Arten von Sternen, Geburt und Entwicklung. Die Entwicklung der Sterne aus der Sicht der exakten Wissenschaft und der Relativitätstheorie. Sternentstehung, Stadium der Gravitationskompression

Wenn sich irgendwo im Universum genügend Materie ansammelt, wird diese zu einem dichten Klumpen komprimiert, in dem eine thermonukleare Reaktion beginnt. So leuchten Sterne. Die ersten flammten in der Dunkelheit des jungen Universums vor 13,7 Milliarden (13,7 * 10 9) Jahren und unserer Sonne auf – erst vor etwa 4,5 Milliarden Jahren. Die Lebensdauer eines Sterns und die am Ende dieser Zeit ablaufenden Prozesse hängen von der Masse des Sterns ab.

Während die thermonukleare Reaktion der Umwandlung von Wasserstoff in Helium in einem Stern weitergeht, findet sie in der Hauptreihe statt. Die Zeit, die ein Stern auf der Hauptreihe verbringt, hängt von seiner Masse ab: Die größten und schwersten Sterne erreichen schnell das Stadium des Roten Riesen und verlassen dann die Hauptreihe infolge einer Supernova-Explosion oder der Bildung eines Weißen Zwergs.

Schicksal der Riesen

Die größten und massereichsten Sterne brennen schnell aus und explodieren als Supernovae. Nach einer Supernova-Explosion bleibt ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch zurück, und um ihn herum wird durch die kolossale Energie der Explosion Materie ausgestoßen, die dann zu Material für neue Sterne wird. Von unseren nächsten Sternennachbarn erwartet beispielsweise Beteigeuze ein solches Schicksal, aber es ist unmöglich zu berechnen, wann es explodieren wird.

Ein Nebel entstand durch den Auswurf von Materie während einer Supernova-Explosion. Im Zentrum des Nebels befindet sich ein Neutronenstern.

Ein Neutronenstern ist ein beängstigendes physikalisches Phänomen. Der Kern eines explodierenden Sterns wird komprimiert – ähnlich wie das Gas in einem Verbrennungsmotor, nur sehr groß und effizient: Eine Kugel mit einem Durchmesser von Hunderttausenden Kilometern verwandelt sich in einer Entfernung von 10 bis 20 Kilometern in eine Kugel Durchmesser. Die Kompressionskraft ist so stark, dass Elektronen auf Atomkerne fallen und Neutronen bilden – daher der Name.

NASA Neutronenstern (Künstlervision)

Die Dichte der Materie nimmt bei einer solchen Kompression um etwa 15 Größenordnungen zu und die Temperatur steigt im Zentrum des Neutronensterns auf unglaubliche 10 12 K und an der Peripherie auf 1.000.000 K. Ein Teil dieser Energie wird in Form von Photonenstrahlung emittiert, ein anderer Teil wird von Neutrinos abtransportiert, die im Kern eines Neutronensterns entstehen. Aber selbst aufgrund einer sehr effizienten Neutrinokühlung kühlt ein Neutronenstern sehr langsam ab: Es dauert 10 16 oder sogar 10 22 Jahre, bis seine Energie vollständig erschöpft ist. Was an der Stelle des abgekühlten Neutronensterns bleiben wird, ist schwer zu sagen und unmöglich zu beobachten: Dafür ist die Welt zu jung. Es besteht die Vermutung, dass sich anstelle des abgekühlten Sterns erneut ein Schwarzes Loch bilden wird.

Schwarze Löcher entstehen durch den Gravitationskollaps sehr massereicher Objekte, beispielsweise durch Supernova-Explosionen. Vielleicht verwandeln sich abgekühlte Neutronensterne nach Billionen von Jahren in Schwarze Löcher.

Das Schicksal mittelgroßer Stars

Andere, weniger massereiche Sterne bleiben länger auf der Hauptreihe als die größten, aber sobald sie diese verlassen, sterben sie viel schneller als ihre Neutronenverwandten. Mehr als 99 % der Sterne im Universum werden niemals explodieren und sich entweder in Schwarze Löcher oder Neutronensterne verwandeln – ihre Kerne sind zu klein für solche kosmischen Dramen. Stattdessen werden Sterne mittlerer Masse am Ende ihres Lebens zu Roten Riesen, die je nach Masse zu Weißen Zwergen werden, explodieren und sich vollständig auflösen oder zu Neutronensternen werden.

Weiße Zwerge machen mittlerweile 3 bis 10 % der Sternpopulation des Universums aus. Ihre Temperatur ist sehr hoch – mehr als 20.000 K, mehr als das Dreifache der Temperatur der Sonnenoberfläche – aber immer noch niedriger als die von Neutronensternen, und aufgrund ihrer niedrigeren Temperatur und größeren Fläche kühlen Weiße Zwerge schneller ab – in 10 14 - 10 15 Jahre. Das bedeutet, dass in den nächsten 10 Billionen Jahren – wenn das Universum tausendmal älter sein wird als jetzt – ein neuer Objekttyp im Universum auftauchen wird: ein Schwarzer Zwerg, ein Produkt der Abkühlung eines Weißen Zwergs.

