Inhalt
- TL; DR (zu lang; nicht gelesen)
- Eine riesige Gaswolke
- Ein Protostar ist ein Baby Star
- Die T-Tauri-Phase
- Hauptsequenz Sterne
- Expansion zum Roten Riesen
- Fusion schwererer Elemente
- Supernovae und Planetarische Nebel
Sterne wie die Sonne sind große Plasmakugeln, die den Raum um sie herum unweigerlich mit Licht und Wärme füllen. Sterne kommen in einer Vielzahl von Massen vor und die Masse bestimmt, wie heiß der Stern brennt und wie er stirbt.Schwere Sterne werden zu Supernovae, Neutronensternen und Schwarzen Löchern, während durchschnittliche Sterne wie die Sonne als weißer Zwerg enden, der von einem verschwindenden planetarischen Nebel umgeben ist. Alle Sterne folgen jedoch ungefähr dem gleichen siebenstufigen Lebenszyklus, der als Gaswolke beginnt und als Sternrest endet.
TL; DR (zu lang; nicht gelesen)
Die Schwerkraft verwandelt Gas- und Staubwolken in Protosterne. Aus einem Protostern wird ein Hauptreihenstern, dem irgendwann der Treibstoff ausgeht und der je nach Masse mehr oder weniger heftig zusammenbricht.
Eine riesige Gaswolke
Ein Stern beginnt sein Leben als eine große Gaswolke. Die Temperatur in der Wolke ist niedrig genug, damit sich Moleküle bilden können. Einige der Moleküle, wie Wasserstoff, leuchten auf und lassen Astronomen sie im Weltraum sehen. Der Orion-Wolkenkomplex im Orion-System ist ein nahe gelegenes Beispiel für einen Stern in dieser Lebensphase.
Ein Protostar ist ein Baby Star
Beim Ineinanderlaufen der Gaspartikel in der Molekülwolke entsteht Wärmeenergie, die es ermöglicht, dass sich in der Gaswolke ein warmer Molekülklumpen bildet. Dieser Klumpen wird als Protostern bezeichnet. Da Protosterne wärmer sind als anderes Material in der Molekülwolke, können diese Formationen mit Infrarotsicht gesehen werden. Abhängig von der Größe der Molekülwolke können sich mehrere Protosterne zu einer Wolke formen.
Die T-Tauri-Phase
In der T-Tauri-Phase beginnt ein junger Stern starke Winde zu erzeugen, die das umgebende Gas und die Moleküle wegdrücken. Dadurch wird der sich bildende Stern zum ersten Mal sichtbar. Wissenschaftler können einen Stern auf der T-Tauri-Bühne ohne die Hilfe von Infrarot- oder Radiowellen erkennen.
Hauptsequenz Sterne
Schließlich erreicht der junge Stern ein hydrostatisches Gleichgewicht, in dem seine Schwerkraftkompression durch seinen Druck nach außen ausgeglichen wird, was ihm eine feste Form verleiht. Der Stern wird dann zum Hauptreihenstern. In diesem Stadium verbringt es 90 Prozent seines Lebens damit, Wasserstoffmoleküle zu verschmelzen und in seinem Kern Helium zu bilden. Die Sonne unseres Sonnensystems befindet sich derzeit in der Hauptsequenzphase.
Expansion zum Roten Riesen
Sobald der gesamte Wasserstoff im Sternenkern in Helium umgewandelt ist, kollabiert der Kern auf sich selbst und der Stern dehnt sich aus. Wenn es sich ausdehnt, wird es zuerst ein Sub-Riesen-Stern, dann ein roter Riese. Rote Riesen haben kühlere Oberflächen als Hauptreihensterne; und aus diesem Grund erscheinen sie eher rot als gelb. Wenn der Stern massiv genug ist, kann er groß genug werden, um als Überriese eingestuft zu werden.
Fusion schwererer Elemente
Während der Expansion beginnt der Stern, Heliummoleküle in seinem Kern zu verschmelzen, und die Energie dieser Reaktion verhindert, dass der Kern kollabiert. Sobald die Heliumfusion beendet ist, schrumpft der Kern und der Stern beginnt Kohlenstoff zu schmelzen. Dieser Vorgang wiederholt sich, bis Eisen im Kern zu erscheinen beginnt. Die Eisenfusion absorbiert Energie, so dass das Vorhandensein von Eisen den Kern zum Kollabieren bringt. Wenn der Stern massereich genug ist, erzeugt die Implosion eine Supernova. Kleinere Sterne wie die Sonne ziehen sich friedlich zu weißen Zwergen zusammen, während ihre äußeren Hüllen als planetarische Nebel abstrahlen.
Supernovae und Planetarische Nebel
Eine Supernova-Explosion ist eines der hellsten Ereignisse im Universum. Das meiste Material der Sterne wird in den Raum geblasen, aber der Kern implodiert schnell in einen Neutronenstern oder eine Singularität, die als Schwarzes Loch bekannt ist. Weniger massive Sterne explodieren nicht so. Ihre Kerne ziehen sich zu winzigen, heißen Sternen zusammen, die als weiße Zwerge bezeichnet werden, während das äußere Material wegschwimmt. Sterne, die kleiner als die Sonne sind, haben nicht genug Masse, um während ihrer Hauptsequenz mit etwas anderem als einem roten Schein zu brennen. Diese roten Zwerge, die schwer zu erkennen sind, aber die am häufigsten vorkommenden Sterne sind, können Billionen von Jahren brennen. Astronomen vermuten, dass einige rote Zwerge seit kurz nach dem Urknall in ihrer Hauptsequenz waren.