Lebenszyklus eines kleinen Sterns

Sterne werden wirklich aus Sternenstaub geboren, und weil Sterne die Fabriken sind, die alle schweren Elemente produzieren, kommt unsere Welt und alles darin auch aus Sternenstaub.

Wolken davon, die hauptsächlich aus Wasserstoffgasmolekülen bestehen, schweben in der unvorstellbaren Kälte des Weltraums herum, bis die Schwerkraft sie zwingt, in sich zusammenzubrechen und Sterne zu bilden.

Alle Sterne sind gleich geschaffen, aber wie Menschen gibt es sie in vielen Variationen. Die wichtigste Determinante für die Eigenschaften eines Sterns ist die Menge an Sternenstaub, die an seiner Entstehung beteiligt ist.

Einige Sterne sind sehr groß und haben ein kurzes, spektakuläres Leben, während andere so klein sind, dass sie kaum genug Masse hatten, um überhaupt ein Stern zu werden, und diese haben eine extrem lange Lebensdauer. Der Lebenszyklus eines Sterns hängt, wie die NASA und andere Weltraumbehörden erklären, stark von der Masse ab.

Sterne, die ungefähr die Größe unserer Sonne haben, gelten als kleine Sterne, aber sie sind nicht so klein wie rote Zwerge, die eine Masse von etwa der Hälfte der Sonnenmasse haben und der Ewigkeit so nahe sind, wie es ein Stern kann erhalten.

Der Lebenszyklus eines massearmen Sterns wie der Sonne, der als G-Typ Hauptreihenstern (oder Gelber Zwerg) klassifiziert wird, dauert etwa 10 Milliarden Jahre. Obwohl Sterne dieser Größe keine Supernovae werden, beenden sie ihr Leben auf dramatische Weise.

Für die Sternentstehung ist die Schwerkraft verantwortlich, diese mysteriöse Kraft, die unsere Füße am Boden festklebt und die Planeten auf ihren Bahnen dreht. In den Wolken aus interstellarem Gas und Staub, die um das Universum schweben, verschmilzt die Schwerkraft Moleküle zu kleinen Klumpen, die sich von ihren Elternwolken lösen und zu Protosternen werden. Manchmal wird der Kollaps durch ein kosmisches Ereignis wie eine Supernova ausgelöst.

Aufgrund ihrer erhöhten Masse können Protosterne mehr Sternenstaub anziehen. Die Impulserhaltung bewirkt, dass die kollabierende Materie eine rotierende Scheibe bildet und die Temperatur erhöht sich aufgrund des steigenden Drucks und der kinetischen Energie, die von den angezogenen Gasmolekülen freigesetzt wird Center.

Es wird angenommen, dass mehrere Protosterne unter anderem im Orionnebel existieren. Sehr junge sind zu diffus, um sichtbar zu sein, aber sie werden schließlich undurchsichtig, wenn sie zusammenwachsen. Dabei fängt die Ansammlung von Materie Infrarotstrahlung im Kern ein, was die Temperatur und den Druck weiter erhöht und schließlich verhindert, dass mehr Materie in den Kern fällt.

Die Hülle des Sterns zieht jedoch weiterhin Materie an und wächst, bis etwas Unglaubliches passiert.

Es ist kaum zu glauben, dass die Schwerkraft, die eine vergleichsweise schwache Kraft ist, eine Kette von Ereignissen auslösen könnte, die zu einer thermonuklearen Reaktion führt, aber genau das passiert. Während der Protostern weiterhin Materie ansammelt, wird der Druck im Kern so stark, dass Wasserstoff zu Helium zu verschmelzen beginnt und der Protostern zu einem Stern wird.

Das Aufkommen der thermonuklearen Aktivität erzeugt einen intensiven Wind, der vom Stern entlang der Rotationsachse pulsiert. Material, das um den Umfang des Sterns zirkuliert, wird von diesem Wind ausgestoßen. Dies ist die T-Tauri-Phase der Sternentstehung, die durch starke Oberflächenaktivität, einschließlich Flares und Eruptionen, gekennzeichnet ist. In dieser Phase, die für einen Stern von der Größe der Sonne einige Millionen Jahre dauert, kann der Stern bis zu 50 Prozent seiner Masse verlieren.

Schließlich beginnt sich das Material um den Umfang des Sterns herum aufzulösen, und was übrig bleibt, verschmilzt zu Planeten. Der Sonnenwind lässt nach und der Stern pendelt sich in einer Phase der Stabilität auf der Hauptreihe ein. Während dieser Zeit gleicht die nach außen gerichtete Kraft, die durch die im Kern auftretende Fusionsreaktion von Wasserstoff zu Helium erzeugt wird, die nach innen gerichtete Schwerkraft aus, und der Stern verliert weder Materie noch gewinnt er an.

