Hantelnebel M27 im Füllen. Bild: gemeinfrei, pxhere.com
Hantelnebel M27 im Füllen. Bild: gemeinfrei, pxhere.com

Heute gibt’s mal was für’s Auge!

Wir haben in den vergangenen Artikeln öfters von Weißen Zwergen gehört, z.B. dass diese aus Sternen von 0,5 bis 8 Sonnenmassen entstehen, selbst aber höchstens 1,4 Sonnenmassen aufbringen – ansonsten würden sie zu Neutronensternen kollabieren müssen. Da stellt sich natürlich die Frage, wie und warum die Vorläufersterne so viel Masse abstoßen, und was dann aus dieser wird.

 

Der Anfang vom Ende

Irgendwann ist der Wasserstoff eines Sterns zwischen 0,5 und 8 Sonnenmassen so weit aufgebraucht, dass die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium in seinem Kern allmählich abebbt. Sterne von mehr als einer halben Sonnenmasse sind nicht bis zum Kern konvektiv, d.h. ihr Inneres quillt nicht unter der Eigenwärme nach oben und wird folglich auch nicht durch frischen Wasserstoff von weiter außen ersetzt, wie das etwa bei kleinen Roten Zwergen der Fall ist. Die Fusion im Kern erstickt daher an ihrer eigenen Heliumasche.

Wenn der Strahlungsdruck aus dem Zentrum nachlässt, schrumpft der Kern und der Stern sackt auch insgesamt unter seinem Gewicht etwas zusammen, was Druck und Temperatur in einer Schale um den Kern steigen lässt, so dass die Wasserstofffusion nun in dieser Schale startet – man spricht auch vom Schalenbrennen. Die Schale hat eine größere Oberfläche als der Kern vorher und fusioniert mehr Wasserstoff. Durch den erhöhten Wärmefluss wird die Sternatmosphäre aufgebläht, der Stern wächst zum Unterriesen und beginnt, sich im Farb-Helligkeits-Diagramm nach rechts oben von der Hauptreihe zu lösen. Da sich seine Oberfläche vergrößert, sinkt die Oberflächentemperatur (Wanderung nach rechts), aber die vergrößerte Oberfläche macht ihn heller (Wanderung nach oben).

Das Schalenbrennen produziert Helium, das in den schwerer und dichter werdenden Kern sinkt. Je weiter die Schale nach außen wächst, desto größer und kühler wird der Stern äußerlich, er wächst allmählich zum Roten Riesen, während im Inneren ein immer größer werdender Kern aus entartetem Helium wächst, der sich dadurch auszeichnet, dass er mit zunehmender Masse schrumpft und dessen Volumen nicht von der steigenden Temperatur beeinflusst wird.

 

Helium brennt auch

Irgendwann ist der Druck im Kern des Sterns so hoch geworden, dass Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff zu fusionieren beginnt. Bei kleineren Sternen geschieht dies explosionsartig (“Helium-Flash”), da der Strahlungsdruck den Kern vom Gewicht der Sternenhülle entlastet, was die Entartung des Kerns sofort beendet und den nunmehr temperaturabhängigen Druck im Kern enorm steigen lässt. Bei größeren Sternen läuft der Übergang zum Heliumbrennen gebremster ab. Von außen sieht man den Sternen den Helium-Flash zunächst nicht an, aber die neue Energiequelle bläht sie bald noch weiter auf, bis sie das bis zu 200-fache des Sonnendurchmessers und mehrere tausend Sonnenleuchtkräfte erreichen. Das Wasserstoffbrennen setzt nach dem Helium-Flash aus, weil der Druck in der entsprechenden Zone mit der Ausdehnung des Sterns zu gering wird. Der Stern wird außerdem tiefer konvektiv und Kohlenstoff und Sauerstoff aus der Heliumfusion steigen an die Oberfläche. Manche Sterne beginnen regelrecht zu rußen.

Der Rote Riese R Sculptoris im Bildhauer hat ca. 1,3 Sonnenmassen, aber 355 Sonnendurchmesser und 5500 Sonnenleuchtkräfte. Er liegt in den letzten Zügen und bläst gerade seine Atmosphäre in das Weltall, wie die Aufnahme des Atacama Large Millimeter/submillimete Array zeigt Die Spiralstruktur dürfte durch den Umlauf um einen unsichtbaren Begleitstern verursacht werden. Radioteleskopische Aufnahme des ALMA-Teleskops. Bild: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/M. Maercker et al., CC BY-4.0.

