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Roter Riese


Wenn der Kernbrennstoff eines Sterns (Wasserstoff) an seinem Lebensende erschöpft ist, dehnt er seine äußeren Schichten langsam aus, wobei sie sich abkühlen und die Dichte geringer wird. Der Stern bläht sich zu einem roten Riesen auf. Auch unsere Sonne wird das in einigen Milliarden Jahren tun. Sie wird sich dann vermutlich bis zur Erdbahn ausdehnen.

Rote Riesen haben die Spektralklassen K und M und leuchten orange bis rötlich. Ihre Oberflächentemperaturen liegen zwischen 2.000 und 3.500 Kelvin. Aufgrund der geringen Temperatur haben Rote Riesen im sichtbaren Licht eine geringere Abstrahlung. Da sie aber eine enorm große Oberfläche haben, strahlen sie sehr viel Licht ab und sind daher sehr hell. Im Hertzsprung-Russell Diagramm liegen die roten Riesen rechts oben, auf dem sogenannten Riesenast.


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Aldebaran - ein Roter Riese
im Vergleich zur Sonne
© Mario Lehwald


Aufgrund ihrer enormen Größe haben Rote Riesen nur eine geringe Dichte. Man spricht hier auch von einem roten Vakuum.

Beispiele für Rote Riesen sind der Stern Aldebaran im Sternbild Stier, Arktur im Sternbild Bootes oder Mira im Sternbild Walfisch.

Rote Riesen mit bis zu 8 Sonnenmassen stoßen ihre äußeren Gasschichten komplett ab und schrumpfen zu Weißen Zwergen. Bei roten Riesen mit mehr als 8 Sonnenmassen setzen weitere Fusionsstufen ein und es bildet sich ein Eisenkern. Überschreitet der Eisenkern die Chandrasekhar-Massegrenze von 1,44 Sonnenmassen, kollabiert er und sprengt seine äußeren Schichten in Form einer Supernova ab.

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