Sternenklassen
Allgemeines
Ein Stern ist eine Gaskugel, die durch ihre Eigengravitation zusammengehalten wird. Die Gravitation versucht kontinuierlich, den Stern zusammen fallen zu lassen. Ihr widersteht der Druck des erhitzten Gases und/oder die Strahlung im Inneren des Sterns. Diesen Druck nennt man hydrostatische Unterstützung. Während der Lebenszeit des Sternes wird die Innenwärme und Strahlung durch Kernreaktionen nahe dem Mittelpunkt gesichert.
Ein Stern besteht aus dem Zentralkern, der Konvektions- und der Strahlungszone, der Photosphäre, der Chromosphäre und der Korona. Die Sterne sind verschieden groß. Neutronensterne haben Durchmesser von gerade mal 10 km, Weißen Zwergsterne können tausendmal kleiner sein als unsere Sonne und Roten Riesen erreichen hunderttausendmal größere Durchmesser als unsere Sonne. Somit decken die stellaren Größen den Durchmesserbereich von ca. 10 km bis 1.400.000.000 km ab. Auch die Oberflächentemperaturen variieren zwischen 2500°C bis 80.000°C.
Inhaltsverzeichnis
Das Leben eines Sternes
Die Geburt
Sterne entstehen hauptsächlich in Wolken aus kosmischen Staub oder in stellaren Nebeln. Die Staubmoleküle ballen sich durch die eigene Gravitation zusammen und beginnen zu rotieren. Durch die zunehmende Masse steigt auch die Gravitation, welche weitere Materie anzieht.
Je größer dieser Gasball wird, umso mehr steigen auch Druck und Temperatur im Inneren. Ist dieser Proto-Stern groß und heiß genug, wird in seinem Inneren die Kernfusion gezündet, er beginnt zu leuchten und tritt somit in die sogenannte Hauptsequenz seines Lebens ein.
Die Hauptsequenz
In diesem Stadium verbringt ein Stern die längste Zeit seines Lebens. Im Sterninneren finden verschiedene physikalische Vorgänge statt.
Zum Ersten bestehen die Innenkräfte aus der Gravitationskraft aller inneren Schichten und dem Gas- und Strahlungsdruck außerhalb der Schichten. Die Innen- und Außenkräfte müssen ausgeglichen sein. Wenn nicht, so werden die Schichten zerfallen oder expandieren.
Der zweite physikalische Vorgang ist für den Energietransport vom Sterninneren an den Rand verantwortlich. Das Innere des Sterne ist durch Kernreaktionen erhitzt, während von der Oberfläche des Sterns die elektromagnetische Strahlung ziemlich ungehindert in den Weltraum entweichen kann. Der Transport kann auf zwei Wegen erfolgen: durch Strahlung oder durch Konvektion. Die Strahlung ist der Vorgang, mit dessen Hilfe die Erde Wärme von der Sonne erhält. Die Konvektion funktioniert ähnlich wie die atmosphärischen Strömungen auf der Erde. Es entstehen auf- und absteigende Gasströmungen d.h. heißes Gas steigt in Richtung Oberfläche, kühleres Gas sinkt Richtung Kern. Die Wärmeenergie wird somit von innen mit dem Gas nach außen befördert. Die Hauptsequenzsterne haben Konvektions- und Strahlungszonen.
Das letzte Element, das die Struktur der Hauptsequenzsterne bestimmt, sind die Kernreaktionen als Quelle der Innenwärme. Ihnen liegen Kernfusionen zugrunde, bei denen, einfach gesagt, zwei Wasserstoffkerne in einen Heliumkern umgewandelt werden. Diese Reaktionen erfordern sehr hohe Temperaturen (über 10 Mio. Grad C) und Druckwerte (über 10.000 g/cm³). Für einen Stern wie die Sonne dauert das Hauptsequenzstadium ca. 10.000.000.000 Jahre, während ein 10mal massereicherer Stern 10.000mal heller ist, aber nur 100.000.000 Jahre lebt.
Das Altern
Die Sternmasse bestimmt, was nach der Hauptsequenzphase kommt.
Wenn der Wasserstoff zum Großteil verbraucht ist, kann der, zum Gravitationsausgleich notwendigen Strahlungsdruck, nicht mehr aufrecht erhalten werden. Der Sternmittelpunkt zieht sich zusammen, bis er heiß genug ist, um das Helium in Kohlenstoff umwandeln zu können. Die Außenschichten des Sternes müssen expandieren, um die Energie zu konservieren. Dadurch wird der Stern heller und kühler und verwandelt sich in einen Roten Riesen. Im Stadium des Roten Riesen verliert der Stern oft mehrere seiner externen Schichten, die von der von unten kommenden Strahlung weggefegt werden (Nova). Schließlich entstehen in massereichen Sternen schwerere Elemente aus dem Kohlenstoff, aber die Energieerzeugung scheitert und der Stern kollabiert zu einem Weißen Zwergstern.
