Sterne wie die Sonne entwickeln sich in dieser Reihenfolge. Entwicklung der Sterne. Tief in den Tiefen der kontrahierenden Region beginnt die Entwicklung der Sterne

Sterne können wie Menschen neugeboren, jung und alt sein. Jeden Moment sterben einige Sterne und andere entstehen. Normalerweise ähneln die jüngsten von ihnen der Sonne. Sie befinden sich im Entstehungsstadium und sind eigentlich Protosterne. Astronomen nennen sie nach ihrem Prototyp T-Taurus-Sterne. Hinsichtlich ihrer Eigenschaften – zum Beispiel der Leuchtkraft – sind Protosterne variabel, da ihre Existenz noch nicht in eine stabile Phase eingetreten ist. Viele von ihnen sind von großen Mengen an Materie umgeben. Von T-Typ-Sternen gehen starke Windströmungen aus.

Protosterne: der Beginn ihres Lebenszyklus

Wenn Materie auf die Oberfläche eines Protosterns fällt, verbrennt sie schnell und wandelt sich in Wärme um. Infolgedessen steigt die Temperatur von Protosternen ständig an. Steigt er so hoch, dass im Zentrum des Sterns Kernreaktionen ausgelöst werden, erhält der Protostern den Status eines gewöhnlichen Sterns. Mit Beginn der Kernreaktionen verfügt der Stern über eine konstante Energiequelle, die sein Leben für lange Zeit unterstützt. Wie lange der Lebenszyklus eines Sterns im Universum dauern wird, hängt von seiner ursprünglichen Größe ab. Es wird jedoch angenommen, dass Sterne mit dem Durchmesser der Sonne über genügend Energie verfügen, um bequem etwa 10 Milliarden Jahre lang zu existieren. Trotzdem kommt es auch vor, dass selbst massereichere Sterne nur wenige Millionen Jahre alt werden. Dies liegt daran, dass sie ihren Kraftstoff viel schneller verbrennen.

Normalgroße Sterne

Jeder der Sterne ist ein Klumpen heißen Gases. In ihren Tiefen findet ständig der Prozess der Kernenergieerzeugung statt. Allerdings sind nicht alle Sterne wie die Sonne. Einer der Hauptunterschiede ist die Farbe. Sterne sind nicht nur gelb, sondern auch bläulich und rötlich.

Helligkeit und Leuchtkraft

Sie unterscheiden sich auch in Eigenschaften wie Glanz und Helligkeit. Wie hell ein von der Erdoberfläche aus beobachteter Stern sein wird, hängt nicht nur von seiner Leuchtkraft ab, sondern auch von seiner Entfernung von unserem Planeten. Aufgrund ihrer Entfernung von der Erde können Sterne völlig unterschiedliche Helligkeiten haben. Dieser Indikator reicht von einem Zehntausendstel der Helligkeit der Sonne bis zu einer Helligkeit, die mit mehr als einer Million Sonnen vergleichbar ist.

Die meisten Sterne befinden sich am unteren Ende dieses Spektrums und sind dunkel. In vielerlei Hinsicht ist die Sonne ein durchschnittlicher, typischer Stern. Im Vergleich zu anderen hat es jedoch eine viel größere Helligkeit. Selbst mit bloßem Auge kann eine große Anzahl dunkler Sterne beobachtet werden. Der Grund dafür, dass die Helligkeit von Sternen variiert, ist ihre Masse. Farbe, Glanz und Helligkeitsveränderung im Laufe der Zeit werden durch die Menge der Substanz bestimmt.

Versuche, den Lebenszyklus von Sternen zu erklären

Menschen haben schon lange versucht, das Leben von Sternen aufzuspüren, doch die ersten Versuche der Wissenschaftler waren eher zaghaft. Der erste Fortschritt war die Anwendung des Lane-Gesetzes auf die Helmholtz-Kelvin-Hypothese der Gravitationskontraktion. Dies brachte ein neues Verständnis für die Astronomie: Theoretisch sollte die Temperatur eines Sterns ansteigen (sein Indikator ist umgekehrt proportional zum Radius des Sterns), bis eine Erhöhung der Dichte die Kompressionsprozesse verlangsamt. Dann wird der Energieverbrauch höher sein als sein Einkommen. In diesem Moment beginnt der Stern schnell abzukühlen.

Hypothesen über das Leben der Sterne

Eine der ursprünglichen Hypothesen über den Lebenszyklus eines Sterns wurde vom Astronomen Norman Lockyer aufgestellt. Er glaubte, dass Sterne aus Meteoritenmaterie entstehen. Darüber hinaus basierten die Bestimmungen seiner Hypothese nicht nur auf theoretischen Schlussfolgerungen der Astronomie, sondern auch auf Daten aus der Spektralanalyse von Sternen. Lockyer war überzeugt, dass die chemischen Elemente, die an der Entwicklung von Himmelskörpern beteiligt sind, aus Elementarteilchen – „Protoelementen“ – bestehen. Im Gegensatz zu modernen Neutronen, Protonen und Elektronen haben sie keinen allgemeinen, sondern einen individuellen Charakter. Laut Lockyer zerfällt beispielsweise Wasserstoff in das, was man „Protowasserstoff“ nennt; Eisen wird zu „Proto-Eisen“. Auch andere Astronomen versuchten, den Lebenszyklus eines Sterns zu beschreiben, zum Beispiel James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.

Riesensterne und Zwergsterne

Größere Sterne sind die heißesten und hellsten. Sie haben normalerweise ein weißes oder bläuliches Aussehen. Trotz ihrer gigantischen Größe verbrennt der Brennstoff in ihrem Inneren so schnell, dass ihnen dieser bereits nach wenigen Millionen Jahren entzogen wird.

Kleine Sterne sind im Gegensatz zu riesigen Sternen normalerweise nicht so hell. Sie haben eine rote Farbe und leben lange genug – Milliarden von Jahren. Aber unter den hellen Sternen am Himmel gibt es auch rote und orangefarbene. Ein Beispiel ist der Stern Aldebaran – das sogenannte „Auge des Stiers“ im Sternbild Stier; und auch im Sternbild Skorpion. Warum können diese kühlen Sterne in ihrer Helligkeit mit heißen Sternen wie Sirius konkurrieren?

Dies liegt daran, dass sie sich einst sehr stark ausdehnten und ihr Durchmesser begann, die riesigen roten Sterne (Überriesen) zu übertreffen. Die riesige Fläche ermöglicht es diesen Sternen, eine Größenordnung mehr Energie auszustrahlen als die Sonne. Dies trotz der Tatsache, dass ihre Temperatur viel niedriger ist. Beispielsweise ist der Durchmesser von Beteigeuze im Sternbild Orion mehrere Hundert Mal größer als der Durchmesser der Sonne. Und der Durchmesser gewöhnlicher roter Sterne beträgt normalerweise nicht einmal ein Zehntel der Größe der Sonne. Solche Sterne nennt man Zwerge. Jeder Himmelskörper kann solche Lebenszyklen von Sternen durchlaufen – derselbe Stern kann in verschiedenen Phasen seines Lebens sowohl ein Roter Riese als auch ein Zwerg sein.

Leuchten wie die Sonne erhalten ihre Existenz in der Regel durch den im Inneren enthaltenen Wasserstoff. Es verwandelt sich im Kernkern des Sterns in Helium. Die Sonne verfügt über eine riesige Menge an Brennstoff, aber selbst diese ist nicht unendlich – in den letzten fünf Milliarden Jahren wurde die Hälfte des Vorrats aufgebraucht.

Lebenszeit der Sterne. Lebenszyklus von Sternen

Sobald der Wasserstoffvorrat im Inneren eines Sterns erschöpft ist, kommt es zu großen Veränderungen. Der verbleibende Wasserstoff beginnt nicht im Kern, sondern an der Oberfläche zu verbrennen. Gleichzeitig wird die Lebensdauer eines Sterns immer kürzer. In diesem Zeitraum erreicht der Zyklus der Sterne, zumindest die meisten von ihnen, das Stadium des Roten Riesen. Die Größe des Sterns wird größer und seine Temperatur nimmt im Gegenteil ab. So sehen die meisten Roten Riesen und Überriesen aus. Dieser Prozess ist Teil der allgemeinen Abfolge von Veränderungen in Sternen, die Wissenschaftler Sternentwicklung nennen. Der Lebenszyklus eines Sterns umfasst alle seine Phasen: Letztendlich altern und sterben alle Sterne, und die Dauer ihrer Existenz wird direkt von der Menge an Treibstoff bestimmt. Große Stars beenden ihr Leben mit einer gewaltigen, spektakulären Explosion. Bescheidenere hingegen sterben und schrumpfen allmählich auf die Größe von Weißen Zwergen. Dann verschwinden sie einfach.

