., & Ushomirsky, G. (1997). Effects of Accretion on the Structure and Stability of Young Stars. The Astrophysical Journal, 482(2), 442-452.
↑ Magazzú, A., Martín, E. L., & Rebolo, R. (1993). Lithium in very cool dwarfs: The first detection. The Astrophysical Journal Letters, 404(1), L17-L20.
↑ Bolmont, E., Raymond, S. N., Leconte, J., & Matt, S. P. (2011). Tidal dissipation in evolving low-mass star and brown dwarf binaries. Astronomy & Astrophysics, 535, A94.
↑ Luhman, K. L. (2012). Discovery of a binary brown dwarf at 2 pc from the Sun. The Astrophysical Journal, 760(1), 51.

[1] Karl Heinrich August Manitius: Des Claudius Ptolemäus Handbuch der Astronomie. Band 1 (1912) & Band 2 (1913) Teubner, Leipzig, archive.org

[2] Halley, E. (1718). Considerations on the Change of the Latitudes of Some of the Principal Fixt Stars. Philosophical Transactions of the Royal Society, 29, 454-464. https://doi.org/10.1098/rstl.1714.0064

[3] Pickering, E. C. (1896). Stars having peculiar spectra. Astrophysical Journal, 4, 369-375. https://doi.org/10.1086/140321

[4] Penzias, A. A., & Wilson, R. W. (1965). A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s. Astrophysical Journal, 142, 419-421. https://doi.org/10.1086/148307

[5] Freedman, W. L., et al. (2001). Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant. The Astrophysical Journal, 553(1), 47-72. https://doi.org/10.1086/320638

[6] Prusti, T., et al. (2016). The Gaia mission. Astronomy & Astrophysics, 595, A1. https://doi.org/10.1051/0004-6361/201629272

[7] Barnard, E. E. (1916). A small star with large proper-motion. The Astronomical Journal, 29, 181-182. https://doi.org/10.1086/104156

[8] Paul Murdin, David Allen: Catalogue of the Universe, 1979, ISBN 0-521-22859-X, S. 87.

[9] van Leeuwen, F. (2007). Hipparcos, the New Reduction. Astronomy and Astrophysics, 474(2), 653-664. https://doi.org/10.1051/0004-6361:20078357

[10] Soderblom, D. R., & King, J. R. (1998). The Age of Barnard's Star. The Astrophysical Journal, 504(2), 944-947. https://doi.org/10.1086/306118

[11] Wilson, R. E. (1953). General Catalogue of Stellar Radial Velocities. Washington: Carnegie Institution of Washington. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1953GCRV..C......0W

[12] Barnes, S. A. (2003). On the Rotational Evolution of Solar- and Late-Type Stars, Its Magnetic Origins, and the Possibility of Stellar Gyrochronology. The Astrophysical Journal, 586(2), 464-479. https://doi.org/10.1086/367639

[13] Tokovinin, A. A. (1997). MSC - a catalogue of physical multiple stars. Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 124, 75-84. https://doi.org/10.1051/aas:1997181

[14] Conselice, C. J., Wilkinson, A., Duncan, K., & Mortlock, A. (2016). The Evolution of Galaxy Number Density at z < 8 and Its Implications. The Astrophysical Journal, 830(2), 83. doi:10.3847/0004-637X/830/2/83. pdf.

[15] J. Liske, D. J. Lemon, S. P. Driver, N. J. G. Cross4 and W. J. Couch. The Millennium Galaxy Catalogue: 16 ⩽ B_MGC < 24 galaxy counts and the calibration of the local galaxy luminosity function. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 344, Issue 1, September 2003, p. 307–324. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06826.x.

[16] Am Himmel strahlen 70 Trilliarden Sterne. Der Spiegel (online). 22.07.2003, abgerufen am 13. April 2023

[17] Pieter G. van Dokkum & Charlie Conroy (2010). A substantial population of low-mass stars in luminous elliptical galaxies. Nature, 468(7321), 940-942. doi:10.1038/nature09578

[18] Charbonneau, P. (2010). Dynamo models of the solar cycle. Living Reviews in Solar Physics, 7(1), 3.

[19] Schrijver, C. J., & Siscoe, G. L. (2010). Heliophysics: Space Storms and Radiation: Causes and Effects. Cambridge University Press.

[Asplund2009-20] {Hochspringen nach: 20,0} ^20,1 ^20,2 ^20,3 Asplund, M., Grevesse, N., Sauval, A. J., & Scott, P. (2009). The Chemical Composition of the Sun. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 47, 481-522.

