Wie sich Sterne im Laufe ihres Lebens verändern

Sterne der Hauptreihe

NASA/ESA/Hubble-Heritage-Team.





Sterne gehören zu den Grundbausteinen des Universums. Sie bilden nicht nur Galaxien, viele beherbergen auch Planetensysteme. Das Verständnis ihrer Entstehung und Entwicklung gibt also wichtige Hinweise zum Verständnis von Galaxien und Planeten.

Die Sonne gibt uns ein erstklassiges Beispiel zum Studieren, genau hier in unserem eigenen Sonnensystem. Es ist nur acht Lichtminuten entfernt, sodass wir nicht lange warten müssen, um Merkmale auf seiner Oberfläche zu sehen. Astronomen haben eine Reihe von Satelliten, die die Sonne untersuchen, und sie wissen seit langem um die Grundlagen ihres Lebens. Zum einen ist es im mittleren Alter und mitten in seiner Lebensphase, die als „Hauptreihe“ bezeichnet wird. Während dieser Zeit fusioniert es in seinem Kern Wasserstoff zu Helium.



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Die Sonne beeinflusst das Sonnensystem auf vielfältige Weise. Es lehrt Astronomen, wie Sterne funktionieren. NASA/Goddard Space Flight Center

Im Laufe ihrer Geschichte hat die Sonne ziemlich gleich ausgesehen. Für uns war es immer dieses leuchtende, gelblich-weiße Objekt am Himmel. Es scheint sich zumindest bei uns nicht zu ändern. Das liegt daran, dass es auf einer ganz anderen Zeitskala lebt als der Mensch. Es ändert sich jedoch, aber sehr langsam im Vergleich zu der Schnelligkeit, in der wir unser kurzes, schnelles Leben leben. Wenn wir das Leben eines Sterns auf der Skala des Alters des Universums (etwa 13,7 Milliarden Jahre) betrachten, dann leben die Sonne und andere Sterne alle ein ziemlich normales Leben. Das heißt, sie werden geboren, leben, entwickeln sich und sterben dann über zig Millionen oder Milliarden von Jahren.



Um zu verstehen, wie sich Sterne entwickeln, müssen Astronomen wissen, welche Arten von Sternen es gibt und warum sie sich in wichtigen Punkten voneinander unterscheiden. Ein Schritt besteht darin, Sterne in verschiedene Behälter zu „sortieren“, so wie Menschen Münzen oder Murmeln sortieren. Es heißt „Sternklassifikation“ und spielt eine große Rolle beim Verständnis der Funktionsweise von Sternen.

Sterne klassifizieren

Astronomen sortieren Sterne anhand dieser Eigenschaften in einer Reihe von „Kisten“: Temperatur, Masse, chemische Zusammensetzung und so weiter. Basierend auf ihrer Temperatur, Helligkeit (Leuchtkraft), Masse und Chemie wird die Sonne als mittelalten klassifiziert Stern das ist in einer Periode seines Lebens, die die 'Hauptsequenz' genannt wird.

Hertzsprung-Russell-Diagramm

Diese Version des Hertzprung-Russell-Diagramms zeigt die Temperaturen von Sternen gegen ihre Leuchtkraft. Die Position eines Sterns im Diagramm gibt Auskunft darüber, in welchem ​​Stadium er sich befindet, sowie über seine Masse und Helligkeit. Europäische Südsternwarte

Praktisch alle Stars verbringen den größten Teil ihres Lebens mit dieser Hauptsequenz, bis sie sterben; mal sanft, mal heftig.



Es dreht sich alles um Fusion

Die grundlegende Definition dessen, was einen Hauptreihenstern ausmacht, ist folgende: Es ist ein Stern, der in seinem Kern Wasserstoff zu Helium verschmilzt. Wasserstoff ist der Grundbaustein von Sternen. Sie verwenden es dann, um andere Elemente zu erstellen.

Wenn sich ein Stern bildet, geschieht dies, weil eine Wolke aus Wasserstoffgas beginnt, sich unter der Schwerkraft zusammenzuziehen (zusammenzuziehen). Dadurch entsteht im Zentrum der Wolke ein dichter, heißer Protostern. Das wird zum Kern des Sterns.



Spitzer-Weltraumteleskop-Bildergalerie - Der sternlose Kern, der Isn

Das „Cores to Disks“-Spitzer-Legacy-Team verwendete zwei Infrarotkameras am Spitzer-Weltraumteleskop der NASA, um dichte Regionen interstellarer Molekülwolken (bekannt als „Kerne“) nach Beweisen für Sternentstehung zu durchsuchen. NASA/JPL-Caltech/N. Evans (Universität von Texas in Austin)/DSS

Die Dichte im Kern erreicht einen Punkt, an dem die Temperatur mindestens 8 bis 10 Millionen Grad Celsius beträgt. Die äußeren Schichten des Protosterns drücken auf den Kern. Diese Kombination aus Temperatur und Druck löst einen Prozess aus, der als Kernfusion bezeichnet wird. Das ist der Punkt, an dem ein Star geboren wird. Der Stern stabilisiert sich und erreicht einen Zustand, der als „hydrostatisches Gleichgewicht“ bezeichnet wird. Dies ist der Fall, wenn der nach außen gerichtete Strahlungsdruck des Kerns durch die immensen Gravitationskräfte des Sterns ausgeglichen wird, der versucht, in sich selbst zusammenzubrechen. Wenn alle diese Bedingungen erfüllt sind, befindet sich der Stern „auf der Hauptreihe“ und geht seinem Leben nach, indem er in seinem Kern Wasserstoff in Helium umwandelt.