Wie lange lebt der durchschnittliche Stern? Der Lebenszyklus eines Sterns kann weniger als 1,5 Millionen Jahre bis 1 Milliarde Jahre oder mehr dauern. All dies hängt, wie gesagt, von seiner Zusammensetzung und Größe ab. Sterne wie die Sonne leben zwischen 10 und 16 Milliarden Jahren. Sehr helle Sterne wie Sirius haben eine relativ kurze Lebensdauer – nur einige hundert Millionen Jahre. Das Sternlebenszyklusdiagramm umfasst die folgenden Phasen. Dies ist eine Molekülwolke – Gravitationskollaps der Wolke – die Geburt einer Supernova – die Entwicklung eines Protosterns – das Ende der protostellaren Phase. Folgen Sie dann den Stadien: Beginn des jungen Sternstadiums – Lebensmitte – Reife – Stadium des Roten Riesen – Planetarischer Nebel – Stadium des Weißen Zwergs. Die letzten beiden Phasen sind charakteristisch für kleine Sterne.

Die Natur planetarischer Nebel

Deshalb haben wir uns kurz den Lebenszyklus eines Sterns angesehen. Aber bei der Umwandlung von einem riesigen Roten Riesen in einen Weißen Zwerg werfen Sterne manchmal ihre äußeren Schichten ab und dann wird der Kern des Sterns freigelegt. Unter dem Einfluss der vom Stern abgestrahlten Energie beginnt die Gashülle zu leuchten. Diese Stufe erhielt ihren Namen aufgrund der Tatsache, dass leuchtende Gasblasen in dieser Hülle oft wie Scheiben um Planeten aussehen. Aber in Wirklichkeit haben sie nichts mit Planeten zu tun. Der Lebenszyklus von Sternen für Kinder umfasst möglicherweise nicht alle wissenschaftlichen Details. Man kann nur die Hauptphasen der Entwicklung der Himmelskörper beschreiben.

Sternhaufen

Astronomen lieben es zu erforschen. Es gibt eine Hypothese, dass alle Himmelskörper in Gruppen und nicht einzeln geboren werden. Da Sterne, die zum selben Sternhaufen gehören, ähnliche Eigenschaften haben, sind die Unterschiede zwischen ihnen tatsächlich und nicht auf die Entfernung zur Erde zurückzuführen. Welche Veränderungen auch immer an diesen Sternen auftreten, sie entstehen zur gleichen Zeit und unter gleichen Bedingungen. Besonders viele Erkenntnisse lassen sich durch die Untersuchung der Abhängigkeit ihrer Eigenschaften von der Masse gewinnen. Schließlich sind das Alter der Sterne in den Sternhaufen und ihre Entfernung von der Erde ungefähr gleich, sie unterscheiden sich also nur in diesem Indikator. Die Sternhaufen werden nicht nur für professionelle Astronomen von Interesse sein – jeder Amateur wird sich freuen, ein schönes Foto zu machen und ihre außergewöhnlich schöne Aussicht im Planetarium zu bewundern.

Die Lebensspanne von Sternen besteht aus mehreren Phasen, die die Leuchten über Millionen und Abermilliarden von Jahren durchlaufen und stetig dem unvermeidlichen Ende entgegenstreben und sich in helle Fackeln oder düstere Schwarze Löcher verwandeln.

Die Lebensdauer eines Sterns jeglicher Art ist ein unglaublich langer und komplexer Prozess, der von Phänomenen kosmischen Ausmaßes begleitet wird. Seine Vielseitigkeit lässt sich selbst mit dem gesamten Arsenal der modernen Wissenschaft einfach nicht vollständig verfolgen und untersuchen. Aber basierend auf dem einzigartigen Wissen, das über den gesamten Zeitraum der Existenz der terrestrischen Astronomie gesammelt und verarbeitet wurde, stehen uns ganze Schichten der wertvollsten Informationen zur Verfügung. Dies ermöglicht es, die Abfolge von Episoden aus dem Lebenszyklus von Koryphäen zu relativ kohärenten Theorien zu verknüpfen und deren Entwicklung zu modellieren. Was sind diese Phasen?

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Folge I. Protostars

Der Lebensweg der Sterne beginnt, wie bei allen Objekten des Makrokosmos und Mikrokosmos, mit der Geburt. Dieses Ereignis entsteht durch die Bildung einer unglaublich riesigen Wolke, in der die ersten Moleküle erscheinen, weshalb die Bildung molekular genannt wird. Manchmal wird ein anderer Begriff verwendet, der die Essenz des Prozesses direkt offenbart – die Wiege der Sterne.

Erst wenn es in einer solchen Wolke aufgrund unüberwindlicher Umstände zu einer extrem schnellen Verdichtung der massehaltigen Teilchen kommt, also zum Gravitationskollaps, beginnt sich ein zukünftiger Stern zu bilden. Der Grund dafür ist ein Anstieg der Gravitationsenergie, der zum Teil Gasmoleküle komprimiert und die Mutterwolke aufheizt. Dann beginnt die Transparenz der Formation allmählich zu verschwinden, was zu einer noch stärkeren Erwärmung und einem Druckanstieg in ihrem Zentrum beiträgt. Die letzte Episode in der protostellaren Phase ist die Ansammlung von Materie, die auf den Kern fällt. Dabei wächst der entstehende Stern und wird sichtbar, nachdem der Druck des emittierten Lichts buchstäblich den gesamten Staub in die Außenbezirke hinweggeschwemmt hat.

Finden Sie Protosterne im Orionnebel!

Dieses riesige Panorama des Orionnebels stammt aus Bildern. Dieser Nebel ist eine der größten und uns am nächsten gelegenen Wiegen von Sternen. Versuchen Sie, in diesem Nebel Protosterne zu finden, da die Auflösung dieses Panoramas dies ermöglicht.

Folge II. Junge Stars

Fomalhaut, Bild aus dem DSS-Katalog. Um diesen Stern gibt es noch immer eine protoplanetare Scheibe.

Die nächste Phase oder der nächste Zyklus im Leben eines Sterns ist die Periode seiner kosmischen Kindheit, die wiederum in drei Phasen unterteilt ist: junge Sterne kleinerer (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.

Folge III. Die Blütezeit im Leben eines Stars

Die Sonne in der H-Alpha-Linie fotografiert. Unser Star ist in seiner Blüte.

In der Mitte ihres Lebens können kosmische Leuchten die unterschiedlichsten Farben, Massen und Dimensionen aufweisen. Die Farbpalette reicht von bläulichen Farbtönen bis hin zu Rot und ihre Masse kann deutlich kleiner als die Sonnenmasse oder mehr als dreihundertmal größer sein. Die Hauptsequenz des Lebenszyklus von Sternen dauert etwa zehn Milliarden Jahre. Danach geht dem Kern des kosmischen Körpers der Wasserstoff aus. Dieser Moment wird als Übergang vom Leben des Objekts in die nächste Phase betrachtet. Aufgrund der Erschöpfung der Wasserstoffressourcen im Kern kommen thermonukleare Reaktionen zum Stillstand. Während der Zeit der erneuten Kompression des Sterns beginnt jedoch der Kollaps, der zum Auftreten thermonuklearer Reaktionen unter Beteiligung von Helium führt. Dieser Prozess stimuliert eine einfach unglaubliche Expansion des Sterns. Und jetzt gilt er als roter Riese.

Folge IV. Das Ende der Existenz der Sterne und ihr Tod

Alte Sterne werden wie ihre jungen Gegenstücke in verschiedene Typen unterteilt: massearme, mittelgroße, supermassereiche Sterne und. Bei Objekten mit geringer Masse lässt sich noch immer nicht genau sagen, welche Prozesse bei ihnen in den letzten Stadien der Existenz ablaufen. Alle diese Phänomene werden hypothetisch mithilfe von Computersimulationen beschrieben und basieren nicht auf sorgfältigen Beobachtungen. Nach dem endgültigen Ausbrennen von Kohlenstoff und Sauerstoff vergrößert sich die atmosphärische Hülle des Sterns und seine Gaskomponente geht schnell verloren. Am Ende ihres Entwicklungsweges werden die Sterne um ein Vielfaches komprimiert, ihre Dichte nimmt dagegen deutlich zu. Ein solcher Stern gilt als Weißer Zwerg. Auf seine Lebensphase folgt dann eine Periode des Roten Überriesen. Das Letzte im Lebenszyklus eines Sterns ist seine Umwandlung in einen Neutronenstern durch sehr starke Kompression. Allerdings werden nicht alle dieser kosmischen Körper so. Einige, meist die größten (mehr als 20–30 Sonnenmassen), werden durch Kollaps zu Schwarzen Löchern.

Interessante Fakten über die Lebenszyklen von Sternen

Eine der eigenartigsten und bemerkenswertesten Informationen aus dem Sternleben des Weltraums ist, dass sich die überwiegende Mehrheit der Sterne in unserem Weltraum im Stadium roter Zwerge befindet. Solche Objekte haben eine viel geringere Masse als die Sonne.

