National Aeronautics and Space Administration (Deutsch)

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Ein Stern ist eine Kugel aus gas held together by its own gravity. Theclosest Sterne auf die Erde ist unsere sehr eigene Sonne, so haben wir ein Beispiel nearbythat können Astronomen die Studie im detail. Die Lektionen, die wir über theSun lernen, können auf andere Sterne angewendet werden.

Erzähl mir mehr über die Sonne

Das Leben eines Sterns ist ein ständiger Kampf gegen die Schwerkraft. Die Schwerkraft arbeitet ständig daran, den Stern zum Zusammenbruch zu bringen., Der Kern des Gases ist jedoch sehr heiß, wodurch Druck im Gas entsteht. Dieser Druck wirkt der Schwerkraft entgegen und versetzt den Stern in ein sogenanntes hydrostatisches Gleichgewicht. Ein Stern ist in Ordnung, solange der Stern dieses Gleichgewicht zwischen der Schwerkraft hat, die den Stern nach innen zieht, und dem Druck, der den Stern nach außen drückt.

Diagramm, das die Lebenszyklen von sonnenähnlichen und massiven Sternen zeigt. Klicken Sie auf Bild für größere Version., (Credit: NASA unddas Night Sky Network)

Während der meisten Lebensdauer eines Sterns werden die innere Wärme und Strahlung durch Kernreaktionen im Kern des Sterns bereitgestellt. Diese Phase des Lebens des Sterns wird als Hauptsequenz bezeichnet.

Bevor ein Stern die Hauptsequenz erreicht, zieht sich der Stern zusammen und sein Kern ist noch nicht heiß oder dicht genug, um Kernreaktionen zu beginnen. Bis es die Hauptsequenz erreicht, wird die hydrostatische Unterstützung durch die durch die Kontraktion erzeugte Wärme bereitgestellt.

Irgendwann wird dem Stern das Material in seinem Kern für diese Kernreaktionen ausgehen., Wenn dem Stern der Kernbrennstoff ausgeht, endet seine Zeit in der Hauptsequenz. Wenn der Stern groß genug ist, kann er eine Reihe weniger effizienter Kernreaktionen durchlaufen, um innere Wärme zu erzeugen. Schließlich erzeugen diese Reaktionen jedoch nicht mehr genügend Wärme, um den Stern in seiner eigenen Schwerkraft zu unterstützen, und der Stern wird zusammenbrechen.

Sternentwicklung

Ein Stern wird geboren, lebt und stirbt, ähnlich wie alles andere in der Natur. Mit Beobachtungen von Sternen in allen Phasen ihres Lebens, Astronomenhaben einen Lebenszyklus konstruiert, den alle Sterne zu durchlaufen scheinen., Das Schicksal und das Leben eines Sterns hängt in erster Linie von seiner Masse ab.

Hubble-Bild des Adlernebels, astellarer Kindergarten. (Credit: NASA/ESA/Hubble Heritage Team)

Alle Sterne beginnen ihr Leben vom Zusammenbruch des Materials in einer riesigen Molekülwolke. Diese Wolken sind Wolken, die sich zwischen den Sternen bilden undbestehen hauptsächlich aus molekularem Gas und Staub. Turbulenzen innerhalb der Wolke bilden Knoten, die dann unter ihrer eigenen Anziehungskraft zusammenbrechen können. Wenn der Knoten zusammenbricht, beginnt sich das Material in derZentrum beginnt sich zu erwärmen., Dieser heiße Kern heißt Protostar und wird zum Star.

Die Wolke zerfällt nicht in nur einen großen Stern, sondern aus verschiedenen Materialknoten wird jeweils ihr eigener Protostar. Aus diesem Grund theseclouds von Material werden oft stellare Nuseries genannt – sie sind Orte, an denen sich viele Sterne bilden.

Wenn der Protostar an Masse zunimmt, wird sein Kern heißer und dichter. An diesem Punkt wird es heiß genug und dicht genug sein, damit Wasserstoff zu Helium verschmolzen wird. Es muss 15 Millionen Kelvin im Kern fürfusion zu beginnen., Wenn der Protostar anfängt, Wasserstoff zu verschmelzen, tritt er eindie „Hauptsequenz“ – Phase seines Lebens.

Sterne in der Hauptsequenz sind solche, die Wasserstoff in ihren Kernen zu Helium verschmelzen. Die Strahlung und Wärme aus dieser Reaktion bewahrendie Schwerkraft davon ab, den Stern während dieser Lebensphase des Sterns zusammenzubrechen. Dies ist auch die längste Phase des Lebens eines Sterns. Unsere Sonne wird ungefähr 10 Milliarden Jahre auf der Hauptsequenz verbringen. Allerdings verbraucht ein mehrmassiver Stern seinen Treibstoff schneller und ist möglicherweise erst seit Millionen von Jahren in der Hauptfolge.