Es gibt noch keine Schwarzen Zwerge im Weltraum. Selbst die bisher ältesten abkühlenden Sterne haben maximal 0,2 % ihrer Energie verloren; für einen Weißen Zwerg mit einer Temperatur von 20.000 K bedeutet dies eine Abkühlung auf 19.960 K.

Für die Kleinen

Die Wissenschaft weiß noch weniger darüber, was passiert, wenn die kleinsten Sterne wie unser nächster Nachbar, der Rote Zwerg Proxima Centauri, abkühlen, als über Supernovae und Schwarze Zwerge. Die thermonukleare Fusion in ihren Kernen verläuft langsam und sie bleiben länger als andere auf der Hauptreihe – einigen Berechnungen zufolge bis zu 10 12 Jahre, und danach werden sie vermutlich weiterhin als Weiße Zwerge leben, das heißt, sie werden es tun leuchtet noch 10 14 - 10 15 Jahre, bevor er sich in einen Schwarzen Zwerg verwandelt.

Es ist bekannt, dass Sterne ihre Energie aus thermonuklearen Fusionsreaktionen beziehen, und jeder Stern kommt früher oder später an einen Punkt, an dem sein thermonuklearer Brennstoff aufgebraucht ist. Je höher die Masse eines Sterns ist, desto schneller verbrennt er alles, was er kann, und tritt in die Endphase seiner Existenz ein. Weitere Ereignisse können unterschiedlichen Szenarien folgen, wobei es in erster Linie auf die Massen ankommt.
Während der Wasserstoff im Zentrum des Sterns „ausbrennt“, wird darin ein Heliumkern freigesetzt, der Energie komprimiert und freisetzt. Anschließend können darin Verbrennungsreaktionen von Helium und Folgeelementen beginnen (siehe unten). Die äußeren Schichten dehnen sich unter dem Einfluss des erhöhten Drucks aus dem erhitzten Kern um ein Vielfaches aus, der Stern wird zu einem Roten Riesen.
Abhängig von der Masse des Sterns können in ihm unterschiedliche Reaktionen ablaufen. Dies bestimmt, welche Zusammensetzung der Stern zum Zeitpunkt des Erlöschens der Fusion haben wird.

Weiße Zwerge

Bei Sternen mit Massen bis etwa 10 MC wiegt der Kern weniger als 1,5 MC. Nach Abschluss der thermonuklearen Reaktionen hört der Strahlungsdruck auf und der Kern beginnt unter dem Einfluss der Schwerkraft zu schrumpfen. Es zieht sich zusammen, bis der durch das Pauli-Prinzip verursachte Druck des entarteten Elektronengases zu stören beginnt. Die äußeren Schichten lösen sich ab und lösen sich auf, wodurch ein planetarischer Nebel entsteht. Der erste derartige Nebel wurde 1764 vom französischen Astronomen Charles Messier entdeckt und unter der Nummer M27 katalogisiert.
Was aus dem Kern hervortritt, wird Weißer Zwerg genannt. Weiße Zwerge haben eine Dichte von mehr als 10 7 g/cm 3 und eine Oberflächentemperatur in der Größenordnung von 10 4 K. Die Leuchtkraft ist 2–4 Größenordnungen geringer als die Leuchtkraft der Sonne. In ihm findet keine Kernfusion statt, die gesamte von ihm emittierte Energie wurde früher akkumuliert. Daher kühlen Weiße Zwerge langsam ab und sind nicht mehr sichtbar.
Ein Weißer Zwerg hat immer noch eine Chance, aktiv zu sein, wenn er Teil eines Doppelsterns ist und die Masse seines Begleiters auf sich zieht (der Begleiter wurde beispielsweise zu einem Roten Riesen und füllte seinen gesamten Roche-Lappen mit seiner Masse). In diesem Fall kann entweder die Synthese von Wasserstoff im CNO-Zyklus mit Hilfe des im Weißen Zwerg enthaltenen Kohlenstoffs beginnen und mit der Freisetzung der äußeren Wasserstoffschicht (einem „neuen“ Stern) enden. Oder die Masse des Weißen Zwergs könnte so groß werden, dass sich seine Kohlenstoff-Sauerstoff-Komponente in einer explosiven Verbrennungswelle aus dem Zentrum entzündet. Dadurch entstehen unter Freisetzung großer Energiemengen schwere Elemente:

12 C + 16 O → 28 Si + 16,76 MeV
28 Si + 28 Si → 56 Ni + 10,92 MeV

Die Leuchtkraft des Sterns nimmt 2 Wochen lang stark zu, nimmt dann über weitere 2 Wochen rasch ab und nimmt anschließend innerhalb von 50 Tagen um etwa das Zweifache ab. Die Hauptenergie (etwa 90 %) wird in Form von Gammastrahlen aus der Zerfallskette des Nickelisotops emittiert. Dieses Phänomen wird als Supernova vom Typ 1 bezeichnet.
Es gibt keine Weißen Zwerge mit einer Masse von 1,5 oder mehr Sonnenmassen. Dies erklärt sich aus der Tatsache, dass für die Existenz eines Weißen Zwergs ein Ausgleich der Gravitationskompression mit dem Druck des Elektronengases erforderlich ist, dies jedoch bei Massen von nicht mehr als 1,4 M C geschieht, diese Einschränkung wird als Chandrasekhar-Grenze bezeichnet. Der Wert kann als Bedingung der Gleichheit der Druckkräfte mit den Kräften der Gravitationskompression unter der Annahme ermittelt werden, dass die Elektronenimpulse durch die Unsicherheitsrelation für das von ihnen eingenommene Volumen bestimmt werden und sich mit einer Geschwindigkeit nahe der Lichtgeschwindigkeit bewegen .