Die meisten Sterne am Nachthimmel sind Hauptreihensterne, denn diese Periode ist bei weitem die längste in der Lebensspanne eines jeden Sterns. Auf der Hauptreihe verschmilzt ein Stern Wasserstoff zu Helium, und zwar solange, bis sein Wasserstoff-Brennstoff aufgebraucht ist.

Die Fusionsreaktion läuft bei massereichen Sternen schneller ab als bei kleineren, so dass massereiche Sterne mit weißem oder blauem Licht heißer brennen und kürzer brennen. Während ein Stern von der Größe der Sonne 10 Milliarden Jahre hält, könnte ein supermassiver blauer Riese nur 20 Millionen Jahre halten.

Im Allgemeinen treten in Hauptreihensternen zwei Arten von thermonuklearen Reaktionen auf, aber in kleineren Sternen wie der Sonne tritt nur eine Art auf: die Proton-Proton-Kette.

Protonen sind Wasserstoffkerne, und im Kern eines Sterns bewegen sie sich schnell genug, um die elektrostatische Abstoßung zu überwinden und kollidieren, um Helium-2-Kerne zu bilden, wobei a. freigesetzt wird v-Neutrino und ein Positron dabei. Wenn ein anderes Proton mit einem neu gebildeten Helium-2-Kern kollidiert, verschmelzen sie zu Helium-3 und setzen ein Gamma-Photon frei. Schließlich kollidieren zwei Helium-3-Kerne zu einem Helium-4-Kern und zwei weiteren Protonen, die die Kettenreaktion fortsetzen, so dass die Proton-Proton-Reaktion insgesamt vier Protonen verbraucht.

Eine Teilkette, die innerhalb der Hauptreaktion auftritt, produziert Beryllium-7 und Lithium-7, aber dies sind Übergangselemente, die sich nach der Kollision mit einem Positron zu zwei Helium-4-Kernen verbinden. Eine andere Unterkette produziert Beryllium-8, das instabil ist und sich spontan in zwei Helium-4-Kerne aufspaltet. Diese Teilprozesse machen etwa 15 Prozent der gesamten Energieproduktion aus.

Die goldenen Jahre im Lebenszyklus eines Menschen sind diejenigen, in denen die Energie nachzulassen beginnt, und das gleiche gilt für einen Stern. Die goldenen Jahre für einen Stern mit geringer Masse treten auf, wenn der Stern den gesamten Wasserstoff-Brennstoff in seinem Kern verbraucht hat, und diese Periode wird auch als Post-Hauptreihenfolge bezeichnet. Die Fusionsreaktion im Kern hört auf und die äußere Heliumhülle kollabiert, wodurch thermische Energie entsteht, da potentielle Energie in der kollabierenden Hülle in kinetische Energie umgewandelt wird.

Die zusätzliche Hitze führt dazu, dass Wasserstoff in der Hülle wieder zu schmelzen beginnt, aber diesmal erzeugt die Reaktion mehr Hitze als zuvor, als sie nur im Kern stattfand.

Die Fusion der Wasserstoffhüllenschicht drückt die Ränder des Sterns nach außen, und die äußere Atmosphäre dehnt sich aus und kühlt sich ab, wodurch der Stern in einen roten Riesen verwandelt wird. Wenn dies der Sonne in etwa 5 Milliarden Jahren passiert, wird sie sich um die Hälfte der Entfernung zur Erde ausdehnen.

Die Expansion wird von erhöhten Temperaturen im Kern begleitet, da durch die in der Hülle stattfindenden Wasserstofffusionsreaktionen mehr Helium eingefüllt wird. Es wird so heiß, dass im Kern die Heliumfusion beginnt und Beryllium, Kohlenstoff und Sauerstoff produziert. Sobald diese Reaktion (Heliumblitz genannt) beginnt, breitet sie sich schnell aus.

Nachdem das Helium in der Hülle aufgebraucht ist, kann der Kern eines kleinen Sterns nicht genug Wärme erzeugen, um die schwereren Elemente, die erzeugt wurden, zu verschmelzen, und die Hülle, die den Kern umgibt, kollabiert erneut. Dieser Zusammenbruch erzeugt eine beträchtliche Wärmemenge – genug, um die Heliumfusion in der Hülle zu beginnen – und die neue Reaktion beginnt eine neue Expansionsperiode, während der sich der Radius des Sterns um das 100-fache seines ursprünglichen Radius.

Wenn unsere Sonne dieses Stadium erreicht, wird sie sich über die Umlaufbahn des Mars hinaus ausdehnen.