Interessant ist auch, dass die magnetische Anziehungskraft von Neutronensternen milliardenfach höher ist als die ähnliche Strahlung des Erdsterns.

Wirkung der Masse auf einen Stern

Eine weitere ebenso interessante Tatsache ist die Existenzdauer der größten bekannten Sterntypen. Aufgrund der Tatsache, dass ihre Masse hunderte Male größer sein kann als die der Sonne, ist auch ihre Energiefreisetzung um ein Vielfaches, manchmal sogar um das Millionenfache größer. Folglich ist ihre Lebensdauer viel kürzer. In manchen Fällen dauert ihre Existenz nur wenige Millionen Jahre, verglichen mit der Lebenszeit von Sternen mit geringer Masse, die mehrere Milliarden Jahre beträgt.

Eine interessante Tatsache ist auch der Kontrast zwischen Schwarzen Löchern und Weißen Zwergen. Es ist bemerkenswert, dass erstere aus den massemäßig größten Sternen hervorgehen, letztere hingegen aus den kleinsten.

Es gibt eine Vielzahl einzigartiger Phänomene im Universum, über die wir endlos sprechen können, da der Weltraum äußerst wenig erforscht und erforscht ist. Das gesamte menschliche Wissen über Sterne und ihre Lebenszyklen, das die moderne Wissenschaft besitzt, basiert hauptsächlich auf Beobachtungen und theoretischen Berechnungen. Solche wenig erforschten Phänomene und Objekte bilden die Grundlage für die ständige Arbeit Tausender Forscher und Wissenschaftler: Astronomen, Physiker, Mathematiker und Chemiker. Dank ihrer kontinuierlichen Arbeit wird dieses Wissen ständig angesammelt, ergänzt und verändert und wird dadurch immer genauer, zuverlässiger und umfassender.

Die Untersuchung der Sternentwicklung ist durch die Beobachtung nur eines Sterns nicht möglich – viele Veränderungen in Sternen erfolgen zu langsam, als dass sie selbst nach vielen Jahrhunderten bemerkt werden könnten. Daher untersuchen Wissenschaftler viele Sterne, von denen sich jeder in einem bestimmten Stadium seines Lebenszyklus befindet. In den letzten Jahrzehnten hat die Modellierung der Struktur von Sternen mithilfe von Computertechnologie in der Astrophysik eine weite Verbreitung gefunden.

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Untertitel

Thermonukleare Fusion im Inneren von Sternen

Junge Stars

Der Prozess der Sternentstehung lässt sich einheitlich beschreiben, die weiteren Entwicklungsstadien eines Sterns hängen jedoch fast ausschließlich von seiner Masse ab, und erst ganz am Ende der Sternentwicklung kann seine chemische Zusammensetzung eine Rolle spielen.

Junge Sterne mit geringer Masse

Junge Sterne mit geringer Masse (bis zu drei Sonnenmassen) [ ], die sich der Hauptreihe nähern, sind vollständig konvektiv – der Konvektionsprozess bedeckt den gesamten Körper des Sterns. Dabei handelt es sich im Wesentlichen um Protosterne, in deren Zentren Kernreaktionen gerade erst beginnen und die gesamte Strahlung hauptsächlich aufgrund der Gravitationskompression auftritt. Bis das hydrostatische Gleichgewicht hergestellt ist, nimmt die Leuchtkraft des Sterns bei konstanter effektiver Temperatur ab. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm bilden solche Sterne eine fast vertikale Bahn, die Hayashi-Bahn genannt wird. Wenn die Kompression nachlässt, nähert sich der junge Stern der Hauptreihe. Objekte dieser Art werden mit T-Tauri-Sternen in Verbindung gebracht.

Zu diesem Zeitpunkt wird bei Sternen mit einer Masse von mehr als 0,8 Sonnenmassen der Kern für Strahlung transparent und die Strahlungsenergieübertragung im Kern wird vorherrschend, da die Konvektion durch die zunehmende Verdichtung der Sternmaterie zunehmend behindert wird. In den äußeren Schichten des Sternkörpers herrscht konvektive Energieübertragung vor.

Es ist nicht sicher bekannt, welche Eigenschaften Sterne mit geringerer Masse zum Zeitpunkt ihres Eintritts in die Hauptreihe aufweisen, da die Zeit, die diese Sterne in der jungen Kategorie verbracht haben, das Alter des Universums übersteigt [ ] . Alle Vorstellungen über die Entwicklung dieser Sterne basieren ausschließlich auf numerischen Berechnungen und mathematischen Modellen.

Wenn sich der Stern zusammenzieht, beginnt der Druck des entarteten Elektronengases zu steigen, und wenn ein bestimmter Radius des Sterns erreicht ist, hört die Kompression auf, was dazu führt, dass der weitere Temperaturanstieg im Kern des Sterns, der dadurch verursacht wird, gestoppt wird Kompression und dann zu ihrer Abnahme. Bei Sternen mit weniger als 0,0767 Sonnenmassen ist dies nicht der Fall: Die bei Kernreaktionen freigesetzte Energie reicht nie aus, um den Innendruck und die Gravitationskompression auszugleichen. Solche „Untersterne“ geben mehr Energie ab, als bei thermonuklearen Reaktionen erzeugt wird, und werden als sogenannte Braune Zwerge klassifiziert. Ihr Schicksal ist eine ständige Kompression, bis der Druck des entarteten Gases es stoppt, und dann eine allmähliche Abkühlung mit dem Aufhören aller begonnenen thermonuklearen Reaktionen.

Junge Sterne mittlerer Masse

Junge Sterne mittlerer Masse (von 2 bis 8 Sonnenmassen) [ ] entwickeln sich qualitativ genauso wie ihre kleineren Schwestern und Brüder, mit der Ausnahme, dass sie bis zur Hauptreihe keine Konvektionszonen aufweisen.

Objekte dieser Art sind mit dem sogenannten verbunden. Ae\Be Herbig-Sterne mit unregelmäßigen Variablen der Spektralklasse B-F0. Sie weisen auch Scheiben und bipolare Jets auf. Die Geschwindigkeit des Materieausflusses von der Oberfläche, die Leuchtkraft und die effektive Temperatur sind deutlich höher als bei T Taurus, sodass sie die Überreste der protostellaren Wolke effektiv erwärmen und zerstreuen.

Junge Sterne mit einer Masse von mehr als 8 Sonnenmassen

Sterne mit solchen Massen weisen bereits die Eigenschaften normaler Sterne auf, da sie alle Zwischenstadien durchlaufen haben und eine solche Geschwindigkeit von Kernreaktionen erreichen konnten, dass sie den Energieverlust durch Strahlung kompensierten, während sich Masse ansammelte, um ein hydrostatisches Gleichgewicht des Kerns zu erreichen. Bei diesen Sternen ist der Masse- und Leuchtkraftausfluss so groß, dass er nicht nur den gravitativen Kollaps der äußeren Bereiche der Molekülwolke, die noch nicht Teil des Sterns geworden sind, stoppt, sondern diese im Gegenteil zerstreut. Somit ist die Masse des resultierenden Sterns deutlich geringer als die Masse der protostellaren Wolke. Dies erklärt höchstwahrscheinlich das Fehlen von Sternen mit einer Masse von mehr als etwa 300 Sonnenmassen in unserer Galaxie.

Mittlerer Lebenszyklus eines Sterns

Sterne gibt es in den unterschiedlichsten Farben und Größen. Je nach Spektraltyp reichen sie von heißem Blau bis kühlem Rot und nach Masse – nach neuesten Schätzungen von 0,0767 bis etwa 300 Sonnenmassen. Die Leuchtkraft und Farbe eines Sterns hängen von seiner Oberflächentemperatur ab, die wiederum von seiner Masse bestimmt wird. Alle neuen Sterne „nehmen“ entsprechend ihrer chemischen Zusammensetzung und Masse ihren Platz in der Hauptreihe ein. Dabei geht es natürlich nicht um die physikalische Bewegung des Sterns, sondern nur um seine Position im angegebenen Diagramm, abhängig von den Parametern des Sterns. Tatsächlich entspricht die Bewegung eines Sterns entlang des Diagramms nur einer Änderung der Parameter des Sterns.

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. So wird der Stern zu einem Roten Riesen und die Phase der Heliumverbrennung dauert etwa mehrere Millionen Jahre. Fast alle Roten Riesen sind veränderliche Sterne.

Endstadien der Sternentwicklung

Alte Sterne mit geringer Masse

Derzeit ist nicht sicher bekannt, was mit hellen Sternen passiert, wenn der Wasserstoffvorrat in ihren Kernen erschöpft ist. Da das Universum 13,7 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.

Einige Sterne können nur in bestimmten aktiven Zonen Helium synthetisieren, was zu Instabilität und starken Sternwinden führt. In diesem Fall kommt es nicht zur Bildung eines planetarischen Nebels, und der Stern verdampft nur und wird noch kleiner als ein Brauner Zwerg [ ] .