Der Rote Riese R Sculptoris im Bildhauer hat ca. 1,3 Sonnenmassen, aber 355 Sonnendurchmesser und 5500 Sonnenleuchtkräfte. Er liegt in den letzten Zügen und bläst gerade seine Atmosphäre in das Weltall, wie die Aufnahme des Atacama Large Millimeter/submillimeter Array zeigt. Die Spiralstruktur dürfte durch den Umlauf um einen unsichtbaren Begleitstern verursacht werden. Radioteleskopische Aufnahme des ALMA-Teleskops. Bild: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/M. Maercker et al., CC BY-4.0.

An der Oberfläche des riesigen Sterns herrscht nur noch geringe Schwerkraft und die Konvektionsbewegung des Plasmas, die wie in einem Wasserkessel auf einer Herdplatte die Wärme durch Strömungen zur Oberfläche steigen lässt, sorgt für starke Magnetfelder, was zu einem dramatischen Massenverlust führt: die Sterne blasen ihre Atmosphäre als Sternenwind in das Weltall. Wenn das Helium im Kern versiegt ist, kann eine erneute Wasserstoff-Phase des Wasserstoff-Schalenbrennens einsetzen und danach Helium-Schalenbrennen mit einem neuen Flash starten, was die Wasserstoffschale wieder verlöschen lässt. Dieses Wechselspiel kann sich in rascher Folge mit nur 10.000 Jahren Abstand mehrmals wiederholen. Jedesmal schrumpft der Stern und wächst danach zu noch mehr Größe, und jedesmal verliert er einen Teil seiner Hülle. Irgendwann ist so viel Materie verloren gegangen, dass der Druck für jegliche Fusionen nicht mehr ausreicht und es bleibt ein mit entartetem Kohlenstoff und Sauerstoff aus der Heliumfusion angereicherter Weißer Zwerg mit einer dünnen äußeren Schicht aus Wasserstoff (Spektralklasse DA) oder Helium (DB) übrig.

 

Der Geist eines Riesen

Und was wird aus dem ausgestoßenen Gas des Roten Riesen? Es umgibt den Weißen Zwerg als geisterhafter Nebel, der im UV-Licht des viele 10.000 K heißen Weißen Zwergs ionisiert und zum Leuchten angeregt wird. Das Licht besteht aus einzelnen Emissionslinien in verschiedensten Farben, die sich mit schmalbandigen, sogenannten Nebelfiltern gut vom durch urbane Lichtverschmutzung aufgehellten Himmelshintergrund trennen lassen.

Der expandierende, heiße Nebel hat dann noch ein paar 10.000 Jahre Bestand, bevor er sich im All verflüchtigt.

Einer der bekanntesten Vertreter solcher Nebel ist der Hantelnebel, der im Sommer 1764 von Charles Messier entdeckt wurde und den er als 27. Eintrag in seinem Katalog aufnahm (Artikelbild oben). Sir William Herschel fand, dass dieser Nebel in seinem Teleskop ein wenig wie das Scheibchen des Planeten Uranus aussehe, den Herschel 1781 entdeckt hatte, und daher taufte er ihn und seinesgleichen Planetarische Nebel, obwohl sie mit Planeten absolut nichts zu tun haben. Er entdeckte 33 von ihnen  – heute kennen wir in der Milchstraße rund 3500. Und sie sind oft von bizarrer Form und Schönheit.

Der Hantelnebel hat seinen Namen von seiner Form, die eigentlich eher einer Sanduhr gleicht. Im Sternbild Leier befindet sich der Ringnebel, bei dem der Name ebenfalls Programm ist. Im Sternbild Einhorn entdeckte man 1973 einen planetarischen Nebel, der Roter Rechtecknebel getauft wurde. Dann gibt es den Katzenaugennebel, den Eulennebel, den Spirographennebel, den Ameisennebel und den Eskimonebel. Und viele, viele weitere.

