Entwicklung von Sternen unterschiedlicher Masse. Zum Thema „Sterne und ihre Entwicklung“

Die Entwicklung von Sternen ist eine Veränderung der Physik. Eigenschaften, intern Strukturen und Chemie Zusammensetzung der Sterne im Laufe der Zeit. Die wichtigsten Aufgaben der Theorie von E.Z. - Erklärung der Entstehung von Sternen, Veränderungen ihrer beobachtbaren Eigenschaften, Untersuchung der genetischen Verbindung verschiedener Sterngruppen, Analyse ihrer Endzustände.

Da in dem uns bekannten Teil des Universums ca. 98-99 % der Masse der beobachteten Materie sind in Sternen enthalten oder haben das Sternenstadium überschritten, Erklärung von E.Z. yavl. eines der wichtigsten Probleme der Astrophysik.

Ein Stern im stationären Zustand ist eine Gaskugel, die sich in einem hydrostatischen Zustand befindet. und thermisches Gleichgewicht (d. h. die Wirkung der Gravitationskräfte wird durch den Innendruck ausgeglichen, und Energieverluste aufgrund von Strahlung werden durch die im Inneren des Sterns freigesetzte Energie ausgeglichen, siehe). Die „Geburt“ eines Sterns ist die Bildung eines Objekts im hydrostatischen Gleichgewicht, dessen Strahlung von seinem eigenen getragen wird. Energiequellen. Der „Tod“ eines Sterns ist ein irreversibles Ungleichgewicht, das zur Zerstörung des Sterns oder zu seiner Katastrophe führt. Kompression.

Isolierung der Gravitation Energie kann nur dann eine entscheidende Rolle spielen, wenn die Temperatur im Inneren des Sterns nicht ausreicht, um die Energieverluste durch die Freisetzung von Kernenergie auszugleichen, und der Stern als Ganzes oder ein Teil davon sich zusammenziehen muss, um das Gleichgewicht aufrechtzuerhalten. Die Freisetzung thermischer Energie wird erst dann wichtig, wenn die nuklearen Energiereserven erschöpft sind. T.o., E.z. kann als eine stetige Veränderung der Energiequellen von Sternen dargestellt werden.

Charakteristische Zeit E.z. zu groß, als dass die gesamte Evolution direkt verfolgt werden könnte. Daher das Wichtigste E.Z. Forschungsmethode yavl. Konstruktion von Sequenzen von Sternmodellen, die Veränderungen im Inneren beschreiben Strukturen und Chemie Zusammensetzung der Sterne im Laufe der Zeit. Evolution. Die Sequenzen werden dann mit Beobachtungsergebnissen verglichen, beispielsweise mit (G.-R.D.), das Beobachtungen einer großen Anzahl von Sternen in verschiedenen Entwicklungsstadien zusammenfasst. Eine besonders wichtige Rolle spielt der Vergleich mit G.-R.d. für Sternhaufen, da alle Sterne in einem Sternhaufen die gleiche Ausgangschemikalie haben. Komposition und entstanden fast gleichzeitig. Laut G.-R.d. Cluster unterschiedlichen Alters konnten die Richtung der E.Z. Entwicklung im Detail. Sequenzen werden berechnet, indem ein System von Differentialgleichungen numerisch gelöst wird, das die Verteilung von Masse, Dichte, Temperatur und Leuchtkraft über einen Stern beschreibt. Dazu kommen die Gesetze der Energiefreisetzung und der Opazität der Sternmaterie sowie Gleichungen, die Änderungen der chemischen Eigenschaften beschreiben. Sternzusammensetzung im Laufe der Zeit.

Der Verlauf der Entwicklung eines Sterns hängt hauptsächlich von seiner Masse und seiner anfänglichen Chemie ab. Komposition. Die Rotation des Sterns und sein Magnetfeld können eine gewisse, aber nicht grundlegende Rolle spielen. Feld, jedoch die Rolle dieser Faktoren in E.Z. ist noch nicht ausreichend erforscht. Chem. Die Zusammensetzung eines Sterns hängt vom Zeitpunkt seiner Entstehung und von seiner Position in der Galaxie zum Zeitpunkt der Entstehung ab. Sterne der ersten Generation entstanden aus Materie, deren Zusammensetzung durch die Kosmologie bestimmt wurde. Bedingungen. Offenbar enthielt es etwa 70 Masse-% Wasserstoff, 30 Masse-% Helium und eine unbedeutende Beimischung von Deuterium und Lithium. Bei der Entwicklung von Sternen der ersten Generation entstanden schwere Elemente (nach Helium), die durch den Ausfluss von Materie aus Sternen oder bei Sternexplosionen in den interstellaren Raum geschleudert wurden. Sterne nachfolgender Generationen wurden aus Materie gebildet, die bis zu 3-4 Massen-% schwere Elemente enthielt.

Der direkteste Hinweis darauf, dass die Sternentstehung in der Galaxie noch im Gange ist, ist das Phänomen. Existenz massereicher heller Sterne im Spektrum. Klassen O und B, deren Lebensdauer ~ 10 7 Jahre nicht überschreiten darf. Die Geschwindigkeit der Sternentstehung in der Neuzeit. Ära wird auf 5 pro Jahr geschätzt.

2. Sternentstehung, Stadium der Gravitationskompression

Nach der gängigsten Auffassung entstehen Sterne durch Gravitationskräfte. Kondensation von Materie im interstellaren Medium. Die notwendige Aufteilung des interstellaren Mediums in zwei Phasen – dichte kalte Wolken und ein verdünntes Medium mit höherer Temperatur – kann unter dem Einfluss der thermischen Rayleigh-Taylor-Instabilität im interstellaren Magnetfeld erfolgen. Feld. Gas-Staub-Komplexe mit Masse , charakteristische Größe (10-100) pc und Partikelkonzentration N~10 2 cm -3 . werden aufgrund ihrer Aussendung von Radiowellen tatsächlich beobachtet. Die Kompression (Kollaps) solcher Wolken erfordert bestimmte Bedingungen: die Schwerkraft. Teilchen der Wolke müssen die Summe der Energie der thermischen Bewegung der Teilchen, der Rotationsenergie der Wolke als Ganzes und des Magnetfelds überschreiten. Wolkenenergie (Jeans-Kriterium). Wenn nur die Energie der thermischen Bewegung berücksichtigt wird, wird das Jeans-Kriterium mit einer Genauigkeit in der Größenordnung von eins in der Form geschrieben: align="absmiddle" width="205" height="20">, Wo ist die Masse der Wolke? T- Gastemperatur in K, N- Anzahl der Partikel pro 1 cm3. Mit typisch modern Die interstellare Wolkentemperatur K kann nur Wolken mit einer Masse von nicht weniger als kollabieren lassen. Das Jeans-Kriterium besagt, dass für die Entstehung von Sternen des tatsächlich beobachteten Massenspektrums die Partikelkonzentration in kollabierenden Wolken (10 3 -10 6) cm -3 erreichen muss, d.h. 10-1000-mal höher als in typischen Wolken beobachtet. Solche Partikelkonzentrationen können jedoch auch in der Tiefe von Wolken erreicht werden, die bereits zu kollabieren beginnen. Daraus folgt, dass dies durch einen sequentiellen Prozess geschieht, der in mehreren Schritten durchgeführt wird. Stufen, Fragmentierung massiver Wolken. Dieses Bild erklärt natürlich die Entstehung von Sternen in Gruppen – Clustern. Gleichzeitig bleiben Fragen im Zusammenhang mit dem thermischen Gleichgewicht in der Wolke, dem Geschwindigkeitsfeld darin und dem Mechanismus, der das Massenspektrum der Fragmente bestimmt, noch unklar.