[Gough2015-21] {Hochspringen nach: 21,0} ^21,1 ^21,2 ^21,3 ^21,4 ^21,5 Gough, D. O. (2015). The solar interior. In: The Sun (pp. 61-87). Springer, Cham.

[22] Parker, E. N. (1955). Hydromagnetic Dynamo Models. The Astrophysical Journal, 122, 293.

[23] Charbonneau, P. (2010). Dynamo models of the solar cycle. Living Reviews in Solar Physics, 7(1), 3.

[24] Hale, G. E. (1908). On the probable existence of a magnetic field in sun-spots. The Astrophysical Journal, 28, 315.

[25] Zirin, H. (1988). Astrophysics of the sun. Cambridge University Press.

[26] Hathaway, D. H. (2010). The solar cycle. Living Reviews in Solar Physics, 7(1), 1.

[27] Parker, E. N. (1963). Interplanetary Dynamical Processes. Interscience Publishers.

[Dungey1961-28] {Hochspringen nach: 28,0} ^28,1 Dungey, J. W. (1961). Interplanetary magnetic field and the auroral zones. Physical Review Letters, 6(2), 47.

[29] Krimigis, S. M., Roelof, E. C., Decker, R. B., & Hill, M. E. (2013). Zero outward flow velocity for plasma in a heliosheath transition layer. Nature, 498(7455), 470-473.

[30] Parker, E. N. (1958). Dynamics of the interplanetary gas and magnetic fields. The Astrophysical Journal, 128, 664.

[31] Mursula, K., & Hiltula, T. (2003). Bashful ballerina: Southward shifted heliospheric current sheet. Geophysical Research Letters, 30(22).

[32] Jokipii, J. R., & Kota, J. (1989). Particle drift and the observed modulation of galactic cosmic rays. Geophysical Research Letters, 16(1), 1-4.

[33] Cane, H. V. (2000). Coronal mass ejections and Forbush decreases. Space Science Reviews, 93(1-2), 55-77.

[Kappenman2001-34] {Hochspringen nach: 34,0} ^34,1 Kappenman, J. G. (2001). An overview of the impulsive geomagnetic field disturbances and power grid impacts associated with the violent sun-earth connection events of 29-31 October 2003 and a comparative evaluation with other contemporary storms. Space Weather, 1(1).

[35] Gonzalez, W. D., Joselyn, J. A., Kamide, Y., Kroehl, H. W., Rostoker, G., Tsurutani, B. T., & Vasyliūnas, V. M. (1994). What is a geomagnetic storm? Journal of Geophysical Research: Space Physics, 99(A4), 5771-5792.

[36] Smart, D. F., & Shea, M. A. (2003). The local interstellar medium and the interaction of the solar wind with the interstellar environment. Advances in Space Research, 31(4), 993-1000.

[37] Wiltschko, W., & Wiltschko, R. (1996). Magnetic orientation in birds. Journal of Experimental Biology, 199(1), 29-38.

[38] Akasofu, S. I. (1964). The development of the auroral substorm. Planetary and Space Science, 12(4), 273-282.

[39] „Polarlicht“. In: Lexikon der Optik (spektrum.de)

[Bahcall2005-40] Bahcall, J. N., Serenelli, A. M., & Basu, S. (2005). New solar opacities, abundances, helioseismology, and neutrino fluxes. The Astrophysical Journal Letters, 621(2), L85-L88.

[Nordlund2009-41] {Hochspringen nach: 41,0} ^41,1 Nordlund, Å., Stein, R. F., & Asplund, M. (2009). Solar Surface Convection. Living Reviews in Solar Physics, 6(1), 2.

[Rieutord2010-42] {Hochspringen nach: 42,0} ^42,1 Rieutord, M., & Rincon, F. (2010). The Sun’s Supergranulation. Living Reviews in Solar Physics, 7(1), 2.

[Wedemeyer-Böhm-2009-43] {Hochspringen nach: 43,0} ^43,1 Wedemeyer-Böhm, S., Lagg, A., & Nordlund, Å. (2009). Coupling from the photosphere to the chromosphere and the corona. Space Science Reviews, 144(1-4), 317-350

[44] Parenti, S. (2014). Solar prominences: Observations. Living Reviews in Solar Physics, 11(1), 1.

[45] De Pontieu, B., et al. (2007). Chromospheric Alfvénic Waves Strong Enough to Power the Solar Wind. Science, 318(5856), 1574-1577.