Ein Stern mit einer Masse von weniger als 0,5 Sonnen ist nicht in der Lage, Helium umzuwandeln, selbst wenn die Reaktionen mit Wasserstoff in seinem Kern aufhören – die Masse eines solchen Sterns ist zu klein, um eine neue Phase der Gravitationskompression in einem Ausmaß bereitzustellen, das ausreicht, um zu „zünden“. Helium. Zu diesen Sternen gehören Rote Zwerge wie Proxima Centauri, deren Verweildauer auf der Hauptreihe zwischen mehreren zehn Milliarden und mehreren zehn Billionen Jahren liegt. Nach dem Aufhören der thermonuklearen Reaktionen in ihren Kernen emittieren sie bei allmählicher Abkühlung weiterhin schwach im Infrarot- und Mikrowellenbereich des elektromagnetischen Spektrums.

Mittelgroße Sterne

Bei Erreichen ein mittelgroßer Stern (von 0,4 bis 3,4 Sonnenmassen) [ ] der Phase des Roten Riesen, in seinem Kern geht der Wasserstoff aus und es beginnen Reaktionen der Synthese von Kohlenstoff aus Helium. Dieser Prozess findet bei höheren Temperaturen statt und daher nimmt der Energiefluss aus dem Kern zu und infolgedessen beginnen sich die äußeren Schichten des Sterns auszudehnen. Der Beginn der Kohlenstoffsynthese markiert einen neuen Abschnitt im Leben eines Sterns und dauert einige Zeit. Bei einem sonnenähnlichen Stern kann dieser Prozess etwa eine Milliarde Jahre dauern.

Änderungen in der Menge der emittierten Energie führen dazu, dass der Stern Phasen der Instabilität durchläuft, einschließlich Änderungen in Größe, Oberflächentemperatur und Energiefreisetzung. Die Energieabgabe verschiebt sich in Richtung niederfrequenter Strahlung. All dies geht mit einem zunehmenden Massenverlust aufgrund starker Sternwinde und intensiver Pulsationen einher. Sterne in dieser Phase werden „Späte-Typ-Sterne“ (auch „Ruhestandssterne“) genannt. OH-IR-Sterne oder Mira-ähnliche Sterne, abhängig von ihren genauen Eigenschaften. Das ausgestoßene Gas ist relativ reich an schweren Elementen, die im Inneren des Sterns entstehen, wie Sauerstoff und Kohlenstoff. Das Gas bildet eine expandierende Hülle und kühlt ab, während es sich vom Stern entfernt, wodurch sich Staubpartikel und Moleküle bilden können. Mit starker Infrarotstrahlung des Ursprungssterns entstehen in solchen Hüllen ideale Bedingungen für die Aktivierung kosmischer Maser.

Thermonukleare Verbrennungsreaktionen von Helium sind sehr temperaturempfindlich. Manchmal führt dies zu großer Instabilität. Es entstehen starke Pulsationen, die dadurch den äußeren Schichten ausreichend Beschleunigung verleihen, um abgeschleudert zu werden und sich in einen planetarischen Nebel zu verwandeln. Im Zentrum eines solchen Nebels verbleibt der nackte Kern des Sterns, in dem thermonukleare Reaktionen aufhören, und wenn er abkühlt, verwandelt er sich in einen Heliumweißen Zwerg, der normalerweise eine Masse von bis zu 0,5–0,6 Sonnenmassen und einen Durchmesser hat in der Größenordnung des Erddurchmessers.

Die überwiegende Mehrheit der Sterne, einschließlich der Sonne, schließen ihre Entwicklung ab, indem sie sich zusammenziehen, bis der Druck entarteter Elektronen die Schwerkraft ausgleicht. In diesem Zustand, wenn die Größe des Sterns um das Hundertfache abnimmt und die Dichte eine Million Mal höher als die Dichte von Wasser wird, wird der Stern als Weißer Zwerg bezeichnet. Ihm werden die Energiequellen entzogen, und mit der allmählichen Abkühlung wird er zu einem unsichtbaren Schwarzen Zwerg.

In Sternen, die massereicher sind als die Sonne, kann der Druck entarteter Elektronen die weitere Kompression des Kerns nicht stoppen, und Elektronen beginnen, in Atomkerne „gepresst“ zu werden, wodurch Protonen in Neutronen umgewandelt werden, zwischen denen keine elektrostatischen Abstoßungskräfte bestehen. Diese Neutronisierung der Materie führt dazu, dass die Größe des Sterns, der heute tatsächlich ein riesiger Atomkern ist, mehrere Kilometer beträgt und die Dichte 100 Millionen Mal größer ist als die Dichte von Wasser. Ein solches Objekt wird Neutronenstern genannt; sein Gleichgewicht wird durch den Druck der entarteten Neutronenmaterie aufrechterhalten.

Supermassereiche Sterne

Nachdem ein Stern mit einer Masse von mehr als fünf Sonnenmassen das Stadium des Roten Überriesen erreicht hat, beginnt sein Kern unter dem Einfluss der Schwerkraft zu schrumpfen. Mit zunehmender Kompression nehmen Temperatur und Dichte zu und eine neue Abfolge thermonuklearer Reaktionen beginnt. Bei solchen Reaktionen werden immer schwerere Elemente synthetisiert: Helium, Kohlenstoff, Sauerstoff, Silizium und Eisen, was den Zusammenbruch des Kerns vorübergehend eindämmt.

Infolgedessen wird Eisen-56 aus Silizium synthetisiert, wenn immer schwerere Elemente des Periodensystems gebildet werden. In diesem Stadium wird eine weitere exotherme Kernfusion unmöglich, da der Eisen-56-Kern einen maximalen Massendefekt aufweist und die Bildung schwererer Kerne unter Energiefreisetzung unmöglich ist. Wenn daher der Eisenkern eines Sterns eine bestimmte Größe erreicht, kann der darin herrschende Druck dem Gewicht der darüber liegenden Schichten des Sterns nicht mehr standhalten, und es kommt zu einem sofortigen Kollaps des Kerns mit Neutronisierung seiner Materie.

Was als nächstes passiert, ist noch nicht ganz klar, aber auf jeden Fall führen die in Sekundenschnelle ablaufenden Prozesse zu einer Supernova-Explosion von unglaublicher Kraft.

Starke Neutrino-Jets und ein rotierendes Magnetfeld stoßen einen Großteil der angesammelten Materie des Sterns heraus. [ ] – sogenannte Sitzelemente, darunter Eisen- und leichtere Elemente. Die zerstreuende Materie wird von Neutronen bombardiert, die aus dem Sternkern austreten, sie einfangen und dadurch eine Reihe von Elementen erzeugen, die schwerer als Eisen sind, einschließlich radioaktiver Elemente, bis hin zu Uran (und vielleicht sogar Kalifornien). So erklären Supernova-Explosionen das Vorhandensein von Elementen in der interstellaren Materie, die schwerer als Eisen sind, aber dies ist nicht die einzig mögliche Art ihrer Entstehung, was beispielsweise an Technetiumsternen demonstriert wird.

Druckwelle und Neutrinostrahlen transportieren Materie vom sterbenden Stern weg [ ] in den interstellaren Raum. Wenn dieses Supernova-Material anschließend abkühlt und sich durch den Weltraum bewegt, kann es mit anderen kosmischen „Bergungsmaterialien“ kollidieren und möglicherweise an der Bildung neuer Sterne, Planeten oder Satelliten beteiligt sein.

Die bei der Entstehung einer Supernova ablaufenden Prozesse werden noch untersucht, und bisher besteht zu diesem Thema keine Klarheit. Fraglich ist auch, was tatsächlich vom ursprünglichen Stern übrig geblieben ist. Allerdings werden zwei Optionen in Betracht gezogen: Neutronensterne und Schwarze Löcher.

Neutronensterne

Es ist bekannt, dass bei einigen Supernovae die starke Schwerkraft in den Tiefen des Überriesen dazu führt, dass Elektronen vom Atomkern absorbiert werden, wo sie mit Protonen zu Neutronen verschmelzen. Dieser Vorgang wird Neutronisierung genannt. Die elektromagnetischen Kräfte, die benachbarte Kerne trennen, verschwinden. Der Kern des Sterns ist nun eine dichte Kugel aus Atomkernen und einzelnen Neutronen.

Solche Sterne, sogenannte Neutronensterne, sind extrem klein – nicht größer als eine Großstadt – und haben eine unvorstellbar hohe Dichte. Ihre Umlaufzeit wird mit abnehmender Größe des Sterns extrem kurz (aufgrund der Drehimpulserhaltung). Manche Neutronensterne rotieren 600 Mal pro Sekunde. Bei einigen von ihnen kann der Winkel zwischen dem Strahlungsvektor und der Rotationsachse so groß sein, dass die Erde in den durch diese Strahlung gebildeten Kegel fällt; In diesem Fall ist es möglich, einen Strahlungsimpuls zu erkennen, der sich in Abständen wiederholt, die der Umlaufzeit des Sterns entsprechen. Solche Neutronensterne wurden „Pulsare“ genannt und waren die ersten Neutronensterne, die entdeckt wurden.

