Bei den vorherigen Themen war immer von der Masse der Sternenleiche 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?

• 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):

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.

Fortsetzung am Dienstag mit dem neuen Thema → großstrukturen