Kollabierte stellare Massenobjekte werden genannt Protosterne. Kollaps eines kugelsymmetrischen, nicht rotierenden Protosterns ohne Magnetfeld. Felder umfasst mehrere. Stufen. Zu Beginn ist die Wolke homogen und isotherm. Es ist für sich selbst transparent. Strahlung, daher geht der Kollaps mit volumetrischen Energieverlusten einher, Kap. arr. Durch die Wärmestrahlung des Staubes überträgt der Schnitt seine Kinetik. Energie eines Gasteilchens. In einer homogenen Wolke gibt es keinen Druckgradienten und die Kompression beginnt im freien Fall mit einer charakteristischen Zeit, wo G- , - Wolkendichte. Mit Beginn der Kompression entsteht eine Verdünnungswelle, die sich mit Schallgeschwindigkeit zur Mitte hin bewegt, und zwar weiter Da der Kollaps dort schneller erfolgt, wo die Dichte höher ist, wird der Protostern in einen kompakten Kern und eine ausgedehnte Hülle geteilt, in die sich die Materie gesetzesgemäß verteilt. Wenn die Partikelkonzentration im Kern ~ 10 11 cm -3 erreicht, wird er für die IR-Strahlung der Staubkörner undurchlässig. Die im Kern freigesetzte Energie sickert aufgrund der Strahlungswärmeleitung langsam an die Oberfläche. Die Temperatur beginnt nahezu adiabatisch anzusteigen, dies führt zu einem Druckanstieg und der Kern wird hydrostatisch. Gleichgewicht. Die Schale fällt weiter auf den Kern und erscheint an dessen Peripherie. Die Parameter des Kerns hängen zu diesem Zeitpunkt schwach von der Gesamtmasse des Protosterns ab: K. Wenn die Masse des Kerns aufgrund der Akkretion zunimmt, ändert sich seine Temperatur nahezu adiabatisch, bis sie 2000 K erreicht, wenn die Dissoziation der H 2-Moleküle beginnt . Als Ergebnis des Energieverbrauchs für die Dissoziation und nicht einer Erhöhung der Kinetik. Teilchenenergie, der adiabatische Indexwert wird kleiner als 4/3, Druckänderungen können die Gravitationskräfte nicht kompensieren und der Kern kollabiert erneut (siehe). Es bildet sich ein neuer Kern mit Parametern, umgeben von einer Schockfront, auf der sich die Überreste des ersten Kerns ansammeln. Eine ähnliche Umlagerung des Kerns findet bei Wasserstoff statt.

Das weitere Wachstum des Kerns auf Kosten der Hüllenmaterie setzt sich fort, bis die gesamte Materie auf den Stern fällt oder unter dem Einfluss von oder zerstreut wird, sofern der Kern ausreichend massereich ist (siehe). Protosterne mit einer charakteristischen Zeit der Hüllenmaterie t a >t kn, daher wird ihre Leuchtkraft durch die Energiefreisetzung der kollabierenden Kerne bestimmt.

Evolution. Spuren von Protosternkernen mit konstanter Masse im hydrostatischen Stadium. Kompressionen sind in Abb. dargestellt. 1. Für Sterne mit geringer Masse, in dem Moment, in dem die Hydrostatik aufgebaut wird. Im Gleichgewicht sind die Bedingungen in den Kernen so, dass Energie auf sie übertragen wird. Berechnungen zeigen, dass die Oberflächentemperatur eines vollständig konvektiven Sterns nahezu konstant ist. Der Radius des Sterns nimmt kontinuierlich ab, weil sie schrumpft immer weiter. Bei konstanter Oberflächentemperatur und abnehmendem Radius sollte die Leuchtkraft des Sterns auch auf den G.-R.D. fallen. Diese Entwicklungsstufe entspricht vertikalen Gleisabschnitten.

Mit fortschreitender Kompression steigt die Temperatur im Inneren des Sterns, die Materie wird transparenter und Sterne mit align="absmiddle" width="90" height="17"> haben strahlende Kerne, aber die Schalen bleiben konvektiv. Weniger massereiche Sterne bleiben vollständig konvektiv. Ihre Leuchtkraft wird durch eine dünne Strahlungsschicht in der Photosphäre gesteuert. Je massereicher der Stern und je höher seine effektive Temperatur, desto größer ist sein Strahlungskern (bei Sternen mit align="absmiddle" width="74" height="17"> erscheint der Strahlungskern sofort). Am Ende geht fast der gesamte Stern (mit Ausnahme der Oberflächenkonvektionszone bei Sternen mit einer Masse) in einen Zustand des Strahlungsgleichgewichts über, in dem die gesamte im Kern freigesetzte Energie durch Strahlung übertragen wird.

3. Evolution basierend auf Kernreaktionen

Wenn der Wasserstoffgehalt im Kern auf 1 % sinkt, wird die Ausdehnung der Hüllen von Sternen mit align="absmiddle" width="66" height="17"> durch eine allgemeine Kontraktion des Sterns ersetzt, die zur Aufrechterhaltung der Energiefreisetzung notwendig ist . Durch die Kompression der Hülle wird der Wasserstoff in der an den Heliumkern angrenzenden Schicht auf die Temperatur seiner thermonuklearen Verbrennung erhitzt, und es entsteht eine Schichtenergiefreisetzungsquelle. Bei Sternen mit der Masse , bei denen sie weniger von der Temperatur abhängt und der Bereich der Energiefreisetzung nicht so stark zum Zentrum hin konzentriert ist, gibt es keine Stufe allgemeiner Kompression.

E.z. nach dem Ausbrennen des Wasserstoffs hängt von ihrer Masse ab. Der wichtigste Faktor, der den Verlauf der Entwicklung von Sternen mit der Masse beeinflusst. Entartung von Elektronengas bei hohen Dichten. Aufgrund der hohen Dichte ist die Anzahl der Quantenzustände mit niedriger Energie aufgrund des Pauli-Prinzips begrenzt und Elektronen füllen Quantenniveaus mit hoher Energie, die die Energie ihrer thermischen Bewegung deutlich übersteigt. Das wichtigste Merkmal eines entarteten Gases ist sein Druck P hängt nur von der Dichte ab: für nichtrelativistische Entartung und für relativistische Entartung. Der Gasdruck der Elektronen ist viel größer als der Druck der Ionen. Dies folgt dem, was für E.Z. grundlegend ist. Schlussfolgerung: Da die Gravitationskraft, die auf eine Volumeneinheit eines relativistisch entarteten Gases wirkt, genauso von der Dichte abhängt wie der Druckgradient, muss es eine Grenzmasse geben (siehe), so dass bei align="absmiddle" width="66 " height ="15"> Der Elektronendruck kann der Schwerkraft nicht entgegenwirken und die Kompression beginnt. Gewicht begrenzen align="absmiddle" width="139" height="17">. Die Grenze des Bereichs, in dem das Elektronengas entartet ist, ist in Abb. dargestellt. 3. Bei massearmen Sternen spielt die Entartung bereits bei der Bildung von Heliumkernen eine spürbare Rolle.

Der zweite Faktor, der E.z. in späteren Stadien handelt es sich dabei um Neutrino-Energieverluste. In den Tiefen der Sterne T~10 8 K Hauptstrom. Eine Rolle bei der Geburt spielen: Photoneutrino-Prozess, Zerfall von Plasmaschwingungsquanten (Plasmonen) in Neutrino-Antineutrino-Paare (), Vernichtung von Elektron-Positron-Paaren () und (siehe). Das wichtigste Merkmal von Neutrinos ist, dass die Materie des Sterns für sie nahezu transparent ist und Neutrinos ungehindert Energie vom Stern wegtragen.

Der Heliumkern, in dem noch keine Bedingungen für eine Heliumverbrennung vorliegen, wird komprimiert. Die Temperatur in der geschichteten Quelle neben dem Kern steigt und die Geschwindigkeit der Wasserstoffverbrennung nimmt zu. Die Notwendigkeit, einen erhöhten Energiefluss zu übertragen, führt zu einer Ausdehnung der Hülle, wodurch ein Teil der Energie verschwendet wird. Da sich die Leuchtkraft des Sterns nicht ändert, sinkt die Temperatur seiner Oberfläche und auf der G.-R.D. Der Stern bewegt sich in die Region, die von Roten Riesen besetzt ist. Die Umstrukturierungszeit des Sterns ist zwei Größenordnungen kürzer als die Zeit, die benötigt wird, um Wasserstoff im Kern auszubrennen, sodass es zwischen dem MS-Streifen und der Region der Roten Überriesen nur wenige Sterne gibt . Mit sinkender Temperatur der Schale nimmt deren Transparenz zu, wodurch ein äußeres Erscheinungsbild entsteht. Konvektionszone und die Leuchtkraft des Sterns nimmt zu.

Der Energieentzug aus dem Kern durch die Wärmeleitfähigkeit entarteter Elektronen und Neutrinoverluste in Sternen verzögert den Zeitpunkt der Heliumverbrennung. Erst wenn der Kern nahezu isotherm wird, beginnt die Temperatur spürbar anzusteigen. Verbrennung von 4 Er bestimmt die E.Z. ab dem Moment, in dem die Energiefreisetzung den Energieverlust durch Wärmeleitfähigkeit und Neutrinostrahlung übersteigt. Die gleiche Bedingung gilt für die Verbrennung aller nachfolgenden Arten von Kernbrennstoffen.

