Sternentwicklung - Stellar evolution
Stellare Evolution ist der Prozess, durch den sich ein Stern im Laufe der Zeit verändert. Abhängig von der Masse des Sterns kann seine Lebensdauer von einigen Millionen Jahren für den massereichsten bis zu Billionen von Jahren für den masseärmsten reichen, was erheblich länger ist als das Alter des Universums . Die Tabelle zeigt die Lebensdauer von Sternen in Abhängigkeit von ihrer Masse. Alle Sterne werden aus kollabierenden Gas- und Staubwolken gebildet, die oft als Nebel oder Molekülwolken bezeichnet werden . Im Laufe von Millionen von Jahren diese Proto es sich in einem Gleichgewichtszustand nach unten, zu werden , was als bekannt ist Hauptreihenstern.
Kernfusion versorgt einen Stern die meiste Zeit seines Bestehens. Die Energie wird zunächst durch die Verschmelzung von Wasserstoffatomen im Kern des Hauptreihensterns erzeugt. Später, als das Übergewicht der Atome im Kern zu Helium wird , beginnen Sterne wie die Sonne , Wasserstoff entlang einer den Kern umgebenden Kugelschale zu verschmelzen. Dieser Prozess führt dazu, dass der Stern allmählich an Größe wächst und das Unterriesenstadium durchläuft, bis er die Rotriesenphase erreicht . Sterne mit mindestens der halben Masse der Sonne können auch beginnen, durch die Fusion von Helium in ihrem Kern Energie zu erzeugen, während massereichere Sterne schwerere Elemente entlang einer Reihe konzentrischer Schalen verschmelzen können. Sobald ein Stern wie die Sonne seinen Kernbrennstoff erschöpft hat, kollabiert sein Kern zu einem dichten Weißen Zwerg und die äußeren Schichten werden als planetarischer Nebel ausgestoßen . Sterne mit etwa der zehnfachen oder mehr Sonnenmasse können in einer Supernova explodieren, wenn ihre trägen Eisenkerne zu einem extrem dichten Neutronenstern oder Schwarzen Loch kollabieren . Obwohl das Universum nicht alt genug ist, um das Ende seiner Existenz für einen der kleinsten Roten Zwerge zu erreichen, deuten Sternmodelle darauf hin, dass sie langsam heller und heißer werden, bevor ihnen der Wasserstoff als Treibstoff ausgeht und sie zu massearmen Weißen Zwergen werden.
Die Sternentwicklung wird nicht durch die Beobachtung des Lebens eines einzelnen Sterns untersucht, da die meisten Sternänderungen selbst über viele Jahrhunderte hinweg zu langsam ablaufen, um entdeckt zu werden. Stattdessen verstehen Astrophysiker , wie sich Sterne entwickeln, indem sie zahlreiche Sterne zu verschiedenen Zeitpunkten ihres Lebens beobachten und die stellare Struktur mithilfe von Computermodellen simulieren .
Sternentstehung
Protostar
Die Sternentwicklung beginnt mit dem gravitativen Kollaps einer riesigen Molekülwolke . Typische riesige Molekülwolken sind etwa 100 Lichtjahre (9,5 × 10 14 km) groß und enthalten bis zu 6.000.000 Sonnenmassen (1,2 × 10 37 kg ). Beim Zusammenbruch zerbricht eine riesige Molekülwolke in immer kleinere Stücke. In jedem dieser Fragmente setzt das kollabierende Gas potentielle Gravitationsenergie als Wärme frei. Wenn Temperatur und Druck ansteigen, kondensiert ein Fragment zu einer rotierenden Kugel aus superheißem Gas, die als Protostern bekannt ist . Filamentäre Strukturen sind in der Molekülwolke wirklich allgegenwärtig. Dichte molekulare Filamente werden in gravitativ gebundene Kerne zerfallen, die die Vorläufer von Sternen sind. Kontinuierliche Gasansammlung, geometrische Biegung und Magnetfelder können die detaillierte Art der Fragmentierung der Filamente steuern. In überkritischen Filamenten haben Beobachtungen quasi-periodische Ketten dichter Kerne mit einem Abstand vergleichbar der inneren Breite des Filaments und eingebetteten zwei Protosternen mit Gasausströmen ergeben.
Ein Protostern wächst weiter durch Anlagerung von Gas und Staub aus der Molekülwolke und wird zu einem Vor-Hauptreihenstern, wenn er seine endgültige Masse erreicht. Die weitere Entwicklung wird durch seine Masse bestimmt. Die Masse wird typischerweise mit der Masse der Sonne verglichen : 1,0 M ☉ (2,0 × 10 30 kg) bedeutet 1 Sonnenmasse.
