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Sternentstehung – Das nukleare Feuer beginnt zu brennen.
Sterne werden aus interstellarem Gas und Staub gebildet (In der Astronomie ist das interstellare Medium die Materie, die im Raum zwischen den Sternensystemen einer Galaxie existiert) – Wolken, auch bekannt als Nebel. Ein genauerer Blick auf die Bilder von hellen Nebeln zeigt oft kleine dunkle Blasen, die nach ihrem Entdecker, dem amerikanischen Astronauten Bart J. Bo, BOK-Globuli benannt sind (in der Astronomie sind Bok-Globuli isoliert und relativ kleine Dunkelnebel, die dichten kosmischen Staub und Gas enthalten, aus dem sich Sterne bilden können). Sie senden Infrarot- und Radiostrahlung aus, was darauf hinweist, dass sie die Geburtsorte von Sternen sind.
Kurz nach der Entstehung des Universums, als die Materie noch eine Temperatur von vielen hunderttausend Grad hatte, konnten sich keine Sterne bilden. Mit der zunehmenden Ausdehnung des Raumes (Die metrische Ausdehnung des Raumes ist die Vergrößerung des Abstandes zwischen zwei entfernten Teilen des Universums mit der Zeit), jedoch kühlt Wasserstoff ab. Etwa zwei Milliarden Jahre nach dem Urknall entstanden die Protogalaxien (in der physikalischen Kosmologie ist eine Protogalaxie, die man auch “Ur-Galaxie” nennen könnte, eine Gaswolke, die sich zu einer Galaxie formt), in der sich das Gas zu Nebelwolken verdichtete. An einigen Stellen stieg die Dichte de
s Gases auf eine Konzentration von Milliarden von Molekülen pro Kubikmeter an. Diese Dichte, obwohl sie immer noch weit unter der des besten Vakuums liegt, das jemals in einem Labor erzeugt wurde, erlaubte es der Schwerkraft, die Materie noch weiter zu komprimieren.
Während dieser Veranstaltung erwärmten sich die Zentren jedes Globus wie die Luft, die einen Autoreifen aufbläst. In allen Blasen erreichte die Temperatur Werte, bei denen die Moleküle zunächst abgebaut und später durch den Verlust der äußeren Elektronen sogar ionisiert wurden. Mit der Aufnahme neuer Materie nahm der Druck auf die zentrale Region weiter zu.
Dieser Protostern hat bereits große Mengen an Energie produziert, obwohl noch keine Kernreaktionen stattgefunden haben. Aber kein sichtbares Licht (Licht ist elektromagnetische Strahlung innerhalb eines bestimmten Teils des elektromagnetischen Spektrums) könnte durch die Gas- und Staubdecke in seiner Umgebung entweichen, nur Infrarotstrahlung könnte es durchdringen. Gleichzeitig wurde die Situation im Kern des Protosterns kritisch. Hier war die Dichte milliardenfach gestiegen und die Temperatur hatte Werte von 10 Millionen Kelvin und mehr erreicht. Die positiv geladenen Wasserstoffatome des Kerns, die keine Elektronen mehr hatten, wurden so stark komprimiert, dass sie die hohen elektrischen Abstoßungskräfte überwanden und kollidierten. Der Wasserstoff wurde zu Helium , der Protostern (Ein Protostern ist ein sehr junger Stern, der noch Masse aus seiner molekularen Mutterwolke sammelt) zu einem echten Stern.
Jeder Heliumkern hatte etwas weniger Masse als der Wasserstoff, aus dem er gebildet wurde. Die verschwundene Masse wurde nach der Formel E = mc2 in Energie umgewandelt (In der Physik besagt die Masse-Energie-Äquivalenz, dass alles, was Masse hat, eine äquivalente Menge an Energie hat und umgekehrt, wobei diese fundamentalen Größen durch Albert Einsteins berühmte Formel:), die von Einstein entdeckt wurde, direkt miteinander in Beziehung stehen. Um diesen enormen Energiemengen aus dem Kern zu entkommen, stieg die Temperatur dort noch weiter an. Nur seine große Masse verhinderte, dass er zu diesem Zeitpunkt explodierte. Als die Strahlung schließlich ihren Ausweg fand, begann sie mit der Konvektion (Konvektion ist die Bewegung von Molekülgruppen in Flüssigkeiten wie Flüssigkeiten oder Gasen und in Rheiden). Das tief liegende Gas wurde erhitzt, an die Oberfläche abgekühlt und sank wieder, um den Kreislauf neu zu starten. Der junge Stern blies seine Hülle aus Gas und Staub weg und wurde so für den Rest des Universums sichtbar.