Ein bemerkenswertes Merkmal von Sternkernen aus entartetem Gas, die durch Neutrinos gekühlt werden, ist die „Konvergenz“ – die Konvergenz von Spuren, die die Beziehung zwischen Dichte und Temperatur charakterisieren Tc in der Mitte des Sterns (Abb. 3). Die Geschwindigkeit der Energiefreisetzung während der Kompression des Kerns wird durch die Geschwindigkeit der Zugabe von Materie durch eine Schichtquelle bestimmt und hängt nur von der Masse des Kerns für einen bestimmten Brennstofftyp ab. Im Kern muss ein Gleichgewicht zwischen Energiezufluss und -abfluss aufrechterhalten werden, daher stellt sich in den Kernen von Sternen die gleiche Temperatur- und Dichteverteilung ein. Zum Zeitpunkt der Zündung von 4 He hängt die Masse des Kerns vom Gehalt an schweren Elementen ab. In Kernen entarteten Gases hat die Verbrennung von 4 He den Charakter einer thermischen Explosion, weil Die bei der Verbrennung freigesetzte Energie erhöht die Energie der thermischen Bewegung der Elektronen, der Druck bleibt jedoch mit steigender Temperatur nahezu unverändert, bis die thermische Energie der Elektronen gleich der Energie des entarteten Elektronengases ist. Dann wird die Entartung beseitigt und der Kern dehnt sich schnell aus – es entsteht ein Heliumblitz. Heliumausbrüche gehen wahrscheinlich mit dem Verlust von Sternmaterie einher. In , wo massereiche Sterne ihre Entwicklung längst abgeschlossen haben und Rote Riesen Massen haben, befinden sich Sterne im Stadium der Heliumverbrennung auf dem horizontalen Zweig des G.-R.D.

In den Heliumkernen von Sternen mit align="absmiddle" width="90" height="17"> ist das Gas nicht entartet, 4 He zündet leise, aber auch die Kerne dehnen sich durch Vergrößerung aus Tc. In den massereichsten Sternen findet die Verbrennung von 4 He statt, selbst wenn sie aktiv sind. blaue Überriesen. Die Erweiterung des Kerns führt zu einer Abnahme T im Bereich der Wasserstoffschichtquelle, und die Leuchtkraft des Sterns nach dem Heliumausbruch nimmt ab. Um das thermische Gleichgewicht aufrechtzuerhalten, zieht sich die Hülle zusammen und der Stern verlässt die Region der Roten Überriesen. Wenn das 4 He im Kern aufgebraucht ist, beginnen die Kompression des Kerns und die Expansion der Hülle erneut, und der Stern wird wieder zu einem Roten Überriesen. Es entsteht eine geschichtete Verbrennungsquelle von 4 He, die die Energiefreisetzung dominiert. Extern erscheint erneut. Konvektionszone. Mit dem Ausbrennen von Helium und Wasserstoff nimmt die Dicke der Schichtquellen ab. Eine dünne Heliumschicht erweist sich bei der Verbrennung als thermisch instabil, weil Bei einer sehr starken Temperaturempfindlichkeit der Energiefreisetzung () reicht die Wärmeleitfähigkeit des Stoffes nicht aus, um thermische Störungen in der Verbrennungsschicht zu löschen. Bei thermischen Ausbrüchen kommt es in der Schicht zu Konvektion. Dringt es in wasserstoffreiche Schichten ein, so erfolgt infolge eines langsamen Prozesses ( S-Prozess, siehe) Elemente mit Atommassen von 22 Ne bis 209 B werden synthetisiert.

Der Strahlungsdruck auf Staub und Moleküle, die in den kalten, ausgedehnten Schalen Roter Überriesen entstehen, führt zu einem kontinuierlichen Verlust von Materie mit einer Geschwindigkeit von bis zu einem Jahr. Der kontinuierliche Massenverlust kann durch Verluste ergänzt werden, die durch Instabilität der Schichtverbrennung oder Pulsationen verursacht werden und zur Freisetzung eines oder mehrerer Stoffe führen können. Muscheln. Wenn die Substanzmenge über dem Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern einen bestimmten Grenzwert unterschreitet, wird die Hülle gezwungen, sich zu komprimieren, um die Temperatur in den Verbrennungsschichten aufrechtzuerhalten, bis die Kompression in der Lage ist, die Verbrennung aufrechtzuerhalten; Stern auf G.-R.D. bewegt sich fast horizontal nach links. In diesem Stadium kann die Instabilität der Verbrennungsschichten auch zu einer Ausdehnung der Hülle und einem Verlust von Materie führen. Solange der Stern heiß genug ist, wird er als Kern mit einem oder mehreren beobachtet. Muscheln. Wenn sich Schichtquellen so weit zur Oberfläche des Sterns verschieben, dass die Temperatur in ihnen unter die für die Kernverbrennung erforderliche Temperatur sinkt, kühlt sich der Stern ab und verwandelt sich in einen Weißen Zwerg mit Strahlung aufgrund des Verbrauchs von Wärmeenergie der ionischen Komponente von Es ist eine Sache. Die charakteristische Abkühlzeit von Weißen Zwergen beträgt ~ 10 9 Jahre. Die Untergrenze der Massen einzelner Sterne, die sich in Weiße Zwerge verwandeln, ist unklar, sie wird auf 3-6 geschätzt. In C-Sternen degeneriert das Elektronengas im Stadium des Wachstums von Kohlenstoff-Sauerstoff-Sternkernen (C,O-). Wie in den Heliumkernen von Sternen kommt es aufgrund der Energieverluste der Neutrinos zu einer „Konvergenz“ der Bedingungen im Zentrum und zum Zeitpunkt der Verbrennung von Kohlenstoff im C,O-Kern. Die Verbrennung von 12 C unter solchen Bedingungen hat höchstwahrscheinlich den Charakter einer Explosion und führt zur vollständigen Zerstörung des Sterns. Eine vollständige Zerstörung kann nicht erfolgen, wenn . Eine solche Dichte ist erreichbar, wenn die Kernwachstumsrate durch die Ansammlung von Satellitenmaterie in einem engen Doppelsternsystem bestimmt wird.

Das Universum ist ein sich ständig verändernder Makrokosmos, in dem sich jedes Objekt, jede Substanz oder Materie in einem Zustand der Transformation und Veränderung befindet. Diese Prozesse dauern Milliarden von Jahren. Verglichen mit der Dauer des menschlichen Lebens ist dieser unfassbare Zeitraum enorm. Im kosmischen Maßstab sind diese Veränderungen recht flüchtig. Die Sterne, die wir heute am Nachthimmel sehen, waren vor Tausenden von Jahren dieselben, als die ägyptischen Pharaonen sie sehen konnten, aber tatsächlich hörte die Veränderung der physikalischen Eigenschaften der Himmelskörper die ganze Zeit über keine Sekunde auf. Sterne werden geboren, leben und altern ganz bestimmt – die Entwicklung der Sterne geht wie gewohnt weiter.

Die Position der Sterne des Sternbildes Ursa Major in verschiedenen historischen Perioden im Zeitraum vor 100.000 Jahren – unserer Zeit und nach 100.000 Jahren

Interpretation der Sternenentwicklung aus der Sicht des Durchschnittsmenschen

Für den Durchschnittsmenschen erscheint der Weltraum als eine Welt der Ruhe und Stille. Tatsächlich ist das Universum ein riesiges physikalisches Labor, in dem enorme Transformationen stattfinden, bei denen sich die chemische Zusammensetzung, die physikalischen Eigenschaften und die Struktur der Sterne ändern. Das Leben eines Sterns dauert so lange, wie er scheint und Wärme abgibt. Allerdings währt solch ein strahlender Zustand nicht ewig. Auf die helle Geburt folgt eine Zeit der Sternreife, die unweigerlich mit der Alterung des Himmelskörpers und seinem Tod endet.

Entstehung eines Protosterns aus einer Gas- und Staubwolke vor 5–7 Milliarden Jahren

Alle unsere heutigen Informationen über Sterne passen in den Rahmen der Wissenschaft. Die Thermodynamik gibt uns eine Erklärung für die Prozesse des hydrostatischen und thermischen Gleichgewichts, in denen sich Sternmaterie befindet. Die Kern- und Quantenphysik ermöglicht es uns, den komplexen Prozess der Kernfusion zu verstehen, der die Existenz eines Sterns ermöglicht, der Wärme abgibt und Licht an den umgebenden Raum abgibt. Bei der Geburt eines Sterns stellt sich ein hydrostatisches und thermisches Gleichgewicht ein, das durch seine eigenen Energiequellen aufrechterhalten wird. Am Ende einer brillanten Karriere gerät dieses Gleichgewicht aus dem Gleichgewicht. Es beginnt eine Reihe irreversibler Prozesse, deren Ergebnis die Zerstörung des Sterns oder der Zusammenbruch ist – ein grandioser Prozess des sofortigen und brillanten Todes des Himmelskörpers.