Protosterne sind von Staub umgeben und daher bei infraroten Wellenlängen besser sichtbar . Beobachtungen aus dem Wide-Field Infrared Survey Explorer (WISE) haben für Enthüllung zahlreiche galaktischen besonders wichtig gewesen Protosterne und ihre Eltern Sternhaufen .
Braune Zwerge und substellare Objekte
Protosterne mit Massen von weniger als etwa 0,08 M ☉ (1,6 × 10 29 kg) erreichen niemals Temperaturen, die hoch genug sind, um die Kernfusion von Wasserstoff zu beginnen. Diese werden als Braune Zwerge bezeichnet . Die Internationale Astronomische Union definiert Braune Zwerge als Sterne, die massiv genug sind, um irgendwann in ihrem Leben Deuterium zu verschmelzen (13 Jupitermassen ( M J ), 2,5 × 10 28 kg oder 0,0125 M ☉ ). Objekte, die kleiner als 13 M J sind, werden als subbraune Zwerge klassifiziert (wenn sie jedoch um ein anderes stellares Objekt kreisen, werden sie als Planeten klassifiziert). Beide Arten, deuteriumbrennend und nicht, leuchten schwach und verblassen langsam, während sie sich über Hunderte von Millionen Jahren allmählich abkühlen.
Objekte mit stellarer Masse
Bei einem massiveren Protostern wird die Kerntemperatur schließlich 10 Millionen Kelvin erreichen , wodurch die Proton-Proton-Kettenreaktion eingeleitet wird und Wasserstoff zuerst zu Deuterium und dann zu Helium verschmelzen kann . In Sternen von etwas über 1 M ☉ (2,0 × 10 30 kg) trägt die Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff-Fusionsreaktion ( CNO-Zyklus ) einen großen Teil zur Energieerzeugung bei. Der Beginn der Kernfusion führt relativ schnell zu einem hydrostatischen Gleichgewicht, in dem die vom Kern freigesetzte Energie einen hohen Gasdruck aufrechterhält, das Gewicht der Sternmaterie ausgleicht und einen weiteren Gravitationskollaps verhindert. Der Stern entwickelt sich somit schnell zu einem stabilen Zustand und beginnt die Hauptsequenzphase seiner Evolution.
Ein neuer Stern wird an einem bestimmten Punkt auf der Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms sitzen , wobei der Spektraltyp der Hauptreihe von der Masse des Sterns abhängt. Kleine, relativ kalte, massearme Rote Zwerge verschmelzen Wasserstoff langsam und bleiben Hunderte von Milliarden Jahren oder länger auf der Hauptreihe, während massereiche, heiße Sterne vom Typ O die Hauptreihe bereits nach wenigen Millionen Jahren verlassen. Ein mittelgroßer gelber Zwergstern wird wie die Sonne etwa 10 Milliarden Jahre auf der Hauptreihe bleiben. Es wird angenommen, dass sich die Sonne in der Mitte ihrer Hauptreihenlebensdauer befindet.
Reife Sterne
Schließlich erschöpft der Kern des Sterns seinen Wasserstoffvorrat und der Stern beginnt sich aus der Hauptreihe zu entwickeln . Ohne den nach außen gerichteten Strahlungsdruck, der durch die Fusion von Wasserstoff erzeugt wird, um der Schwerkraft entgegenzuwirken, zieht sich der Kern zusammen, bis entweder der Elektronenentartungsdruck ausreicht, um der Schwerkraft entgegenzuwirken, oder der Kern heiß genug wird (etwa 100 MK), damit die Heliumfusion beginnt. Was zuerst passiert, hängt von der Masse des Sterns ab.
Sterne mit geringer Masse
Was passiert, nachdem ein Stern mit geringer Masse aufhört, durch Fusion Energie zu produzieren, wurde nicht direkt beobachtet; das Universum ist etwa 13,8 Milliarden Jahre alt, was weniger Zeit (in einigen Fällen um mehrere Größenordnungen) ist, als es dauert, bis die Fusion in solchen Sternen aufhört.
Jüngste astrophysikalische Modelle deuten darauf hin, dass Rote Zwerge mit einer Größe von 0,1 M etwa sechs bis zwölf Billionen Jahre auf der Hauptreihe bleiben können, wobei sowohl die Temperatur als auch die Helligkeit allmählich zunehmen und mehrere hundert Milliarden Jahre brauchen, um langsam zu einem Weißen Zwerg zu kollabieren . Solche Sterne werden keine roten Riesen, da der ganze Stern eine Konvektionszone ist und er keinen entarteten Heliumkern mit einer Hülle entwickelt, die Wasserstoff brennt. Stattdessen wird die Wasserstofffusion fortschreiten, bis fast der gesamte Stern aus Helium besteht.