Neutronensterne

Bei massereicheren (> 10 M C) Sternen läuft alles etwas anders ab. Hohe Temperaturen im Kern aktivieren Energieabsorptionsreaktionen, wie das Herausschlagen von Protonen, Neutronen und Alphateilchen aus den Kernen, sowie die E- Einfangen hochenergetischer Elektronen, wodurch der Massenunterschied zwischen zwei Kernen ausgeglichen wird. Die zweite Reaktion erzeugt einen Überschuss an Neutronen im Kern. Beide Reaktionen führen zu seiner Abkühlung und allgemeinen Kompression des Sterns. Wenn die Kernfusionsenergie aufgebraucht ist, geht die Kompression in einen nahezu freien Fall der Hülle auf den kollabierenden Kern über. Gleichzeitig beschleunigt sich die Geschwindigkeit der Kernfusion in den äußeren Fallschichten stark, was dazu führt, dass innerhalb weniger Minuten eine große Energiemenge freigesetzt wird (vergleichbar mit der Energie, die helle Sterne während ihrer gesamten Existenz abgeben).
Aufgrund seiner hohen Masse überwindet der kollabierende Kern den Druck des Elektronengases und zieht sich weiter zusammen. In diesem Fall kommt es zu Reaktionen p + e - → n + ν e, nach denen fast keine Elektronen mehr im Kern verbleiben, die die Kompression stören. Die Kompression erfolgt auf Größen von 10 − 30 km, entsprechend der Dichte, die durch den Druck des neutronenentarteten Gases entsteht. Die auf den Kern fallende Materie erhält eine vom Neutronenkern reflektierte Stoßwelle und einen Teil der bei seiner Kompression freigesetzten Energie, was zu einem schnellen seitlichen Ausstoß der Außenhülle führt. Das resultierende Objekt wird Neutronenstern genannt. Der größte Teil (90 %) der durch die Gravitationskompression freigesetzten Energie wird in den ersten Sekunden nach dem Kollaps von Neutrinos abtransportiert. Der obige Prozess wird als Typ-2-Supernova-Explosion bezeichnet. Die Energie der Explosion ist so groß, dass einige von ihnen sogar tagsüber (selten) mit bloßem Auge sichtbar sind. Die erste Supernova wurde 185 n. Chr. von chinesischen Astronomen aufgezeichnet. Derzeit werden mehrere hundert Ausbrüche pro Jahr registriert.
Der resultierende Neutronenstern hat eine Dichte von ρ ~ 10 14 − 10 15 g/cm 3 . Die Erhaltung des Drehimpulses während der Sternkompression führt zu sehr kurzen Umlaufzeiten, die normalerweise zwischen 1 und 1000 ms liegen. Für gewöhnliche Sterne sind solche Perioden unmöglich, weil Ihre Schwerkraft wird den Zentrifugalkräften einer solchen Rotation nicht entgegenwirken können. Ein Neutronenstern hat ein sehr großes Magnetfeld, das an der Oberfläche 10 12 -10 13 Gauss erreicht, was zu starker elektromagnetischer Strahlung führt. Eine magnetische Achse, die nicht mit der Rotationsachse zusammenfällt, führt dazu, dass der Neutronenstern periodische (mit einer Rotationsperiode) Strahlungsimpulse in eine bestimmte Richtung sendet. Einen solchen Stern nennt man Pulsar. Diese Tatsache unterstützte ihre experimentelle Entdeckung und wird zum Nachweis genutzt. Der Nachweis eines Neutronensterns mit optischen Methoden ist aufgrund seiner geringen Leuchtkraft deutlich schwieriger. Durch den Übergang von Energie in Strahlung nimmt die Umlaufzeit allmählich ab.
Die äußere Schicht eines Neutronensterns besteht aus kristalliner Materie, hauptsächlich Eisen und seinen Nachbarelementen. Der Großteil der restlichen Masse besteht aus Neutronen; Pionen und Hyperonen befinden sich im Zentrum. Die Dichte des Sterns nimmt zum Zentrum hin zu und kann Werte erreichen, die deutlich über der Dichte der Kernmaterie liegen. Das Verhalten von Materie bei solchen Dichten ist kaum bekannt. Es gibt Theorien über freie Quarks, nicht nur der ersten Generation, bei solch extremen Dichten hadronischer Materie. Supraleitende und supraflüssige Zustände der Neutronenmaterie sind möglich.
Es gibt zwei Mechanismen zum Kühlen eines Neutronensterns. Eine davon ist wie überall die Emission von Photonen. Der zweite Mechanismus ist Neutrino. Sie herrscht, solange die Kerntemperatur über 10 8 K liegt. Dies entspricht in der Regel einer Oberflächentemperatur über 10 6 K und dauert 10 5 −10 6 Jahre. Es gibt verschiedene Möglichkeiten, Neutrinos auszusenden:

