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Stellare Evolution

Stellare Evolution

Kein Astronom war jemals in der Lage, das Leben eines Sterns von der Geburt bis zum Tod zu verfolgen. Die Zeiten, in denen dieser Zyklus stattfindet, liegen in der Größenordnung von Milliarden von Jahren. Bei der Beobachtung neugeborener Sterne am Himmel, die jung, reif und nahe am Ende sind, war es jedoch möglich, eine Vorstellung von den verschiedenen Stadien der Sternentwicklung zu haben.

Zu diesem Zweck wurden verschiedene Theorien formuliert, und es war möglich, ein Bild des existenziellen Zyklus der Sterne zu zeichnen.

Jeder Stern hat seinen Ursprung in Sternmaterie in Form von Gasen und Stäuben, die ein wenig im gesamten Universum verteilt sind. Wenn physikalische Phänomene auftreten, die die Dynamik dieser Materie beeinflussen, können sie in Form von Kügelchen kondensiert werden, die den Embryo eines Sterns bilden.

Ein solches Phänomen wäre in einem der Spiralarme unserer Galaxie aufgetreten, in dem sich eine große interstellare Wolke in so viele Kügelchen aufspaltete, dass so viele Sterne lebendig wurden: eine davon ist die Sonne. In jedem Kügelchen a Kern der zentralen Anziehungskraft, die als Anspruch auf die Sache wirkt, die es gibt. Die fortschreitende Konzentration erzeugt Wärme und der Kern geht von einer Temperatur von einigen zehn Kelvin Grad (ungefähr -250 Grad C bis 1000 Grad Kelvin).

In dieser Phase beginnt der Protostern im Infrarot zu strahlen und kann instrumentell wahrgenommen werden. Phänomene dieser Art werden in einigen fernen Nebeln der Kindheit beobachtet. Diese Lebensphase eines Sterns entwickelt sich wie die gesamte Dauer seines Evolutionszyklus in Zeiten, die von der Menge des Materials abhängen, aus dem der Stern stammt: Je größer die Masse des Protostellarnebels ist, desto schneller Es ist das Leben des Sterns. Die Kindheit eines Sterns ist eine Zeit, die von großen Turbulenzen und Instabilitäten geprägt ist.

Wenn man den Vorgang des Hinzufügens von Materie um das Anziehungszentrum fortsetzt, steigt die Temperatur an. Wenn es Werte von einigen Millionen Kelvin erreicht, beginnen die ersten Kernfusionsreaktionen und die Emission von Lichtstrahlung: Der Stern leuchtet auf. Voraussetzung für nukleare Reaktionen ist jedoch, dass die Masse des Protosterns mindestens ein Zehntel der Masse der Sonne beträgt.

In den Sternen mittlerer Größe wird als grundlegender Kernzyklus das sogenannte Proton-Proton gebildet, das zur Umwandlung von Wasserstoff in Helium unter Freisetzung großer Energiemengen bei Temperaturen von nicht mehr als 15 Millionen Grad K führt.

In den festeren, festeren Sternen werden effizientere thermonukleare Reaktionen durchgeführt: der sogenannte Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff-Zyklus mit Temperaturen über 15 Millionen Grad K.

Dann kommt die Reife. Diese Phase unterscheidet sich auch nach mittelschweren Sternen wie der Sonne oder massereicher als er. Im ersten Fall ist die Reife eine lange Zeitspanne von ungefähr zehn Milliarden Jahren, in der der Stern durch die Proton-Proton-Kernreaktion Energie stabil abgibt. Bei massereicheren Sternen, zum Beispiel ein Dutzend Mal mehr als die Sonne, dauert die Reifephase kaum 10 Millionen Jahre, wobei der Stern eine zehntausend Mal größere Leuchtkraft hat als die Sonne.

Das Ende des Kernbrennstoffs markiert auch den Abschluss der Stabilitätsperiode eines Sterns und den Beginn komplexerer Perioden, die dazu führen, dass der Stern seine physikalischen Eigenschaften radikal ändert. Der Kern zieht sich zusammen, die zentrale Temperatur steigt weiter an, die äußeren Schichten dehnen sich übermäßig aus und der Stern wird zu einem der sogenannten roten Riesen. Es wird erwartet, dass sich die Sonne so lange ausdehnt, bis die Erde verschluckt ist. Kernfusionsprozesse werden weiterhin zunehmend schwerere Elemente betreffen.

Auf der Bühne des Roten Riesen angekommen, nimmt ein Stern durch aufeinanderfolgende Kontraktionen des Kerns weiterhin Energie auf. Die dabei entstehenden hohen Temperaturen bestimmen jedoch die zerstörerischen Austreibungen der äußersten Schichten; Der Stern zerstreut seine Materie in den Weltraum und erzeugt so einen typischen planetarischen Nebel, der im Sternbild der Leier beobachtet wird.

Nach diesen Phänomenen ist vom Stern nichts mehr übrig als ein kleiner inerter Kern bei fortschreitender Abkühlung. Die Sonne wird ihre Existenz beenden, indem sie ein weißer Zwerg wird. Anders ist wiederum die Agonie der Sterne, die massiver ist als die der Sonne. Sie beenden ihr Leben mit einer großen Explosion und werden zu dem, was Astronomen Supernova nennen, zu den Sternen, die für kurze Zeit enorme Mengen an Licht aussenden und Strahlung, und dann dauerhaft ausschalten.

In einigen Fällen ist der Restkern dieser Sterne an einem Zusammenbruch der Materie beteiligt, der die kosmische Innereien in ein paradoxes Objekt verwandelt: Daraus entstehen überladene Sterne wie Neutronensterne, in denen ein einziger Zentimeter Materie wiegt so viel wie die Erde oder sogar Sterne, die so massereich sind, dass die Anziehungskraft der Schwerkraft nicht einmal das Licht entweichen lässt. Es heißt Schwarze Löcher.

Die wichtigsten physikalischen Entwicklungen, die den Lebenszyklus eines Sterns begleiten, dh die Schwankungen der Temperatur und Leuchtkraft des Sterns in verschiedenen Altersstufen, werden von Astronomen in einer sehr berühmten Grafik dargestellt, die als Hertzsprung-Russel-Diagramm des Namens der beiden Gelehrten bezeichnet wird Sie bauten es unabhängig voneinander zu Beginn des 20. Jahrhunderts.


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