Stadien im Lebenszyklus eines Sterns

Die Sonne ist zu klein, um eine Supernova-Explosion zu bilden.

Wenn Sie in den Nachthimmel blicken und die Sterne funkeln sehen, denken Sie vielleicht, dass sie sich nie ├Ąndern und sie wenig mit Ihnen zu tun haben. In der Realit├Ąt ├Ąndern sie sich signifikant - aber ├╝ber Millionen bis Milliarden von Jahren. Sterne werden gebildet, sie altern und sie ver├Ąndern sich in Zyklen. Indem Sie den Lebenszyklus von Sternen studieren, k├Ânnen Sie sich besser mit der Beschaffenheit der Materie und dem Prozess unserer eigenen Sonne vertraut machen.

Fr├╝hen Lebensjahren

Alle Sterne haben ├Ąhnliche Lebensphasen, bis der Stern das Rote-Riesen-Stadium erreicht. Wenn sich das Gas in einem Nebel kondensiert, bildet es einen Protostern. Schlie├člich erreicht die Temperatur ungef├Ąhr 15 Millionen Grad und die Fusion beginnt. Der Stern beginnt hell zu leuchten und zieht sich zusammen. Es ist jetzt ein Stern, der f├╝r Millionen bis Milliarden Jahre erstrahlen wird. Wenn der Stern altert, wandelt er in seinem Kern durch den Fusionsprozess Wasserstoff in Helium um. Wenn die Wasserstoffzufuhr ausgeht, wird der Kern des Sterns instabil und zieht sich zusammen, wenn sich die ├Ąu├čere H├╝lle ausdehnt. Wenn es auf diese Weise abk├╝hlt und expandiert, beginnt es rot zu leuchten. Zu diesem Zeitpunkt hat der Stern die Rote-Riese-Phase erreicht.

Low-Mass-Sterne

Sterne, die ungef├Ąhr 10 mal so gro├č wie die Sonne oder kleiner sind, werden massearme Sterne genannt. Nachdem Helium zu Kohlenstoff verschmolzen ist, kollabiert der Kern des Sterns noch einmal. Wenn es sich zusammenzieht, wird der ├Ąu├čere Teil des Sterns nach au├čen geblasen. Dies bildet einen planetarischen Nebel. Wenn es abk├╝hlt, bildet der Kern des verbleibenden Sterns einen wei├čen Zwerg. Wenn es weiter abk├╝hlt, kann es einen sogenannten schwarzen Zwerg bilden.

High-Mass-Sterne

Wenn gr├Â├čere Sterne die Rot-Riesen-Phase erreichen, nimmt ihre Temperatur zu, wenn Helium zu Kohlenstoff verschmolzen wird. Die Kerntemperatur steigt mit der Bildung von Sauerstoff, Stickstoff und Eisen. Wenn der Sternkern sich in Eisen umwandelt, h├Ârt die Fusion auf. Eisen ist zu stabil und es braucht mehr Energie, um Eisen zu schmelzen, als freigesetzt wird. Nach der Fusion bricht der Stern zusammen. Temperaturen ├╝bersteigen 100 Milliarden Grad und die ausdehnenden Kr├Ąfte ├╝berwinden die zusammenziehenden. Das Herz des Sterns explodiert nach au├čen, um eine Explosion zu bilden, die als Supernova bekannt ist. Wenn diese Explosion durch die ├Ąu├čeren Schalen des Sterns rei├čt, tritt die Fusion erneut auf. Durch diese Freisetzung von Energie erzeugt die Supernova schwere Elemente. Wenn der Rest der Explosion gr├Â├čer als 1,4 bis drei Sonnenmassen ist, wird er ein Neutronenstern werden. Wenn es um drei Sonnenmassen geht, wird der Stern sein Leben als schwarzes Loch beenden.

Die Sonne

Die Sonne ist ein massearmer Stern. Es entstand vor etwa 4,5 Milliarden Jahren aus dem Kondensieren von Gas und Staub in einem Nebel. In etwa f├╝nf Milliarden Jahren wird es zu einem roten Riesen werden und alle inneren Planeten, einschlie├člich der Erde, umh├╝llen. Es wird schlie├člich ein wei├čer Zwergstern werden.

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