Eine Supernova-Explosion ist ein strahlender Abschluss für das Leben eines Sterns, der in den frühen Jahren des Universums geboren wurde.

Veränderungen in den physikalischen Eigenschaften von Sternen sind auf ihre Masse zurückzuführen. Die Entwicklungsgeschwindigkeit von Objekten wird von ihrer chemischen Zusammensetzung und in gewissem Maße von vorhandenen astrophysikalischen Parametern – der Rotationsgeschwindigkeit und dem Zustand des Magnetfelds – beeinflusst. Es ist aufgrund der enormen Dauer der beschriebenen Prozesse nicht möglich, genau darüber zu sprechen, wie alles tatsächlich abläuft. Die Entwicklungsgeschwindigkeit und die Transformationsstadien hängen vom Geburtszeitpunkt des Sterns und seiner Position im Universum zum Zeitpunkt der Geburt ab.

Die Entwicklung der Sterne aus wissenschaftlicher Sicht

Jeder Stern entsteht aus einem Klumpen kalten interstellaren Gases, das unter dem Einfluss äußerer und innerer Gravitationskräfte in den Zustand einer Gaskugel komprimiert wird. Der Kompressionsprozess der gasförmigen Substanz hört keinen Moment auf, begleitet von einer enormen Freisetzung thermischer Energie. Die Temperatur der neuen Formation steigt, bis die Kernfusion beginnt. Ab diesem Moment hört die Kompression der Sternmaterie auf und es stellt sich ein Gleichgewicht zwischen dem hydrostatischen und dem thermischen Zustand des Objekts ein. Das Universum wurde mit einem neuen vollwertigen Stern aufgefüllt.

Der wichtigste Sternbrennstoff ist das Wasserstoffatom, das durch eine ausgelöste thermonukleare Reaktion entsteht.

Bei der Entwicklung von Sternen sind ihre Wärmeenergiequellen von grundlegender Bedeutung. Die von der Sternoberfläche in den Weltraum entweichende Strahlungs- und Wärmeenergie wird durch die Abkühlung der inneren Schichten des Himmelskörpers wieder aufgefüllt. Ständig auftretende thermonukleare Reaktionen und die Gravitationskompression im Inneren des Sterns gleichen den Verlust aus. Solange im Inneren des Sterns ausreichend Kernbrennstoff vorhanden ist, leuchtet der Stern in hellem Licht und strahlt Wärme ab. Sobald sich der Prozess der Kernfusion verlangsamt oder ganz stoppt, wird der Mechanismus der inneren Kompression des Sterns aktiviert, um das thermische und thermodynamische Gleichgewicht aufrechtzuerhalten. Zu diesem Zeitpunkt gibt das Objekt bereits Wärmeenergie ab, die nur im Infrarotbereich sichtbar ist.

Basierend auf den beschriebenen Prozessen können wir schließen, dass die Entwicklung von Sternen eine konsequente Veränderung der Quellen stellarer Energie darstellt. In der modernen Astrophysik lassen sich die Transformationsprozesse von Sternen nach drei Skalen ordnen:

• nukleare Zeitleiste;
• thermische Periode im Leben eines Sterns;
• dynamischer Abschnitt (Endabschnitt) des Lebens einer Leuchte.

In jedem Einzelfall werden die Prozesse betrachtet, die das Alter des Sterns, seine physikalischen Eigenschaften und die Art des Todes des Objekts bestimmen. Die nukleare Zeitleiste ist interessant, solange das Objekt von seinen eigenen Wärmequellen angetrieben wird und Energie abgibt, die ein Produkt nuklearer Reaktionen ist. Die Dauer dieser Phase wird geschätzt, indem die Menge an Wasserstoff bestimmt wird, die während der Kernfusion in Helium umgewandelt wird. Je größer die Masse des Sterns, desto größer die Intensität der Kernreaktionen und desto höher die Leuchtkraft des Objekts.

Größen und Massen verschiedener Sterne, vom Überriesen bis zum Roten Zwerg

Die thermische Zeitskala definiert das Entwicklungsstadium, in dem ein Stern seine gesamte Wärmeenergie verbraucht. Dieser Prozess beginnt in dem Moment, in dem die letzten Wasserstoffreserven aufgebraucht sind und die Kernreaktionen aufhören. Um das Gleichgewicht des Objekts aufrechtzuerhalten, wird ein Komprimierungsprozess gestartet. Sternmaterie fällt zum Zentrum hin. Dabei wird die kinetische Energie in Wärmeenergie umgewandelt, die für die Aufrechterhaltung des notwendigen Temperaturgleichgewichts im Inneren des Sterns aufgewendet wird. Ein Teil der Energie entweicht in den Weltraum.

Angesichts der Tatsache, dass die Leuchtkraft von Sternen durch ihre Masse bestimmt wird, ändert sich im Moment der Kompression eines Objekts seine Helligkeit im Raum nicht.

Ein Star auf dem Weg zur Hauptsequenz

Die Sternentstehung erfolgt nach einer dynamischen Zeitskala. Sterngas fällt frei nach innen in Richtung Zentrum und erhöht die Dichte und den Druck im Inneren des zukünftigen Objekts. Je höher die Dichte im Zentrum der Gaskugel ist, desto höher ist die Temperatur im Inneren des Objekts. Von diesem Moment an wird Wärme zur Hauptenergie des Himmelskörpers. Je größer die Dichte und je höher die Temperatur, desto größer ist der Druck in den Tiefen des zukünftigen Sterns. Der freie Fall von Molekülen und Atomen stoppt und der Kompressionsprozess des Sterngases stoppt. Dieser Zustand eines Objekts wird üblicherweise als Protostern bezeichnet. Das Objekt besteht zu 90 % aus molekularem Wasserstoff. Wenn die Temperatur 1800 K erreicht, geht Wasserstoff in den atomaren Zustand über. Beim Zerfallsprozess wird Energie verbraucht und der Temperaturanstieg verlangsamt sich.

Das Universum besteht zu 75 % aus molekularem Wasserstoff, der sich bei der Entstehung von Protosternen in atomaren Wasserstoff – den Kernbrennstoff eines Sterns – umwandelt

In diesem Zustand nimmt der Druck im Inneren der Gaskugel ab, wodurch die Kompressionskraft frei wird. Diese Sequenz wird jedes Mal wiederholt, wenn zuerst der gesamte Wasserstoff und dann das Helium ionisiert wird. Bei einer Temperatur von 10⁵ K ist das Gas vollständig ionisiert, die Kompression des Sterns hört auf und es stellt sich ein hydrostatisches Gleichgewicht des Objekts ein. Die weitere Entwicklung des Sterns erfolgt entsprechend der thermischen Zeitskala, viel langsamer und gleichmäßiger.

Der Radius des Protosterns hat seit Beginn seiner Entstehung von 100 AE abgenommen. bis zu ¼ a.u. Das Objekt befindet sich inmitten einer Gaswolke. Durch die Ansammlung von Partikeln aus den äußeren Bereichen der Sterngaswolke wird die Masse des Sterns ständig zunehmen. Folglich steigt die Temperatur im Inneren des Objekts, was mit dem Konvektionsprozess einhergeht – der Energieübertragung von den inneren Schichten des Sterns zu seinem äußeren Rand. Anschließend wird mit zunehmender Temperatur im Inneren des Himmelskörpers die Konvektion durch Strahlungsübertragung ersetzt, die sich in Richtung der Sternoberfläche bewegt. In diesem Moment nimmt die Leuchtkraft des Objekts schnell zu und auch die Temperatur der Oberflächenschichten der Sternkugel steigt.

Konvektionsprozesse und Strahlungsübertragung in einem neu gebildeten Stern vor dem Einsetzen thermonuklearer Fusionsreaktionen

Beispielsweise erfolgt bei Sternen mit einer Masse, die mit der Masse unserer Sonne identisch ist, die Kompression der protostellaren Wolke in nur wenigen hundert Jahren. Was die Endphase der Entstehung des Objekts betrifft, so erstreckt sich die Kondensation der Sternmaterie über Millionen von Jahren. Die Sonne bewegt sich ziemlich schnell auf die Hauptreihe zu und diese Reise wird Hunderte Millionen oder Milliarden Jahre dauern. Mit anderen Worten: Je größer die Masse des Sterns, desto länger dauert die Entstehung eines vollwertigen Sterns. Ein Stern mit einer Masse von 15 M wird sich viel länger auf dem Weg zur Hauptreihe bewegen – etwa 60.000 Jahre.