Der gleiche Prozess der Sternbildung (Sternbildung ist der Prozess , bei dem dichte Regionen innerhalb von Molekülwolken im interstellaren Raum, manchmal auch als “Sternbaumschulen” oder “sternbildende Regionen” bezeichnet, zu Sternen verschmelzen) findet auch heute noch unverändert statt. Die Radioastronomen glauben, Teile davon in einigen Nebeln, z.B. in Orion, kurz beobachtet zu haben. Aber nicht jede Gas- und Staubwolke entwickelt sich zu einem Stern. Hat sie zu wenig Masse, reicht die Gravitationskraft nicht aus, um eine ausreichende Dichte zu erzeugen. Die Temperatur steigt nicht über den kritischen Wert, bei dem die Kernfusion beginnt. Ein “Stern”, der sich dennoch unter diesen Bedingungen bildet, wird kaum sichtbar sein und kann nur durch seine Infrarotstrahlung gefunden werden.
In unserem Gebiet der Milchstraße, besonders in den Spiralarmen, gibt es viele solcher Objekte. Sie werden Braune Zwerge genannt (Braune Zwerge sind substellare Objekte, die den Massenbereich zwischen den schwersten Gasriesen und den leichtesten Sternen von etwa 13 bis 75-80 Jupitermassen oder etwa bis etwa). Einige der gescheiterten Sterne haben nur die Größe des Planeten Jupiter (Eis: Ammoniak) und werden daher auch Jupiter genannt. Fertige Sterne tragen Merkmale der Epoche, aus der sie stammen. Die ersten Sterne nach dem Urknall (Die Urknalltheorie ist das vorherrschende kosmologische Modell für das Universum von den frühesten bekannten Perioden bis zu seiner späteren großräumigen Entwicklung) bestanden aus Urmaterie, Wasserstoff (Wasserstoff ist ein chemisches Element mit dem chemischen Symbol H und der Ordnungszahl 1) unter Zusatz von Helium . Spätere Generationen von Sternen entstanden aus Urmaterie, die sich mit den Resten von explodierten Sternen vermischt hatte. Sie enthalten auch schwerere Elemente als Helium , die sich vor der Explosion in alten Sternen gebildet haben. Da diese Elemente auch in der Sonne zu finden sind, gehört sie offensichtlich nicht zu den Sternen der ersten Generation.
Wenn sich mehrere Protosterne an einem Ort entwickeln, entwickeln sich die Sterne nicht einzeln, sondern in Gruppen. Sie bilden eine Gruppe von Sternen, die von der Gravitation zusammengehalten werden, mit einer gemeinsamen Bewegung und einer einzigen Bewegung, die der gemeinsamen überlagert ist.
2. Lebenslauf der Stars – Wege zur Sternentstehung
Der komplexe Lebenszyklus eines Sterns wird durch die Kernreaktion bestimmt. Kurz nach seiner Geburt aus einem Bok Glo- bule und mit dem Beginn der Kernfusion in seinem Inneren, erscheint jeder Stern in der Nähe der Hauptreihe. Der genaue Standort hängt von seiner Masse ab. Sehr kleine Sterne mit etwa einem Viertel der Sonnenmasse erscheinen als rote Zwerge vom Typ M. Die massivere Sonne begann ihr Leben auf der Hauptreihe weiter oben, noch schwerere Sterne sogar am Ende. Alle Sterne verbringen den größten Teil ihres Lebens in der Hauptreihe, während sie ihre Position nur geringfügig ändern, solange ihr Wasserstoffvorrat reicht. Inzwischen bildet sich im Inneren des Sterns ein großer Kern aus nicht reaktiver “Heliumasche”. Während die äußere Wasserstoffhülle noch “brennt”, zieht sich dieser Kern zusammen und seine Temperatur steigt. Nun verlässt der Stern die Hauptreihe.