Es dreht sich alles um die Messe

Die Masse spielt eine wichtige Rolle bei der Bestimmung der physikalischen Eigenschaften eines bestimmten Sterns. Es gibt auch Hinweise darauf, wie lange der Stern leben und wie er sterben wird. Je größer die Masse des Sterns ist, desto größer ist der Gravitationsdruck, der versucht, den Stern zu kollabieren. Um diesem größeren Druck standhalten zu können, benötigt der Stern eine hohe Fusionsrate. Je größer die Masse des Sterns, desto größer der Druck im Kern, desto höher die Temperatur und desto größer die Fusionsrate. Das bestimmt, wie schnell ein Stern seinen Treibstoff verbraucht.

Ein massereicher Stern wird seine Wasserstoffreserven schneller verschmelzen. Dadurch wird er schneller aus der Hauptreihe entfernt als ein masseärmerer Stern, der seinen Treibstoff langsamer verbraucht.



Verlassen der Hauptreihe

Wenn Sternen der Wasserstoff ausgeht, beginnen sie, Helium in ihren Kernen zu verschmelzen. Dies ist, wenn sie die Hauptsequenz verlassen. Massereiche Sterne werden rote Überriesen , und sich dann entwickeln, um zu werden blaue Überriesen. Es verschmilzt Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff. Dann beginnt es, diese in Neon zu verschmelzen und so weiter. Im Grunde genommen wird der Stern zu einer chemischen Schöpfungsfabrik, wobei die Fusion nicht nur im Kern stattfindet, sondern auch in Schichten, die den Kern umgeben.

Schließlich versucht ein sehr massereicher Stern, Eisen zu verschmelzen. Das ist der Todeskuss für diesen Stern. Wieso den? Denn das Schmelzen von Eisen kostet mehr Energie, als der Stern zur Verfügung hat. Es bringt die Fusionsfabrik zum Stillstand. Wenn das passiert, kollabieren die äußeren Schichten des Sterns auf dem Kern. Es passiert ziemlich schnell. Die Außenkanten des Kerns fallen zuerst ein, mit der erstaunlichen Geschwindigkeit von etwa 70.000 Metern pro Sekunde. Wenn das auf den Eisenkern trifft, prallt alles wieder ab, und das erzeugt eine Schockwelle, die in wenigen Stunden durch den Stern reißt. Dabei entstehen beim Durchdringen der Stoßfront durch das Material des Sterns neue, schwerere Elemente.
Dies wird als „Kernkollaps“-Supernova bezeichnet. Schließlich explodieren die äußeren Schichten in den Weltraum, und was übrig bleibt, ist der kollabierte Kern, der zu einem wird Neutronenstern oder schwarzes Loch .

Der Krebsnebel ist ein Überbleibsel, nachdem ein massereicher Stern als Supernova explodiert ist. Dieses zusammengesetzte Bild des Krebsnebels, das aus 24 Bildern des NASA-Weltraumteleskops Hubble zusammengesetzt wurde, zeigt Merkmale in den fadenförmigen Überresten des Sterns, während sich seine Materie im Weltraum ausbreitet. NASA/ESA/ASU/J. Hester & A. Loll

Wenn weniger massereiche Sterne die Hauptreihe verlassen

Sterne mit Massen zwischen einer halben Sonnenmasse (d. h. der halben Sonnenmasse) und etwa acht Sonnenmassen verschmelzen Wasserstoff zu Helium, bis der Brennstoff verbraucht ist. An diesem Punkt wird der Stern zu einem Roten Riesen. Der Stern beginnt, Helium zu Kohlenstoff zu verschmelzen, und die äußeren Schichten dehnen sich aus, um den Stern in einen pulsierenden gelben Riesen zu verwandeln.

Wenn das meiste Helium verschmolzen ist, wird der Stern wieder zu einem Roten Riesen, noch größer als zuvor. Die äußeren Schichten des Sterns dehnen sich in den Weltraum aus und erzeugen eine Planetennebel . Der Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff bleibt in Form von a zurück weißer Zwerg .

Ein planetarischer Nebel namens Southern Owl Nebula

Wird die Sonne in ferner Zukunft so aussehen? Diese außergewöhnliche Blase, die wie der Geist eines Sterns in der eindringlichen Dunkelheit des Weltraums leuchtet, mag übernatürlich und mysteriös erscheinen, aber sie ist ein bekanntes astronomisches Objekt: ein planetarischer Nebel, die Überreste eines sterbenden Sterns. Dies ist die bisher beste Ansicht des wenig bekannten Objekts ESO 378-1, die mit dem Very Large Telescope der ESO im Norden Chiles aufgenommen wurde. Europäische Südsternwarte

Sterne mit weniger als 0,5 Sonnenmassen werden ebenfalls Weiße Zwerge bilden, aber sie können aufgrund des fehlenden Drucks im Kern aufgrund ihrer geringen Größe kein Helium fusionieren. Daher werden diese Sterne als weiße Heliumzwerge bezeichnet. Diese gehören wie Neutronensterne, Schwarze Löcher und Überriesen nicht mehr zur Hauptreihe.