Hauptsequenzphase

Obwohl einige thermonukleare Fusionsreaktionen bei niedrigeren Temperaturen beginnen, beginnt die Hauptphase der Wasserstoffverbrennung bei einer Temperatur von 4 Millionen Grad. Ab diesem Moment beginnt die Hauptsequenzphase. Eine neue Form der stellaren Energiereproduktion kommt ins Spiel – die Kernenergie. Die bei der Kompression eines Objekts freigesetzte kinetische Energie tritt in den Hintergrund. Das erreichte Gleichgewicht sichert einem Stern, der sich in der Anfangsphase der Hauptreihe befindet, ein langes und ruhiges Leben.

Die Spaltung und der Zerfall von Wasserstoffatomen während einer thermonuklearen Reaktion im Inneren eines Sterns

Von diesem Moment an ist die Beobachtung des Lebens eines Sterns eindeutig an die Phase der Hauptreihe gebunden, die ein wichtiger Teil der Entwicklung von Himmelskörpern ist. In diesem Stadium ist die einzige Quelle stellarer Energie das Ergebnis der Wasserstoffverbrennung. Das Objekt befindet sich in einem Gleichgewichtszustand. Wenn Kernbrennstoff verbraucht wird, ändert sich nur die chemische Zusammensetzung des Objekts. Der Aufenthalt der Sonne in der Hauptreihenphase wird etwa 10 Milliarden Jahre dauern. So lange wird es dauern, bis unser Heimatstern seinen gesamten Wasserstoffvorrat aufgebraucht hat. Bei massereichen Sternen erfolgt ihre Entwicklung schneller. Durch die Emission von mehr Energie bleibt ein massereicher Stern nur 10–20 Millionen Jahre in der Hauptreihenphase.

Weniger massereiche Sterne brennen viel länger am Nachthimmel. Somit bleibt ein Stern mit einer Masse von 0,25 M mehrere zehn Milliarden Jahre lang in der Hauptreihenphase.

Hertzsprung-Russell-Diagramm zur Bewertung der Beziehung zwischen dem Spektrum von Sternen und ihrer Leuchtkraft. Die Punkte im Diagramm sind die Standorte bekannter Sterne. Die Pfeile zeigen die Verschiebung von Sternen von der Hauptreihe in die Riesen- und Weißen-Zwerg-Phasen an.

Um sich die Entwicklung von Sternen vorzustellen, schauen Sie sich einfach das Diagramm an, das den Weg eines Himmelskörpers in der Hauptreihe charakterisiert. Der obere Teil des Diagramms scheint weniger mit Objekten gesättigt zu sein, da sich hier die massereichen Sterne konzentrieren. Dieser Standort erklärt sich aus ihrem kurzen Lebenszyklus. Von den heute bekannten Sternen haben einige eine Masse von 70 M. Objekte, deren Masse die Obergrenze von 100 M überschreitet, bilden sich möglicherweise überhaupt nicht.

Himmelskörper mit einer Masse von weniger als 0,08 M ​​haben nicht die Möglichkeit, die kritische Masse zu überwinden, die für den Beginn der Kernfusion erforderlich ist, und bleiben ihr ganzes Leben lang kalt. Die kleinsten Protosterne kollabieren und bilden planetenähnliche Zwerge.

Ein planetenähnlicher Brauner Zwerg im Vergleich zu einem normalen Stern (unserer Sonne) und dem Planeten Jupiter

Am Ende der Sequenz befinden sich konzentrierte Objekte, die von Sternen dominiert werden, deren Masse der Masse unserer Sonne entspricht und etwas mehr. Die imaginäre Grenze zwischen dem oberen und unteren Teil der Hauptreihe sind Objekte mit einer Masse von – 1,5 M.

Nachfolgende Stadien der Sternentwicklung

Jede der Optionen für die Zustandsentwicklung eines Sterns wird durch seine Masse und die Zeitspanne bestimmt, in der die Umwandlung der Sternmaterie stattfindet. Da das Universum jedoch ein vielschichtiger und komplexer Mechanismus ist, kann die Entwicklung von Sternen auch andere Wege einschlagen.

Bei der Reise entlang der Hauptreihe hat ein Stern mit einer Masse, die ungefähr der Masse der Sonne entspricht, drei Hauptroutenoptionen:

1. Lebe dein Leben ruhig und ruhe friedlich in den Weiten des Universums.
2. treten Sie in die Phase des Roten Riesen ein und altern Sie langsam;
3. Werde ein Weißer Zwerg, explodiere als Supernova und werde ein Neutronenstern.

Mögliche Optionen für die Entwicklung von Protosternen abhängig von der Zeit, der chemischen Zusammensetzung von Objekten und ihrer Masse

Nach der Hauptsequenz folgt die Riesenphase. Zu diesem Zeitpunkt sind die Wasserstoffreserven im Inneren des Sterns vollständig erschöpft, der zentrale Bereich des Objekts ist ein Heliumkern und thermonukleare Reaktionen verlagern sich auf die Oberfläche des Objekts. Unter dem Einfluss der Kernfusion dehnt sich die Hülle aus, aber die Masse des Heliumkerns nimmt zu. Ein gewöhnlicher Stern verwandelt sich in einen Roten Riesen.

Riesenphase und ihre Eigenschaften

Bei Sternen mit geringer Masse wird die Kerndichte enorm, wodurch Sternmaterie in ein entartetes relativistisches Gas umgewandelt wird. Wenn die Masse des Sterns etwas mehr als 0,26 M beträgt, führt ein Anstieg von Druck und Temperatur zum Beginn der Heliumsynthese, die den gesamten zentralen Bereich des Objekts bedeckt. Von diesem Moment an steigt die Temperatur des Sterns rapide an. Das Hauptmerkmal des Prozesses besteht darin, dass das entartete Gas nicht expandieren kann. Unter dem Einfluss hoher Temperaturen erhöht sich lediglich die Geschwindigkeit der Heliumspaltung, was mit einer explosionsartigen Reaktion einhergeht. In solchen Momenten können wir einen Heliumblitz beobachten. Die Helligkeit des Objekts nimmt um das Hundertfache zu, aber die Qual des Sterns geht weiter. Der Stern geht in einen neuen Zustand über, in dem alle thermodynamischen Prozesse im Heliumkern und in der entladenen Außenhülle ablaufen.

Struktur eines solaren Hauptreihensterns und eines Roten Riesen mit einem isothermen Heliumkern und einer geschichteten Nukleosynthesezone

Dieser Zustand ist vorübergehend und nicht stabil. Sternmaterie wird ständig vermischt und ein erheblicher Teil davon wird in den umgebenden Raum geschleudert und bildet einen planetarischen Nebel. Im Zentrum verbleibt ein heißer Kern, ein sogenannter Weißer Zwerg.

Für Sterne mit großen Massen sind die oben aufgeführten Prozesse nicht so katastrophal. Die Heliumverbrennung wird durch die Kernspaltungsreaktion von Kohlenstoff und Silizium ersetzt. Schließlich wird sich der Sternkern in Sterneisen verwandeln. Die Riesenphase wird durch die Masse des Sterns bestimmt. Je größer die Masse eines Objekts ist, desto niedriger ist die Temperatur in seinem Zentrum. Dies reicht eindeutig nicht aus, um die Kernspaltungsreaktion von Kohlenstoff und anderen Elementen auszulösen.

Das Schicksal eines Weißen Zwergs – eines Neutronensterns oder eines Schwarzen Lochs

Sobald sich das Objekt im Zustand eines Weißen Zwergs befindet, befindet es sich in einem äußerst instabilen Zustand. Die gestoppten Kernreaktionen führen zu einem Druckabfall, der Kern kollabiert. Die dabei freigesetzte Energie wird für den Zerfall von Eisen in Heliumatome aufgewendet, die weiter in Protonen und Neutronen zerfallen. Der laufende Prozess entwickelt sich in rasantem Tempo. Der Kollaps eines Sterns charakterisiert das dynamische Segment der Skala und dauert den Bruchteil einer Sekunde. Die Verbrennung von Kernbrennstoffrückständen erfolgt explosionsartig und setzt im Bruchteil einer Sekunde eine enorme Energiemenge frei. Dies reicht völlig aus, um die oberen Schichten des Objekts zu sprengen. Das Endstadium eines Weißen Zwergs ist eine Supernova-Explosion.

Der Kern des Sterns beginnt zu kollabieren (links). Der Kollaps bildet einen Neutronenstern und erzeugt einen Energiefluss in die äußeren Schichten des Sterns (Mitte). Energie, die freigesetzt wird, wenn die äußeren Schichten eines Sterns während einer Supernova-Explosion abgeworfen werden (rechts).

