Diskussion:Stern

Der Artikel gefällt mir sehr gut, aber mir sind einige Punkte nicht ganz klar:

• Zustandsgrößen:
  • Rotationsgeschwindigkeit dürfte auch direkt gemessen werden können
  • Leuchtkraft: durch die Photometrie wird nur die scheinbare Helligkeit bestimmt
  • Entfernung geht in die weiteren Berechnungen ein - sollte das nicht erwähnt werden?
• Sternentstehung:
  • entsteht aus einer Globule nur ein Stern - oder hat auch ein Mehrfachsystem seinen Ursprung in einer gemeinsamen Globule
  • Nach Beginn des Wasserstoffbrennens steht fest ob's Einzel-/Mehrfachsterne sind: In Sternentstehungsgebieten dürften Sternbegegnungen sehr häufig sein - gibt es da keine Einfangprozesse?
• Sternentwicklung:
  • "Anteil der Nichtwasserstoffelemente im Stern von Bedeutung" - warum?
  • Der Punkt 'massearme Sterne' dürfte zwar inhaltlich o.K. sein, aber er klingt noch etwas konfus

Bis auf die Anmerkungen ist der Artikel aber sehr gut geschrieben - macht weiter so. -- srb 00:57, 1. Apr 2004 (CEST)

Sieht gut aus. Mir fehlt jetzt eigentlich nur noch die Bedeutung des Metallanteils in der Sternentwicklung. Sie wird am Anfang des Abschnitts angesprochen - aber dann nicht mehr erwähnt. -- srb 14:51, 2. Apr 2004 (CEST)

PS Nur mal 'ne Frage am Rande: mit bloßem Auge 4000-5000 Sterne beobachtbar. Gilt das schon für normale ländliche Gebiete, oder muß man da bereits in abgelegene Regionen? Ich war nämlich bisher zu faul nachzuzählen ;-) -- srb 14:57, 2. Apr 2004 (CEST)

Entstehung fehlt noch, aber das ict nicht wirklich mein Lieblingsgebiet. Vielleicht naechste Woche. Vor allem muss man fuer die Sterne je ein Jahr auf der Sued- und Nordhalbkugel verbringen. Fuer den sternreichsten Himmel empfehle ich aber den Sueden in Mai bis Juni, wenn dort die Carina-Gegend und das Zentrum hoch am Himmel stehen. --Rivi 15:16, 2. Apr 2004 (CEST)

Unstimmigkeit bei der Grenze zwischen massearmen und massereichen Sternen

Im Aritkel gibt es zwei Grenzen zwischen massearmen und massereichen Sternen: 2,3 Sonnenmassen und 1,44 Sonnenmassen. Es wäre schön, wenn dies Unstimmigkeit behoben werden könnte. (von Anonymus)

Genaugenommen gibt es sogar 3 Grenzen, die 8 Sonnenmassen bei der Entstehung sind auch noch so eine Grenze ;-)

Aber hier handelt es sich nicht um "Unstimmigkeiten", sondern einfach nur um die jeweiligen Grenzen bei den verschiedenen relevanten Schritten der Sternentwicklung:

• mehr als 8 Sonnenmassen wichtig bei der Entstehung
• mehr als 2,3 Sonnenmassen wichtig beim Verlassen der Hauptreihe
• mehr als 1,44 Sonnenmassen wichtig beim "Sterben" des Sterns

Die Begrifflichkeit massearm/massereich ist auch weniger als klare Definition eines wissenschaftlichen Terminus anzusehen, sondern dient im jeweiligen Kontext nur zur leichteren Unterscheidung der für die einzelnen Entwicklungsstufen relevanten Massen. M.E. liegt im Artikel eine klare Trennung zwischen diesen Entwicklungen mit den unterschiedlichen Massengrenzen vor, so dass eigentlich keine "Verwechslungsgefahr" besteht. -- srb 19:17, 26. Apr 2004 (CEST)