Roter Rechtecknebel

Roter Rechtecknebel, aufgenommen vom Hubble-Weltraumteleskop. Bild: NASA/ESA, Hans Van Winckel (Catholic University of Leuven, Belgium) and Martin Cohen (University of California, USA)

Schmetterlingsnebel M2-9 im Schlangenträger. Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops. Bild: Bruce Balick (University of Washington), Vincent Icke (Leiden University, The Netherlands), Garrelt Mellema (Stockholm University), and NASA/ESA.

Schmetterlingsnebel M2-9 im Schlangenträger. Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops. Bild: Bruce Balick (University of Washington), Vincent Icke (Leiden University, The Netherlands), Garrelt Mellema (Stockholm University), and NASA/ESA.

 

Formenvielfalt

Für die Entstehung der komplexen, oft bipolaren Formen, gibt es verschiedene Erklärungsansätze, die jeweils verschiedene Formen erklären können, aber nicht alle mit einem Modell. Die bipolare (zweiseitig symmetrische) Form könnte durch die starken Magnetfelder des Roten Riesen und späteren Weißen Zwergs erzeugt werden, die das Gas schneller entlang der Pole beschleunigen. Alternativ könnte der rotierende Stern zunächst langsam um den Äquator Materie verlieren, die einen Ring um den Stern bildet. Wenn der Sternenwind später schneller wird, behindert der Ring die Ausbreitung des schnelleren Gases, das sich dann vor allem in Richtung der Pole ausbreitet. Spiralförmige Strukturen können entstehen, wenn der sterbende Stern einen massiven Begleiter umkreist und das Gas in der Richtung seiner Orbitbewegung verdichtet wird, während es sich nach außen ausbreitet. Andere komplexe Formen könnten entstehen, wenn das Gas zuerst vermehrt in anderen Richtungen ausgestoßen wird, als später mit höherer Geschwindigkeit nachfolgendes.

NGC 6826, der "blinkende" planetarische Nebel. Im 20-cm-Teleskop sieht man nur den Zentralstern, wenn man direkt darauf schaut, mit den weniger lichtempfindlichen, aber farbempfindlichen Sehzellen im Zentrum des Auges. Schaut man hingegen vorbei, sieht man den Nebel, aber der Stern verschwindet. Der Effekt ist verblüffend. Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops. Bild: Bruce Balick (University of Washington), Jason Alexander (University of Washington), Arsen Hajian (U.S. Naval Observatory), Yervant Terzian (Cornell University), Mario Perinotto (University of Florence, Italy), Patrizio Patriarchi (Arcetri Observatory, Italy) and NASA/ESA

NGC 6826, der “blinkende” Planetarische Nebel im Schwan. Im 20-cm-Teleskop sieht man, wenn man direkt darauf schaut, nur den Zentralstern, da sich im Sehzentrum die weniger lichtempfindlichen, aber farbempfindlichen Sehzellen befinden. Schaut man hingegen vorbei, sieht man hingegen den Nebel, aber der Stern verschwindet! Der Effekt ist verblüffend. Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops. Bild: Bruce Balick (University of Washington), Jason Alexander (University of Washington), Arsen Hajian (U.S. Naval Observatory), Yervant Terzian (Cornell University), Mario Perinotto (University of Florence, Italy), Patrizio Patriarchi (Arcetri Observatory, Italy) and NASA/ESA

Und schließlich ergeben sich natürlich verschiedene Ansichten, je nachdem wie der Nebel uns gegenüber orientiert ist. Beim Ringnebel schauen wir vielleicht einfach von oben auf eine Sanduhr-Form. Beim Roten Rechtecknebel schauen wir hingegen genau von der Seite auf die Sanduhr, deren Ränder durch die tangential streifende Sichtlinie dichter und kräftiger erscheinen. Die Leitersprossen zwischen den Rändern könnten durch aufeinanderfolgende Eruptionen des Sterns entstanden sein. Und die bipolare Form wird wohl dadurch erzwungen, dass der sterbende Stern von einem Doppelsternbegleiter Materie abzieht, die sich als Akkretionsscheibe um ihn sammelt und den Sternwind in der Ebene der Scheibe blockiert. Allerdings weiß man nicht, welcher Prozess die Leitersprossen in einigen hundert Jahren Abstand geformt haben könnte und warum die Außenkanten des Nebel wie mit dem Lineal gezogen erscheinen – eine Weinglasform wäre eigentlich zu erwarten. Vieles an den planetarischen Nebeln ist immer noch rätselhaft.

