Kompletter Lebenszyklus eines Sterns

Der Lebenszyklus eines Sterns hÀngt von seiner Masse ab.

Sterne bestehen hauptsĂ€chlich aus Wasserstoff- und Heliumgasen. Sie variieren dramatisch in GrĂ¶ĂŸe, Leuchtkraft und Temperatur und leben fĂŒr Milliarden von Jahren, indem sie durch mehrere Stufen gehen. Unsere eigene Sonne ist ein typischer Stern, einer von Hunderten von Milliarden, die die Milchstraße verunreinigen.

Geburt

Sterne werden in großen galaktischen "KindergĂ€rten" geboren, die Nebel genannt werden, ein lateinisches Wort, das Wolke bedeutet. Nebel sind dichte Wolken aus Staub und Gas, die Hunderte von Sternen hervorbringen können. In einigen Regionen eines Nebels sammeln sich Gas und Staub als Klumpen. Ein neuer Stern entsteht, wenn einer dieser Klumpen so viel Masse anhĂ€uft, dass er unter der Kraft seiner eigenen Schwerkraft kollabiert. Die erhöhte Dichte der Kondensationswolke bewirkt, dass ihre Temperatur signifikant ansteigt. Schließlich wird die Temperatur so hoch, dass Kernfusion auftritt und einen "SĂ€uglingsstern" namens Protostern bildet.

Hauptreihensterne

Sobald ein Protostern genug Masse von den umgebenden Gas- und Staubwolken gesammelt hat, wird er ein Hauptreihenstern. Hauptreihensterne verschmelzen Wasserstoffatome zu Helium, einem Prozess, der als Kernfusion bezeichnet wird. Sterne können in dieser Phase fĂŒr Milliarden von Jahren existieren. Unsere Sonne befindet sich derzeit in ihrer Hauptreihenfolge.

Die Leuchtkraft eines Sterns hĂ€ngt stark von seiner Masse ab. Je massereicher ein Hauptreihenstern, desto mehr Leuchtkraft wird er zeigen. Die Farbe eines Hauptreihensterns ist ein Hinweis auf die Temperatur des Sterns. Heißere Sterne erscheinen blau oder weiß und kĂŒhlere Sterne erscheinen rot oder orange. Die Masse eines Sterns beeinflusst auch seine Lebensdauer. Je mehr Masse ein Stern hat, desto kĂŒrzer ist seine Lebensdauer.

Rote Riesen

Nach Milliarden von Jahren verbrennt ein Hauptreihenstern schließlich seine Brennstoffversorgung, da der grĂ¶ĂŸte Teil seines Wasserstoffs durch Kernfusion in Helium umgewandelt wird. Das ĂŒberschĂŒssige Helium wird dann die Temperatur des Sterns erhöhen. Wenn dies geschieht, wird sich der Stern zu einem roten Riesen erweitern.

Rote Riesen sind leuchtend rot. Sie sind auch grĂ¶ĂŸer und viel leuchtender als Hauptreihensterne. WĂ€hrend der Kern des Roten Riesen unter der Schwerkraft weiter zusammenbricht, wird er dicht genug, um seine verbleibende Heliummenge in Kohlenstoff umzuwandeln. Dies geschieht in einem Zeitraum von etwa 100 Millionen Jahren, bis der Stern stirbt. So wie die Masse die Leuchtkraft eines Sterns bestimmen wird, bestimmt sie auch die Art und Weise des Todes eines Sterns.

Weiße Zwerge

Hauptreihensterne, die eine geringere Masse haben, werden schließlich zu weißen Zwergen. Sobald ein roter Riese seine Heliumversorgung durchbrennt, wird der Stern Masse verlieren. Sein verbleibender Kohlenstoffkern wird sich ĂŒber Milliarden von Jahren hinweg weiter abkĂŒhlen und in seiner Leuchtkraft zurĂŒckgehen, bis er zu einem weißen Zwerg wird. Schließlich wird der weiße Zwergstern aufhören, Energie zu erzeugen, und wird dunkler, um ein schwarzer Zwerg zu werden. Weiße Zwergsterne sind kleiner, dichter und weniger leuchtend als rote Riesensterne. Die Dichte der weißen Zwergsternen ist so groß, dass ein einziger Löffel aus weißem Zwergmaterial mehrere Tonnen wiegen wĂŒrde.

Supernovae

Hauptreihensterne, die eine höhere Masse haben, sind dazu bestimmt, in dramatischen und heftigen Explosionen zu sterben, die Supernovae genannt werden. Sobald diese Sterne ihren Vorrat an Helium durchgebrannt haben, wird der verbleibende Kohlenstoffkern schließlich in Eisen umgewandelt. Dieser Eisenkern wird dann unter seinem eigenen Gewicht kollabieren, bis er einen Punkt erreicht, an dem Materie von seiner OberflĂ€che abprallt. Wenn dies geschieht, wird eine gewaltige Explosion ausgelöst, die einen brillanten Lichtblitz erzeugt, der der Leuchtkraft einer ganzen Galaxie von Sternen entspricht. WĂ€hrend einiger Supernova-Explosionen verbinden sich Protonen und Elektronen zu Neutronen. Dies wiederum fĂŒhrt zur Bildung extrem dichter Sterne, die als Neutronensterne bezeichnet werden.

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