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Die Zahl der Sterne, die mit bloßen Auge zu erkennen sind, steigt nicht, wenn man ein Fernglas oder Teleskop benutzt. Aber man sieht damit natürlich mehr Sterne ;-). Die Sterne im Universum sind nicht in der Ebene unserer Milchstraße konzentriert, sondern natürlich nur die in unserer Nachbarschaft (leider gibts hier viele solche sprachliche Schwachstellen). --Wolfgangbeyer 20:19, 30. Apr 2004 (CEST)

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Bei der Überarbeitung der ersten Artikelhälfte bin ich auf ein paar Probleme gestoßen:

• Das SOHO-Bild der Sonne ist sicher nicht im Sichtbaren aufgenommen. Wir sollten den Wellenlängenbereich erwähnen, denn ein Laie erkennt da nicht die ihm vertraute Sonne. Vielleicht wäre auch ein Bild im Sichtbaren z. B. mit Flecken besser? Schwer zu sagen.
• Ist die Schätzung von 7 x 10²² Sternen im Universum aktuell? Habe die mir bekannte die Schätzung von 10¹¹ Galaxien im Universum erwähnt. Das würde im Mittel 7 x 10¹¹ Sterne pro Galaxis bedeuten. Scheint mir etwas viel zu sein. Vielleicht hat jemand stimmigere Zahlen.
  • Die Zahl ist aus der engl. WP. Man sagt, eine durchschnittlichen Galaxie habe 100 Milliarden Sonnen. In so fern sollte es, basierend auf beiden Schaetzungen, 1e22 sein. Ich halte es aber eher fuer PR, dass beide Zahlen gleich gross und huebsch rund sind. Ich denke 7e22 ist ein genau so realisctischer Wert wie 1e22, man weiss es einfach nicht so genau.
• Der Abschnittstitel Physik der Sterne hielt meiner Ansicht nach nicht, was er versprach. Hoffe, die Umbenennung ist ok.
• Habe auch die Reihenfolge der Zustandgrößen etwas mehr nach Relevanz sortiert. War mir nicht so ganz sicher. Ok so?
  • Mit den wenigsten Annahmen, und deswegen auch am genauesten bestimmbar sind Temperatur und Schwerebeschleunigung, danach Leuchtkraft. In diesem Sinne gehoeren sie wirklich an den Anfang der Liste.
    • Aber ist denn die Genauigkeit der Messbarkeit in diesem Artikel das angemessene Sortierkriterium? Ich will doch in erster Linie mal wissen, was für ein Ding habe ich da eigentlich vor mir. Und da würde ich die Masse, die ja Typ und Geschichte weitgehend bestimmt und sich nur wenig verändert, als das zentrale ansehen. Und dann vielleicht Radius (10.000 km oder 100.000.000 km ist ja eine entscheidende Information für die Vorstellung des Lesers) oder auch Temperatur (Leistungsumsatz). Deine Reihenfolge ist eher aus der Sicht des messenden und rechnenden Astronomen angemessen, aber aus der Sicht eines Wikipedia-Lesers? --Wolfgangbeyer 17:04, 2. Mai 2004 (CEST)