Die Lebenserwartung eines Sterns und seine Position auf der Hauptreihe hängen von seiner Größe ab. Ein schwacher Roter Zwerg (Ein Roter Zwerg ist ein kleiner und relativ kühler Stern auf der Hauptsequenz, entweder vom Typ K oder M) entwickelt sich so langsam, dass es 2 00 Milliarden Jahre dauert, bis er die Hauptreihe verlässt; die Sonne wird ihn nach etwa 20 Milliarden Jahren verlassen. Seine Entwicklung hat einen sonnenähnlichen Stern von der Hauptserie weggeführt, der bis auf das 50-fache seiner bisherigen Größe gewachsen ist. Von da an kühlt es sich ab, rötet sich und bewegt sich nach rechts in der HRD. Mit zunehmender Größe leuchtet er heller, so dass er seine Position in der Personalentwicklung nach oben erweitert. Das Ergebnis ist ein roter Riese. Auf dieser Seite besteht das Innere des Sterns hauptsächlich aus Kohlenstoff und Säure, die bei der Verbrennung von Helium entstehen (S. 82-83). Der Stern erreicht seine letzte Lebensphase. Zuerst nimmt die Energieabgabe ab und der Stern schrumpft. Das Innere des Sterns dehnt sich jedoch wieder aus, so dass der Stern für kurze Zeit wieder ein roter Riese wird. Doch plötzlich gibt es eine Veranda: Die in der Nähe des Kerns erzeugte Energie stößt die äußere Hülle ab, der Stern ist vorübergehend von einem Gasmantel umgeben: Ein planetarer Nebel hat sich gebildet. Danach beginnt der Stern zu schrumpfen, bis nur noch ein superdichter Kern übrig bleibt, in dessen äußeren Bereichen noch Kernfusion stattfindet. Der Stern endet als Weißer Zwerg, der sich langsam abkühlt und verblasst (S. 88-8j). Nach dem Eintritt in die Hauptserie braucht ein sonnenähnlicher Stern etwa zehn Milliarden Jahre, um das Stadium eines roten Riesen zu erreichen. Massiv reichere Sterne leben freier, da die Kernfusion (in der Kernphysik ist die Kernfusion eine Reaktion, bei der zwei oder mehr Atomkerne nahe genug kommen, um einen oder mehrere verschiedene Atomkerne und subatomare Teilchen zu bilden) hier mit einer höheren Intensität stattfindet. Sterne mit fünffacher Sonnenmasse brauchen nur 70 Millionen Jahre, Sterne mit 1,5-facher Sonnenmasse nur zehn Millionen Jahre, um sich zu roten Riesen zu entwickeln.
Der Tod eines Sterns – Wenn der Treibstoff ausgeht 3.
Manche Stars beenden ihr Leben auf eindrucksvolle Weise: Eine massive Explosion wird Sie in Stücke reißen. Andere leiden weniger unter gewalttätigen Störungen des Friedens und werden im Laufe von Millionen von Jahren einfach unsichtbar. Welche Faktoren bestimmen die Art des Todes eines Sterns?
Sobald die Heliumverbrennung im Leben eines Sterns im Inneren beginnt, verlässt der Stern die Hauptreihe und beginnt sich auszudehnen. Er entwickelt sich zu einem roten Riesen (Ein roter Riese ist ein leuchtender Riesenstern mit geringer oder mittlerer Masse in einer späten Phase der Sternentwicklung), oder – wenn er sehr massiv ist – zu einem Superriesen. Später verwandelt es sich in einen sich wandelnden Stern. Er stößt seine äußeren Hüllen ab und erzeugt einen planetarischen Nebel, der bereits den Tod ankündigt.
Der einfachste Fall ist der eines Sterns, wie die Sonne , dessen Größe etwa in der Mitte zwischen den Extremen liegt. Eine “normale” wie sie führt ein gemächliches Leben. Zu Beginn seiner Entwicklung zu einem planetarischen Nebel (Ein planetarer Nebel, oft abgekürzt als PN oder Plural PNe, ist eine Art Emissionsnebel, der aus einer expandierenden, glühenden Hülle aus ionisiertem Gas besteht, das spät in ihrem Leben von alten roten Riesensternen ausgestoßen wird) ist er sehr klein und sehr heiß, weil er bereits sein Helium verbraucht hat (Helium ist ein chemisches Element mit dem Symbol He und der Ordnungszahl 2). Nach der Bildung des Nebels wird der Zentralstern noch kleiner und kühlt ab.
Um 1920 der indische Astrophysiker (Astrophysik ist der Zweig der Astronomie , der die Prinzipien der Physik und Chemie anwendet, “um die Natur der Himmelskörper und nicht ihre Positionen oder Bewegungen im Raum zu bestimmen”). Chandrasekhar untersuchte, wie sich ein solcher Zentralstern entwickelte und entwarf die Theorie der Weißen Zwerge. Er schoss von der Schrumpfung des Sterns zu einem massiven Anstieg der Schwerkraft im Zentrum und damit zu einer höheren Dichte der Materie als normal. Solche Materie wird als degeneriert bezeichnet.