Ameisennebel

Ameisennebel (Menzel 3). Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops. Bild: NASA/Space Telescope Science Institute

 

Eskimonebel

Der Eskimonebel NGC 2392 in den Zwillingen. Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops. Bild: NASA, ESA, Andrew Fruchter (STScI), and the ERO team (STScI + ST-ECF), via clipground.com

 

Spirographennebel

Hubble-Aufnahme des Spirographennebel IC 418, der ca. 2000 Lichtjahre entfernt ist. Bild: NASA/ESA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

 

Katzenaugennebel

Katzenaugennebel NGC 6543 im Drachen. Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops. Bild: J.P. Harrington and K.J. Borkowski (University of Maryland), and NASA/ESA.

 

Eulennebel

Der Eulennebel Messier 97 im Großen Bären. Bild: Wikimedia Commons, Göran Nilsson & The Liverpool Telescope (2m Spiegel, La Palma) CC BY-SA 4.0

 

Ringnebel in der Leier

Ringnebel Messier 57 im Sternbild Leier, Hubble-Aufnahme. Bild: NASA, ESA and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration

 

Stundenglasnebel

Sanduhrnebel (Hour Glass Nebula) im Sternbild Fliege. Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops. Bild: Raghvendra Sahai and John Trauger (JPL), the WFPC2 science team, and NASA/ESA

 

Helixnebel NGC 7293 im Wassermann im infraroten Licht (Falschfarbenaufnahme des Spitzer-Weltraumteleskops). Bild: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona

Helixnebel NGC 7293 im Wassermann im infraroten Licht. Falschfarbenaufnahme des Spitzer-Weltraumteleskops. Bild: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona

Wie mag wohl dereinst der planetarische Nebel aussehen, den unsere Sonne erzeugen wird?

 

Literatur

  • Robert Zimmermann, “Spider Webs in Space“, Sky & Telescope, November 2014, S. 20 ff.
  • de.wikipedia.org, Roter Riese

Kommentare (13)

  1. #1 SkeptikSkeptiker
    13. Juni 2018

    Danke für die Erklärung und die tollen Bilder. Schade eigentlich, dass sich nicht in unmittelbarer “Nähe” (so 2..3LJ) so ein Nebel befindet und den Nachthimmel verschönert (schon klar, optisch fürs Auge sind die nicht so bunt).
    Wäre das eigentlich “ungesund” einen roten Riesen so in der Nähe zu haben?

    • #2 Alderamin
      13. Juni 2018

      (schon klar, optisch fürs Auge sind die nicht so bunt)

      Und nicht so hell. Obwohl planetarische Nebel eher zu den helleren Nebeln gehören, sind sie dennoch recht lichtschwach. Der Helixnebel misst beispielsweise 16’x 28′ (30′ ist der Vollmonddurchmesser) und hat eine Gesamthelligkeit von 7,3m. Das wenige Licht verteilt sich auf eine große Fläche. Keine Chance, den ohne Kamerahilfe sichtbar zu machen. Der Ringnebel in der Leier und der Hantelnebel sind aber einigermaßen hell, die sieht man in einem guten Feldstecher. Natürlich in blassgrau, wie Du sagst.

      Wäre das eigentlich “ungesund” einen roten Riesen so in der Nähe zu haben?

      Nein, wenn’s nicht gerade unsere Sonne ist… Und einen Weißen Zwerg in großer Nähe haben wir schon – Sirius B.

  2. #3 Ingo
    13. Juni 2018

    In welchen Lichtspektrum sind die jeweiligen Photos den aufgenommen worden?

    Spielt sich solch ein Spektakel im Sichtbaren Licht ab?

    • #4 Alderamin
      13. Juni 2018

      Fast alle (bis auf das Bild des Helixnebels) im sichtbaren Licht. Unter den Links, die ich unter die Bilder gesetzt habe, findet sich meistens eine Beschreibung, welche Wellenlänge man welcher Grundfarbe zugeordnet hat. Farbecht sind die meisten Bilder nicht, denn man nimmt diese Nebel durch spezielle, schmalbandige Filter (wie Hα – rot und OIII – türkis) auf, deren Farben nicht mit dem RGB-Farbbraum übereinstimmen. Wenn man will, kann man den daraus zwar generieren, aber die Arbeit macht man sich meistens nicht. Deswegen gibt’s diese Bilder in allen Farbtönen.