Schwarze Löcher

Wenn die Masse des ursprünglichen Sterns 30 Sonnenmassen übersteigt, wird der bei der Supernova-Explosion gebildete Kern schwerer als 3 M C sein. Bei dieser Masse kann der Druck des Neutronengases die Schwerkraft nicht mehr zurückhalten und der Kern bleibt nicht im Neutronensternstadium stehen, sondern kollabiert weiter (experimentell nachgewiesene Neutronensterne haben jedoch Massen von nicht mehr als 2 Sonnenmassen, nicht drei). Diesmal kann nichts den Zusammenbruch verhindern und es entsteht ein Schwarzes Loch. Dieses Objekt ist rein relativistischer Natur und kann ohne die allgemeine Relativitätstheorie nicht erklärt werden. Trotz der Tatsache, dass die Materie der Theorie zufolge zu einem Punkt – einer Singularität – zusammengebrochen ist, hat das Schwarze Loch einen Radius ungleich Null, den sogenannten Schwarzschild-Radius:

R Ø = 2GM/s 2.

Der Radius markiert die selbst für Photonen unüberwindbare Grenze des Gravitationsfeldes des Schwarzen Lochs, den sogenannten Ereignishorizont. Beispielsweise beträgt der Schwarzschild-Radius der Sonne nur 3 km. Außerhalb des Ereignishorizonts ist das Gravitationsfeld eines Schwarzen Lochs dasselbe wie das eines gewöhnlichen Objekts seiner Masse. Ein Schwarzes Loch kann nur durch indirekte Effekte beobachtet werden, da es selbst keine spürbare Energie abgibt.
Auch wenn dem Ereignishorizont nichts entkommen kann, kann ein Schwarzes Loch dennoch Strahlung erzeugen. Im quantenphysikalischen Vakuum entstehen und verschwinden ständig virtuelle Teilchen-Antiteilchen-Paare. Das stärkste Gravitationsfeld eines Schwarzen Lochs kann mit ihnen interagieren, bevor sie verschwinden und das Antiteilchen absorbieren. Wenn die Gesamtenergie des virtuellen Antiteilchens negativ wäre, verliert das Schwarze Loch an Masse, und das verbleibende Teilchen wird real und erhält ausreichend Energie, um vom Feld des Schwarzen Lochs wegzufliegen. Diese Strahlung wird Hawking-Strahlung genannt und hat ein Schwarzkörperspektrum. Ihm lässt sich eine bestimmte Temperatur zuordnen:

Die Auswirkung dieses Prozesses auf die Masse der meisten Schwarzen Löcher ist im Vergleich zu der Energie, die sie selbst aus der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung erhalten, vernachlässigbar. Die Ausnahme bilden mikroskopisch kleine Schwarze Löcher, die sich in den frühen Stadien der Entwicklung des Universums gebildet haben könnten. Kleine Größen beschleunigen den Verdunstungsprozess und verlangsamen den Prozess der Massenzunahme. Die letzten Phasen der Verdampfung solcher Schwarzen Löcher sollten in einer Explosion enden. Es wurden nie Explosionen aufgezeichnet, die der Beschreibung entsprachen.
Materie, die in ein Schwarzes Loch fällt, erwärmt sich und wird zu einer Quelle von Röntgenstrahlen, was als indirektes Zeichen für die Anwesenheit eines Schwarzen Lochs dient. Wenn Materie mit hohem Drehimpuls auf ein Schwarzes Loch fällt, bildet sie um dieses herum eine rotierende Akkretionsscheibe, in der Teilchen Energie und Drehimpuls verlieren, bevor sie in das Schwarze Loch fallen. Bei einem supermassiven Schwarzen Loch treten entlang der Scheibenachse zwei unterschiedliche Richtungen auf, in denen der Druck der emittierten Strahlung und elektromagnetische Effekte aus der Scheibe ausgestoßene Teilchen beschleunigen. Dabei entstehen kräftige Substanzstrahlen in beide Richtungen, die auch registriert werden können. Einer Theorie zufolge sind aktive Galaxienkerne und Quasare so aufgebaut.
Ein rotierendes Schwarzes Loch ist ein komplexeres Objekt. Mit seiner Rotation „erfasst“ es einen bestimmten Raumbereich jenseits des Ereignishorizonts („Lense-Thirring-Effekt“). Dieser Bereich wird Ergosphäre genannt, seine Grenze wird Grenze der Statik genannt. Die statische Grenze ist ein Ellipsoid, das mit dem Ereignishorizont an den beiden Polen der Rotation des Schwarzen Lochs zusammenfällt.
Rotierende Schwarze Löcher verfügen über einen zusätzlichen Energieverlustmechanismus durch die Übertragung von Energie auf in der Ergosphäre gefangene Teilchen. Dieser Energieverlust geht mit einem Drehimpulsverlust einher und verlangsamt die Rotation.

