STERNE: EIGENSCHAFTEN, WIE SIE GEBILDET WERDEN, LEBENSZYKLUS, STRUKTUR - WISSENSCHAFT - 2025

Ein Stern ist ein astronomisches Objekt, das aus Gas, hauptsächlich Wasserstoff und Helium, besteht und dank der Schwerkraft, die dazu neigt, es zu komprimieren, und des Drucks des Gases, das es ausdehnt, im Gleichgewicht gehalten wird.

Bei diesem Prozess erzeugt ein Stern riesige Energiemengen aus seinem Kern, in dem sich ein Fusionsreaktor befindet, der Helium und andere Elemente aus Wasserstoff synthetisiert.

Abbildung 1. Die im nördlichen Winter sichtbaren Plejaden im Sternbild Stier bilden eine Ansammlung von etwa 3.000 Sternen in 400 Lichtjahren Entfernung. Quelle: Wikimedia Commons.

Bei diesen Fusionsreaktionen bleibt die Masse nicht vollständig erhalten, sondern ein kleiner Teil wird in Energie umgewandelt. Und da die Masse eines Sterns enorm ist, selbst wenn er einer der kleinsten ist, ist auch die Energiemenge, die er pro Sekunde abgibt, enorm.

Eigenschaften der Sterne

Die Hauptmerkmale eines Sterns sind:

- Masse : sehr variabel, von einem kleinen Bruchteil der Sonnenmasse bis zu supermassiven Sternen, mit Massen, die ein Vielfaches der Sonnenmasse betragen.

- Temperatur : Es ist auch eine variable Größe. In der Photosphäre, der leuchtenden Oberfläche des Sterns, liegt die Temperatur im Bereich von 50000 bis 3000 K. In ihrer Mitte erreicht sie Millionen Kelvin.

- Farbe : eng mit Temperatur und Masse verbunden. Je heißer ein Stern ist, desto blauer ist seine Farbe und umgekehrt, je kälter er ist, desto mehr tendiert er zu Rot.

- Leuchtkraft : Dies hängt von der vom Stern abgestrahlten Leistung ab, die normalerweise nicht gleichmäßig ist. Die heißesten und größten Sterne sind die leuchtendsten.

- Größe : Es ist die scheinbare Helligkeit, die sie von der Erde aus gesehen haben.

- Bewegung : Die Sterne haben relative Bewegungen in Bezug auf ihr Feld sowie Rotationsbewegungen.

- Alter : Sterne können so alt wie das Universum sein - ungefähr 13,8 Milliarden Jahre - und so jung wie 1 Milliarde Jahre alt.

Wie bilden sich Sterne?

Die Sonne, einer der Millionen Sterne in der Milchstraße.

Sterne entstehen durch den Gravitationskollaps riesiger Wolken aus kosmischem Gas und Staub, deren Dichte ständig schwankt. Das Urmaterial in diesen Wolken ist molekularer Wasserstoff und Helium sowie Spuren aller bekannten Elemente auf der Erde.

Die Bewegung der Teilchen, aus denen diese riesige Menge an Masse besteht, die sich im Raum ausbreitet, ist zufällig. Aber hin und wieder nimmt die Dichte an einem Punkt leicht zu, was zu Kompression führt.

Der Druck des Gases neigt dazu, diese Kompression rückgängig zu machen, aber die Gravitationskraft, die die Moleküle zusammenzieht, ist etwas höher, weil die Partikel näher beieinander liegen und somit diesem Effekt entgegenwirken.

Darüber hinaus ist die Schwerkraft dafür verantwortlich, die Masse noch weiter zu erhöhen. Dabei steigt die Temperatur allmählich an.

Stellen Sie sich nun diesen Kondensationsprozess in großem Maßstab und mit der verfügbaren Zeit vor. Die Schwerkraft ist radial und die so gebildete Materiewolke hat eine sphärische Symmetrie. Es wird ein Protostern genannt.

Darüber hinaus ist diese Materiewolke nicht statisch, sondern dreht sich schnell, wenn sich das Material zusammenzieht.

Im Laufe der Zeit wird sich bei sehr hoher Temperatur und enormem Druck ein Kern bilden, der zum Fusionsreaktor des Sterns wird. Hierfür wird eine kritische Masse benötigt, aber wenn dies geschieht, erreicht der Stern das Gleichgewicht und beginnt sozusagen sein Erwachsenenleben.

Die Masse und die anschließende Entwicklung der Sterne

Die Art der Reaktionen, die im Kern auftreten können, hängt von der Masse ab, die er ursprünglich hat, und damit von der anschließenden Entwicklung des Sterns.

