Wie sich Sterne im Laufe ihres Lebens verändern

Sterne sind einige der Grundbausteine ​​des Universums. Sie bilden nicht nur Galaxien, sondern beherbergen auch Planetensysteme. Das Verständnis ihrer Entstehung und Entwicklung liefert wichtige Hinweise für das Verständnis von Galaxien und Planeten.

Die Sonne beeinflusst das Sonnensystem in vielerlei Hinsicht. Es lehrt Astronomen, wie Sterne funktionieren. NASA / Goddard Space Flight Center

Die Sonne gibt uns ein erstklassiges Beispiel, um genau hier in unserem eigenen Sonnensystem zu studieren. Es ist nur noch acht Lichtminuten entfernt, sodass wir nicht lange warten müssen, um Merkmale auf der Oberfläche zu erkennen. Astronomen haben eine Reihe von Satelliten, die sich mit der Sonne befassen, und sie kennen die Grundlagen ihres Lebens seit langem. Zum einen ist es im mittleren Alter und genau in der Mitte seines Lebens, die als "Hauptsequenz" bezeichnet wird. Während dieser Zeit schmilzt es Wasserstoff in seinem Kern zu Helium. 

Im Laufe ihrer Geschichte sah die Sonne ziemlich gleich aus. Für uns war es immer dieses leuchtende, gelblich-weiße Objekt am Himmel. Das scheint sich zumindest für uns nicht zu ändern. Dies liegt daran, dass es auf einer ganz anderen Zeitskala lebt als Menschen. Dies ändert sich jedoch sehr langsam im Vergleich zu der Geschwindigkeit, in der wir unser kurzes, schnelles Leben führen. Wenn wir uns das Leben eines Sterns im Zeitalter des Universums (ungefähr 13,7 Milliarden Jahre) ansehen, dann leben die Sonne und andere Sterne alle ein ziemlich normales Leben. Das heißt, sie werden geboren, leben, entwickeln sich und sterben in zig Millionen oder Milliarden 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 die Leute Münzen oder Murmeln sortieren könnten. Es heißt "Sternenklassifikation" und spielt eine große Rolle beim Verständnis der Funktionsweise von Sternen. 

Sterne klassifizieren

Astronomen sortieren Sterne in einer Reihe von "Behältern" anhand dieser Eigenschaften: Temperatur, Masse, chemische Zusammensetzung usw. Aufgrund ihrer Temperatur, Helligkeit (Leuchtkraft), Masse und Chemie wird die Sonne als Stern mittleren Alters eingestuft, der sich in einer Periode ihres Lebens befindet, die als "Hauptsequenz" bezeichnet wird.. 

Diese Version des Hertzprung-Russell-Diagramms zeichnet die Temperaturen von Sternen gegen ihre Leuchtkraft auf. 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.

Alles dreht sich um Fusion

Die grundlegende Definition für das, was einen Hauptreihenstern ausmacht, lautet: Es ist ein Stern, der Wasserstoff in seinem Kern mit Helium verschmilzt. Wasserstoff ist der Grundbaustein der Sterne. Sie verwenden es dann, um andere Elemente zu erstellen.

Wenn sich ein Stern bildet, geschieht dies, weil sich eine Wolke aus Wasserstoffgas unter der Schwerkraft zusammenzuziehen beginnt. Dies erzeugt einen dichten, heißen Protostern in der Mitte der Wolke. Das wird der Kern des Sterns.

Das Spitzer-Legacy-Team "Cores to Disks" untersuchte mit zwei Infrarotkameras des NASA-Spitzer-Weltraumteleskops dichte Regionen interstellarer Molekülwolken (sogenannte "Cores") nach Hinweisen auf die Sternentstehung. 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 von Temperatur und Druck startet einen Prozess namens Kernfusion. Das ist der Punkt, an dem ein Stern geboren wird. Der Stern stabilisiert sich und erreicht einen Zustand, der als "hydrostatisches Gleichgewicht" bezeichnet wird. Dabei wird der vom Kern ausgehende Strahlungsdruck durch die immensen Gravitationskräfte des Sterns ausgeglichen, der versucht, in sich zusammenzufallen. Wenn alle diese Bedingungen erfüllt sind, befindet sich der Stern "in der Hauptsequenz", und er verbringt sein Leben damit, Wasserstoff in seinem Kern zu Helium zu machen.

Auf die Masse kommt es an

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 entgegenzuwirken, benötigt der Stern eine hohe Fusionsrate. Je größer die Masse des Sterns ist, desto größer ist der Druck im Kern, desto höher ist die Temperatur und damit die Schmelzgeschwindigkeit. Das bestimmt, wie schnell ein Stern seinen Treibstoff verbraucht.

Ein massereicher Stern verschmilzt seine Wasserstoffreserven schneller. Dadurch verlässt es die Hauptsequenz schneller als ein Stern mit geringerer Masse, der seinen Treibstoff langsamer nutzt.

Verlassen der Hauptsequenz

Wenn den Sternen der Wasserstoff ausgeht, beginnen sie, Helium in ihren Kernen zu verschmelzen. Dann verlassen sie die Hauptsequenz. Sterne mit hoher Masse werden zu roten Überriesen und entwickeln sich dann zu blauen Überriesen. Es verschmilzt Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff. Dann fängt es an, diese zu Neon und so weiter zu verschmelzen. Im Grunde genommen wird der Stern zu einer chemischen Fabrik, in der nicht nur der Kern, sondern auch die den Kern umgebenden Schichten miteinander verschmelzen. 

Schließlich versucht ein sehr massereicher Stern, Eisen zu verschmelzen. Dies ist der Todeskuss für diesen Stern. Warum? Weil das Schmelzen von Eisen mehr Energie benötigt, als der Stern zur Verfügung hat. Es stoppt die Fusionsfabrik tot auf den Spuren. In diesem Fall fallen die äußeren Schichten des Sterns auf dem Kern zusammen. Das geht ziemlich schnell. Die Außenkanten des Kerns fallen mit einer erstaunlichen Geschwindigkeit von etwa 70.000 Metern pro Sekunde zuerst ein. Wenn das auf den Eisenkern trifft, springt alles zurück und es entsteht eine Schockwelle, die in wenigen Stunden durch den Stern reißt. Dabei entstehen neue, schwerere Elemente, wenn die Stoßfront durch das Material des Sterns verläuft.
Dies ist eine sogenannte "Kernkollaps" -Supernova. Schließlich schießen die äußeren Schichten in den Weltraum, und was übrig bleibt, ist der kollabierte Kern, der zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch wird.