[[q12|↑Inhalt]]
====Massenverlust von Sternen====
Bei den vorherigen [[untr:sw_loch|Themen]] war immer von der Masse der Sternen**leiche** die Rede. Das ist bei Weitem nicht die ursprüngliche Masse des Sterns, hängt aber natürlich mit ihr zusammen!

Wie verliert nun ein Stern so viel Masse? 

=== Ein Überblick: ===


    * Planetare Nebel (final)
      * Ende eines kleineren Roten Riesen
    * Novae (regelmäßig)
      * kurzzeitiges H-Brennen auf einem Weißen Zwerg
      * ein Weißer Zwerg und ein Roter Riese bilden ein Doppelsternsystem
      * Weißer Zwerg erhält kontinuierlich Materie (H) vom Roten Riesen und heizt dabei seine Oberfläche auf
      * tritt bei demselben System periodisch auf
    * Supernovae (final):
      * Supernova Typ II (Ende nach ausführlichem Schalenbrennen eines schweren Roten Riesens)
      * Supernova Typ Ia
        * Konstellation wie bei Nova, aber langsamer und kälter
        * H-Brennen zündet nicht
        * Wird der Weiße Zwerg zu schwer, so kollabiert er und explodiert
        * Die Massengrenze liegt recht präzise fest und damit auch der Ablauf und die Helligkeit der Explosion
        * Aus Wikipedia ( CC0): {{:untr:q12:white_dwarf_accretion_to_type_1a_supernova.png?direct&200|}}


===Anmerkung===
obige Namen sind alle historisch zu sehen und physikalisch nicht immer korrekt...
Lies für mehr Details, insbesondere bei Supernova Typ II, im Buch das Kapitel 29 S. 140ff.


===Zusammenfassung Sternentwicklung===
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Fortsetzung am Dienstag mit dem neuen Thema -> [[großstrukturen]]