Referenzliste

1. S.B.Popov, M.E.Prokhorov „Astrophysik einzelner Neutronensterne: radiostille Neutronensterne und Magnetare“ SAI MSU, 2002
2. William J. Kaufman „The Cosmic Frontiers of Relativity“ 1977
3. Andere Internetquellen

20. Dezember 10 g.

Lebenszyklus von Sternen

Ein typischer Stern setzt Energie frei, indem er in seinem Kern in einem Kernofen Wasserstoff zu Helium verschmilzt. Nachdem der Stern im Zentrum Wasserstoff verbraucht hat, beginnt dieser in der Hülle des Sterns auszubrennen, die an Größe zunimmt und anschwillt. Die Größe des Sterns nimmt zu, seine Temperatur nimmt ab. Durch diesen Prozess entstehen Rote Riesen und Überriesen. Die Lebensdauer jedes Sterns wird durch seine Masse bestimmt. Massereiche Sterne beenden ihren Lebenszyklus mit einer Explosion. Sterne wie die Sonne schrumpfen und werden zu dichten Weißen Zwergen. Während der Umwandlung von einem Roten Riesen in einen Weißen Zwerg kann ein Stern seine äußeren Schichten als leichte Gashülle abwerfen und so den Kern freilegen.

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Unter Sternentwicklung versteht man in der Astronomie die Abfolge von Veränderungen, die ein Stern im Laufe seines Lebens durchmacht, also über Hunderttausende, Millionen oder Milliarden Jahre hinweg, während er Licht und Wärme aussendet. Über solch enorme Zeiträume hinweg sind die Veränderungen ziemlich bedeutsam.

Die Entwicklung eines Sterns beginnt in einer riesigen Molekülwolke, auch Sternwiege genannt. Der größte Teil des „leeren“ Raums in einer Galaxie enthält tatsächlich zwischen 0,1 und 1 Molekül pro cm 3 . Eine Molekülwolke hat eine Dichte von etwa einer Million Molekülen pro cm 3 . Die Masse einer solchen Wolke übersteigt die Masse der Sonne aufgrund ihrer Größe um das 100.000- bis 10.000.000-fache: von 50 bis 300 Lichtjahren im Durchmesser.

Die Entwicklung eines Sterns beginnt in einer riesigen Molekülwolke, auch Sternwiege genannt.

Während die Wolke frei um das Zentrum ihrer Heimatgalaxie rotiert, passiert nichts. Aufgrund der Inhomogenität des Gravitationsfeldes kann es jedoch zu Störungen in diesem kommen, die zu lokalen Massenkonzentrationen führen. Solche Störungen führen zum gravitativen Kollaps der Wolke. Eines der Szenarien, die dazu führen, ist die Kollision zweier Wolken. Ein weiteres Ereignis, das zum Kollaps führt, könnte der Durchgang einer Wolke durch den dichten Arm einer Spiralgalaxie sein. Ein weiterer kritischer Faktor könnte die Explosion einer nahegelegenen Supernova sein, deren Schockwelle mit enormer Geschwindigkeit auf die Molekülwolke prallen wird. Es ist auch möglich, dass Galaxien kollidieren, was zu einem Ausbruch der Sternentstehung führen könnte, da die Gaswolken in jeder Galaxie durch die Kollision komprimiert werden. Generell können Inhomogenitäten der auf die Masse der Wolke wirkenden Kräfte den Prozess der Sternentstehung auslösen.

Jegliche Inhomogenität der Kräfte, die auf die Masse der Wolke wirken, kann den Prozess der Sternentstehung auslösen.

Dabei verdichten sich die Inhomogenitäten der Molekülwolke unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft und nehmen nach und nach die Form einer Kugel an. Beim Komprimieren wird die Gravitationsenergie in Wärme umgewandelt und die Temperatur des Objekts steigt.

Wenn die Temperatur im Zentrum 15–20 Millionen K erreicht, beginnen thermonukleare Reaktionen und die Kompression hört auf. Das Objekt wird zu einem vollwertigen Stern.

Nachfolgende Entwicklungsstadien eines Sterns hängen fast vollständig von seiner Masse ab, und erst ganz am Ende der Entwicklung eines Sterns kann seine chemische Zusammensetzung eine Rolle spielen.

Die erste Lebensphase eines Sterns ähnelt der der Sonne – sie wird von Reaktionen des Wasserstoffkreislaufs dominiert.

Es bleibt die meiste Zeit seines Lebens in diesem Zustand und befindet sich auf der Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms, bis die Treibstoffreserven in seinem Kern aufgebraucht sind. Wenn der gesamte Wasserstoff im Zentrum des Sterns in Helium umgewandelt wird, entsteht ein Heliumkern, und die thermonukleare Verbrennung von Wasserstoff setzt sich an der Peripherie des Kerns fort.

Kleine, kühle Rote Zwerge verbrennen langsam ihre Wasserstoffreserven und bleiben zig Milliarden Jahre lang auf der Hauptreihe, während massereiche Überriesen die Hauptreihe einige zehn Millionen (und manche sogar nur wenige Millionen) Jahre nach ihrer Entstehung verlassen.