      Die hier abgebildeten Hantelnebel, der Ringnebel, der Rechtecknebel und der Eulennebel dürften den echten Farben aber sehr nahe kommen.

  3. #5 Spritkopf
    13. Juni 2018

    Sehr schöner Artikel und klasse Aufnahmen. Hab mich direkt bemüßigt gefühlt, die Sektionen über den Lebenszyklus der Sonne im deutschen und englischen Wikipedia-Artikel zu lesen, wobei diese allerdings in manchen Details deutlich voneinander abweichen. Vielleicht könntest du ja mal den aktuellen Forschungsstand dazu in einen Artikel gießen, d. h., wenn du die Zeit dafür hast (die Recherche würde ja sicherlich etwas Zeit in Anspruch nehmen).

    • #6 Alderamin
      13. Juni 2018

      Der deutsche Artikel ist ausführlicher und nahe an dem, was in der Sky & Telescope stand. Ich denke, der deutsche Artikel trifft es ganz gut.

      [Edit] ich beziehe mich hier auf die Artikel zu Roten Riesen, nicht die Sternentwicklung allgemein. [/Edit]

      Ich habe das hier stark verkürzt dargestellt, eigentlich wollte ich nur die schönen Bilder zeigen… :-) … und ein wenig über die planetarischen Nebel erzählen.

      Ich plane aber auch irgendwann mal ein paar Artikel zur Sternentwicklung, da schaue ich mir mal verschiedene Quellen an. Ich such’ immer auch in S&T, ob die schon einmal etwas über ein Thema, das ich ich behandele, geschrieben haben, habe schließlich 26 Jahrgänge davon im Regal.

  4. #7 tomtoo
    13. Juni 2018

    Den Eskimonebel empfinde ich als besonders schön. Hat sowas von einem Auge.

    • #8 Alderamin
      13. Juni 2018

      Eigentlich soll das ein Eskimokopf mit pelziger Kaputze sein. Wenn man nicht gerade mit dem Hubble-Teleskop darauf schaut, passt das auch einigermaßen. Aber stimmt, die Kaputzenkrempe könnte man auf diesem Bild hier für eine Iris halten.

  5. #9 tomtoo
    13. Juni 2018

    @Alderamin
    Da soll doch mal einer sagen das Menschen die sich für Wissenschaft interessieren keine Phantasie hätten. ; )

    Und gratuliere zu den Reaktionen auf den Heise Artikel!

    • #10 Alderamin
      13. Juni 2018

      Danke! Die waren wirklich sehr erfreulich. Hoffe, Heise berücksichtigt mich zukünftig nochmal. Ein bekannter Scienceblogger hat dabei Schützenhilfe geleistet, nochmal herzlichen Dank an ihn!!

  6. #11 Uli Schoppe
    13. Juni 2018

    Schön geschriebener Artikel und schöne Bilder :)

  7. #12 pane
    13. Juni 2018

    Einen Artikel zu der Sternentwicklung fände ich sehr interessant. Was ich im Moment verstehe, ist ein leichter Ausgangsstern, etwa unsere Sonne, wird zum roten Riesen, dann relativ unspektakulär zum weißen Zwerg, anfangs mit planetarischen Nebel. Schwerere Ausgangssterne hingegen explodieren in einer Supernova und werden zu einem Neutronenstern, bzw. wenn sie noch schwerer sind zu einem schwarzen Loch.

    Ist das wirklich so, ein Stern hart unterhalb der Massegrenze erzeugt keine Supernova und wird zu einem weißen Zwerg mit planetarischen Nebel. Ein Stern nur 1kg schwerer explodiert in einer Supernova und hinterlässt ein Neutronenstern?

    Auch ist die Entwicklung mit einem weißen Zwerg und einem Neutronenstern noch nicht zu Ende. Weiße Zwerge kühlen einfach ab und werden irgendwann zu einem schwarzen Zwerg. Die gibt es aber noch nicht, da das Universum zu jung ist. Bei Neutronensterne scheint es etwas komplizierter zu sein. Da gibt es schon recht alte Exemplare, die sich von jüngeren unterscheiden.

    Und was ist mit den ganz leichten Sternen und den braunen Zwergen? Letztere gibt es doch schon jetzt recht kühle.