Der verbleibende superdichte Kern wird ein Cluster aus Protonen und Elektronen sein, die miteinander kollidieren und Neutronen bilden. Das Universum wurde mit einem neuen Objekt aufgefüllt – einem Neutronenstern. Aufgrund der hohen Dichte degeneriert der Kern und der Prozess des Kernkollapses stoppt. Wenn die Masse des Sterns groß genug wäre, könnte der Kollaps so lange andauern, bis die verbleibende Sternmaterie schließlich in die Mitte des Objekts fällt und ein Schwarzes Loch bildet.

Erklären Sie den letzten Teil der Sternentwicklung

Für normale Gleichgewichtssterne sind die beschriebenen Evolutionsprozesse unwahrscheinlich. Die Existenz von Weißen Zwergen und Neutronensternen beweist jedoch die tatsächliche Existenz von Kompressionsprozessen stellarer Materie. Die geringe Anzahl solcher Objekte im Universum weist auf die Vergänglichkeit ihrer Existenz hin. Das letzte Stadium der Sternentwicklung kann als eine aufeinanderfolgende Kette zweier Typen dargestellt werden:

• normaler Stern – Roter Riese – Ablösung äußerer Schichten – Weißer Zwerg;
• Massiver Stern – Roter Überriese – Supernova-Explosion – Neutronenstern oder Schwarzes Loch – Nichts.

Diagramm der Entwicklung von Sternen. Optionen für die Fortsetzung des Lebens von Sternen außerhalb der Hauptreihe.

Es ist ziemlich schwierig, die laufenden Prozesse aus wissenschaftlicher Sicht zu erklären. Nuklearwissenschaftler sind sich einig, dass wir es im Endstadium der Sternentwicklung mit einer Ermüdung der Materie zu tun haben. Durch längere mechanische und thermodynamische Einwirkung verändert Materie ihre physikalischen Eigenschaften. Die Ermüdung der Sternmaterie, die durch langfristige Kernreaktionen erschöpft ist, kann das Auftreten von entartetem Elektronengas und dessen anschließende Neutronisierung und Vernichtung erklären. Wenn alle oben genannten Prozesse von Anfang bis Ende ablaufen, hört die Sternmaterie auf, eine physische Substanz zu sein – der Stern verschwindet im Weltraum und lässt nichts zurück.

Interstellare Blasen sowie Gas- und Staubwolken, die die Geburtsstätte von Sternen sind, können nicht nur durch verschwundene und explodierte Sterne wieder aufgefüllt werden. Das Universum und die Galaxien befinden sich in einem Gleichgewichtszustand. Es kommt zu einem ständigen Massenverlust, die Dichte des interstellaren Raums nimmt in einem Teil des Weltraums ab. Dadurch werden in einem anderen Teil des Universums Bedingungen für die Entstehung neuer Sterne geschaffen. Mit anderen Worten, das Schema funktioniert: Wenn an einem Ort eine bestimmte Menge Materie verloren ging, erschien an einem anderen Ort im Universum dieselbe Menge Materie in einer anderen Form.

Abschließend

Durch die Untersuchung der Entwicklung von Sternen kommen wir zu dem Schluss, dass das Universum eine gigantische verdünnte Lösung ist, in der ein Teil der Materie in Wasserstoffmoleküle umgewandelt wird, die das Baumaterial für Sterne darstellen. Der andere Teil löst sich im Raum auf und verschwindet aus der Sphäre der materiellen Empfindungen. Ein Schwarzes Loch in diesem Sinne ist der Ort des Übergangs aller Materie in Antimaterie. Es ist ziemlich schwierig, die Bedeutung dessen, was passiert, vollständig zu verstehen, insbesondere wenn man sich bei der Untersuchung der Entwicklung von Sternen nur auf die Gesetze der Kern-, Quantenphysik und Thermodynamik verlässt. In die Untersuchung dieses Themas sollte die Theorie der relativen Wahrscheinlichkeit einbezogen werden, die die Krümmung des Raums berücksichtigt und die Umwandlung einer Energie in eine andere, eines Zustands in einen anderen ermöglicht.

Das Innenleben eines Sterns wird durch den Einfluss zweier Kräfte reguliert: der Schwerkraft, die dem Stern entgegenwirkt und ihn hält, und der Kraft, die bei Kernreaktionen im Kern freigesetzt wird. Im Gegenteil, es tendiert dazu, den Stern in den fernen Weltraum zu „schieben“. Während der Entstehungsphase wird ein dichter und komprimierter Stern stark von der Schwerkraft beeinflusst. Dadurch kommt es zu einer starken Erwärmung, die Temperatur erreicht 10-20 Millionen Grad. Dies reicht aus, um Kernreaktionen auszulösen, bei denen Wasserstoff in Helium umgewandelt wird.

Dann gleichen sich die beiden Kräfte über einen längeren Zeitraum aus, der Stern befindet sich in einem stabilen Zustand. Wenn der Kernbrennstoff im Kern allmählich zur Neige geht, tritt der Stern in eine Instabilitätsphase ein, in der sich zwei Kräfte gegenüberstehen. Für einen Stern kommt ein kritischer Moment; eine Vielzahl von Faktoren spielen eine Rolle – Temperatur, Dichte, chemische Zusammensetzung. An erster Stelle steht die Masse des Sterns; davon hängt die Zukunft dieses Himmelskörpers ab – entweder explodiert der Stern wie eine Supernova oder er verwandelt sich in einen Weißen Zwerg, einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.

Wie Wasserstoff ausgeht

Nur die allergrößten Himmelskörper (etwa 80-mal so groß wie Jupiter) werden zu Sternen, die kleineren (etwa 17-mal kleiner als Jupiter) werden zu Planeten. Es gibt auch Körper mittlerer Masse, sie sind zu groß, um zur Klasse der Planeten zu gehören, und zu klein und kalt, als dass in ihren Tiefen für Sterne typische Kernreaktionen ablaufen könnten.

Diese dunkel gefärbten Himmelskörper haben eine geringe Leuchtkraft und sind am Himmel recht schwer zu unterscheiden. Sie werden „Braune Zwerge“ genannt.

Ein Stern entsteht also aus Wolken interstellaren Gases. Wie bereits erwähnt, bleibt der Stern ziemlich lange in einem ausgeglichenen Zustand. Dann kommt eine Zeit der Instabilität. Das weitere Schicksal des Stars hängt von verschiedenen Faktoren ab. Stellen Sie sich einen hypothetischen kleinen Stern vor, dessen Masse zwischen 0,1 und 4 Sonnenmassen liegt. Ein charakteristisches Merkmal von Sternen mit geringer Masse ist das Fehlen von Konvektion in den inneren Schichten, d.h. Die Stoffe, aus denen der Stern besteht, vermischen sich nicht, wie es bei Sternen mit großer Masse der Fall ist.

Das heißt, wenn der Wasserstoff im Kern zur Neige geht, gibt es in den äußeren Schichten keine neuen Reserven dieses Elements. Wasserstoff verbrennt und verwandelt sich in Helium. Nach und nach erwärmt sich der Kern, die Oberflächenschichten destabilisieren ihre eigene Struktur und der Stern verlässt langsam die Hauptreihenphase, wie aus dem H-R-Diagramm ersichtlich ist. In der neuen Phase nimmt die Materiedichte im Inneren des Sterns zu, die Zusammensetzung des Kerns „entartet“ und dadurch entsteht eine besondere Konsistenz. Es unterscheidet sich von normaler Materie.

Modifikation der Materie

Wenn sich Materie verändert, hängt der Druck nur von der Dichte der Gase ab, nicht von der Temperatur.

Im Hertzsprung-Russell-Diagramm bewegt sich der Stern nach rechts und dann nach oben und nähert sich der Region des Roten Riesen. Seine Abmessungen nehmen deutlich zu und dadurch sinkt die Temperatur der äußeren Schichten. Der Durchmesser eines Roten Riesen kann Hunderte Millionen Kilometer erreichen. Wenn unsere Erde in diese Phase eintritt, wird sie die Venus „verschlucken“, und wenn sie die Erde nicht einfangen kann, wird sie sie so stark aufheizen, dass das Leben auf unserem Planeten aufhört zu existieren.

Während der Entwicklung eines Sterns steigt die Temperatur seines Kerns. Zuerst kommt es zu Kernreaktionen, dann beginnt Helium bei Erreichen der optimalen Temperatur zu schmelzen. Wenn dies geschieht, führt der plötzliche Anstieg der Kerntemperatur zu einem Aufflackern und der Stern bewegt sich schnell auf die linke Seite des H-R-Diagramms. Dies ist der sogenannte „Heliumblitz“. Zu diesem Zeitpunkt verbrennt der heliumhaltige Kern zusammen mit Wasserstoff, der Teil der den Kern umgebenden Hülle ist. Im H-R-Diagramm wird diese Phase durch eine Bewegung nach rechts entlang einer horizontalen Linie aufgezeichnet.