[46] De Pontieu, B., Hansteen, V. H., Rouppe van der Voort, L., van Noort, M., & Carlsson, M. (2007). High-Resolution Observations and Modeling of Dynamic Fibrils. The Astrophysical Journal, 655(1), 624-641.

[47] Aschwanden, M. J. (2004). Physics of the Solar Corona: An Introduction with Problems and Solutions. Springer Science & Business Media.

[48] Klimchuk, J. A. (2006). On Solving the Coronal Heating Problem. Solar Physics, 234(1), 41-77.

[49] Gopalswamy, N. (2006). A Global Picture of CMEs in the Inner Heliosphere. In: Solar Eruptions and Energetic Particles (pp. 317-338). American Geophysical Union

[50] Gonzalez, W. D., Joselyn, J. A., Kamide, Y., Kroehl, H. W., Rostoker, G., Tsurutani, B. T., & Vasyliunas, V. M. (1994). What is a geomagnetic storm? Journal of Geophysical Research, 99(A4), 5771-5792.

[51] Schrijver, C. J., & Siscoe, G. L. (2010). Heliophysics: Space Storms and Radiation: Causes and Effects. Cambridge University Press.

[52] Palla, F., & Stahler, S. W. (2004). The Formation of Protostars. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 42, 391-427.

[53] Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I., & Kraemer, K. E. (1993). Our Sun. III. Present and Future. The Astrophysical Journal, 418, 457-468.

[54] Hansen, B. M. S., & Liebert, J. (2003). Cool White Dwarfs. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 41, 465-497.

[55] Sagan, C., & Mullen, G. (1972). Earth and Mars: Evolution of Atmospheres and Surface Temperatures. Science, 177(4043), 52-56

[56] Mojzsis, S.J., Arrhenius, G., McKeegan, K.D., Harrison, T.M., Nutman, A.P., & Friend, C.R.L. (1996). Evidence for life on Earth before 3,800 million years ago. Nature, 384(6604), 55-59

[57] Kasting, J.F. (1993). Earth's early atmosphere. Science, 259(5097), 920-926

[58] Goldblatt, C., & Zahnle, K.J. (2011). Clouds and the Faint Young Sun Paradox. Climate of the Past, 7, 203–220

[59] Krissansen-Totton, J., & Catling, D.C. (2017). Constraining the climate and ocean pH of the early Earth with a geological carbon cycle model. Proceedings of the National Academy of Sciences, 114(17), E3288-E3297

[60] Airapetian, V.S., Glocer, A., Gronoff, G., Hebrard, E., & Danchi, W. (2016). Prebiotic chemistry and atmospheric warming of early Earth by an active young Sun. Nature Geoscience, 9, 452–455

[Kippenhahn1993-61] Rudolf Kippenhahn: Der Stern, von dem wir leben: Den Geheimnissen der Sonne auf der Spur. dtv Verlagsgesellschaft 1993, ISBN 978-3423303446, S. 204ff.

[Leighton1962-62] Leighton, R. B., Noyes, R. W., & Simon, G. W. (1962). Velocity Fields in the Solar Atmosphere: I. Preliminary Report. The Astrophysical Journal, 135, 474.

[Deubner1984-63] Deubner, F.-L., & Gough, D. O. (1984). Helioseismology: Oscillations as a Diagnostic of the Solar Interior. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 22(1), 593-619.

[Christensen-Dalsgaard2002-64] {Hochspringen nach: 64,0} ^64,1 Christensen-Dalsgaard, J. (2002). Helioseismology. Reviews of Modern Physics, 74(4), 1073-1129.

[65] Schou, J., et al. (1998). Helioseismic Studies of Differential Rotation in the Solar Envelope by the Solar Oscillations Investigation Using the Michelson Doppler Imager. The Astrophysical Journal, 505(1), 390-417.

[66] Bahcall, J. N., Basu, S., & Pinsonneault, M. H. (1998). How Uncertain Are Solar Neutrino Predictions? The Astrophysical Journal, 495(2), L151.

[67] Fukuda, Y., et al. (1998). Evidence for Oscillation of Atmospheric Neutrinos. Physical Review Letters, 81(8), 1562-1567.

[68] Howe, R. (2009). Solar Interior Rotation and its Variation. Living Reviews in Solar Physics, 6(1), 1.