Schwarze Löcher

Nicht alle Sterne werden nach der Supernova-Explosionsphase zu Neutronensternen. Wenn der Stern eine ausreichend große Masse hat, wird der Kollaps eines solchen Sterns weitergehen und die Neutronen selbst beginnen, nach innen zu fallen, bis sein Radius kleiner als der Schwarzschild-Radius wird. Danach wird der Stern zu einem Schwarzen Loch.

Die Existenz von Schwarzen Löchern wurde durch die Allgemeine Relativitätstheorie vorhergesagt. Nach dieser Theorie gilt

Obwohl Sterne auf der menschlichen Zeitskala ewig erscheinen, werden sie, wie alles in der Natur, geboren, leben und sterben. Nach der allgemein anerkannten Gas-Staub-Wolken-Hypothese entsteht ein Stern als Ergebnis der gravitativen Kompression einer interstellaren Gas-Staub-Wolke. Wenn eine solche Wolke dicker wird, bildet sie sich zunächst Protostern, Die Temperatur in seinem Zentrum steigt stetig an, bis sie die Grenze erreicht, die erforderlich ist, damit die Geschwindigkeit der thermischen Bewegung von Teilchen den Schwellenwert überschreitet, nach dem Protonen in der Lage sind, die makroskopischen Kräfte der gegenseitigen elektrostatischen Abstoßung zu überwinden ( cm. Coulombsches Gesetz) und treten in eine thermonukleare Fusionsreaktion ein ( cm. Kernzerfall und Kernfusion).

Durch eine mehrstufige thermonukleare Fusionsreaktion bilden schließlich vier Protonen einen Heliumkern (2 Protonen + 2 Neutronen) und eine ganze Fontäne verschiedener Elementarteilchen wird freigesetzt. Im Endzustand beträgt die Gesamtmasse der gebildeten Partikel weniger die Massen der vier Ausgangsprotonen, was bedeutet, dass bei der Reaktion freie Energie freigesetzt wird ( cm. Relativitätstheorie). Dadurch erwärmt sich der innere Kern des neugeborenen Sterns schnell auf extrem hohe Temperaturen und seine überschüssige Energie beginnt, in Richtung seiner weniger heißen Oberfläche zu strömen – und wieder heraus. Gleichzeitig beginnt der Druck im Zentrum des Sterns zu steigen ( cm. Zustandsgleichung eines idealen Gases). Durch das „Verbrennen“ von Wasserstoff im Prozess einer thermonuklearen Reaktion lässt der Stern also nicht zu, dass sich die Kräfte der Gravitationsanziehung in einen superdichten Zustand komprimieren, und wirkt dem Gravitationskollaps mit einem kontinuierlich erneuerten inneren thermischen Druck entgegen, was zu einem stabilen Zustand führt Energiegleichgewicht. Von Sternen, die aktiv Wasserstoff verbrennen, wird gesagt, dass sie sich in der „Primärphase“ ihres Lebenszyklus oder ihrer Entwicklung befinden ( cm. Hertzsprung-Russell-Diagramm). Die Umwandlung eines chemischen Elements in ein anderes im Inneren eines Sterns nennt man Kernfusion oder Nukleosynthese.

Insbesondere befindet sich die Sonne seit etwa 5 Milliarden Jahren im aktiven Stadium der Wasserstoffverbrennung im Prozess der aktiven Nukleosynthese, und die Wasserstoffreserven im Kern für ihre Fortsetzung sollten für unsere Leuchte für weitere 5,5 Milliarden Jahre ausreichen. Je massereicher der Stern ist, desto größer ist sein Vorrat an Wasserstoffbrennstoff. Um jedoch den Kräften des Gravitationskollapses entgegenzuwirken, muss er Wasserstoff mit einer Intensität verbrennen, die die Wachstumsrate der Wasserstoffreserven mit zunehmender Masse des Sterns übersteigt. Je massereicher der Stern ist, desto kürzer ist seine Lebensdauer, die durch die Erschöpfung der Wasserstoffreserven bestimmt wird, und die größten Sterne brennen buchstäblich in „einigen“ Dutzenden Millionen Jahren aus. Die kleinsten Sterne hingegen leben problemlos Hunderte von Milliarden Jahren. Auf dieser Skala gehört unsere Sonne also zur „starken Mittelschicht“.

Früher oder später wird jedoch jeder Stern den gesamten für die Verbrennung in seinem thermonuklearen Ofen geeigneten Wasserstoff verbrauchen. Was weiter? Es hängt auch von der Masse des Sterns ab. Die Sonne (und alle Sterne, deren Masse nicht mehr als das Achtfache überschreitet) beenden mein Leben auf ganz banale Weise. Während die Wasserstoffreserven im Inneren des Sterns erschöpft sind, beginnen die Kräfte der Gravitationskompression, die seit der Geburt des Sterns geduldig auf diese Stunde gewartet haben, die Oberhand zu gewinnen – und zwar unter ihrem Einfluss Der Stern beginnt zu schrumpfen und dichter zu werden. Dieser Prozess hat einen doppelten Effekt: Die Temperatur in den Schichten unmittelbar um den Kern des Sterns steigt auf ein Niveau, bei dem der dort enthaltene Wasserstoff schließlich eine Kernfusion zu Helium durchläuft. Gleichzeitig steigt die Temperatur im Kern selbst, der mittlerweile fast ausschließlich aus Helium besteht, so stark an, dass das Helium selbst – eine Art „Asche“ der abklingenden primären Nukleosynthesereaktion – in eine neue thermonukleare Fusionsreaktion eintritt: von drei Heliumkerne bilden einen Kohlenstoffkern. Dieser Prozess der sekundären thermonuklearen Fusionsreaktion, der durch die Produkte der Primärreaktion angetrieben wird, ist einer der Schlüsselmomente im Lebenszyklus von Sternen.

Bei der Sekundärverbrennung von Helium im Kern des Sterns wird so viel Energie freigesetzt, dass der Stern buchstäblich anfängt, sich aufzublasen. Insbesondere wird sich die Hülle der Sonne in diesem Lebensstadium über die Umlaufbahn der Venus hinaus ausdehnen. In diesem Fall bleibt die Gesamtenergie der Strahlung des Sterns ungefähr auf dem gleichen Niveau wie in der Hauptphase seines Lebens, aber da diese Energie nun über eine viel größere Oberfläche abgestrahlt wird, kühlt sich die äußere Schicht des Sterns ab roten Teil des Spektrums. Der Stern verwandelt sich in roter Riese.

Bei Sternen der Sonnenklasse beginnt die Phase des Gravitationskollapses erneut – dieses Mal endgültig, nachdem der Brennstoff, der die sekundäre Nukleosynthesereaktion speist, aufgebraucht ist. Die Temperatur im Inneren des Kerns kann nicht mehr auf das erforderliche Niveau ansteigen, um die nächste Stufe der thermonuklearen Reaktion auszulösen. Daher zieht sich der Stern zusammen, bis die Kräfte der Gravitationsanziehung durch die nächste Kraftbarriere ausgeglichen werden. Seine Rolle wird gespielt von entarteter Elektronengasdruck(cm. Chandrasekhar-Grenze). Elektronen, die bis zu diesem Zeitpunkt die Rolle arbeitsloser Statisten in der Entwicklung des Sterns spielten, nicht an Kernfusionsreaktionen teilnahmen und sich im Fusionsprozess frei zwischen den Kernen bewegen konnten, werden ab einem bestimmten Kompressionsstadium ihres „Lebensraums“ beraubt. und beginnen, der weiteren Gravitationskompression des Sterns zu „widerstehen“. Der Zustand des Sterns stabilisiert sich und er wird degeneriert weißer Zwerg, die Restwärme in den Weltraum abstrahlt, bis sie vollständig abgekühlt ist.

Sterne, die massereicher sind als die Sonne, stehen vor einem viel spektakuläreren Ende. Nach der Verbrennung von Helium reicht ihre Masse während der Kompression aus, um Kern und Hülle auf die Temperaturen zu erhitzen, die zum Starten der nächsten Nukleosynthesereaktionen erforderlich sind – Kohlenstoff, dann Silizium, Magnesium – und so weiter, während die Kernmassen wachsen. Darüber hinaus setzt sich mit Beginn jeder neuen Reaktion im Kern des Sterns die vorherige in seiner Hülle fort. Tatsächlich sind alle chemischen Elemente, einschließlich Eisen, aus denen das Universum besteht, genau das Ergebnis der Nukleosynthese in den Tiefen sterbender Sterne dieser Art. Aber Eisen ist die Grenze; Es kann bei keiner Temperatur und keinem Druck als Brennstoff für Kernfusions- oder Zerfallsreaktionen dienen, da sowohl sein Zerfall als auch die Hinzufügung zusätzlicher Nukleonen einen Zufluss externer Energie erfordern. Dadurch baut sich in einem massereichen Stern nach und nach ein Eisenkern auf, der nicht mehr als Brennstoff für weitere Kernreaktionen dienen kann.