Derzeit ist nicht sicher bekannt, was mit hellen Sternen passiert, wenn der Wasserstoffvorrat in ihren Kernen erschöpft ist. Da das Universum 13,8 Milliarden Jahre alt ist, was nicht ausreicht, um den Wasserstoffvorrat in solchen Sternen zu erschöpfen, basieren moderne Theorien auf Computersimulationen der in solchen Sternen ablaufenden Prozesse.

Theoretischen Konzepten zufolge verdampfen einige der hellen Sterne, indem sie ihre Materie (Sternwind) verlieren, allmählich und werden immer kleiner. Andere, Rote Zwerge, werden im Laufe von Milliarden von Jahren langsam abkühlen, während sie weiterhin schwache Emissionen im Infrarot- und Mikrowellenbereich des elektromagnetischen Spektrums aussenden.

Mittelgroße Sterne wie die Sonne bleiben durchschnittlich 10 Milliarden Jahre auf der Hauptreihe.

Es wird angenommen, dass sich die Sonne immer noch auf ihr befindet, da sie sich in der Mitte ihres Lebenszyklus befindet. Sobald einem Stern der Wasserstoff in seinem Kern ausgeht, verlässt er die Hauptreihe.

Sobald einem Stern der Wasserstoff in seinem Kern ausgeht, verlässt er die Hauptreihe.

Ohne den Druck, der bei thermonuklearen Reaktionen entsteht und die innere Schwerkraft ausgleicht, beginnt der Stern wieder zu schrumpfen, wie er es zuvor bei seiner Entstehung getan hatte.

Temperatur und Druck steigen wieder an, allerdings im Gegensatz zum Protosternstadium auf ein viel höheres Niveau.

Der Kollaps setzt sich fort, bis bei einer Temperatur von etwa 100 Millionen K thermonukleare Reaktionen mit Helium beginnen, bei denen Helium in schwerere Elemente umgewandelt wird (Helium in Kohlenstoff, Kohlenstoff in Sauerstoff, Sauerstoff in Silizium und schließlich Silizium in Eisen).

Der Kollaps setzt sich fort, bis bei einer Temperatur von etwa 100 Millionen K thermonukleare Reaktionen mit Helium beginnen

Das auf einer neuen Ebene wieder aufgenommene thermonukleare „Verbrennen“ von Materie führt zu einer monströsen Expansion des Sterns. Der Stern „schwillt“ an, wird sehr „locker“ und seine Größe nimmt etwa um das Hundertfache zu.

Der Stern wird zu einem Roten Riesen und die Phase der Heliumverbrennung dauert etwa mehrere Millionen Jahre.

Was als nächstes passiert, hängt auch von der Masse des Sterns ab.

Bei mittelgroßen Sternen kann die Reaktion der thermonuklearen Verbrennung von Helium zur explosionsartigen Freisetzung der äußeren Schichten des Sterns unter Bildung von führen Planetennebel. Der Kern des Sterns, in dem thermonukleare Reaktionen aufhören, kühlt ab und verwandelt sich in einen Helium-Weißen Zwerg, der normalerweise eine Masse von bis zu 0,5–0,6 Sonnenmassen und einen Durchmesser in der Größenordnung des Erddurchmessers hat.

Bei massereichen und supermassiven Sternen (mit einer Masse von fünf Sonnenmassen oder mehr) führen die in ihrem Kern ablaufenden Prozesse mit zunehmender Gravitationskompression zu einer Explosion Supernova unter Freisetzung enormer Energie. Die Explosion geht mit dem Ausstoß einer beträchtlichen Masse an Sternmaterie in den interstellaren Raum einher. Anschließend ist dieser Stoff an der Entstehung neuer Sterne, Planeten oder Satelliten beteiligt. Dank Supernovae entwickelt sich das Universum als Ganzes und jede Galaxie im Besonderen chemisch. Der nach der Explosion verbleibende Sternkern könnte sich zu einem Neutronenstern (Pulsar) entwickeln, wenn die Masse des Sterns im Spätstadium die Chandrasekhar-Grenze (1,44 Sonnenmassen) überschreitet, oder zu einem Schwarzen Loch, wenn die Masse des Sterns die Oppenheimer-Volkoff-Grenze überschreitet (geschätzte Werte von 2,5-3 Sonnenmassen).

Der Prozess der Sternentwicklung im Universum ist kontinuierlich und zyklisch – alte Sterne verschwinden und neue leuchten an ihrer Stelle auf.

Nach modernen wissenschaftlichen Konzepten wurden die für die Entstehung von Planeten und Leben auf der Erde notwendigen Elemente aus Sternenmaterie gebildet. Allerdings gibt es keinen allgemein anerkannten Standpunkt zur Entstehung des Lebens.

Hallo liebe Leser! Ich möchte über den wunderschönen Nachthimmel sprechen. Warum mit der Nacht? Du fragst. Denn darauf sind die Sterne deutlich zu erkennen, diese wunderschönen leuchtenden kleinen Punkte auf dem schwarz-blauen Hintergrund unseres Himmels. Tatsächlich sind sie aber nicht klein, sondern einfach riesig und wirken durch die große Entfernung so winzig.