[69] Reid, M. J., et al. (2014). Trigonometric Parallaxes of High Mass Star Forming Regions: The Structure and Kinematics of the Milky Way. The Astrophysical Journal, 783(2), 130. https://doi.org/10.1088/0004-637X/783/2/130

[70] Gould, A. (2003). Galactic High-Velocity Stars. The Astrophysical Journal, 583(2), 765-786. https://doi.org/10.1086/345430

[71] Mignard, F. (2000). The solar motion and the local standard of rest from HIPPARCOS. Astronomy and Astrophysics, 354, 522-528. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2000A%26A...354..522M

[72] Prusti, T., et al. (2016). The Gaia mission. Astronomy & Astrophysics, 595, A1. https://doi.org/10.1051/0004-6361/201629272

[73] Ivezic, Z., et al. (2019). LSST: From Science Drivers to Reference Design and Anticipated Data Products. The Astrophysical Journal, 873(2), 111. https://doi.org/10.3847/1538-4357/ab042c

[74] McKee, C. F., & Ostriker, E. C. (2007). Theory of Star Formation. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 45, 565-687.

[75] Cox, J. P., & Giuli, R. T. (1968). Principles of stellar structure. New York: Gordon and Breach.

[76] Ward-Thompson, D., André, P., & Crutcher, R. (2007). An Observational Perspective on Prestellar Cores. In B. Reipurth, D. Jewitt, & K. Keil (Eds.), Protostars and Planets V (pp. 33-46). University of Arizona Press.

[77] Pineda, J. E., Goodman, A. A., Arce, H. G., Caselli, P., Foster, J. B., Myers, P. C., & Rosolowsky, E. W. (2010). The Nature of the Dense Core Population in the Pipe Nebula: A Survey of NH3, CCS, and HC5N Molecular Line Emission. The Astrophysical Journal, 712(2), 1167-1192.

[:3-78] {Hochspringen nach: 78,0} ^78,1 André, P., Basu, S., & Inutsuka, S. (2009). The Formation and Evolution of Prestellar Cores. In C. J. Lada, & N. D. Kylafis (Eds.), Structure Formation in Astrophysics (pp. 254-270). Cambridge University Press.

[79] Stahler, S. W., & Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Wiley-VCH.

[80] Larson, R. B. (1969). Numerical calculations of the dynamics of a collapsing proto-star. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 145(3), 271-295.

[81] Larson, R. B. (2003). The physics of star formation. Reports on Progress in Physics, 66(10), 1651-1697.

[82] Mac Low, M.-M., & Klessen, R. S. (2004). Control of star formation by supersonic turbulence. Reviews of Modern Physics, 76(1), 125-194.

[83] Jeans, J. H. (1902). The stability of a spherical nebula. Philosophical Transactions of the Royal Society of London. Series A, Containing Papers of a Mathematical or Physical Character, 199(287-368), 1-53.

[84] Zinnecker, H., & Yorke, H. W. (2007). Toward Understanding Massive Star Formation. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 45, 481-563.

[85] Osterbrock, D. E., & Ferland, G. J. (2006). Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei. 2nd ed. University Science Books.

[86] Kurtz, S. (2005). HII Regions. In R. Wielebinski & G. B. Taylor (Eds.), Cosmic Magnetic Fields (pp. 23-42). Springer.

[87] Kennicutt, R. C., Jr., & Evans, N. J., II. (2012). Star Formation in the Milky Way and Nearby Galaxies. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 531-608.

[88] Hennebelle, P., & Chabrier, G. (2011). Analytical theory for the initial mass function: CO clumps and prestellar cores. Astronomy & Astrophysics, 528, A72.

[89] Elmegreen, B. G. (2011). Star Formation in HII Regions. In T. Montmerle, D. Johnstone, D. Ellerbroek, & I. Petersen (Eds.), Physical Processes in Circumstellar Disks around Young Stars (pp. 305-319). University of Chicago Press.

[90] Menten, K. M., Reid, M. J., Forbrich, J., & Brunthaler, A. (2007). The distance to the Orion Nebula. Astronomy & Astrophysics, 474(2), 515-520.

[91] Genzel, R., & Stutzki, J. (1989). The Orion Molecular Cloud and Star-Forming Region. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 27, 41-85.

[92] Smith, N., & Brooks, K. J. (2007). The Carina Nebula: A Laboratory for Feedback and Triggered Star Formation. Publications of the Astronomical Society of Australia, 24(2), 49-60.

[93] Davidson, K., & Humphreys, R. M. (1997). Eta Carinae and Its Environment. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 35, 1-32.