Sobald die Temperatur und der Druck im Inneren des Kerns ein bestimmtes Niveau erreichen, beginnen Elektronen mit den Protonen der Eisenkerne zu interagieren, was zur Bildung von Neutronen führt. Und in sehr kurzer Zeit – einige Theoretiker glauben, dass dies eine Frage von Sekunden ist – lösen sich die während der vorherigen Entwicklung des Sterns freien Elektronen buchstäblich in den Protonen der Eisenkerne auf, die gesamte Substanz des Sternkerns verwandelt sich in a festes Neutronenbündel und beginnt sich beim Gravitationskollaps schnell zu komprimieren, da der Gegendruck des entarteten Elektronengases auf Null sinkt. Die äußere Hülle des Sterns, unter der jeglicher Halt verloren geht, kollabiert zur Mitte hin. Die Energie der Kollision der kollabierten Außenhülle mit dem Neutronenkern ist so hoch, dass sie mit enormer Geschwindigkeit vom Kern abprallt und in alle Richtungen streut – und der Stern buchstäblich in einem blendenden Blitz explodiert Supernova Sterne. Eine Supernova-Explosion kann innerhalb von Sekunden mehr Energie in den Weltraum freisetzen, als alle Sterne der Galaxie zusammen in derselben Zeit erzeugen.

Nach einer Supernova-Explosion und der Ausdehnung der Hülle von Sternen mit einer Masse von etwa 10–30 Sonnenmassen führt der fortschreitende Gravitationskollaps zur Bildung eines Neutronensterns, dessen Materie komprimiert wird, bis sie sich bemerkbar macht Druck entarteter Neutronen - Mit anderen Worten: Jetzt beginnen Neutronen (genau wie früher Elektronen), einer weiteren Kompression zu widerstehen, was erforderlich ist an mich Wohnraum. Dies geschieht normalerweise, wenn der Stern eine Größe von etwa 15 km Durchmesser erreicht. Das Ergebnis ist ein schnell rotierender Neutronenstern, der elektromagnetische Impulse mit der Frequenz seiner Rotation aussendet; solche Sterne werden genannt Pulsare. Wenn schließlich die Kernmasse des Sterns 30 Sonnenmassen überschreitet, kann nichts seinen weiteren Gravitationskollaps aufhalten und es kommt zu einer Supernova-Explosion

Das Universum ist ein sich ständig verändernder Makrokosmos, in dem sich jedes Objekt, jede Substanz oder Materie in einem Zustand der Transformation und Veränderung befindet. Diese Prozesse dauern Milliarden von Jahren. Im Vergleich zur Dauer des menschlichen Lebens ist dieser unfassbare Zeitraum enorm. Im kosmischen Maßstab sind diese Veränderungen recht flüchtig. Die Sterne, die wir heute am Nachthimmel sehen, waren vor Tausenden von Jahren dieselben, als die ägyptischen Pharaonen sie sehen konnten, aber tatsächlich hörte die Veränderung der physikalischen Eigenschaften der Himmelskörper die ganze Zeit über keine Sekunde auf. Sterne werden geboren, leben und altern sicherlich – die Entwicklung der Sterne geht wie gewohnt weiter.

Die Position der Sterne des Sternbildes Ursa Major in verschiedenen historischen Perioden im Zeitraum vor 100.000 Jahren – unserer Zeit und nach 100.000 Jahren

Interpretation der Sternenentwicklung aus der Sicht des Durchschnittsmenschen

Für den Durchschnittsmenschen erscheint der Weltraum als eine Welt der Ruhe und Stille. Tatsächlich ist das Universum ein riesiges physikalisches Labor, in dem enorme Transformationen stattfinden, bei denen sich die chemische Zusammensetzung, die physikalischen Eigenschaften und die Struktur von Sternen ändern. Das Leben eines Sterns dauert so lange, wie er scheint und Wärme abgibt. Allerdings währt solch ein strahlender Zustand nicht ewig. Auf die helle Geburt folgt eine Zeit der Sternreife, die unweigerlich mit der Alterung des Himmelskörpers und seinem Tod endet.

Entstehung eines Protosterns aus einer Gas- und Staubwolke vor 5-7 Milliarden Jahren

Alle unsere heutigen Informationen über Sterne passen in den Rahmen der Wissenschaft. Die Thermodynamik gibt uns eine Erklärung für die Prozesse des hydrostatischen und thermischen Gleichgewichts, in denen sich Sternmaterie befindet. Die Kern- und Quantenphysik ermöglicht es uns, den komplexen Prozess der Kernfusion zu verstehen, der die Existenz eines Sterns ermöglicht, der Wärme abgibt und Licht an den umgebenden Raum abgibt. Bei der Geburt eines Sterns stellt sich ein hydrostatisches und thermisches Gleichgewicht ein, das durch seine eigenen Energiequellen aufrechterhalten wird. Am Ende einer brillanten Karriere gerät dieses Gleichgewicht aus dem Gleichgewicht. Es beginnt eine Reihe irreversibler Prozesse, deren Ergebnis die Zerstörung des Sterns oder der Zusammenbruch ist – ein grandioser Prozess des sofortigen und brillanten Todes des Himmelskörpers.

Eine Supernova-Explosion ist ein strahlender Abschluss für das Leben eines Sterns, der in den frühen Jahren des Universums geboren wurde.

Veränderungen in den physikalischen Eigenschaften von Sternen sind auf ihre Masse zurückzuführen. Die Entwicklungsgeschwindigkeit von Objekten wird von ihrer chemischen Zusammensetzung und in gewissem Maße von vorhandenen astrophysikalischen Parametern – Rotationsgeschwindigkeit und Zustand des Magnetfelds – beeinflusst. Eine genaue Aussage darüber, wie alles tatsächlich abläuft, ist aufgrund der enormen Dauer der beschriebenen Prozesse nicht möglich. Die Entwicklungsgeschwindigkeit und die Transformationsstadien hängen vom Geburtszeitpunkt des Sterns und seiner Position im Universum zum Zeitpunkt der Geburt ab.

Die Entwicklung der Sterne aus wissenschaftlicher Sicht

Jeder Stern entsteht aus einem Klumpen kalten interstellaren Gases, das unter dem Einfluss äußerer und innerer Gravitationskräfte in den Zustand einer Gaskugel komprimiert wird. Der Kompressionsprozess der gasförmigen Substanz hört keinen Moment auf, begleitet von einer enormen Freisetzung thermischer Energie. Die Temperatur der neuen Formation steigt, bis die Kernfusion beginnt. Ab diesem Moment hört die Kompression der Sternmaterie auf und es stellt sich ein Gleichgewicht zwischen dem hydrostatischen und dem thermischen Zustand des Objekts ein. Das Universum wurde mit einem neuen vollwertigen Stern aufgefüllt.

Der wichtigste Sternbrennstoff ist das Wasserstoffatom, das als Ergebnis einer eingeleiteten thermonuklearen Reaktion entsteht.

Bei der Entwicklung von Sternen sind ihre Wärmeenergiequellen von grundlegender Bedeutung. Die von der Sternoberfläche in den Weltraum entweichende Strahlungs- und Wärmeenergie wird durch die Abkühlung der inneren Schichten des Himmelskörpers wieder aufgefüllt. Ständig auftretende thermonukleare Reaktionen und die Gravitationskompression im Inneren des Sterns gleichen den Verlust aus. Solange im Inneren des Sterns ausreichend Kernbrennstoff vorhanden ist, leuchtet der Stern in hellem Licht und strahlt Wärme ab. Sobald sich der Prozess der Kernfusion verlangsamt oder ganz stoppt, wird der Mechanismus der inneren Kompression des Sterns aktiviert, um das thermische und thermodynamische Gleichgewicht aufrechtzuerhalten. Zu diesem Zeitpunkt gibt das Objekt bereits Wärmeenergie ab, die nur im Infrarotbereich sichtbar ist.

Basierend auf den beschriebenen Prozessen können wir schließen, dass die Entwicklung von Sternen eine konsequente Veränderung der Quellen stellarer Energie darstellt. In der modernen Astrophysik lassen sich die Transformationsprozesse von Sternen nach drei Skalen ordnen:

• nukleare Zeitleiste;
• thermische Periode im Leben eines Sterns;
• dynamischer Abschnitt (Endabschnitt) des Lebens einer Leuchte.

