7 Hauptstadien eines Sterns

Sterne wie die Sonne sind große Plasmakugeln, die unweigerlich den Raum um sie herum mit Licht und Wärme füllen. Sterne gibt es in einer Vielzahl von Massen, und die Masse bestimmt, wie heiß der Stern brennt und wie er stirbt. Schwere Sterne verwandeln sich in Supernovae, Neutronensterne und Schwarze Löcher, während durchschnittliche Sterne wie die Sonne ihr Leben als Weißer Zwerg beenden, umgeben von einem verschwindenden planetarischen Nebel. Alle Sterne folgen jedoch ungefähr dem gleichen grundlegenden siebenstufigen Lebenszyklus, der als Gaswolke beginnt und als Sternrest endet.

TL; DR (zu lang; nicht gelesen)

Die Schwerkraft verwandelt Gas- und Staubwolken in Protosterne. Aus einem Protostern wird ein Hauptreihenstern, dem irgendwann der Treibstoff ausgeht und er je nach Masse mehr oder weniger heftig kollabiert.

Ein Stern beginnt sein Leben als eine große Gaswolke. Die Temperatur im Inneren der Wolke ist niedrig genug, damit sich Moleküle bilden können. Einige der Moleküle, wie zum Beispiel Wasserstoff, leuchten auf und ermöglichen es Astronomen, sie im Weltraum zu sehen. Der Orion-Wolkenkomplex im Orion-System dient als naheliegendes Beispiel für einen Stern in dieser Lebensphase.

Beim Aufeinanderlaufen der Gaspartikel in der Molekülwolke entsteht Wärmeenergie, die die Bildung eines warmen Molekülklumpens in der Gaswolke ermöglicht. Dieser Klumpen wird als Protostar bezeichnet. Da Protosterne wärmer sind als andere Materialien in der Molekülwolke, können diese Formationen mit Infrarotsicht gesehen werden. Je nach Größe der Molekülwolke können sich mehrere Protostars zu einer Wolke bilden.

Im T-Tauri-Stadium beginnt ein junger Stern starke Winde zu erzeugen, die das umgebende Gas und die Moleküle wegdrücken. Dadurch wird der sich bildende Stern erstmals sichtbar. Wissenschaftler können einen Stern im T-Tauri-Stadium ohne die Hilfe von Infrarot- oder Radiowellen erkennen.

Schließlich erreicht der junge Stern ein hydrostatisches Gleichgewicht, in dem seine Gravitationskompression durch seinen Außendruck ausgeglichen wird, was ihm eine feste Form verleiht. Der Stern wird dann zum Hauptreihenstern. In diesem Stadium verbringt es 90 Prozent seines Lebens damit, Wasserstoffmoleküle zu fusionieren und in seinem Kern Helium zu bilden. Die Sonne unseres Sonnensystems befindet sich derzeit in ihrer Hauptsequenzphase.

Sobald der gesamte Wasserstoff im Kern des Sterns in Helium umgewandelt ist, kollabiert der Kern in sich selbst, wodurch sich der Stern ausdehnt. Wenn er sich ausdehnt, wird er zuerst ein Unterriesenstern, dann ein roter Riese. Rote Riesen haben kühlere Oberflächen als Hauptreihensterne; Aus diesem Grund erscheinen sie eher rot als gelb. Wenn der Stern massiv genug ist, kann er groß genug werden, um als Überriese eingestuft zu werden.

Während er sich ausdehnt, beginnt der Stern, Heliummoleküle in seinem Kern zu verschmelzen, und die Energie dieser Reaktion verhindert, dass der Kern zusammenbricht. Sobald die Heliumfusion endet, schrumpft der Kern und der Stern beginnt, Kohlenstoff zu verschmelzen. Dieser Vorgang wiederholt sich, bis Eisen im Kern auftaucht. Die Eisenfusion absorbiert Energie, so dass das Vorhandensein von Eisen zum Kollabieren des Kerns führt. Wenn der Stern massiv genug ist, erzeugt die Implosion eine Supernova. Kleinere Sterne wie die Sonne ziehen sich friedlich zu Weißen Zwergen zusammen, während ihre äußeren Hüllen als planetarische Nebel abstrahlen.

Eine Supernova-Explosion ist eines der hellsten Ereignisse im Universum. Das meiste Material des Sterns wird in den Weltraum geblasen, aber der Kern implodiert schnell zu einem Neutronenstern oder einer Singularität, die als Schwarzes Loch bekannt ist. Weniger massereiche Sterne explodieren nicht so. Ihre Kerne ziehen sich zu winzigen, heißen Sternen zusammen, die als Weiße Zwerge bezeichnet werden, während das äußere Material abdriftet. Sterne, die kleiner als die Sonne sind, haben nicht genug Masse, um während ihrer Hauptreihe mit etwas anderem als einem roten Glühen zu brennen. Diese Roten Zwerge, die schwer zu erkennen sind, aber möglicherweise die häufigsten Sterne da draußen sind, können Billionen von Jahren brennen. Astronomen vermuten, dass sich einige Rote Zwerge seit kurz nach dem Urknall in ihrer Hauptreihe befinden.