[94] Hester, J. J., Scowen, P. A., Sankrit, R., Lauer, T. R., Ajhar, E. A., Code, A., ... & Trauger, J. T. (1996). Hubble Space Telescope WFPC2 Observations of M16: Photoevaporation and Emerging Young Stellar Objects. The Astronomical Journal, 111(5), 2349-2363.

[95] Hester, J. J., & Scowen, P. A. (1995). The Eagle Nebula. Sky & Telescope, 90(6), 38-43.

[96] Walborn, N. R., Barba, R. H., Brandner, W., Rubio, M., Grebel, E. K., & Probst, R. G. (1999). The Stellar Content of 30 Doradus. The Astrophysical Journal, 524(1), L139-L142.

[97] Crowther, P. A., Schnurr, O., Hirschi, R., Yusof, N., Parker, R. J., Goodwin, S. P., & Kassim, H. A. (2010). The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M☉ stellar mass limit. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 408(2), 731-751.

[Palla1993-98] {Hochspringen nach: 98,0} ^98,1 ^98,2 Palla, F., & Stahler, S. W. (1993). The Pre-Main-Sequence Phase of Massive Stars. The Astrophysical Journal, 418, 414-419. doi:10.1086/173407. pdf.

[99] Stahler, S. W., & Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Wiley-VCH.

[100] Prialnik, D. (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press.

[:4-101] {Hochspringen nach: 101,0} ^101,1 Kippenhahn, R., & Weigert, A. (1990). Stellar Structure and Evolution. Springer-Verlag.

[:5-102] {Hochspringen nach: 102,0} ^102,1 Bahcall, J. N., Pinsonneault, M. H., & Basu, S. (2001). Solar Models: Current Epoch and Time Dependences, Neutrinos, and Helioseismological Properties. The Astrophysical Journal, 555(2), 990-1012.

[:6-103] {Hochspringen nach: 103,0} ^103,1 Schaller, G., Schaerer, D., Meynet, G., & Maeder, A. (1992). New grids of stellar models from 0.8 to 120 solar masses at Z = 0.020 and Z = 0.001. Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 96, 269-331.

[104] Laughlin, G., Bodenheimer, P., & Adams, F. C. (1997). The End of the Main Sequence. The Astrophysical Journal, 482(1), 420-432.

[105] Iben, I., Jr., & Renzini, A. (1983). Asymptotic Giant Branch Evolution and Beyond. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 21, 271-342.

[106] Althaus, L. G., García-Berro, E., Isern, J., & Cojocaru, R. (2010). Evolution of white dwarf stars with a variable outer boundary. Astronomy & Astrophysics, 512, A30.

[107] Winget, D. E., Hansen, C. J., Liebert, J., van Horn, H. M., Fontaine, G., Nather, R. E., Kepler, S. O., & Lamb, D. Q. (1987). An independent method for determining the age of the universe. The Astrophysical Journal, 315, L77-L81.

[108] Bromm, V., & Larson, R. B. (2004). The First Stars. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 42, 79-118. https://doi.org/10.1146/annurev.astro.42.053102.134034

[109] Asplund, M., Grevesse, N., Sauval, A. J., & Scott, P. (2009). The Chemical Composition of the Sun. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 47, 481-522. https://doi.org/10.1146/annurev.astro.46.060407.145222

[110] Johnson, J. A., Aller, K. M., Howard, A. W., & Crepp, J. R. (2010). Giant Planet Occurrence in the Stellar Mass-Metallicity Plane. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 122(891), 905-915. https://doi.org/10.1086/655775

[111] Gray, D. F. (2005). The Observation and Analysis of Stellar Photospheres. Cambridge University Press. https://doi.org/10.1017/CBO9780511752256

[112] Kippenhahn, R., & Weigert, A. (1990). Stellar Structure and Evolution. Springer-Verlag. https://doi.org/10.1007/978-3-662-02939-8

[113] Schaller, G., Schaerer, D., Meynet, G., & Maeder, A. (1992). New grids of stellar models from 0.8 to 120 solar masses at Z=0.020 and Z=0.001. Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 96, 269-331.