Letzte Phasen der Evolution

Bei der Umwandlung von Helium in Kohlenstoff wird der Kern verändert. Seine Temperatur steigt (wenn der Stern groß ist) bis der Kohlenstoff zu brennen beginnt. Es kommt zu einem neuen Ausbruch. In jedem Fall ist in den letzten Phasen der Sternentwicklung ein erheblicher Massenverlust zu beobachten. Dies kann allmählich oder plötzlich während eines Ausbruchs geschehen, wenn die äußeren Schichten des Sterns wie eine große Blase platzen. Im letzteren Fall entsteht ein planetarischer Nebel – eine Kugelhülle, die sich mit einer Geschwindigkeit von mehreren zehn oder sogar hunderten Kilometern pro Sekunde im Weltraum ausbreitet.

Das endgültige Schicksal eines Sterns hängt von der Masse ab, die nach allem, was in ihm passiert, übrig bleibt. Wenn er bei allen Transformationen und Flares viel Materie ausstößt und seine Masse 1,44 Sonnenmassen nicht überschreitet, verwandelt sich der Stern in einen Weißen Zwerg. Diese Zahl wird zu Ehren des pakistanischen Astrophysikers Subrahmanyan Chandrasekhar „Chandra-sekhar-Grenze“ genannt. Dies ist die maximale Masse eines Sterns, bei der aufgrund des Elektronendrucks im Kern kein katastrophales Ende eintreten kann.

Nach der Explosion der äußeren Schichten bleibt der Kern des Sterns bestehen und seine Oberflächentemperatur ist sehr hoch – etwa 100.000 °K. Der Stern bewegt sich an den linken Rand des H-R-Diagramms und sinkt ab. Seine Leuchtkraft nimmt mit abnehmender Größe ab.

Der Stern erreicht langsam die Zone des Weißen Zwergs. Dies sind Sterne mit kleinem Durchmesser (wie unsere), die sich jedoch durch eine sehr hohe Dichte auszeichnen, die eineinhalb Millionen Mal so hoch ist wie die Dichte von Wasser. Ein Kubikzentimeter der Materie, aus der ein Weißer Zwerg besteht, würde auf der Erde etwa eine Tonne wiegen!

Ein Weißer Zwerg repräsentiert die Endphase der Sternentstehung ohne Ausbrüche. Sie kühlt allmählich ab.

Wissenschaftler glauben, dass das Ende des Weißen Zwergs sehr langsam voranschreitet, zumindest seit Beginn des Universums scheint kein einziger Weißer Zwerg unter einem „thermischen Tod“ gelitten zu haben.

Wenn der Stern groß ist und seine Masse größer als die der Sonne ist, explodiert er wie eine Supernova. Während eines Flares kann ein Stern ganz oder teilweise kollabieren. Im ersten Fall bleibt eine Gaswolke mit Restmaterie des Sterns zurück. Im zweiten bleibt ein Himmelskörper höchster Dichte zurück – ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.

Wenn sich irgendwo im Universum genügend Materie ansammelt, wird diese zu einem dichten Klumpen komprimiert, in dem eine thermonukleare Reaktion beginnt. So leuchten Sterne. Die ersten flammten in der Dunkelheit des jungen Universums vor 13,7 Milliarden (13,7 * 10 9) Jahren und unserer Sonne auf – erst vor etwa 4,5 Milliarden Jahren. Die Lebensdauer eines Sterns und die am Ende dieser Zeit ablaufenden Prozesse hängen von der Masse des Sterns ab.

Während die thermonukleare Reaktion der Umwandlung von Wasserstoff in Helium in einem Stern weitergeht, findet sie in der Hauptreihe statt. Die Zeit, die ein Stern auf der Hauptreihe verbringt, hängt von seiner Masse ab: Die größten und schwersten Sterne erreichen schnell das Stadium des Roten Riesen und verlassen dann die Hauptreihe infolge einer Supernova-Explosion oder der Bildung eines Weißen Zwergs.

Schicksal der Riesen

Die größten und massereichsten Sterne brennen schnell aus und explodieren als Supernovae. Nach einer Supernova-Explosion bleibt ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch zurück, und um ihn herum wird durch die kolossale Energie der Explosion Materie ausgestoßen, die dann zu Material für neue Sterne wird. Von unseren nächsten Sternennachbarn erwartet beispielsweise Beteigeuze ein solches Schicksal, aber es ist unmöglich zu berechnen, wann es explodieren wird.

Ein Nebel entstand durch den Auswurf von Materie während einer Supernova-Explosion. Im Zentrum des Nebels befindet sich ein Neutronenstern.

Ein Neutronenstern ist ein beängstigendes physikalisches Phänomen. Der Kern eines explodierenden Sterns wird komprimiert – ähnlich wie das Gas in einem Verbrennungsmotor, nur sehr groß und effizient: Eine Kugel mit einem Durchmesser von Hunderttausenden Kilometern verwandelt sich in einer Entfernung von 10 bis 20 Kilometern in eine Kugel Durchmesser. Die Kompressionskraft ist so stark, dass Elektronen auf Atomkerne fallen und Neutronen bilden – daher der Name.

NASA Neutronenstern (Künstlervision)

Die Dichte der Materie nimmt bei einer solchen Kompression um etwa 15 Größenordnungen zu und die Temperatur steigt im Zentrum des Neutronensterns auf unglaubliche 10 12 K und an der Peripherie auf 1.000.000 K. Ein Teil dieser Energie wird in Form von Photonenstrahlung emittiert, ein anderer Teil wird von Neutrinos abtransportiert, die im Kern eines Neutronensterns entstehen. Aber selbst aufgrund einer sehr effizienten Neutrinokühlung kühlt ein Neutronenstern sehr langsam ab: Es dauert 10 16 oder sogar 10 22 Jahre, bis seine Energie vollständig erschöpft ist. Was an der Stelle des abgekühlten Neutronensterns bleiben wird, ist schwer zu sagen und unmöglich zu beobachten: Dafür ist die Welt zu jung. Es besteht die Vermutung, dass sich anstelle des abgekühlten Sterns erneut ein Schwarzes Loch bilden wird.

Schwarze Löcher entstehen durch den Gravitationskollaps sehr massereicher Objekte, beispielsweise durch Supernova-Explosionen. Vielleicht verwandeln sich abgekühlte Neutronensterne nach Billionen von Jahren in Schwarze Löcher.

Das Schicksal mittelgroßer Stars

Andere, weniger massereiche Sterne bleiben länger auf der Hauptreihe als die größten, aber sobald sie diese verlassen, sterben sie viel schneller als ihre Neutronenverwandten. Mehr als 99 % der Sterne im Universum werden niemals explodieren und sich entweder in Schwarze Löcher oder Neutronensterne verwandeln – ihre Kerne sind zu klein für solche kosmischen Dramen. Stattdessen werden Sterne mittlerer Masse am Ende ihres Lebens zu Roten Riesen, die je nach Masse zu Weißen Zwergen werden, explodieren und sich vollständig auflösen oder zu Neutronensternen werden.

Weiße Zwerge machen mittlerweile 3 bis 10 % der Sternpopulation des Universums aus. Ihre Temperatur ist sehr hoch – mehr als 20.000 K, mehr als das Dreifache der Temperatur der Sonnenoberfläche – aber immer noch niedriger als die von Neutronensternen, und aufgrund ihrer niedrigeren Temperatur und größeren Fläche kühlen Weiße Zwerge schneller ab – in 10 14 - 10 15 Jahre. Das bedeutet, dass in den nächsten 10 Billionen Jahren – wenn das Universum tausendmal älter sein wird als jetzt – ein neuer Objekttyp im Universum auftauchen wird: ein Schwarzer Zwerg, ein Produkt der Abkühlung eines Weißen Zwergs.

Es gibt noch keine Schwarzen Zwerge im Weltraum. Selbst die bisher ältesten abkühlenden Sterne haben maximal 0,2 % ihrer Energie verloren; für einen Weißen Zwerg mit einer Temperatur von 20.000 K bedeutet dies eine Abkühlung auf 19.960 K.

Für die Kleinen

Die Wissenschaft weiß noch weniger darüber, was passiert, wenn die kleinsten Sterne wie unser nächster Nachbar, der Rote Zwerg Proxima Centauri, abkühlen, als über Supernovae und Schwarze Zwerge. Die thermonukleare Fusion in ihren Kernen verläuft langsam und sie bleiben länger als andere auf der Hauptreihe – einigen Berechnungen zufolge bis zu 10 12 Jahre, und danach werden sie vermutlich weiterhin als Weiße Zwerge leben, das heißt, sie werden es tun leuchtet noch 10 14 - 10 15 Jahre, bevor er sich in einen Schwarzen Zwerg verwandelt.