Jede Geschichte über den Lebenszyklus eines Sterns für Kinder sollte eine Erklärung der planetarischen Nebel enthalten, da sie zu den auffälligsten Phänomenen im Universum gehören. Der Begriff Planetarischer Nebel ist eine falsche Bezeichnung, da er nichts mit Planeten zu tun hat.

Es ist das Phänomen, das für die dramatischen Bilder des Auges Gottes (der Helix-Nebel) und anderer solcher Bilder verantwortlich ist, die das Internet bevölkern. Weit davon entfernt, planetarischer Natur zu sein, ist ein planetarischer Nebel das Zeichen des Untergangs eines kleinen Sterns.

Während sich der Stern in seine zweite Phase des Roten Riesen ausdehnt, kollabiert der Kern gleichzeitig zu einem superheißen Weiß Zwerg, der ein dichter Überrest ist, der den größten Teil der Masse des ursprünglichen Sterns in einer erdgroßen Größe enthält Kugel. Der Weiße Zwerg sendet ultraviolette Strahlung aus, die das Gas in der expandierenden Schale ionisiert und dramatische Farben und Formen erzeugt.

Planetarische Nebel sind nicht langlebig und lösen sich in etwa 20.000 Jahren auf. Der weiße Zwergstern, der nach dem Verschwinden eines planetarischen Nebels übrig bleibt, ist jedoch sehr langlebig. Es ist im Grunde ein Klumpen aus Kohlenstoff und Sauerstoff, gemischt mit Elektronen, die so eng gepackt sind, dass sie als entartet bezeichnet werden. Nach den Gesetzen der Quantenmechanik können sie nicht weiter komprimiert werden. Der Stern ist millionenfach dichter als Wasser.

Im Inneren eines Weißen Zwergs finden keine Fusionsreaktionen statt, aber er bleibt aufgrund seiner geringen Oberfläche heiß, was die Energiemenge, die er abstrahlt, begrenzt. Es wird schließlich abkühlen, um ein schwarzer, inerter Klumpen aus Kohlenstoff und entarteten Elektronen zu werden, aber dies wird 10 bis 100 Milliarden Jahre dauern. Dafür ist das Universum noch nicht alt genug.

Ein Stern von der Größe der Sonne wird zu einem Weißen Zwerg, wenn er seinen Wasserstoff als Brennstoff verbraucht, aber ein Stern mit einer Masse von 1,4 Mal so groß wie die Sonne im Kern erfährt ein anderes Schicksal.

Sterne mit dieser Masse, die als Chandrasekhar-Grenze bekannt ist, kollabieren weiter, weil die Gravitationskraft ausreicht, um den äußeren Widerstand der Elektronendegeneration zu überwinden. Anstatt Weiße Zwerge zu werden, werden sie zu Neutronensternen.

Da die Chandrasekhar-Massengrenze für den Kern gilt, nachdem der Stern einen Großteil seiner Masse abgestrahlt hat, und da die verlorene Masse beträchtlich, der Stern muss etwa die achtfache Masse der Sonne haben, bevor er in die Phase des Roten Riesen eintritt und ein Neutronenstern wird.

Rote Zwergsterne sind solche mit einer Masse zwischen der halben bis dreiviertel Sonnenmasse. Sie sind die kühlsten aller Sterne und sammeln nicht so viel Helium in ihren Kernen an. Folglich expandieren sie nicht zu roten Riesen, wenn ihr Kernbrennstoff erschöpft ist. Stattdessen ziehen sie sich direkt zu Weißen Zwergen zusammen, ohne dass ein planetarischer Nebel entsteht. Da diese Sterne jedoch so langsam brennen, wird es noch lange dauern – vielleicht bis zu 100 Milliarden Jahre –, bis einer von ihnen diesen Prozess durchläuft.

Sterne mit einer Masse von weniger als 0,5 Sonnenmassen werden als Braune Zwerge bezeichnet. Sie sind überhaupt keine wirklichen Sterne, denn als sie sich bildeten, hatten sie nicht genug Masse, um die Wasserstofffusion einzuleiten. Die Druckkräfte der Schwerkraft erzeugen genug Energie, damit solche Sterne strahlen können, aber mit einem kaum wahrnehmbaren Licht am fernen roten Ende des Spektrums.

Da kein Treibstoff verbraucht wird, steht einem solchen Stern nichts im Wege, genau so zu bleiben, wie er ist, solange das Universum existiert. In unmittelbarer Nähe des Sonnensystems könnten einer oder viele von ihnen sein, und weil sie so schwach leuchten, würden wir nie wissen, dass sie dort sind.