    Und dann gibt es noch Besonderheiten bei Doppelsterne. Es müssen aber doch recht enge Doppelsterne sein. Darüber wird leider nie etwas geschrieben. Auch nicht, wie häufig sie sind. Wenn ich es richtig verstanden habe, sind Sirius A und B nicht nahe genug, dass dereinst, wenn Sirius A zum roten Riesen wird, Sirius B zu einer Supernova werden könnte.

    Ich sehe schon, es müsste kein Artikel werden, sondern eine Artikelserie. Ich würde mich aber auch über einen einzelnen Artikel freuen.

    • #13 Alderamin
      13. Juni 2018

      Ist das wirklich so, ein Stern hart unterhalb der Massegrenze erzeugt keine Supernova und wird zu einem weißen Zwerg mit planetarischen Nebel. Ein Stern nur 1kg schwerer explodiert in einer Supernova und hinterlässt ein Neutronenstern?

      Natürlich nicht. Erstens sind es nicht exakt genau 8 Sonnenmassen, sondern ca. 8 Sonnenmassen (das ist halt die beste Schätzung, die wir haben). Dann hängt es sicher damit zusammen, wie genau der Stern zusammengesetzt ist (z.B. Metallgehalt) und wie schnell er sich dreht. Die Sache ist halt, es gibt die Chandrasekhar-Massengrenze von 1,44 Sonnenmassen (zumindest die ist ziemlich scharf) oberhalb derer der Entartungsdruck im entarteten Kern des Sterns keine Stabilität mehr bietet, und wenn diese Masse überschritten wird, dann kollabiert der Kern zum Neutronenstern, die umgebende Masse fällt ins Bodenlose, bis sie auf den Neutronenstern prallt, und die entstehende Stoßwelle und die Komprimierung des Gases führen zur Supernova (oder so, muss ich nochmal genau nachlesen, da tut sich derzeit ja noch was in der Forschung). Aber die Chandrasekhar-Grenze ist letztlich das, was entscheidend ist. Ob ein Stern von 8,x Sonnenmassen diese im Kern erreicht oder nicht, hängt dann ggf. von anderen Eigenschaften als nur der Masse ab, s.o. Bei hinreichend großer Masse ist es dann aber unvermeidlich (10 Sonnenmassen garantiert).

      Und was ist mit den ganz leichten Sternen und den braunen Zwergen? Letztere gibt es doch schon jetzt recht kühle.

      Die braunen Zwerge sind ja sterntechnisch schon tot, die komprimieren nur noch ein bisschen, wie Jupiter. Bis die Protonen zerfallen tut sich da nicht mehr viel, wenn sie nicht mit irgendwas größerem kollidieren.

      Die Roten Zwerge sind voll konvektiv (erreichen also ihren gesamten Brennstoff) und brennen auf Sparflamme. Die leben Billionen Jahre, bevor sie ähnlich den braunen Zwergen enden.

      Und dann gibt es noch Besonderheiten bei Doppelsterne. Es müssen aber doch recht enge Doppelsterne sein. Darüber wird leider nie etwas geschrieben. Auch nicht, wie häufig sie sind.

      Wie häufig die engen sind? Weiß ich nicht, aber 2/3 aller Einzelobjekte befinden sich in Mehrfachsystemen. Über Massenaustausch zwischen engen Doppelsternen, und dass sie dadurch die Rollen tauschen können (der massivere entwickelt sich schneller und gibt dann als Riese so viel Masse an den leichteren ab, dass der dann der massivere wird) habe ich auch schon geschrieben. Da sind dann aber viele Kombinationen möglich, je nachdem wie eng die Sterne sind und was nach dem Massentransfer (wenn er denn stattfindet) genau herauskommt. Ist schon fast eine Einzelfallbetrachtung, vielleicht liest man deshalb so wenig allgemeines dazu.

      Sirius A und B sind, soviel ich mich erinnere, zu weit voneinander getrennt, um einen Massentransfer auszlösen, daher ist eher nicht mit einer Supernova Ia von B zu rechnen, müsste ich nochmal nachschauen.

      Ich sehe schon, es müsste kein Artikel werden, sondern eine Artikelserie.

      Wie gesagt, zur Sternentwicklung würde ich mehrere Artikel schreiben. So Riesenartikel wie bisher möchte ich künftig möglichst vermeiden.