Unter Sternentwicklung versteht man in der Astronomie die Abfolge von Veränderungen, die ein Stern im Laufe seines Lebens durchmacht, also über Hunderttausende, Millionen oder Milliarden Jahre hinweg, während er Licht und Wärme aussendet. Über solch enorme Zeiträume hinweg sind die Veränderungen ziemlich bedeutsam.

Die Entwicklung eines Sterns beginnt in einer riesigen Molekülwolke, auch Sternwiege genannt. Der größte Teil des „leeren“ Raums in einer Galaxie enthält tatsächlich zwischen 0,1 und 1 Molekül pro cm 3 . Eine Molekülwolke hat eine Dichte von etwa einer Million Molekülen pro cm 3 . Die Masse einer solchen Wolke übersteigt die Masse der Sonne aufgrund ihrer Größe um das 100.000- bis 10.000.000-fache: von 50 bis 300 Lichtjahren im Durchmesser.

Die Entwicklung eines Sterns beginnt in einer riesigen Molekülwolke, auch Sternwiege genannt.

Während die Wolke frei um das Zentrum ihrer Heimatgalaxie rotiert, passiert nichts. Aufgrund der Inhomogenität des Gravitationsfeldes kann es jedoch zu Störungen in diesem kommen, die zu lokalen Massenkonzentrationen führen. Solche Störungen führen zum gravitativen Kollaps der Wolke. Eines der Szenarien, die dazu führen, ist die Kollision zweier Wolken. Ein weiteres Ereignis, das zum Kollaps führt, könnte der Durchgang einer Wolke durch den dichten Arm einer Spiralgalaxie sein. Ein weiterer kritischer Faktor könnte die Explosion einer nahegelegenen Supernova sein, deren Schockwelle mit enormer Geschwindigkeit auf die Molekülwolke prallen wird. Es ist auch möglich, dass Galaxien kollidieren, was zu einem Ausbruch der Sternentstehung führen könnte, da die Gaswolken in jeder Galaxie durch die Kollision komprimiert werden. Generell können Inhomogenitäten der auf die Masse der Wolke wirkenden Kräfte den Prozess der Sternentstehung auslösen.

Jegliche Inhomogenität der Kräfte, die auf die Masse der Wolke wirken, kann den Prozess der Sternentstehung auslösen.

Dabei verdichten sich die Inhomogenitäten der Molekülwolke unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft und nehmen nach und nach die Form einer Kugel an. Beim Komprimieren wird die Gravitationsenergie in Wärme umgewandelt und die Temperatur des Objekts steigt.

Wenn die Temperatur im Zentrum 15–20 Millionen K erreicht, beginnen thermonukleare Reaktionen und die Kompression hört auf. Das Objekt wird zu einem vollwertigen Stern.

Nachfolgende Entwicklungsstadien eines Sterns hängen fast vollständig von seiner Masse ab, und erst ganz am Ende der Entwicklung eines Sterns kann seine chemische Zusammensetzung eine Rolle spielen.

Die erste Lebensphase eines Sterns ähnelt der der Sonne – sie wird von Reaktionen des Wasserstoffkreislaufs dominiert.

Es bleibt die meiste Zeit seines Lebens in diesem Zustand und befindet sich auf der Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms, bis die Treibstoffreserven in seinem Kern aufgebraucht sind. Wenn der gesamte Wasserstoff im Zentrum des Sterns in Helium umgewandelt wird, entsteht ein Heliumkern, und die thermonukleare Verbrennung von Wasserstoff setzt sich an der Peripherie des Kerns fort.

Kleine, kühle Rote Zwerge verbrennen langsam ihre Wasserstoffreserven und bleiben zig Milliarden Jahre lang auf der Hauptreihe, während massive Überriesen die Hauptreihe einige zehn Millionen (und manche sogar nur wenige Millionen) Jahre nach ihrer Entstehung verlassen.

Derzeit ist nicht sicher bekannt, was mit hellen Sternen passiert, wenn der Wasserstoffvorrat in ihren Kernen erschöpft ist. Da das Universum 13,8 Milliarden Jahre alt ist, was nicht ausreicht, um den Wasserstoffvorrat in solchen Sternen zu erschöpfen, basieren moderne Theorien auf Computersimulationen der in solchen Sternen ablaufenden Prozesse.

Theoretischen Konzepten zufolge verdampfen einige der hellen Sterne, indem sie ihre Materie (Sternwind) verlieren, allmählich und werden immer kleiner. Andere, Rote Zwerge, werden im Laufe von Milliarden von Jahren langsam abkühlen, während sie weiterhin schwache Emissionen im Infrarot- und Mikrowellenbereich des elektromagnetischen Spektrums aussenden.

Mittelgroße Sterne wie die Sonne bleiben durchschnittlich 10 Milliarden Jahre auf der Hauptreihe.

Es wird angenommen, dass sich die Sonne immer noch auf ihr befindet, da sie sich in der Mitte ihres Lebenszyklus befindet. Sobald einem Stern der Wasserstoff in seinem Kern ausgeht, verlässt er die Hauptreihe.

Sobald einem Stern der Wasserstoff in seinem Kern ausgeht, verlässt er die Hauptreihe.

Ohne den Druck, der bei thermonuklearen Reaktionen entsteht und die innere Schwerkraft ausgleicht, beginnt der Stern wieder zu schrumpfen, wie er es zuvor bei seiner Entstehung getan hatte.

Temperatur und Druck steigen wieder an, allerdings im Gegensatz zum Protosternstadium auf ein viel höheres Niveau.

Der Kollaps setzt sich fort, bis bei einer Temperatur von etwa 100 Millionen K thermonukleare Reaktionen mit Helium beginnen, bei denen Helium in schwerere Elemente umgewandelt wird (Helium in Kohlenstoff, Kohlenstoff in Sauerstoff, Sauerstoff in Silizium und schließlich Silizium in Eisen).

Der Kollaps setzt sich fort, bis bei einer Temperatur von etwa 100 Millionen K thermonukleare Reaktionen mit Helium beginnen

Das auf einer neuen Ebene wieder aufgenommene thermonukleare „Verbrennen“ von Materie führt zu einer monströsen Expansion des Sterns. Der Stern „schwillt“ an, wird sehr „locker“ und seine Größe nimmt etwa um das Hundertfache zu.

Der Stern wird zu einem Roten Riesen und die Phase der Heliumverbrennung dauert etwa mehrere Millionen Jahre.

Was als nächstes passiert, hängt auch von der Masse des Sterns ab.

Bei mittelgroßen Sternen kann die Reaktion der thermonuklearen Verbrennung von Helium zur explosionsartigen Freisetzung der äußeren Schichten des Sterns unter Bildung von führen Planetennebel. Der Kern des Sterns, in dem thermonukleare Reaktionen aufhören, kühlt ab und verwandelt sich in einen Helium-Weißen Zwerg, der normalerweise eine Masse von bis zu 0,5–0,6 Sonnenmassen und einen Durchmesser in der Größenordnung des Erddurchmessers hat.

Bei massereichen und supermassiven Sternen (mit einer Masse von fünf Sonnenmassen oder mehr) führen die in ihrem Kern ablaufenden Prozesse mit zunehmender Gravitationskompression zu einer Explosion Supernova unter Freisetzung enormer Energie. Die Explosion geht mit dem Ausstoß einer beträchtlichen Masse an Sternmaterie in den interstellaren Raum einher. Anschließend ist dieser Stoff an der Entstehung neuer Sterne, Planeten oder Satelliten beteiligt. Dank Supernovae entwickelt sich das Universum als Ganzes und jede Galaxie im Besonderen chemisch. Der nach der Explosion verbleibende Sternkern könnte sich zu einem Neutronenstern (Pulsar) entwickeln, wenn die Masse des Sterns im Spätstadium die Chandrasekhar-Grenze (1,44 Sonnenmassen) überschreitet, oder zu einem Schwarzen Loch, wenn die Masse des Sterns die Oppenheimer-Volkoff-Grenze überschreitet (geschätzte Werte von 2,5-3 Sonnenmassen).

Der Prozess der Sternentwicklung im Universum ist kontinuierlich und zyklisch – alte Sterne verschwinden und neue leuchten an ihrer Stelle auf.

Nach modernen wissenschaftlichen Konzepten wurden die für die Entstehung von Planeten und Leben auf der Erde notwendigen Elemente aus Sternenmaterie gebildet. Allerdings gibt es keinen allgemein anerkannten Standpunkt zur Entstehung des Lebens.