[114] Valenti, J. A., & Fischer, D. A. (2005). Spectroscopic Properties of Cool Stars (SPOCS). I. 1040 F, G, and K Dwarfs from Keck, Lick, and AAT Planet Search Programs. The Astrophysical Journal Supplement Series, 159(1), 141-166. https://doi.org/10.1086/430500

[115] Matteucci, F. (2001). The Chemical Evolution of the Galaxy. Astrophysics and Space Science Library, 253. Springer. https://doi.org/10.1007/978-94-010-0668-9

[116] Tumlinson, J. (2010). Chemical Evolution in Hierarchical Models of Cosmic Structure. II. The Formation of the Milky Way Stellar Halo and the Distribution of the Oldest Stars. The Astrophysical Journal, 708(2), 1398-1418. https://doi.org/10.1088/0004-637X/708/2/1398

[117] Fischer, D. A., & Valenti, J. (2005). The Planet-Metallicity Correlation. The Astrophysical Journal, 622(2), 1102-1117. https://doi.org/10.1086/428383

[118] Baade, W. (1944). The Resolution of Messier 32, NGC 205, and the Central Region of the Andromeda Nebula. The Astrophysical Journal, 100, 137.

[119] Tinsley, B. M. (1980). Evolution of the Stars and Gas in Galaxies. Fundamentals of Cosmic Physics, 5, 287.

[120] Searle, L., & Zinn, R. (1978). Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo. The Astrophysical Journal, 225, 357-379.

[Bromm2004-121] {Hochspringen nach: 121,0} ^121,1 Bromm, V., & Larson, R. B. (2004). The First Stars. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 42, 79-118.

[122] ESO (2015). Beobachterischer Nachweis von Sternen der ersten Generation im Universum. eso1524de — Pressemitteilung Wissenschaft. Abgerufen am 22. April 2023.

[123] Heger, A., & Woosley, S. E. (2002). The Nucleosynthetic Signature of Population III. The Astrophysical Journal, 567(1), 532-543.

[124] Gray, D. F. (2005). The Observation and Analysis of Stellar Photospheres. Cambridge University Press.

[125] Hertzsprung, E. (1911). Über die Verwendung fotografischer Effektiver Wellenlängen zur Bestimmung von Farbenäquivalenten. Publikationen des Astrophysikalischen Observatoriums zu Potsdam, 63, 1.

[126] Russell, H. N. (1913). The Relations of the Spectra to Luminosity. Observatory, 36, 324.

[127] Bertelli, G., Bressan, A., Chiosi, C., Fagotto, F., & Nasi, E. (1994). Theoretical isochrones from models with new radiative opacities. Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 106, 275.

[128] Maraston, C. (2005). Evolutionary population synthesis: models, analysis of the ingredients and application to high-z galaxies. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 362(3), 799-825.

[129] Peebles, P. J. (1993). Principles of Physical Cosmology. Princeton University Press.

[130] Riess, A. G., Filippenko, A. V., Challis, P., Clocchiatti, A., Diercks, A., Garnavich, P. M., ... & Kirshner, R. P. (1998). Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant. The Astronomical Journal, 116(3), 1009.

[131] Freedman, W. L., Madore, B. F., Gibson, B. K., Ferrarese, L., Kelson, D. D., Sakai, S., ... & Hughes, S. M. (2001). Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant. The Astrophysical Journal, 553(1), 47.

[132] Woosley, S. E., & Weaver, T. A. (1995). The Evolution and Explosion of Massive Stars. II. Explosive Hydrodynamics and Nucleosynthesis. The Astrophysical Journal Supplement Series, 101, 181.

[:16-133] {Hochspringen nach: 133,0} ^133,1 Gingerich, O. (1960). The star of Tycho Brahe. Sky and Telescope, 19(4), 208-211.

[134] Amelia Carolina Sparavigna: Supernova 1572 and other newly observed stars in the literature of the time. 2017, arxiv:1712.04532.

[135] Hirshfeld, A. (2012). Parallax: The Race to Measure the Cosmos. Courier Corporation.

[:15-136] {Hochspringen nach: 136,0} ^136,1 Stephenson, F. R., & Green, D. A. (2002). Historical Supernovae and Their Remnants. Oxford University Press.

[137] Payne-Gaposchkin, C. (1957). The Galactic Novae. Dover Publications, Inc.

[138] Shara, M. M., Doyle, T., Lauer, T. R., Zurek, D., Neill, J. D., Madrid, J. P., ... & Welch, D. L. (2018). The Unprecedented Third Outburst of SNHunt248: A Luminous Blue Variable Becoming a True Supernova. The Astrophysical Journal, 860(2), 110.

[:13-139] {Hochspringen nach: 139,0} ^139,1 ^139,2 ^139,3 Warner, B. (1995). Cataclysmic Variable Stars. Cambridge University Press.