Bei Massen, die weniger als das 0,08-fache der Sonnenmasse betragen - ungefähr 2 x 10 30 kg -, bildet sich kein Stern, da sich der Kern nicht entzündet. Das so gebildete Objekt kühlt sich allmählich ab und die Kondensation verlangsamt sich, wodurch ein brauner Zwerg entsteht.

Wenn andererseits der Protostern zu massiv ist, erreicht er auch nicht das notwendige Gleichgewicht, um ein Stern zu werden, so dass er heftig zusammenbricht.

Die Theorie der Sternentstehung durch Gravitationskollaps geht auf den englischen Astronomen und Kosmologen James Jeans (1877-1946) zurück, der auch die Theorie des stationären Zustands des Universums vorschlug. Heute wurde diese Theorie, die besagt, dass Materie kontinuierlich erzeugt wird, zugunsten der Urknalltheorie verworfen.

Lebenszyklus der Sterne

Wie oben erläutert, werden Sterne durch den Kondensationsprozess eines Nebels aus Gas und kosmischem Staub gebildet.

Dieser Vorgang braucht Zeit. Es wird geschätzt, dass es zwischen 10 und 15 Millionen Jahren passiert, während der Stern seine endgültige Stabilität erlangt. Sobald der Druck des Expansionsgases und die Kraft der Druckschwerkraft ausgeglichen sind, tritt der Stern in die sogenannte Hauptsequenz ein.

Entsprechend seiner Masse befindet sich der Stern auf einer der Linien des Hertzsprung-Russell-Diagramms oder kurz des HR-Diagramms. Dies ist eine Grafik, die die verschiedenen Linien der Sternentwicklung zeigt, die alle von der Masse des Sterns bestimmt werden.

In dieser Grafik werden Sterne nach ihrer Leuchtkraft basierend auf ihrer effektiven Temperatur eingestuft, wie unten gezeigt:

Abbildung 2. HR-Diagramm, unabhängig erstellt von den Astronomen Ejnar Hertzsprung und Henry Russell um 1910. Quelle: Wikimedia Commons. DAS .

Stellare Evolutionslinien

Die Hauptsequenz ist der ungefähr diagonale Bereich, der durch die Mitte des Diagramms verläuft. Dort treten irgendwann die neu gebildeten Sterne entsprechend ihrer Masse ein.

Die heißesten, hellsten und massereichsten Sterne befinden sich oben und links, während sich die kühlsten und kleinsten Sterne unten rechts befinden.

Masse ist der Parameter, der die Sternentwicklung steuert, wie bereits mehrfach gesagt wurde. In der Tat verbrauchen sehr massive Sterne ihren Treibstoff schnell, während kleine, kühle Sterne wie rote Zwerge ihn langsamer verwalten.

Abbildung 3. Größenvergleich zwischen Planeten (1 und 2) und Sternen (3,4,5 und 6). Quelle: Wikimedia Commons. Dave Jarvis (https://dave.autonoma.ca/).

Für einen Menschen sind rote Zwerge praktisch ewig, noch sind keine roten Zwerge gestorben.

Angrenzend an die Hauptsequenz befinden sich die Sterne, die sich aufgrund ihrer Entwicklung zu anderen Linien bewegt haben. So sind oben die riesigen und übergroßen Sterne und unten die weißen Zwerge.

Spektraltypen

Was von fernen Sternen zu uns kommt, ist ihr Licht, und aus seiner Analyse werden viele Informationen über die Natur des Sterns erhalten. Am unteren Rand des HR-Diagramms befindet sich eine Reihe von Buchstaben, die die häufigsten Spektraltypen angeben:

OBAFGKM

Die Sterne mit der höchsten Temperatur sind O und die kältesten sind Klasse M. Jede dieser Kategorien ist wiederum in zehn verschiedene Untertypen unterteilt, die sich durch eine Zahl von 0 bis 9 unterscheiden. Zum Beispiel F5, ein Zwischenstern zwischen F0 und G0.

Die Klassifikation von Morgan Keenan fügt dem Spektraltyp die Leuchtkraft des Sterns hinzu, mit römischen Ziffern von I bis V. Auf diese Weise ist unsere Sonne ein Stern vom Typ G2V. Es sollte beachtet werden, dass es angesichts der großen Variabilität der Sterne andere Klassifikationen für sie gibt.

Jede Spektralklasse hat eine scheinbare Farbe gemäß dem HR-Diagramm in der Abbildung. Es ist die ungefähre Farbe, die ein Beobachter ohne Instrumente oder höchstens ein Fernglas in einer sehr dunklen und klaren Nacht sehen würde.

Hier ist eine kurze Beschreibung seiner Eigenschaften nach den klassischen Spektraltypen:

Typ O.

