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Die Masse eines Sterns ist die einzige Eigenschaft, die das Schicksal des Himmelskörpers bestimmt. Sein Verhalten am Lebensende hängt ausschließlich von seiner Masse ab. Für leichte Sterne kommt der Tod leise, ein roter Riese häutet sich ab und lässt den dämmernden weißen Zwerg zurück. Aber das Finale für einen schwereren Stern kann ziemlich explosiv sein!
Kategoriedefinition
••• Yuriy Mazur / iStock / Getty ImagesMittlere Sterne sind solche, die zu groß sind, um als weiße Zwerge zu enden, und zu klein, um als schwarze Löcher zu gelten, und ihre letzten Jahre als Neutronensterne verbringen. Wissenschaftler haben beobachtet, dass diese Kategorie eine Untergrenze von knapp über 1,4 Sonnenmassen und eine Obergrenze in der Nähe von 3,2 Sonnenmassen aufweist. (Eine "Sonnenmasse" ist eine Maßeinheit, die ungefähr der Masse unserer Sonne entspricht.)
Protostar
Die Größe eines Sterns wird dadurch bestimmt, wie viel Materie in seinem Elternnebel verfügbar ist. Diese Staub- und Gaswolke beginnt aufgrund der Schwerkraft auf sich selbst zu fallen und bildet in ihrem Zentrum eine zunehmend heiße, helle und dichte Masse: einen Protostern.
Hauptsequenz
••• Stocktrek Images / Stocktrek Images / Getty ImagesWenn der Protostern ausreichend heiß und dicht ist, beginnt der Prozess der Wasserstofffusion in seinem Kern. Die Fusion erzeugt genügend Strahlungsdruck, um der Schwerkraft entgegenzuwirken. somit hört der Gravitationskollaps auf. Der Protostern ist in seiner Hauptsequenzphase zum eigentlichen Stern geworden. Der Stern wird den größten Teil seiner Lebensdauer in dieser Zeit der Stabilität verbringen und über Millionen von Jahren Licht und Wärme durch die Fusion von Wasserstoff zu Helium erzeugen.
Roter Riese
Wenn dem Sternenkern der Wasserstoff ausgeht, herrscht wieder Schwerkraft - bis die Temperaturen hoch genug sind, um eine Heliumfusion zu ermöglichen, die den zur Stabilisierung der Dinge erforderlichen Druck nach außen erzeugt. Wenn kein Helium mehr vorhanden ist, beginnt der Zyklus erneut. Der Kern oszilliert somit zwischen Kompressions- und Gleichgewichtszuständen, wenn zunehmend Hochtemperatur-Fusionsreaktionen stattfinden. Unterdessen bewirkt die extreme Hitze, dass sich die äußere Schicht oder "Hülle" des Sterns auf einen Radius ausdehnt, der mit dem der Erdumlaufbahn vergleichbar ist. In einem so großen Abstand vom Kern kühlt sich die Hülle ab, dass sie rot wird. Der Stern ist jetzt ein roter Riese.
Supernova
••• pixelparticle / iStock / Getty ImagesKernreaktionen hören für immer auf, wenn der Kern des Sterns zu Eisen reduziert wird; Dieses Element wird ohne zusätzliche Energieversorgung nicht verschmelzen. Der Gravitationskollaps setzt sich katastrophal mit einer Kraft fort, die stark genug ist, um die Kerne der Atome, aus denen der Kern besteht, zu zerstören. Dies erzeugt so viel Energie, dass die Explosion den Himmel für Lichtjahre in alle Richtungen dominiert. Der Stern hat Supernova gegangen.
Neutronenstern
Inzwischen ist das, was vom Stern übrig ist, auf einen Durchmesser von nicht mehr als ein paar Kilometern geschrumpft - ungefähr so groß wie eine Stadt. Bei dieser Dichte reicht der nach außen gerichtete Druck, der von Protonen und Neutronen erzeugt wird, die auf Kompression reagieren, schließlich aus, um die Schwerkraft anzuhalten. Der Stern ist so dicht, dass er, wenn Sie einen Teelöffel seines Materials auf die Erde bringen könnten, eine Billion Tonnen wiegen würde. Es dreht sich bis zu 30 Mal pro Sekunde und weist ein sehr großes Magnetfeld auf. Es ist ein Neutronenstern, die letzte Stufe eines mittelgroßen Sternenlebenszyklus.