Hier ist alles, was Sie über den Lebenszyklus von Sternen wissen müssen

Sterne sind riesige Gasbälle, die Licht und Wärme aussenden. Sie bestehen hauptsächlich aus Wasserstoff- und Heliumgas und können riesige Massen haben. Der schwerste Stern, der bisher in unserem Universum gefunden wurde, R136a1, hat beispielsweise eine Masse von ca315 mal so viel wie unsere Sonne und ist fast 9 Millionen Mal leuchtender.

Sterne sind so schwer, dass sie wegen der kollabieren solltennach innen gerichtete Schwerkraft ausgeübt durch ihr eigenes Gewicht, aber dank der Kernfusionsreaktionen, die in ihren Kernen stattfinden, wird die massive nach innen gerichtete Gravitationskraft durch die starke Hitze und den Druck innerhalb eines Sterns ausgeglichen. Dieses Gleichgewicht zwischen Schwerkraft und Gasdruck aus der Energieerzeugung wird genannt hydrostatisches Gleichgewicht, und es ist sowohl selbstregulierend als auch fein abgestimmt.

Wenn also die Rate der Energieerzeugung im Kern abnimmt, wird die Schwerkraft stärker und der Stern beginnt sich zusammenzuziehen, was die Temperatur und den Druck des Kerns des Sterns erhöht, was zu einer höheren Energieerzeugung und einer Rückkehr zum Gleichgewicht führen kann. Das heißt aber nicht, dass Sterne ewig sind, denn auch sie durchlaufen genau wie wir a Zyklus von Geburt und Tod.

Wie wird ein Star geboren?

Das interstellare Medium die Region zwischen den Sternen enthält viele riesige, diffuse Staub- und Gaswolken hauptsächlich Wasserstoff und Helium. Diese Wolken werden Nebel genannt, und sie bedecken im Allgemeinen Gebiete, die sich über viele Lichtjahre erstrecken. Einige bekannte Nebel sind der Adlernebel der die Säulen der Schöpfung enthält, der Kohlensacknebel ein dunkler Nebel, der mit bloßem Auge sichtbar ist undder Orionnebel der auch mit bloßem Auge sichtbar ist.

Obwohl das Gas und der Staub in einem Nebel verteilt sind, verursachen Turbulenzen innerhalb des Nebels schließlich, dass sich Klumpen, sogenannte Knoten, bilden und immer mehr Gas und Staub anziehen. aufgrund der Schwerkraft. Wenn die Masse dieses Klumpens einen ausreichenden Wert erreicht, beginnt er unter seiner eigenen Gravitationskraft zu kollabieren. Die Materie innerhalb des Knotens wird dichter und dichter, und die Temperatur der Materie in der Mitte des Knotens steigt.

Dieser heiße und dichte Kern wird zu einem Protostern. Wenn genügend Materie vorhanden ist, wird der Kollaps fortgesetzt und der Kern des Protosterns wird immer dichter und heißer. Schließlich wird er heiß und dicht genug, damit Wasserstoff zu Helium verschmelzen kann, wodurch große Mengen an Wärme und Licht freigesetzt werden. An diesem Punkt wird ein Stern geboren!

Die Hauptphase, wenn ein Star reif wird

Dieser Prozess des Kollabierens der kosmischen Staubwolke und der Bildung eines Sterns kann dauert Millionen oder Milliarden von Jahren. Es ist auch wichtig zu beachten, dass nicht das gesamte Material in dem Klumpen Teil des Sterns wird; das übrig gebliebene Material kann sich in Planeten, Asteroiden oder Kometen verwandeln oder sogar als Staub verbleiben.

Sobald ein Stern gebildet ist und die Fusion in seinem Kern beginnt, kollabiert er nicht weiter, weil die Energie, die von der Kernfusionsreaktion in seinem Kern ausgestoßen wird, einen nach außen gerichteten Strahlungsdruck verursacht, der die nach innen gerichtete Gravitationskraft ausgleicht und ihn darin hältein Gleichgewichtszustand. Das Stadium, in dem die thermonukleare Fusion stabilisiert ist die Reifephase des Sterns und wird als Hauptreihe bezeichnet.

Obwohl der Prozess hier vereinfacht wurde, ist die Sternfusion keine einfache Verschmelzung von zwei Wasserstoffatomen zu Helium. Bei den hohen Drücken und Temperaturen des Sternkerns trennen sich die Elektronen von den Kernen und hinterlassen Plasma, eine Mischung auspositiv geladene Ionen und Elektronen.

Wenn zwei Wasserstoffionen, die nur Protonen sind, kollidieren, bilden sie den Kern eines Wasserstoffisotops namens Deuterium und Positronen. Und wenn zwei solche Deuteriumkerne verschmelzen, sie bilden einen Heliumkern He-4 . Oder sie können mit anderen Protonen interagieren, um ein weiteres Isotop von Helium He-3 herzustellen. Zwei He-3-Kerne können dann zu einem instabilen Berylliumkern Be-6 verschmelzen, der auseinanderbricht, um He-4 und zwei Protonen zu ergeben. Bei jedem Schritt wird Energie freigesetzt.