Es sind blaue Sterne mit violetten Farbtönen. Sie befinden sich in der oberen linken Ecke des HR-Diagramms, dh sie sind groß und hell sowie haben hohe Oberflächentemperaturen zwischen 40.000 und 20.000 K.

Beispiele für diese Art von Stern sind Alnitak A aus dem Gürtel des Sternbilds Orion, das in den nördlichen Winternächten sichtbar ist, und Sigma-Orionis in derselben Sternbild.

Abbildung 4. Die drei Sterne des Oriongürtels. Von links nach rechts Alnitak, Alnilam und Mintaka. Zusätzlich neben Alnitak die Flammen- und Pferdekopfnebel. Quelle: Wikimedia Commons.

Typ B.

Sie sind mit bloßem Auge leicht zu sehen. Seine Farbe ist weiß-blau mit Oberflächentemperaturen zwischen 10.000 und 7000 K. Sirius A, ein Doppelstern im Sternbild Canis Major, ist ein Stern vom Typ A, ebenso wie Deneb, der hellste Stern im Schwan.

Typ F.

Sie sehen weiß aus und tendieren zu gelb, die Oberflächentemperatur ist sogar niedriger als die des vorherigen Typs: zwischen 7000 und 6000 K. Der Polarstern Polaris aus dem Sternbild Ursa Minor gehört zu dieser Kategorie, ebenso wie Canopus, der hellste Stern des Sternbildes Carina, weit südlich der nördlichen Hemisphäre sichtbar, im nördlichen Winter.

Typ G.

Sie sind gelb und ihre Temperaturen liegen zwischen 6000 und 4800 K. Unsere Sonne fällt in diese Kategorie.

Typ K

Im Prinzip ist es nicht einfach, die innere Struktur eines Sterns herauszufinden, da die meisten von ihnen sehr weit entfernte Objekte sind.

Dank der Untersuchung der Sonne, des nächsten Sterns, wissen wir, dass die meisten Sterne aus gasförmigen Schichten mit sphärischer Symmetrie bestehen, in deren Zentrum sich ein Kern befindet, in dem die Fusion stattfindet. Dies nimmt mehr oder weniger 15% des Gesamtvolumens des Sterns ein.

Um den Kern herum befindet sich eine Schicht wie ein Mantel oder eine Hülle und schließlich die Atmosphäre des Sterns, dessen Oberfläche als äußere Grenze betrachtet wird. Die Art dieser Schichten ändert sich mit der Zeit und der Entwicklung des Sterns.

In einigen Fällen schwillt der Stern an einem Punkt an, an dem Wasserstoff, sein Hauptkernbrennstoff, ausgeht, und stößt dann seine äußersten Schichten in den Weltraum aus. Er bildet einen sogenannten planetarischen Nebel, in dessen Zentrum der bloße Kern verbleibt. im Folgenden als weißer Zwerg bekannt.

Genau in der Hülle des Sterns findet der Energietransport vom Kern zu den äußeren Schichten statt.

Abbildung 5. Die Schichten der Sonne, der am besten untersuchte Stern von allen. Quelle: Wikimedia Commons.

Arten von Sternen

In dem Abschnitt über Spektraltypen wurden die derzeit bekannten Sterntypen sehr allgemein erwähnt. Dies in Bezug auf die Eigenschaften, die durch die Analyse seines Lichts entdeckt wurden.

Aber während ihrer gesamten Entwicklung bewegen sich die meisten Sterne auf der Hauptsequenz und verlassen sie auch, wobei sie sich in anderen Zweigen befinden. Nur rote Zwergsterne bleiben ihr ganzes Leben in der Hauptsequenz.

Es gibt andere Arten von Sternen, die häufig erwähnt werden und die wir kurz beschreiben:

Zwergsterne

Es ist ein Begriff, der verwendet wird, um sehr unterschiedliche Arten von Sternen zu beschreiben, die andererseits ihre geringe Größe gemeinsam haben. Einige Sterne haben eine sehr geringe Masse, andere, die mit einer viel höheren Masse geboren wurden, werden zu Lebzeiten zu Zwergen.

Tatsächlich sind Zwergsterne die am häufigsten vorkommende Art von Sternen im Universum, daher lohnt es sich, ein wenig über ihre Eigenschaften nachzudenken:

Braune Zwerge

Sie sind Protosterne, deren Masse nicht ausreichte, um den Kernreaktor zu starten, der einen Stern zur Hauptsequenz treibt. Sie können als auf halbem Weg zwischen einem Gasriesenplaneten wie Jupiter und einem roten Zwergstern betrachtet werden.

Da ihnen eine stabile Energiequelle fehlt, sind sie dazu bestimmt, langsam abzukühlen. Ein Beispiel für einen Braunen Zwerg ist Luhman 16 im Sternbild Vela. Dies hindert die Planeten jedoch nicht daran, sie zu umkreisen, da bisher mehrere entdeckt wurden.