Degenerierte Materie war vor der Quantentheorie unbekannt (Quantenmechanik, einschließlich der Quantenfeldtheorie, ist ein Zweig der Physik, der die fundamentale Theorie der Natur in kleinen Maßstäben und niedrigen Energien von Atomen und subatomaren Teilchen ist). Normale Materie besteht aus Atomen, deren Kerne jeweils von einem oder mehreren Elektronen umkreist werden. Die Anzahl der Elektronen hängt von der Art des Atoms ab (Ein Atom ist die kleinste Einheit der gewöhnlichen Materie, die die Eigenschaften eines chemischen Elements hat). Das Pauli-Prinzip bedeutet, dass in einem gegebenen Raum keine zwei Elektronen im gleichen Zustand sind, so dass Energie, Spin usw. nicht gleich sein können. Elektronen werden daher gezwungen, unterschiedliche Energieniveaus zu erreichen, um ihre räumliche Trennung zu gewährleisten und gleichzeitig den Zusammenbruch von Atomen und die Erhöhung der Dichte der Materie auf mehr als das 90-fache des Wertes von Wasser zu verhindern. Aufgrund der extrem hohen Temperaturen im Inneren des Sertn sind die Atome vollständig ionisiert – zerlegt in Atomkerne (Der Atomkern ist der kleine, dichte Bereich aus Protonen und Neutronen im Zentrum eines Atoms, der 1911 von Ernest Rutherford auf der Grundlage des Geiger-Marsden-Goldfolien-Experiments von 1909 entdeckt wurde) und Elektronen – und können daher stärker komprimiert werden. In einem schrumpfenden Stern wird die Materie noch stärker komprimiert. Aber nach dem Pauli-Prinzip (Das Pauli-Ausschlussprinzip ist das quantenmechanische Prinzip, das besagt, dass zwei oder mehr identische Fermionen nicht gleichzeitig den gleichen Quantenzustand innerhalb eines Quantensystems einnehmen können) gibt es keine zwei Elektronen im gleichen Zustand. Da die Elektronen immer mehr komprimiert werden, müssen sie ihre Geschwindigkeit kontinuierlich erhöhen, so dass sie einen Druck aufbauen, der dem Druck der Schwerkraft entgegenwirkt.
Bei Sternen mittlerer Masse (bis zu 1,4 Sonnenmassen) ist der Elektronendruck hoch genug, um eine Kompression auf mehr als einen Ton pro Kubikzentimeter (10000 mal dichter als die dichteste Materie der Erde ) im Zentrum zu verhindern. Dieser Zustand ist das erste Stadium der Degeneration, der Druck in der Sterilisation wird Degenerationsdruck genannt.
Zu diesem Zeitpunkt hat der Stern bereits seine Hülle ins All geschleudert. Das Innere ist frei und so heiß, dass es weiß leuchtet. Der Stern lebt nun als Weißer Zwerg weiter, dessen Temp. reicht für den Verlauf komplexer Kernreaktionen nicht mehr aus. Er leuchtet nur, indem er die noch in seinem Inneren vorhandene Energie freisetzt, so dass er langsam abkühlt, verblasst und sich schließlich zu einem Schwarzen Zwerg entwickelt (Ein Schwarzer Zwerg ist ein theoretischer Sternenrest, insbesondere ein Weißer Zwerg, der so weit abgekühlt ist, dass er keine nennenswerte Wärme oder Licht mehr abgibt).
Beobachtungen haben in der Tat die Existenz von Weißen Zwergen bestätigt. Im Jahre 1844 wurde die taumelnde Bewegung des Sirius einem unsichtbaren Begleiter zugeschrieben, der 1862 entdeckt wurde. Aus seiner Anziehungskraft auf Sirius berechnete man seine Masse, die ungefähr der Sonne entsprach. Da Untersuchungen des Lichts von Sirius B (Sirius (eine Romanisierung des Griechischen, Seirios), jedoch auf maximal einen %-fachen Erddurchmesser geschlossen werden konnten, ist dies ein Weißer Zwerg. Seitdem wurde der 100. Weiße Zwerg entdeckt. Wie bereits oben erwähnt, erfolgt dieser Vorgang bei allen Sternen mit max. 1,4-fache Sonnenmasse (diese Zahlen werden Chandreskahrlimit genannt). Liegt der Stern über dieser Grenze, steigt die Temperatur in seinem Kern so hoch wie die neuen, komplexeren Kernreaktionen, in deren Verlauf sogar so schwere Elemente wie Eisen entstehen. Sobald der Kern jedoch vollständig in Eisen umgewandelt ist, sind keine weiteren Kernreaktionen zur Energiegewinnung möglich. Der Druck, der den Zusammenbruch verhindert, kann nicht mehr aufrechterhalten werden. Die Gravitationskraft (Gravitation, oder Gravitation, ist ein natürliches Phänomen, durch das alle Dinge mit Masse aufeinander zu gebracht werden, einschließlich Planeten, Sterne und Galaxien) eines solchen Sterns überwindet sogar den degenerativen Druck der Elektronen; ein katastrophaler Kollaps tritt ein; nachdem der Kern eine um ein Vielfaches höhere Dichte hat als der eines Weißen Zwerges. Elektronen und Protonen kollidieren und bilden Neutronen; Neutronengas wird gebildet.