Hat sich jemand von euch vorgestellt, wie Sterne geboren werden, wie sie ihr Leben führen, wie es für sie im Allgemeinen ist? Ich schlage vor, dass Sie diesen Artikel jetzt lesen und sich dabei die Entwicklung der Sterne vorstellen. Als visuelles Beispiel habe ich ein paar Videos vorbereitet 😉

Der Himmel ist mit vielen Sternen übersät, zwischen denen riesige Wolken aus Staub und Gasen, hauptsächlich Wasserstoff, verstreut sind. Sterne werden genau in solchen Nebeln oder interstellaren Regionen geboren.

Ein Stern lebt so lange (bis zu mehreren zehn Milliarden Jahren), dass Astronomen nicht in der Lage sind, das Leben auch nur eines von ihnen von Anfang bis Ende zu verfolgen. Aber sie haben die Möglichkeit, verschiedene Stadien der Sternentwicklung zu beobachten.

Wissenschaftler kombinierten die gewonnenen Daten und konnten die Lebensphasen typischer Sterne verfolgen: den Moment der Geburt eines Sterns in einer interstellaren Wolke, seine Jugend, sein mittleres Alter, sein hohes Alter und manchmal einen sehr spektakulären Tod.

Die Geburt eines Sterns.

Die Entstehung eines Sterns beginnt mit der Verdichtung von Materie im Inneren eines Nebels. Allmählich nimmt die resultierende Verdichtung an Größe ab und schrumpft unter dem Einfluss der Schwerkraft. Während dieser Komprimierung oder zusammenbrechen Dabei wird Energie freigesetzt, die den Staub und das Gas erhitzt und zum Leuchten bringt.

Es gibt ein sogenanntes Protostern. Die Temperatur und Dichte der Materie in ihrem Zentrum oder Kern ist maximal. Wenn die Temperatur etwa 10.000.000 °C erreicht, beginnen thermonukleare Reaktionen im Gas.

Die Kerne der Wasserstoffatome beginnen sich zu verbinden und in die Kerne der Heliumatome umzuwandeln. Bei dieser Fusion wird eine enorme Energiemenge freigesetzt. Diese Energie wird durch den Konvektionsprozess auf die Oberflächenschicht übertragen und dann in Form von Licht und Wärme in den Weltraum abgegeben. So wird aus einem Protostern ein echter Stern.

Die vom Kern ausgehende Strahlung erwärmt die gasförmige Umgebung, erzeugt einen nach außen gerichteten Druck und verhindert so den gravitativen Kollaps des Sterns.

Das Ergebnis ist, dass es ein Gleichgewicht findet, das heißt, es hat konstante Abmessungen, eine konstante Oberflächentemperatur und eine konstante freigesetzte Energiemenge.

Astronomen nennen einen Stern in diesem Entwicklungsstadium Hauptreihensternund gibt damit an, welchen Platz es im Hertzsprung-Russell-Diagramm einnimmt. Dieses Diagramm drückt die Beziehung zwischen der Temperatur und der Leuchtkraft eines Sterns aus.

Protosterne, die eine geringe Masse haben, erwärmen sich nie auf die Temperaturen, die zum Auslösen einer thermonuklearen Reaktion erforderlich sind. Diese Sterne werden durch die Kompression dunkel Rote Zwerge , oder sogar dunkler Braune Zwerge . Der erste Braune Zwerg wurde erst 1987 entdeckt.

Riesen und Zwerge.

Der Durchmesser der Sonne beträgt etwa 1.400.000 km, ihre Oberflächentemperatur beträgt etwa 6.000 °C und sie strahlt gelbliches Licht aus. Es ist seit 5 Milliarden Jahren Teil der Hauptsternreihe.

Der Wasserstoff-„Brennstoff“ eines solchen Sterns wird in etwa 10 Milliarden Jahren erschöpft sein und in seinem Kern wird hauptsächlich Helium verbleiben. Wenn es nichts mehr zum „Verbrennen“ gibt, reicht die Intensität der vom Kern ausgehenden Strahlung nicht mehr aus, um den gravitativen Kollaps des Kerns auszugleichen.

Doch die dabei freigesetzte Energie reicht aus, um die umgebende Materie aufzuheizen. In dieser Hülle beginnt die Synthese von Wasserstoffkernen und es wird mehr Energie freigesetzt.

Der Stern beginnt heller zu leuchten, aber jetzt mit einem rötlichen Licht, und gleichzeitig dehnt er sich auch aus und vergrößert sich um das Zehnfache. Jetzt so ein Star ein Roter Riese genannt.

Der Kern des Roten Riesen zieht sich zusammen und die Temperatur steigt auf 100.000.000 °C oder mehr. Hier findet die Fusionsreaktion von Heliumkernen statt, wodurch diese in Kohlenstoff umgewandelt werden. Dank der freigesetzten Energie leuchtet der Stern noch etwa 100 Millionen Jahre.