[140] Starrfield, S., Truran, J. W., Wiescher, M. C., & Sparks, W. M. (1998). Nucleosynthesis in Classical Novae and Its Contribution to the Interstellar Medium. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 296(2), 502-512.

[141] José, J., & Hernanz, M. (1998). Nucleosynthesis in Classical Novae: CO versus ONe White Dwarfs. The Astrophysical Journal, 494(2), 680-690.

[:14-142] {Hochspringen nach: 142,0} ^142,1 Gallagher, J. S., & Starrfield, S. G. (1978). A survey of the properties of novae. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 16, 171-218.

[143] Kato, M., Saio, H., Hachisu, I., & Nomoto, K. (2014). Shortest Recurrence Periods of Novae. The Astrophysical Journal, 793(2), 136.

[144] Schaefer, B. E. (2010). Comprehensive Photometric Histories of All Known Galactic Recurrent Novae. The Astrophysical Journal Supplement Series, 187(2), 275-373.

[145] Darnley, M. J., Bode, M. F., Kerins, E., Newsam, A. M., An, J., Baillon, P., ... & Calchi Novati, S. (2012). A remarkable recurrent nova in M31: The predicted 2014 outburst in X-rays with Swift. Astronomy & Astrophysics, 545, A26.

[146] Heger, A., Fryer, C. L., Woosley, S. E., Langer, N., & Hartmann, D. H. (2003). How Massive Single Stars End Their Life. The Astrophysical Journal, 591(1), 288-300.

[:7-147] {Hochspringen nach: 147,0} ^147,1 Woosley, S. E., & Weaver, T. A. (1986). The physics of supernova explosions. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 24(1), 205-253.

[148] Colgate, S. A., & McKee, C. F. (1969). Early Supernova Luminosity. The Astrophysical Journal, 157, 623.

[149] Oppenheimer, J. R., & Volkoff, G. M. (1939). On Massive Neutron Cores. Physical Review, 55(4), 374-381.

[150] Lattimer, J. M., & Prakash, M. (2004). The physics of neutron stars. Science, 304(5670), 536-542.

[:8-151] {Hochspringen nach: 151,0} ^151,1 Woosley, S. E., Heger, A., & Weaver, T. A. (2002). The evolution and explosion of massive stars. Reviews of Modern Physics, 74(4), 1015-1071.

[:9-152] {Hochspringen nach: 152,0} ^152,1 ^152,2 Bethe, H. A., & Wilson, J. R. (1985). Revival of a stalled supernova shock by neutrino heating. The Astrophysical Journal, 295, 14-21.

[:10-153] {Hochspringen nach: 153,0} ^153,1 Meyer, B. S. (1994). The r-, s-, and p-processes in nucleosynthesis. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 32(1), 153-190.

[:11-154] {Hochspringen nach: 154,0} ^154,1 Thielemann, F. K., Argast, D., & Brachwitz, F. (2011). Explosive nucleosynthesis in supernovae. In S. Kubono, W. Aoki, & T. Kajino (Eds.), Origin of Matter and Evolution of Galaxies 2011 (pp. 154-164). AIP Publishing.

[155] Nomoto, K., Iwamoto, K., & Kishimoto, N. (1997). Type Ia supernovae: their origin and possible applications in cosmology. Science, 276(5310), 1378-1382.

[156] Kobayashi, C., Tsujimoto, T., Nomoto, K., Hachisu, I., & Kato, M. (1998). The carbon deflagration model for Type Ia supernovae: the burned mass and the origin of carbon. The Astrophysical Journal, 503(2), L155-L159.

[157] Nobelprize.org. (1983). The Nobel Prize in Physics 1983. Abgerufen von https://www.nobelprize.org/prizes/physics/1983/summary/ am 28. März 2023.

[:12-158] {Hochspringen nach: 158,0} ^158,1 Chandrasekhar, S. (1931). The maximum mass of ideal white dwarfs. Astrophysical Journal, 74, 81-82.

[159] Nomoto, K., Iwamoto, K., & Kishimoto, N. (1997). Type Ia supernovae: their origin and possible applications in cosmology. Science, 276(5310), 1378-1382.

[160] Auf der Suche nach dem kosmischen Ursprung von Silber. In: uni-heidelberg.de.

[161] Camilla J. Hansen u. a.: Silver and palladium help unveil the nature of a second r-process. A&A, Vol. 545, id. A31, September 2012, bibcode:2012A&A...545A..31H.