Der Kern schrumpft, bis die Geschwindigkeit der Neutronen einen ausreichenden Degenerationsdruck aufgebaut hat und einen weiteren Kollaps verhindert. Da Neutronen etwa 2000 mal schwerer sind als Elektronen, kann Neutronengas einem viel höheren Druck standhalten als Elektronengas. Der Kern ist jetzt in einem superdichten Zustand.
Der Zusammenbruch des Kerns verursacht eine Supernova-Explosion, aber es gibt eine weitere Kollapsstufe, die nur die massivsten Sterne mit mehr als der 5-fachen Sonnenmasse (Die Sonnenmasse ist eine Standardmasse in der Astronomie , die etwa 1,99 × 1030 Kilogramm entspricht) erreichen. Wenn sie zusammenbricht, durchschneidet die Gravitationskraft der äußeren Materie sogar den dichten Neutronenkern. Selbst wenn seine Schale bei einer Supernova-Explosion weggeschleudert wird, bleibt ein dunkler Rest des Kerns zurück. Da sich weder Materie noch Energie von diesem Stern wegbewegen können, entsteht ein Schwarzes Loch (Ein Schwarzes Loch ist eine Region der Raumzeit mit so starken Gravitationseffekten, dass nicht einmal Teilchen und elektromagnetische Strahlung wie Licht aus seinem Inneren entweichen können). IM Jahre 1054 beobachtet Kinn. Astronomen, dass plötzlich ein neuer Stern im Seragramm Stier erschien. So hell ausgeleuchtet, dass es auch am Tageshimmel sichtbar blieb. Dies ist die erste aufgezeichnete Explosion einer Supernova, deren Überreste heute, der Krebsnebel (Der Krebsnebel ist ein Supernovaüberrest im Sternbild Stier), Form. Seit 1604 haben wir keine so helle Supernova in unserer Milchstraße gesehen (Die Milchstraße ist die Galaxie, die unser Sonnensystem enthält). In anderen Galaxien wurden jedoch bereits 100derete entdeckt.
Supernova (Eine Supernova ist ein astronomisches Ereignis, das während der letzten Sternentwicklungsphasen des Lebens eines massiven Sterns auftritt, dessen dramatische und katastrophale Zerstörung durch eine letzte titanische Explosion gekennzeichnet ist) Typ 1 tritt auf, wenn ein Mitglied eines Doppelsterns (In der Beobachtungsastronomie, ein Doppelstern oder visuelles Doppel ist ein Paar von Sternen, die von der Erde aus gesehen nahe beieinander am Himmel erscheinen, wenn sie durch ein optisches Teleskop betrachtet werden) ist ein Weißer Zwerg. Der Weiße Zwerg absorbiert die Materie aus den äußeren Schichten seines Begleiters, die beim Aufprall verbrennt. Der Weiße Zwerg (Ein Weißer Zwerg, auch degenerierter Zwerg genannt, ist ein sternförmiger Kernrest, der hauptsächlich aus elektronenabbauender Materie besteht) wird zerstört.
Eine Supernova vom Typ 2 (Eine Supernova vom Typ II entsteht durch den schnellen Kollaps und die heftige Explosion eines massiven Sterns) tritt auf, wenn ein einzelner Stern plötzlich zusammenbricht. Berechnungen haben gezeigt, dass der Stern am Ende seiner Lebensdauer in seinem Kern Eisen produzierte. Der Eisenkern zerfiel wieder in leichtere Elemente, und Elektronen und Protonen verbanden sich zu Neutronen (Das Neutron ist ein subatomares Teilchen, Symbol oder, ohne elektrische Nettoladung und mit einer Masse, die etwas größer als die eines Protons ist). Der Kern hat sich zu einem Neutronenstern entwickelt (Ein Neutronenstern ist der kollabierte Kern eines großen Sterns). Durch sein Eigengewicht fällt der Rest der Sternmaterie auf den Kern und strahlt Energie ab.