In jedem Einzelfall werden die Prozesse betrachtet, die das Alter des Sterns, seine physikalischen Eigenschaften und die Art des Todes des Objekts bestimmen. Die nukleare Zeitleiste ist interessant, solange das Objekt von seinen eigenen Wärmequellen angetrieben wird und Energie abgibt, die ein Produkt nuklearer Reaktionen ist. Die Dauer dieser Phase wird geschätzt, indem die Menge an Wasserstoff bestimmt wird, die während der Kernfusion in Helium umgewandelt wird. Je größer die Masse des Sterns, desto größer die Intensität der Kernreaktionen und desto höher die Leuchtkraft des Objekts.

Größen und Massen verschiedener Sterne, vom Überriesen bis zum Roten Zwerg

Die thermische Zeitskala definiert das Entwicklungsstadium, in dem ein Stern seine gesamte Wärmeenergie verbraucht. Dieser Prozess beginnt in dem Moment, in dem die letzten Wasserstoffreserven aufgebraucht sind und die Kernreaktionen aufhören. Um das Gleichgewicht des Objekts aufrechtzuerhalten, wird ein Komprimierungsprozess gestartet. Sternmaterie fällt zum Zentrum hin. Dabei wird die kinetische Energie in Wärmeenergie umgewandelt, die für die Aufrechterhaltung des notwendigen Temperaturgleichgewichts im Inneren des Sterns aufgewendet wird. Ein Teil der Energie entweicht in den Weltraum.

In Anbetracht der Tatsache, dass die Leuchtkraft von Sternen durch ihre Masse bestimmt wird, ändert sich im Moment der Kompression eines Objekts seine Helligkeit im Raum nicht.

Ein Star auf dem Weg zur Hauptsequenz

Die Sternentstehung erfolgt nach einer dynamischen Zeitskala. Sterngas fällt frei nach innen in Richtung Zentrum und erhöht die Dichte und den Druck im Inneren des zukünftigen Objekts. Je höher die Dichte im Zentrum der Gaskugel ist, desto höher ist die Temperatur im Inneren des Objekts. Von diesem Moment an wird Wärme zur Hauptenergie des Himmelskörpers. Je größer die Dichte und je höher die Temperatur, desto größer ist der Druck in den Tiefen des zukünftigen Sterns. Der freie Fall von Molekülen und Atomen stoppt und der Kompressionsprozess des Sterngases stoppt. Dieser Zustand eines Objekts wird üblicherweise als Protostern bezeichnet. Das Objekt besteht zu 90 % aus molekularem Wasserstoff. Wenn die Temperatur 1800 K erreicht, geht Wasserstoff in den atomaren Zustand über. Beim Zerfallsprozess wird Energie verbraucht und der Temperaturanstieg verlangsamt sich.

Das Universum besteht zu 75 % aus molekularem Wasserstoff, der sich bei der Entstehung von Protosternen in atomaren Wasserstoff – den Kernbrennstoff eines Sterns – umwandelt

In diesem Zustand nimmt der Druck im Inneren der Gaskugel ab, wodurch die Kompressionskraft frei wird. Diese Sequenz wird jedes Mal wiederholt, wenn zuerst der gesamte Wasserstoff und dann das Helium ionisiert wird. Bei einer Temperatur von 10⁵ K ist das Gas vollständig ionisiert, die Kompression des Sterns hört auf und es stellt sich ein hydrostatisches Gleichgewicht des Objekts ein. Die weitere Entwicklung des Sterns erfolgt entsprechend der thermischen Zeitskala, viel langsamer und gleichmäßiger.

Der Radius des Protosterns hat seit Beginn seiner Entstehung von 100 AE abgenommen. bis zu ¼ a.u. Das Objekt befindet sich inmitten einer Gaswolke. Durch die Ansammlung von Partikeln aus den äußeren Bereichen der Sterngaswolke wird die Masse des Sterns ständig zunehmen. Folglich steigt die Temperatur im Inneren des Objekts, was mit dem Konvektionsprozess einhergeht – der Energieübertragung von den inneren Schichten des Sterns zu seinem äußeren Rand. Anschließend wird mit zunehmender Temperatur im Inneren des Himmelskörpers die Konvektion durch Strahlungsübertragung ersetzt, die sich in Richtung der Sternoberfläche bewegt. In diesem Moment nimmt die Leuchtkraft des Objekts schnell zu und auch die Temperatur der Oberflächenschichten der Sternkugel steigt.

Konvektionsprozesse und Strahlungsübertragung in einem neu gebildeten Stern vor dem Einsetzen thermonuklearer Fusionsreaktionen

Beispielsweise erfolgt bei Sternen mit einer Masse, die mit der Masse unserer Sonne identisch ist, die Kompression der protostellaren Wolke in nur wenigen hundert Jahren. Was die Endphase der Entstehung des Objekts betrifft, so erstreckt sich die Kondensation der Sternmaterie über Millionen von Jahren. Die Sonne bewegt sich ziemlich schnell auf die Hauptreihe zu und diese Reise wird Hunderte Millionen oder Milliarden Jahre dauern. Mit anderen Worten: Je größer die Masse des Sterns, desto länger dauert die Entstehung eines vollwertigen Sterns. Ein Stern mit einer Masse von 15 M wird sich viel länger auf dem Weg zur Hauptreihe bewegen – etwa 60.000 Jahre.

Hauptsequenzphase

Obwohl einige thermonukleare Fusionsreaktionen bei niedrigeren Temperaturen beginnen, beginnt die Hauptphase der Wasserstoffverbrennung bei einer Temperatur von 4 Millionen Grad. Ab diesem Moment beginnt die Hauptsequenzphase. Eine neue Form der stellaren Energiereproduktion kommt ins Spiel – die Kernenergie. Die bei der Kompression eines Objekts freigesetzte kinetische Energie tritt in den Hintergrund. Das erreichte Gleichgewicht sichert einem Stern, der sich in der Anfangsphase der Hauptreihe befindet, ein langes und ruhiges Leben.

Die Spaltung und der Zerfall von Wasserstoffatomen während einer thermonuklearen Reaktion im Inneren eines Sterns

Von diesem Moment an ist die Beobachtung des Lebens eines Sterns eindeutig an die Phase der Hauptreihe gebunden, die ein wichtiger Teil der Entwicklung von Himmelskörpern ist. In diesem Stadium ist die einzige Quelle stellarer Energie das Ergebnis der Wasserstoffverbrennung. Das Objekt befindet sich in einem Gleichgewichtszustand. Wenn Kernbrennstoff verbraucht wird, ändert sich nur die chemische Zusammensetzung des Objekts. Der Aufenthalt der Sonne in der Hauptreihenphase wird etwa 10 Milliarden Jahre dauern. So lange wird es dauern, bis unser Heimatstern seinen gesamten Wasserstoffvorrat aufgebraucht hat. Bei massereichen Sternen erfolgt ihre Entwicklung schneller. Durch die Emission von mehr Energie bleibt ein massereicher Stern nur 10–20 Millionen Jahre in der Hauptreihenphase.

Weniger massereiche Sterne brennen viel länger am Nachthimmel. Somit bleibt ein Stern mit einer Masse von 0,25 M mehrere Dutzend Milliarden Jahre lang in der Hauptreihenphase.

Hertzsprung-Russell-Diagramm zur Bewertung der Beziehung zwischen dem Spektrum von Sternen und ihrer Leuchtkraft. Die Punkte im Diagramm sind die Standorte bekannter Sterne. Die Pfeile zeigen die Verschiebung von Sternen aus der Hauptreihe in die Riesen- und Weißen-Zwerg-Phasen an.

Um sich die Entwicklung von Sternen vorzustellen, schauen Sie sich einfach das Diagramm an, das den Weg eines Himmelskörpers in der Hauptreihe charakterisiert. Der obere Teil des Diagramms scheint weniger mit Objekten gesättigt zu sein, da sich hier die massereichen Sterne konzentrieren. Dieser Standort erklärt sich aus ihrem kurzen Lebenszyklus. Von den heute bekannten Sternen haben einige eine Masse von 70 M. Objekte, deren Masse die Obergrenze von 100 M überschreitet, bilden sich möglicherweise überhaupt nicht.

Himmelskörper mit einer Masse von weniger als 0,08 M ​​haben nicht die Möglichkeit, die kritische Masse zu überwinden, die für den Beginn der Kernfusion erforderlich ist, und bleiben ihr ganzes Leben lang kalt. Die kleinsten Protosterne kollabieren und bilden planetenähnliche Zwerge.

Ein planetenähnlicher Brauner Zwerg im Vergleich zu einem normalen Stern (unserer Sonne) und dem Planeten Jupiter

Am unteren Ende der Sequenz befinden sich konzentrierte Objekte, die von Sternen dominiert werden, deren Masse der Masse unserer Sonne entspricht und etwas mehr. Die imaginäre Grenze zwischen dem oberen und unteren Teil der Hauptreihe sind Objekte mit einer Masse von – 1,5 M.