      • Ich denke, es ist ein enzyklopaedischer Artikel gewollt. Die wichtigsten Groessen, die zuerst bestimmt werden, auf die Masse und Radius am Ende kalibriert werde, die in Katalogen gelistet werden etc etc sind die direkt messbaren. Es ist unwahrscheinlich, dass sich die jetzt akzeptierten T_eff oder log g von z.B. Sirius noch gross aendern. Das gilt nicht fuer Radius oder Masse. Morgen gibt's ne neue Kalibration, was durchaus moeglich ist, gerade bei heisseren als der Sonne existiert kein Konsens, und auf einmal isser groesser oder schwerer. Tut mir leid, aber wenn des Lesers Erwartungen in der Reihenfolge der Wichtigkeit enttaeuscht werden, so moege er daraus lernen. Typische Werte fuer R, M und Teff stehen auch am Ende da, aber R und M sind nun mal nicht die wichtigsten. --Rivi 21:13, 2. Mai 2004 (CEST)
• Versteht man unter den Zustandsgrößen tatsächlich was anderes als unter fundamentale Parameter? Ist letzteres nicht nur ein Anglizismus? Man sollte in diesem Fall die fundamentalen Parameter unter den Tisch fallen lassen und statt dessen nur von den wichtigsten Zustandsgrößen sprechen.
  • Fund. Parameter ist ein auch im deutschen benutzer Fachbegriff. Sie legen den Stern in theoretischem Sinne fest. Es werden mehr Groessen als Zustandsgroessen bezeichnet, die nicht alle unabhaengig sind. Welche jeweils am wichtigsten sind, haengt von der Anwendung ab, ein Theoretiker arbeitet im Modell lieber mit Masse und Radius, ein Beobachter lieber mit Effektivtemperatur und Schwerebeschleunigung. Zum Vergleich mit Beobachtungen gibt die Theorie so genannte Kalibrationen an, die Masse und Radius auf Temperatur und Schwerebeschleunigun abbilden.
    • Die aufgelisteten Zustandsgrößen sind aber auch nicht alle unabhängig voneinander. Sind es trotzdem genau diese, die fundamentale Parameter genannt werden? --Wolfgangbeyer 17:04, 2. Mai 2004 (CEST)
      • Ein Untersatz davon. Genau genommen sind nur (R,M) oder (Teff,logg) gegeneinander austauschbar, Leuchtkraft gehoert immer dazu. Welche der anderen man dazuzaehlt haengt davon ab, was man damit machen will. In der Milchstrasse spart man sich z.B. meist die Metallizitaet (weil in Naeherung immer solar). Rotation ist wichtig fuer die Entwicklungsrechnung mit den neuesten Modellen, ein Sternentwicklungstheoretiker wird Rotation daher fundamental nennen. Fuer eine vollstaendige Theorie waeren z.B. nur Enstehungsmasse, Entstehungsdrehimpuls, Entstehungsmetallizitaet und Alter fundamental. Soweit ist's aber noch nicht. --Rivi 21:13, 2. Mai 2004 (CEST)
• Ist es üblich, die Inklination i zu nennen? Sieht nicht schön aus, aber wenn das die reguläre Bezeichnung ist, sollte man's vielleicht hinnehmen.
  • Ja, es ist. v sin i ist ein stehender Terminus. --Rivi 10:49, 2. Mai 2004 (CEST)
• Hoffe, Ihr empfindet meine Überarbeitung als Verbesserung ;-) --Wolfgangbeyer 02:51, 2. Mai 2004 (CEST)