Nur sehr wenige Sterne besitzen mehr als fünfmal größere Massen als die Sonne. Sie beenden die Hauptsequenz ihrer Lebenszeit analog den massearmen Sternen, werden ebenfalls außen heller und kühler und heißen Rote Superriesen. Während dieses Stadiums werden im Stern viele verschiedene chemische Elemente hervorgebracht und die Zentraltemperatur erreicht etwa 100.000.000° C. Dieser Vorgang ist zu Ende, wenn der Kern hauptsächlich aus Eisen besteht. Dann kann keine Energie mehr ausgeschieden werden. Der Sternkern besitzt keine Widerstandskraft gegen die Gravitation und da er sich zusammenzuziehen beginnt, findet sehr bald der Zusammenfall statt. Eine enorme Menge von der Gravitationsenergie wird freigesetzt. Diese Energie reicht aus, um die äußeren Teile des Sterns in einer mächtigen Explosion wegzufegen und aus dem Stern entsteht eine Supernova. Der zentrale Neutronenkern bleibt als Neutronenstern bestehen, der sich zu einem Pulsar entwickeln kann.
Das ist bemerkenswert, weil es im frühen Universum keine Elemente gab, die schwerer als Helium waren. Die ersten Sterne bestanden fast vollständig aus Wasserstoff und Helium und es gab keinen Sauerstoff, Stickstoff, Eisen und keine anderen lebensnotwendigen Elemente. Sie wurden alle im Inneren der massereichen Sterne erzeugt und bei der Entstehung der Supernova im gesamten Weltraum verstreut. Wir sind aus der Substanz gebaut, die ursprünglich im Inneren der Sterne entstanden ist.
Sterbende Sterne
| Neutronensterne | Die Neutronensterne sind die kollabierten Kerne der massereichen Sterne. Sie besitzen die stärksten magnetischen Felder im ganzen Universum( bis zu 1013 Tesla), wobei die aller stärksten ca. eine Trillion mal stärker als das Feld der Erde( nur 10-5 Tesla) sind. Sie können mit maximal 1000 U/s rotieren. Die Gravitationsmasse eines Neutronensternes liegt zwischen 1,44 und 3,0 Sonnenmassen und der Radius beträgt ca. 5-10 km. Das bedeutet, dass ein Neutronenstern so dicht ist, dass ein voller Teelöffel 1 Mrd. t wiegen würde. |  |
| Pulsare | Pulsare sind rotierende Neutronensterne, die Teilchenströme mit Lichtgeschwindigkeit an ihren beiden magnetischen Polen ausscheiden (hauptsächlich als Röntgen- oder Gammastrahlen). Die Pulssignalrate entspricht der Rotationsdauer (bis zu 100 U/s) des Neutronensternes und deshalb sind die Signale periodisch. |  |
| Weiße Zwerge | Sterne, die unserer Sonne ähnlich sind, enden als sogenannte Weiße Zwerge. Das sind äußerst kompakte Sterne, die bei einer Masse etwas unterhalb der unserer Sonne nur etwa so groß sind wie die Erde. Aufgrund ihrer sehr hohen Temperaturen strahlen die Oberflächen der Weißen Zwerge in einem typischen Weiß. | |
| Schwarze Löcher | Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen explodieren nach nur wenigen Millionen Jahren Lebenszeit als Supernovae und werden zu Neutronensternen oder Schwarzen Löchern, welche die wohl seltsamsten Erscheinungen des Weltalls sind. Dieses schwarze, unsichtbare Vakuum lässt sogar das Licht nicht entweichen. Schwarze Löcher haben verschiedene Größen. Aber unabhängig von der Größe besitzen Schwarze Löcher schwere Massen: Eine Prise Substanz des Schwarzen Loches wiegt Milliarden Tonnen. Ein (theoretisches) kleines Schwarzes Loch kann kleiner als ein Atomteilchen sein, aber mehr Substanz enthalten als der Mount Everest. Ein schwarzes Loch an sich ist nicht sichtbar, doch verrät es sich durch die von ihm angezogene Materie, die um das Loch kreist und Strahlung abgibt, bevor sie davon endgültig aufgesogen wird. Man nennt dies die Akkretionsscheibe. |
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