Leben in der Hauptsequenz: Wie sich Sterne entwickeln

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

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

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

Astronomen sortieren Sterne in einer Reihe von "Behältern" anhand der folgenden Eigenschaften: Temperatur, Masse, chemische Zusammensetzung usw. Aufgrund ihrer Temperatur, Helligkeit (Leuchtkraft), Masse und Chemie wird die Sonne als mittleren Alters eingestuft Star das ist in einer Periode seines Lebens die "Hauptsequenz" genannt.

Praktisch alle Stars verbringen den größten Teil ihres Lebens mit dieser Hauptsequenz, bis sie sterben. manchmal sanft, manchmal heftig.

Die grundlegende Definition dessen, 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 Wasserstoffgaswolke unter der Schwerkraft zusammenzieht (zusammenzieht). Dadurch entsteht ein dichter, heißer Protostern in der Mitte der Wolke. Das wird der Kern des Sterns.

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, der als Kernfusion bezeichnet wird. Das ist der Punkt, an dem ein Stern geboren wird. Der Stern stabilisiert sich und erreicht einen Zustand, der als "hydrostatisches Gleichgewicht" bezeichnet wird, wenn die Strahlung nach außen gerichtet ist Der Druck vom Kern wird durch die immensen Gravitationskräfte des Sterns ausgeglichen, der versucht, zusammenzufallen selbst. Wenn alle diese Bedingungen erfüllt sind, befindet sich der Stern "in der Hauptsequenz" und macht sein Leben damit, Wasserstoff in seinem Kern zu Helium zu machen.

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 als 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. Dies nimmt es schneller von der Hauptsequenz als ein Stern mit geringerer Masse, der seinen Treibstoff langsamer verbraucht.

Wenn den Sternen der Wasserstoff ausgeht, beginnen sie, Helium in ihren Kernen zu verschmelzen. Dies ist, wenn sie die Hauptsequenz verlassen. Sterne mit hoher Masse werden rote Überriesenund dann entwickeln, um zu werden blaue Überriesen. Es schmilzt Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff. Dann beginnt es, diese zu Neon zu verschmelzen und so weiter. Grundsätzlich wird der Stern zu einer Fabrik zur Erzeugung chemischer Stoffe, in der die Fusion nicht nur im Kern, sondern auch in den den Kern umgebenden Schichten stattfindet.

Schließlich versucht ein sehr massereicher Stern, Eisen zu schmelzen. 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 auf ihren Spuren. Wenn dies geschieht, fallen die äußeren Schichten des Sterns in den Kern ein. Es geht ziemlich schnell. Die Außenkanten des Kerns fallen zuerst mit einer erstaunlichen Geschwindigkeit von etwa 70.000 Metern pro Sekunde ein. Wenn das auf den Eisenkern trifft, springt alles wieder heraus 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 sprengen die äußeren Schichten in den Weltraum, und was übrig bleibt, ist der kollabierte Kern, der zu einem wird Neutronenstern oder schwarzes Loch.

Sterne mit Massen zwischen einer halben Sonnenmasse (dh der halben Sonnenmasse) und etwa acht Sonnenmassen verschmelzen Wasserstoff zu Helium, bis der Brennstoff verbraucht ist. An diesem Punkt wird der Stern ein roter Riese. Der Stern beginnt, Helium zu Kohlenstoff zu verschmelzen, und die äußeren Schichten dehnen sich aus, um den Stern in einen pulsierenden gelben Riesen zu verwandeln.

Wenn der größte Teil des Heliums verschmolzen ist, wird der Stern wieder zu einem roten Riesen, sogar noch größer als zuvor. Die äußeren Schichten des Sterns dehnen sich in den Raum aus und erzeugen eine Planetennebel. Der Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff bleibt in Form von a zurück weißer Zwerg.

Sterne, die kleiner als 0,5 Sonnenmassen sind, bilden ebenfalls weiße Zwerge, können jedoch aufgrund des geringen Drucks im Kern aufgrund ihrer geringen Größe kein Helium fusionieren. Daher sind diese Sterne als heliumweiße Zwerge bekannt. Wie Neutronensterne, Schwarze Löcher und Überriesen gehören diese nicht mehr zur Hauptsequenz.