Nachfolgende Stadien der Sternentwicklung

Jede der Optionen für die Zustandsentwicklung eines Sterns wird durch seine Masse und die Zeitspanne bestimmt, in der die Umwandlung der Sternmaterie stattfindet. Da das Universum jedoch ein vielschichtiger und komplexer Mechanismus ist, kann die Entwicklung von Sternen auch andere Wege einschlagen.

Bei der Reise entlang der Hauptreihe hat ein Stern mit einer Masse, die ungefähr der Masse der Sonne entspricht, drei Hauptroutenoptionen:

1. Lebe dein Leben ruhig und ruhe friedlich in den Weiten des Universums.
2. treten Sie in die Phase des Roten Riesen ein und altern Sie langsam;
3. Werde ein Weißer Zwerg, explodiere als Supernova und werde ein Neutronenstern.

Mögliche Optionen für die Entwicklung von Protosternen abhängig von der Zeit, der chemischen Zusammensetzung von Objekten und ihrer Masse

Nach der Hauptsequenz folgt die Riesenphase. Zu diesem Zeitpunkt sind die Wasserstoffreserven im Inneren des Sterns vollständig erschöpft, der zentrale Bereich des Objekts ist ein Heliumkern und thermonukleare Reaktionen verlagern sich auf die Oberfläche des Objekts. Unter dem Einfluss der Kernfusion dehnt sich die Hülle aus, aber die Masse des Heliumkerns nimmt zu. Ein gewöhnlicher Stern verwandelt sich in einen Roten Riesen.

Riesenphase und ihre Eigenschaften

Bei Sternen mit geringer Masse wird die Kerndichte enorm, wodurch Sternmaterie in ein entartetes relativistisches Gas umgewandelt wird. Wenn die Masse des Sterns etwas mehr als 0,26 M beträgt, führt ein Anstieg von Druck und Temperatur zum Beginn der Heliumsynthese, die den gesamten zentralen Bereich des Objekts bedeckt. Von diesem Moment an steigt die Temperatur des Sterns rapide an. Das Hauptmerkmal des Prozesses besteht darin, dass das entartete Gas nicht expandieren kann. Unter dem Einfluss hoher Temperaturen erhöht sich lediglich die Geschwindigkeit der Heliumspaltung, was mit einer explosionsartigen Reaktion einhergeht. In solchen Momenten können wir einen Heliumblitz beobachten. Die Helligkeit des Objekts nimmt um das Hundertfache zu, aber die Qual des Sterns geht weiter. Der Stern geht in einen neuen Zustand über, in dem alle thermodynamischen Prozesse im Heliumkern und in der entladenen Außenhülle ablaufen.

Die Struktur eines Hauptreihensterns vom Sonnentyp und eines Roten Riesen mit einem isothermen Heliumkern und einer geschichteten Nukleosynthesezone

Dieser Zustand ist vorübergehend und nicht stabil. Sternmaterie wird ständig vermischt und ein erheblicher Teil davon wird in den umgebenden Raum geschleudert und bildet einen planetarischen Nebel. Im Zentrum verbleibt ein heißer Kern, ein sogenannter Weißer Zwerg.

Für Sterne mit großer Masse sind die oben aufgeführten Prozesse nicht so katastrophal. Die Heliumverbrennung wird durch die Kernspaltungsreaktion von Kohlenstoff und Silizium ersetzt. Schließlich wird sich der Sternkern in Sterneisen verwandeln. Die Riesenphase wird durch die Masse des Sterns bestimmt. Je größer die Masse eines Objekts ist, desto niedriger ist die Temperatur in seinem Zentrum. Dies reicht eindeutig nicht aus, um die Kernspaltungsreaktion von Kohlenstoff und anderen Elementen auszulösen.

Das Schicksal eines Weißen Zwergs – eines Neutronensterns oder eines Schwarzen Lochs

Sobald sich das Objekt im Zustand eines Weißen Zwergs befindet, befindet es sich in einem äußerst instabilen Zustand. Die gestoppten Kernreaktionen führen zu einem Druckabfall, der Kern kollabiert. Die dabei freigesetzte Energie wird für den Zerfall von Eisen in Heliumatome aufgewendet, die weiter in Protonen und Neutronen zerfallen. Der laufende Prozess entwickelt sich in rasantem Tempo. Der Kollaps eines Sterns charakterisiert das dynamische Segment der Skala und dauert den Bruchteil einer Sekunde. Die Verbrennung von Kernbrennstoffrückständen erfolgt explosionsartig und setzt im Bruchteil einer Sekunde eine enorme Energiemenge frei. Dies reicht völlig aus, um die oberen Schichten des Objekts zu sprengen. Das Endstadium eines Weißen Zwergs ist eine Supernova-Explosion.

Der Kern des Sterns beginnt zu kollabieren (links). Der Kollaps bildet einen Neutronenstern und erzeugt einen Energiefluss in die äußeren Schichten des Sterns (Mitte). Energie, die freigesetzt wird, wenn die äußeren Schichten eines Sterns während einer Supernova-Explosion abgeworfen werden (rechts).

Der verbleibende superdichte Kern wird ein Cluster aus Protonen und Elektronen sein, die miteinander kollidieren und Neutronen bilden. Das Universum wurde mit einem neuen Objekt aufgefüllt – einem Neutronenstern. Aufgrund der hohen Dichte degeneriert der Kern und der Prozess des Kernkollapses stoppt. Wenn die Masse des Sterns groß genug wäre, könnte der Kollaps so lange andauern, bis die verbleibende Sternmaterie schließlich in die Mitte des Objekts fällt und ein Schwarzes Loch bildet.

Erklären Sie den letzten Teil der Sternentwicklung

Für normale Gleichgewichtssterne sind die beschriebenen Evolutionsprozesse unwahrscheinlich. Die Existenz von Weißen Zwergen und Neutronensternen beweist jedoch die tatsächliche Existenz von Kompressionsprozessen stellarer Materie. Die geringe Anzahl solcher Objekte im Universum weist auf die Vergänglichkeit ihrer Existenz hin. Das letzte Stadium der Sternentwicklung kann als eine aufeinanderfolgende Kette zweier Typen dargestellt werden:

• normaler Stern – Roter Riese – Ablösung äußerer Schichten – Weißer Zwerg;
• Massiver Stern – Roter Überriese – Supernova-Explosion – Neutronenstern oder Schwarzes Loch – Nichts.

Diagramm der Entwicklung von Sternen. Optionen für die Fortsetzung des Lebens von Sternen außerhalb der Hauptreihe.

Es ist ziemlich schwierig, die laufenden Prozesse aus wissenschaftlicher Sicht zu erklären. Nuklearwissenschaftler sind sich einig, dass es sich im Endstadium der Sternentwicklung um eine Ermüdung der Materie handelt. Durch längere mechanische und thermodynamische Einwirkung verändert Materie ihre physikalischen Eigenschaften. Die Ermüdung der durch langfristige Kernreaktionen erschöpften Sternmaterie kann das Auftreten von entartetem Elektronengas und dessen anschließende Neutronisierung und Vernichtung erklären. Wenn alle oben genannten Prozesse von Anfang bis Ende ablaufen, hört die Sternmaterie auf, eine physische Substanz zu sein – der Stern verschwindet im Weltraum und hinterlässt nichts mehr.

Interstellare Blasen sowie Gas- und Staubwolken, die die Geburtsstätte von Sternen sind, können nicht nur durch verschwundene und explodierte Sterne wieder aufgefüllt werden. Das Universum und die Galaxien befinden sich in einem Gleichgewichtszustand. Es kommt zu einem ständigen Massenverlust, die Dichte des interstellaren Raums nimmt in einem Teil des Weltraums ab. Dadurch werden in einem anderen Teil des Universums Bedingungen für die Entstehung neuer Sterne geschaffen. Mit anderen Worten, das Schema funktioniert: Wenn an einem Ort eine bestimmte Menge Materie verloren ging, erschien an einem anderen Ort im Universum dieselbe Menge Materie in einer anderen Form.

Abschließend

Durch die Untersuchung der Entwicklung von Sternen kommen wir zu dem Schluss, dass das Universum eine gigantische verdünnte Lösung ist, in der ein Teil der Materie in Wasserstoffmoleküle umgewandelt wird, die das Baumaterial für Sterne darstellen. Der andere Teil löst sich im Raum auf und verschwindet aus der Sphäre der materiellen Empfindungen. Ein Schwarzes Loch in diesem Sinne ist der Ort des Übergangs aller Materie in Antimaterie. Es ist ziemlich schwierig, die Bedeutung des Geschehens vollständig zu verstehen, insbesondere wenn man sich bei der Untersuchung der Entwicklung von Sternen nur auf die Gesetze der Kern-, Quantenphysik und Thermodynamik verlässt. In die Untersuchung dieses Themas sollte die Theorie der relativen Wahrscheinlichkeit einbezogen werden, die die Krümmung des Raums berücksichtigt und die Umwandlung einer Energie in eine andere, eines Zustands in einen anderen ermöglicht.