Rote Zwerge

Abbildung 6. Vergleichsgröße zwischen der Sonne, dem Roten Zwerg Gliese 229A, den Braunen Zwergen Teide 1 und Gliese 229 B und dem Planeten Jupiter. Quelle: NASA über Wikimedia Commons.

Ihre Masse ist klein, weniger als die der Sonne, aber ihr Leben verläuft in der Hauptsequenz, weil sie ihren Treibstoff sorgfältig ausgeben. Aus diesem Grund sind sie auch kälter, aber sie sind die am häufigsten vorkommende Art von Sternen und auch die längste von allen.

Weiße Zwerge

Es ist der Rest eines Sterns, der die Hauptsequenz verließ, als der Brennstoff in seinem Kern ausging und anschwoll, bis er zu einem roten Riesen wurde. Danach wirft der Stern seine äußeren Schichten ab, reduziert seine Größe und lässt nur den Kern übrig, der der weiße Zwerg ist.

Das Stadium der weißen Zwerge ist nur eine Phase in der Entwicklung aller Sterne, die weder rote Zwerge noch blaue Riesen sind. Letztere, die so massiv sind, neigen dazu, ihr Leben in kolossalen Explosionen zu beenden, die Nova oder Supernova genannt werden.

Der Stern IK Pegasi ist ein Beispiel für einen weißen Zwerg, ein Schicksal, das in vielen Millionen Jahren auf unsere Sonne warten könnte.

Blaue Zwerge

Sie sind hypothetische Sterne, das heißt, ihre Existenz wurde noch nicht bewiesen. Es wird jedoch angenommen, dass sich rote Zwerge schließlich in blaue Zwerge verwandeln, wenn ihnen der Treibstoff ausgeht.

Schwarze Zwerge

Es sind alte weiße Zwerge, die sich vollständig abgekühlt haben und kein Licht mehr abgeben.

Gelbe und orangefarbene Zwerge

Sterne mit einer Masse, die mit der der Sonne vergleichbar oder kleiner ist, aber immer größer als die der Roten Zwerge, werden manchmal so genannt.

Neutronensterne

Dies ist die letzte Phase im Leben eines Überriesensterns, in der er bereits seinen Kernbrennstoff verbraucht hat und eine Supernova-Explosion erleidet. Durch die Explosion wird der Kern des Reststerns unglaublich kompakt, bis Elektronen und Protonen zu Neutronen verschmelzen.

Ein Neutronenstern ist so, aber so dicht, dass er in einer Kugel mit einem Durchmesser von etwa 10 km bis zu doppelt so viel Sonnenmasse enthalten kann. Da sein Radius so stark abgenommen hat, erfordert die Erhaltung des Drehimpulses eine höhere Drehzahl.

Aufgrund ihrer Größe werden sie durch die intensive Strahlung erfasst, die sie in Form eines Strahls abgeben, der sich schnell neben dem Stern dreht und einen sogenannten Pulsar bildet.

Beispiele für Sterne

Obwohl Sterne wie Lebewesen Gemeinsamkeiten haben, ist die Variabilität enorm. Wie man gesehen hat, gibt es riesige und übergroße Sterne, Zwerge, Neutronen, Variablen von großer Masse, von enormer Größe, näher und weiter entfernt:

- Der hellste Stern am Nachthimmel ist Sirius im Sternbild Canis Major.

Abbildung 7. Sirius im Sternbild Canis Major, etwa 8 Lichtjahre entfernt, ist der hellste Stern am Nachthimmel. Quelle: Pixabay.

-Próxima Centauri ist der der Sonne am nächsten liegende Stern.

- Der hellste Stern zu sein bedeutet nicht, der hellste zu sein, denn die Entfernung zählt sehr. Der leuchtendste bekannte Stern ist auch der massereichste: R136a1, der zur großen Magellanschen Wolke gehört.

-Die Masse von R136a1 ist das 265-fache der Masse der Sonne.

-Der Stern mit der größten Masse ist nicht immer der größte. Der bisher größte Stern ist UY Scuti im Sternbild Schild. Sein Radius ist ungefähr 1708-mal größer als der Radius der Sonne (der Radius der Sonne beträgt 6,96 x 108 Meter).

-Der bisher schnellste Stern war US 708, der sich mit 1200 km / s bewegt. Kürzlich wurde jedoch ein weiterer Stern entdeckt, der ihn übertrifft: S5-HVS1 des Sternbildkrans mit einer Geschwindigkeit von 1700 km / s. Es wird angenommen, dass der Schuldige das supermassereiche Schwarze Loch Schütze A im Zentrum der Milchstraße ist.

Verweise

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