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Habe noch ein paar Fragen bzw. Anregungen:

• Was heißt Mehr als 99 Prozent aller Sterne lassen sich ... eindeutig einer Spektralklasse sowie einer Leuchtkraftklasse zuordnen. Das heißt doch nur, dass sie in dem dargestellten Linienfeld im Farben-Helligkeits-Diagramm liegen. Da gibt es doch sicher fließende Übergange und keine duzende von scharf abgegrenzten Gruppen, wie es diese Formulierung suggeriert. Oder?
  • Innerhalb des Schemas sind die Uebergaenge fliessend. Aber es sind nicht alle Sterne innerhalb: Mit den Methoden der Klassifikation lassen sich fast alle Sterne klassifizieren, einige nicht. Es ist nur eine Anwendung der Klassen ist es, dass sie sich ins HRD einsortieren lassen. Die nicht nach diesem Schema klassifizerbaren lassen sich natuerlich auch ins HRD einsortieren, aber 1. ist dazu individuelle Analyse noetig und 2. stehen sie oft nicht dort, wo sich die normalen Spektraltypen hinsortieren lassen. Zwar ist manchmal das Spektrum nur durch Dopplesternigkeit oder aehnliches verfaelscht, dann waere der Einwand gerechtfertigt, aber es gibt auch echte pekuliare Sterne, die man ohne genaues hinsehen nur falsch oder gar nicht einsortieren kann. Kurz: Das eigentlich sehr begrenzte Scheme der Klassifikation deckt nicht alle vorkommenden Sterne ab, aber erstaunlicherweise doch schon die allermeisten. Es gibt unzaehlige Erweiterungen, die das Klassifikationsschema aufblaehen, aber fuer einige davon kann ich die Sterne, die so klassifiziert gehoeren, an den Fingern abzaehlen --Rivi 08:27, 4. Mai 2004 (CEST)
    • Nochwas zur Klassifikation: Die sieht so aus, dass es wenige Dutzend Standardsterne gibt. Spektraltyp "G2V" heisst nur: Spektrum sieht genau so aus wie das von "Standard fuer G2V" (oder auch "Liegt genau zwischen Standard fuer G1V und G3V". Alle physikalische Interpretation ist, wie schon geschrieben, der Diskussion unterworfen, aber dass fast alle Sterne im Universum so aussehen wie die paar Dutzend in der unmittelbaren Nachbarschaft bleibt so. --Rivi 08:51, 4. Mai 2004 (CEST)
• Hat jemand ein schönes Bild von einer Sternentstehungswolke, das wir hier reinstellen können? Vielleicht gibt die erwähnte Sternentstehungsregion NGC3603 im Sternbild Schiffskiel optisch was her. Sonst nehmen wir einfach eine andere. Ich kümmere mich inzwischen noch etwas um den Text ;-).
• Gibt das Bild von eta Carinae hier einen Sinn? Es handelt sich schließlich um einen extremen und untypischen Stern, der in seiner Art im Text überhaupt nicht touchiert wird. Es genügt wohl, dass das Bild im zugehörigen Artikel erscheint, was er ja auch tut. Was meint Ihr?
  • Ob eta als Stern wirklich untypisch ist, oder nur so aussieht, weil der Nebel auf ungewoehnliche Weise im Weg ist, ist nicht sicher. Wir schauen "laengs" durch die Nebelwand, weswegen der Stern stark, um 5-6 mag, abgeschwaecht wird, aus anderen Richtungen sieht der wahrscheinlich ganz normal wie andere LBVs aus. Aber eigentlich soll es auch als Bild den Nebel am Ende des Lebens eines massereichen Sterns darstellen. Dessen Bipolaritaet ist ueblich, sieht man oft, aber eben bei eta am schoensten, auch weil der Kontrast zum Stern stark verringert ist.--Rivi 08:27, 4. Mai 2004 (CEST)
    • PS: LBVs sind ein zwar sehr kurzlebiges, aber trotzdem allgemeines Entwicklungsstadium fuer alle massereichen Sterne. --Rivi 08:51, 4. Mai 2004 (CEST)
• Kann ein Stern tatsächlich bei einer Supernova völlig zerrissen werden? Habe mal einen Artikel gelesen, danach hat man in der Theorie lange nicht verstanden, dass überhaupt eine Explosion und nicht nur ein Kollaps stattfindet. Woher soll denn die Energie kommen? Die Supernova bezieht ihre Energie ja gerade aus dem Kollaps.
  • Ja, kann er. Die Explosion ist eine zueruckprallende Implosion vom vollstaendig neutronisierten Kern, weil der Kollaps zum schwarzen Loch, der ja auch nicht immer stattfindet, nur ausnahmsweise schnell genug im Zentrum Platz macht, wenn ueberhaupt. Dabei kann der Neutronenstern auch wieder zerrissen werden. --Rivi 08:27, 4. Mai 2004 (CEST)
• Im Quelltext standen in Remarks viele sic. Hoffe, die vermisst niemand. Mir haben sie nichts gesagt. --Wolfgangbeyer 02:00, 4. Mai 2004 (CEST)
  • Wenn ich mich recht erinnere, stand es da, um einige "Verbesserer" die massereich<->kurze Lebensdauer fuer einen Tippfehler hielten, abzuschrecken. Wir werden sehen, ob die wiederkommen--Rivi 08:27, 4. Mai 2004 (CEST)
• Kann die Scheibe um den entstehenden Stern im Bild nicht erkennen. Vielleicht sollte man die mit einem winzigen Pfeil am Bildrand markieren
• Bei dem Bild des planetarischen Nebels fehlt der Hinweis auf die Bezeichnung des Objekts und auf die Art der Falschfarbendarstellung, die ich im übrigen für den hiesigen Zweck für völlig überzogen halte. Sollten wir da nicht ein schöneres Bild nehmen?
  • Danke! --Wolfgangbeyer 19:10, 5. Mai 2004 (CEST)
• Hoffe das mit der Massegrenze von 8 Sonnenmassen ist so korrekt. War im ursprünglichen Text missverständlich bis widersprüchlich dargestellt. Habe das so verstanden, dass eine anfängliche Masse von 8 Sonnenmassen in der Regel gerade zum Überschreiten der Chandasekhar-Grenze im Spätstadium führt. Einige Bemerkungen hier oben auf der Diskussionsseite verunsichern mich dabei wieder. --Wolfgangbeyer 09:21, 4. Mai 2004 (CEST)