Schließlich läuft der Kern des Sterns aus Wasserstoff., Wenn das passiert, kann sich der Stern nicht mehr gegen die Schwerkraft behaupten. Seine Innerschichten beginnen zu kollabieren, was den Kern zerquetscht und den Druck und die Temperatur im Kern des Sterns erhöht. Während die corecollapses, die äußeren Schichten des Materials in den Stern nach außen zu erweitern.Der Stern expandiert größer als je zuvor – ein paar hundertmal größer! An diesem Punkt wird der Stern ein roter Riese genannt.

Was als Nächstes passiert, hängt davon ab, wie die Masse des Sterns ab.,

Das Schicksal mittelgroßer Sterne

Hubble-Bild des Planetennebels IC 418,auch als Spirographnebel bekannt. (Credit: NASA/Hubble HeritageTeam)

Wenn ein mittelgroßer Stern (bis zu etwa 7-fache Masse der Sonne)erreicht die red giant Phase seines Lebens, der Kern wird genug Wärme habenund Druck, um Helium zu Kohlenstoff zu verschmelzen, so dass der Kern vor seinem Zusammenbruch einen Aufschub erhält.

Sobald das Helium im Kern verschwunden ist, wird der Stern den größten Teil seines Wassers abwerfenmasse und bildet eine Wolke aus Material, die als Planetennebel bezeichnet wird., Der Kern des Sterns wird abkühlen und schrumpfen, hinterlässt eine kleine, heiße Kugel namens awhite Zwerg. Ein weißer Zwerg kollabiert nicht gegen die Schwerkraft wegen des Drucks von Elektronen, die sich in seinem Kern abstoßen.

Das Schicksal massiver Sterne

Chandra Röntgenbild von Supernova remnantCassiopeia A. Die Farben zeigen unterschiedliche Wellenlängen von Röntgenstrahlen, die von der Materie ausgesondert werden, die aus dem Zentralraum ausgestoßen wurde. star.In das Zentrum ist ein Neutronenstern., (Credit: NASA/CSC/SAO)

Ein roter Riesenstern mit mehr als 7-facher Masse der Sonne ist Schicksalfür ein spektakuläreres Ende.

Diese Sterne mit hoher Masse durchlaufen einige der gleichen Schritte wie die Sterne mit mittlerer Masse. Zuerst schwellen die äußeren Schichten zu einem riesigen Stern an, aber noch größer und bilden einen roten Überriesen. Als nächstes beginnt der Kern zusinken und wird sehr heiß und dicht. Dann Fusion von Helium zu Kohlenstoffbeginnt im Kern. Wenn die Versorgung mit Helium abläuft, wird der kernkontrahieren Sie wieder, aber da der Kern mehr Masse hat, wird es heiß unddann genug, um Kohlenstoff in Neon zu verschmelzen., In der Tat, wenn die Versorgung mitkohlenstoff aufgebraucht ist, treten andere Fusionsreaktionen auf, bis der Kern mit Eisenatomen gefüllt ist.

Bis zu diesem Punkt setzen die Fusionsreaktionen Energie frei, so dass der Stern die Schwerkraft bekämpfen kann. Das Verschmelzen von Eisen erfordert jedoch einen Energieeinsatz, anstatt überschüssige Energie zu erzeugen. Mit einem Kern voller Eisen, der Sternwird den Kampf gegen die Schwerkraft verlieren.

Die Kerntemperatur steigt auf über 100 Milliarden Grad, wenn die Eisenatome zusammen zerkleinert werden., Die abstoßende Kraft zwischen denpositiv geladene Kerne überwinden die Schwerkraft, und der Kernschmilzt in einer explosiven Stoßwelle aus dem Herzen des Sterns. Ineines der spektakulärsten Ereignisse im Universum treibt der Schockdas Material weg vom Stern in einer enormen Explosion namens Asupernova. Das Material spuckt in den interstellaren Raum aus.

Etwa 75% der Masse des Sterns werden in den Weltraum ausgestoßensupernova. Das Schicksal des übrig gebliebenen Kerns hängt von seiner Masse ab. Wenn der Spaltkern etwa das 1,4-bis fünffache der Masse unserer Sonne beträgt, fällt er in einen Neutronenstern zurück., Wenn der Kern größer ist, wird er kollabiertin ein schwarzes Loch. Um sich in einen Neutronenstern zu verwandeln, muss ein Stern mit beginnenüber 7 bis 20 mal die Masse der Sonne vor der Supernova. Nur Sterne mit mehr als 20-facher Masse der Sonne werden zu schwarzen Löchern.

Aktualisiert: Februar 2014