Die Energieabgabe, Farbe, Temperatur, Helligkeit und Lebensdauer des Sterns variieren je nach Menge an Materie, die während seiner Geburt involviert ist. Die Farbe eines Sterns weist auf seine Temperatur und Größe hin siehe Hertzsprung-Russel-Diagramm oben – die roten sind esdie coolsten und kleinsten, und die blauen sind die heißesten und größten.

Tod eines Sterns

Die Fusion von Wasserstoffionen zu Heliumkernen ist im Grunde das, was den hell leuchtenden Lebenszyklus eines Sterns antreibt. Ein Stern hat jedoch eine begrenzte Menge an Wasserstoff in seinem Kern. Sobald der gesamte Wasserstoff im Kern fusioniert ist, beginnen die Kernreaktionennicht mehr stattfinden und der Stern beginnt erneut unter der Kraft seiner Schwerkraft zu kollabieren.

In der Zwischenzeit bildet der außerhalb des Kerns verfügbare überschüssige Wasserstoff eine Hülle, und die Fusion setzt sich in dieser Hülle fort. Dies führt zu einer Situation, in der sich der Kern aufgrund der Schwerkraft zusammenzieht und dichter und heißer wird, und die Hülle sich aufgrund der Fusion ausdehnt undAbkühlung. Dieser größere Stern im Spätstadium wird genannt ein „Roter Riese“.

Der heißere Kern kann auch andere Kernreaktionen unterstützen, die Helium verwenden, um schwerere Elemente zu bilden, aber diese Reaktionen setzen immer weniger Energie frei und können den Roten Riesen nicht aufrechterhalten. Diese atomaren Reaktionen bauen schließlich einen nach außen gerichteten Druck auf, der die äußeren Schichten des Sterns drücktweiter draußen. Die Größe des Sterns bestimmt das letztendliche Schicksal der Roten-Riesen-Stufe.

Bei niedrigen oder mittelgroßen Sternen bis zu etwa der 7-fachen Masse der Sonne verliert der Stern, sobald das Helium im Kern verschwunden ist, den größten Teil seiner Masse und bildet eine Materialwolke, die als planetarischer Nebel bezeichnet wird.Der Kern kühlt weiter ab und schrumpft und hinterlässt eine kleine, dichte Kugel, die als Weißer Zwerg bezeichnet wird. Der Druck der sich gegenseitig abstoßenden Elektronen in seinem Kern verhindert, dass der Weiße Zwerg weiter kollabiert.

Wenn sich die Fusionsreaktionen jedoch verlangsamen und stoppen, kühlt der Weiße Zwerg schließlich ab, bis er die gleiche Temperatur wie seine Umgebung erreicht. An diesem Punkt wird er als Schwarzer Zwerg bezeichnet.

In einem Binär- oder Mehrfachsternsystem, wenn ein Weißer Zwerg nah genug an einem anderen Stern ist, dann kann er einen Teil des Wasserstoffs aus den äußeren Schichten des anderen Sterns auf seine eigene Oberfläche saugen. Dieser Wasserstoff beginnt wieder zu fusionieren und stößt das restliche Material aus. Dieser Vorgang kann sich wiederholen. Immer wenn die Fusion wieder beginnt, steigt die Helligkeit plötzlich an und kehrt dann langsam in ihren ursprünglichen Zustand zurück, daher werden sie als Nova bezeichnet.

Bei größeren Sternen ist der Vorgang ähnlich – wenn der Heliumvorrat zur Neige geht, zieht sich der Kern zusammen. Wenn der Kern jedoch genügend Masse hat, treten andere Fusionsreaktionen auf, bis der Kern mit Eisenatomen gefüllt ist. Bis dahinPunkt, die Energieabgabe ermöglicht es dem Stern, die nach innen gerichtete Schwerkraft zu bekämpfen. Das Verschmelzen von Eisen zu schwereren Elementen erfordert jedoch viel Energie, so dass, sobald genug Eisen vorhanden ist, der Stern nicht mehr genug Energie abgibt, um das Gleichgewicht aufrechtzuerhalten und verliert den Kampf gegen die Schwerkraft.

Wenn die Schwerkraft die Eisenatome näher zusammendrückt, der Kern schrumpft auf eine sehr kleine Größe a wenige Meilen über und Die Temperaturen steigen enorm. Schließlich überwindet die Abstoßungskraft zwischen den positiv geladenen Kernen die Schwerkraft, und der Kern dehnt sich in der Schockwelle einer Supernova heftig aus.

Bei einer Supernova werden etwa 75 % der Masse eines Sterns ins All geschleudert. Schließlich werden der Staub und das Gas der Supernova aufgrund der Schwerkraft zusammenkommen, sich in einen Nebel verwandeln und der Kreislauf geht weiter.

Das Schicksal des verbleibenden Kerns hängt von seiner Masse ab. Wenn der übrig gebliebene Kern etwa die 1,4- bis 5-fache Masse unserer Sonne hat, wird er zu einem Neutronenstern kollabieren. Wenn das verbleibende Material größer ist, wird es kollabierenkollabieren in ein schwarzes Loch.