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Wir sollten uns vielleicht etwas Gedanken über das künftige Konzept für diesen Artikel machen. Zum Thema Stern kann man locker Bücher schreiben, und das Problem ist, wo ziehen wir die Grenze zwischen dem, was wir noch hier reinnehmen wollen (und wie ausführlich) und was lagern wir in weiterführende Artikel aus. srb hat auf meiner Diskussionsseite dieses Auslagern schon vor einer Woche vorgeschlagen. So ein zentraler Artikel wie Stern sollte die grundsätzlichen Phänomene und Zusammenhänge für den interessierten Laien (als dessen Advokat ich mich gerne sehe ;-)) nachvollziehbar darstellen, Lust auf mehr wecken und die nötigen Links dazu anbieten. Die Ausführungen zur Hayashi-Linie z. B. gehen für meinen Geschmack da schon zu weit. Die Linie ist nicht eingezeichnet und ihr gedanklich zu folgen und zu verstehen, warum sie so verläuft, ist nicht einfach. Und letztlich ist nicht zu erkennen, was man interessantes daraus lernt. Auch auf die Erwähnung der s- und der r-Prozesse könnte man eigentlich verzichten. Einen Weg dorthin muss der Leser natürlich haben, aber den findet er ja sofort über Neutronenanlagerung. Langfristig würde ich mir z. B. wünschen, dass wir weiter vertiefende Artikel z. B. zu den Themen Sternentstehung und Sternentwicklung haben. Was sind denn Eure Ideen dazu? --Wolfgangbeyer 19:10, 5. Mai 2004 (CEST)

Ganz allgemein sollten IMO Artikel einen allgemeinverstaendlichen Anfang haben, aber am Ende auch Experten dienlich sein. Jeder kann dort, wo er meint genug zu wissen, aufhoeren. In diesem Fall waere ein vollstaendige Darstellung aber wirklich zu viel. Sternentwicklung war schon eine eigene Seite, aber weil es einfach fachlich erbaermlich falsch war [1], hatte ich es in einen redirect umgewandelt. Das kann man mit dem Inhalt dieses Artikels wieder richten. Stellarstatistik und -dynamik gehoeren auch z.B. viel eher in den Artikel Milchstraße. Die Teile ueber Sternbilder und Sternbezeichnungen, sowie Sternkauf wiederholen jetzt schon nur, teilweise woertlich, was in anderen Artikeln steht. Sternbenennung ist sogar ein eigener, aus dem Sternkauf komplett uebernommen wurde, ein simpler Satz mit Link haette hier IMO genuegt. Ich teile auch nicht southparks Meinung, dass der kulturgeschichtliche Teil oder gar die Seenavigation/Geodaesie nach Sternen jenseits der Linkebene eingefuehrt werden sollte. Eher schon sollte der Artikel dann nach Stern (Astronomie) verschoben werden. --Rivi 20:29, 5. Mai 2004 (CEST)

Einen Vorschlag zur Umstrukturierung, der ausser dem woertlich redundanten den Inhalt beibehaelt, findet ihr unter Benutzer:Rivi/sandbox. --Rivi 08:52, 6. Mai 2004 (CEST)