Nachdem das Helium aufgebraucht ist und die Reaktionen abklingen, schrumpft der gesamte Stern unter dem Einfluss der Schwerkraft allmählich auf fast die Größe von . Die dabei freigesetzte Energie reicht für den Stern aus (jetzt ein Weißer Zwerg) leuchtete noch einige Zeit hell.

Der Kompressionsgrad der Materie in einem Weißen Zwerg ist sehr hoch und daher hat er eine sehr hohe Dichte – das Gewicht eines Esslöffels kann tausend Tonnen erreichen. Auf diese Weise erfolgt die Entwicklung von Sternen von der Größe unserer Sonne.

Video, das die Entwicklung unserer Sonne zu einem Weißen Zwerg zeigt

Ein Stern mit der fünffachen Sonnenmasse hat einen viel kürzeren Lebenszyklus und entwickelt sich etwas anders. Ein solcher Stern ist viel heller und seine Oberflächentemperatur beträgt 25.000 °C oder mehr; die Verweildauer in der Hauptsternreihe beträgt nur etwa 100 Millionen Jahre.

Wenn so ein Star die Bühne betritt roter Riese , die Temperatur in seinem Kern übersteigt 600.000.000°C. Es kommt zu Fusionsreaktionen von Kohlenstoffkernen, die in schwerere Elemente, einschließlich Eisen, umgewandelt werden.

Unter dem Einfluss der freigesetzten Energie dehnt sich der Stern auf Größen aus, die hunderte Male größer sind als seine ursprüngliche Größe. Zu diesem Zeitpunkt ein Star Überriese genannt .

Der Energieerzeugungsprozess im Kern stoppt plötzlich und er schrumpft innerhalb von Sekunden. Bei all dem wird eine enorme Energiemenge freigesetzt und es entsteht eine katastrophale Schockwelle.

Diese Energie wandert durch den gesamten Stern und schleudert einen erheblichen Teil davon mit explosiver Kraft in den Weltraum, was ein Phänomen verursacht, das als bekannt ist Supernova-Explosion .

Um alles, was geschrieben wurde, besser zu veranschaulichen, schauen wir uns das Diagramm des Entwicklungszyklus der Sterne an

Im Februar 1987 wurde ein ähnlicher Ausbruch in einer benachbarten Galaxie, der Großen Magellanschen Wolke, beobachtet. Diese Supernova leuchtete kurzzeitig heller als eine Billion Sonnen.

Der Kern des Überriesen verdichtet sich und bildet einen Himmelskörper mit einem Durchmesser von nur 10-20 km, und seine Dichte ist so hoch, dass ein Teelöffel seiner Substanz 100 Millionen Tonnen wiegen kann!!! Ein solcher Himmelskörper besteht aus Neutronen undNeutronenstern genannt .

Ein gerade entstandener Neutronenstern hat eine hohe Rotationsgeschwindigkeit und einen sehr starken Magnetismus.

Dadurch entsteht ein starkes elektromagnetisches Feld, das Radiowellen und andere Arten von Strahlung aussendet. Sie breiten sich strahlenförmig von den Magnetpolen des Sterns aus.

Aufgrund der Rotation des Sterns um seine Achse scheinen diese Strahlen den Weltraum abzutasten. Wenn sie an unseren Radioteleskopen vorbeirasen, nehmen wir sie als kurze Blitze oder Impulse wahr. Deshalb werden solche Sterne genannt Pulsare.

Pulsare wurden dank der von ihnen ausgesendeten Radiowellen entdeckt. Mittlerweile ist bekannt geworden, dass viele von ihnen Licht- und Röntgenimpulse aussenden.

Der erste leichte Pulsar wurde im Krebsnebel entdeckt. Seine Impulse werden 30 Mal pro Sekunde wiederholt.

Die Impulse anderer Pulsare wiederholen sich viel häufiger: PIR (pulsierende Radioquelle) 1937+21 blitzt 642 Mal pro Sekunde. Es ist sogar schwer, sich das vorzustellen!

Auch Sterne mit der größten Masse, die das Zehnfache der Sonnenmasse beträgt, flammen wie Supernovae auf. Aufgrund ihrer enormen Masse ist ihr Zusammenbruch jedoch viel katastrophaler.

Die zerstörerische Kompression hört auch bei der Entstehung eines Neutronensterns nicht auf und schafft eine Region, in der gewöhnliche Materie nicht mehr existiert.

Es gibt nur noch eine Schwerkraft, die so stark ist, dass sich nichts, nicht einmal das Licht, ihrem Einfluss entziehen kann. Dieser Bereich heißt schwarzes Loch.Ja, die Entwicklung großer Sterne ist beängstigend und sehr gefährlich.

In diesem Video werden wir darüber sprechen, wie sich eine Supernova in einen Pulsar und ein Schwarzes Loch verwandelt.

Ich weiß nicht, wie es Ihnen geht, liebe Leser, aber ich persönlich liebe und interessiere mich wirklich für den Weltraum und alles, was damit zusammenhängt, er ist so geheimnisvoll und schön, es ist atemberaubend! Die Entwicklung der Sterne hat uns viel über unsere Zukunft erzählt und alles.

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