[162] Green, D. A., & Stephenson, F. R. (2003). The historical supernovae. Supernovae and Gamma-Ray Bursters (pp. 7-19). Springer, Berlin, Heidelberg.

[163] Collins, G. W. (1971). Supernovae 1000-1970. Vistas in Astronomy, 13, 117-127.

[164] Kepler, J. (1606). De Stella Nova in Pede Serpentarii (On the New Star in the Foot of the Serpent Bearer). Frankfurt.

[165] Kimeonis, P. (1618). Historiae coelestis. Augsburg.

[166] Hind, J. R. (1848). Discovery of a new star in Ophiuchus. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 8, 146-147.

[167] Anderson, T. D. (1901). Discovery of a new star in Perseus. Astronomische Nachrichten, 155(3725), 359-360.

[168] Kumar, S. S. (1963). The structure of stars of very low mass. The Astrophysical Journal, 137, 1121.

[169] Tarter, J. C., Bell, J. F., & Brown, A. (1993). Planets in the universe. ASTRONOMY, 21(4), 26-34.

[170] Oppenheimer, B. R., Kulkarni, S. R., & Stauffer, J. R. (1995). The spectrum of a young brown dwarf. Nature, 378(6553), 203-205.

[171] IAU (2006). Result of the IAU Working Group on Extrasolar Planets. Abgerufen am 29. April 2023 von https://www.iau.org/static/resolutions/Resolution_GA26-5-6.pdf

[Chabrier2000-172] {Hochspringen nach: 172,0} ^172,1 ^172,2 ^172,3 Chabrier, G., & Baraffe, I. (2000). Theory of low-mass stars and substellar objects. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 38(1), 337-377.

[173] Kirkpatrick, J. D., Reid, I. N., Liebert, J., et al. (1999). Dwarfs cooler than “M”: The definition of spectral type “L” using discoveries from the 2-Micron All-Sky Survey (2MASS). The Astrophysical Journal, 519(2), 802-833.

[174] Cushing, M. C., Kirkpatrick, J. D., Gelino, C. R., et al. (2011). The discovery of Y dwarfs using data from the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE). The Astrophysical Journal, 743(1), 50.

[175] Padoan, P., & Nordlund, Å. (2004). The stellar initial mass function from turbulent fragmentation. The Astrophysical Journal, 617(2), 559-568.

[176] Mohanty, S., Jayawardhana, R., & Basri, G. (2005). The T dwarf population in young star-forming regions. The Astrophysical Journal, 626(1), 498-509.

[177] Fortney, J. J., Marley, M. S., Saumon, D., & Lodders, K. (2008). Synthetic spectra and colors of young giant planet atmospheres: Effects of initial conditions and atmospheric metallicity. The Astrophysical Journal, 683(2), 1104-1116.

[178] Clayton, D. D. (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press. (Kapitel 10: Deuterium Burning)

[179] Rebolo, R., Osorio, M. & Martín, E. (1995). Discovery of a brown dwarf in the Pleiades star cluster. Nature 377, 129–131 . doi:10.1038/377129a0

[180] Bildsten, L., Brown, E. F., Matzner, C. D., & Ushomirsky, G. (1997). Effects of Accretion on the Structure and Stability of Young Stars. The Astrophysical Journal, 482(2), 442-452.

[181] Magazzú, A., Martín, E. L., & Rebolo, R. (1993). Lithium in very cool dwarfs: The first detection. The Astrophysical Journal Letters, 404(1), L17-L20.

[182] Bolmont, E., Raymond, S. N., Leconte, J., & Matt, S. P. (2011). Tidal dissipation in evolving low-mass star and brown dwarf binaries. Astronomy & Astrophysics, 535, A94.

[183] Luhman, K. L. (2012). Discovery of a binary brown dwarf at 2 pc from the Sun. The Astrophysical Journal, 760(1), 51.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[31]

[32]

[33]

[34]

[35]

[36]

[37]

[38]

[39]

[40]

[41]

[42]

[43]

[44]

[45]

[46]

[47]

[48]

[49]

[50]

[51]

[52]

[53]

[54]

[55]

[56]

[57]

[58]

[59]

[60]

[61]

[62]

[63]

[64]

[65]

[66]

[67]

[68]

[69]

[70]

[71]

[72]

[73]

[74]

[75]

[76]

[77]

[78]

[79]

[80]

[81]

[82]

[83]

[84]

[85]

[86]

[87]

[88]

[89]

[90]

[91]

[92]

[93]

[94]

[95]

[96]

[97]

[98]

[99]

[100]

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