Etwas massereichere Sterne dehnen sich zu Roten Riesen aus , aber ihre Heliumkerne sind nicht massiv genug, um die für die Heliumfusion erforderlichen Temperaturen zu erreichen, sodass sie niemals die Spitze des Roten Riesenzweigs erreichen. Wenn das Brennen der Wasserstoffhülle beendet ist, bewegen sich diese Sterne wie ein post- asymptotischer Riesenzweig (AGB) direkt vom Rot-Riesen -Zweig , jedoch mit geringerer Leuchtkraft, um zu einem Weißen Zwerg zu werden. Ein Stern mit einer Anfangsmasse von etwa 0,6 M ☉ wird in der Lage sein, Temperaturen zu erreichen, die hoch genug sind, um Helium zu fusionieren, und diese "mittelgroßen" Sterne gehen über den Zweig des Roten Riesen hinaus in weitere Entwicklungsstadien über.
Mittelgroße Sterne
Stars von etwa 0,6-10 M ☉ geworden roten Riesen , die große nicht sind Hauptreihen Sterne des Stern Klassifizierung K oder M. Red Riesen liegen entlang der rechten Kante des Hertzsprung-Russell-Diagramm durch ihre rote Farbe und eine große Helligkeit. Beispiele sind Aldebaran im Sternbild Stier und Arcturus im Sternbild Boötes .
Mittelgroße Sterne sind Rote Riesen während zweier verschiedener Phasen ihrer Post-Hauptsequenz-Entwicklung: Rot-Riesen-Zweigsterne mit trägen Kernen aus Helium und wasserstoffbrennenden Schalen und asymptotische Riesenzweigsterne mit inerten Kernen aus Kohlenstoff- und Helium-brennenden Schalen innerhalb der Wasserstoff-brennenden Schalen. Zwischen diesen beiden Phasen verbringen Sterne eine Periode auf dem horizontalen Ast mit einem Helium-verschmelzenden Kern. Viele dieser Helium-verschmelzenden Sterne gruppieren sich am kühlen Ende des horizontalen Zweiges als Riesen vom Typ K und werden als Rote Klumpenriesen bezeichnet .
Unterriesenphase
Wenn ein Stern den Wasserstoff in seinem Kern erschöpft, verlässt er die Hauptreihe und beginnt, Wasserstoff in einer Schale außerhalb des Kerns zu verschmelzen. Der Kern nimmt an Masse zu, da die Hülle mehr Helium produziert. Je nach Masse des Heliumkerns dauert dies mehrere Millionen bis eine oder zwei Milliarden Jahre, wobei sich der Stern mit ähnlicher oder etwas geringerer Leuchtkraft wie sein Hauptreihenzustand ausdehnt und abkühlt. Irgendwann degeneriert entweder der Kern bei Sternen um die Masse der Sonne, oder die äußeren Schichten kühlen ausreichend ab, um undurchsichtig zu werden, bei massereicheren Sternen. Jede dieser Veränderungen führt dazu, dass die Temperatur der Wasserstoffhülle und die Leuchtkraft des Sterns zunimmt, woraufhin sich der Stern auf den Rot-Riesen-Zweig ausdehnt.
Rot-Riesen-Zweigphase
Die sich ausdehnenden äußeren Schichten des Sterns sind konvektiv , wobei das Material durch Turbulenzen aus der Nähe der Verschmelzungsbereiche bis zur Oberfläche des Sterns gemischt wird. Bei allen Sternen mit der geringsten Masse blieb das verschmolzene Material bis zu diesem Zeitpunkt tief im Inneren des Sterns, sodass die konvektive Hülle zum ersten Mal Fusionsprodukte an der Sternoberfläche sichtbar macht. In diesem Stadium der Evolution sind die Ergebnisse subtil, mit den größten Auswirkungen, da Veränderungen an den Isotopen von Wasserstoff und Helium nicht beobachtbar sind. Die Auswirkungen des CNO-Zyklus treten beim ersten Baggern an der Oberfläche auf , mit niedrigeren 12 C/ 13 C-Verhältnissen und veränderten Anteilen von Kohlenstoff und Stickstoff. Diese sind mit Spektroskopie nachweisbar und wurden für viele entwickelte Sterne gemessen.
Der Heliumkern wächst weiter auf dem Rot-Riesen-Zweig. Es befindet sich nicht mehr im thermischen Gleichgewicht, weder entartet noch über der Schönberg-Chandrasekhar-Grenze , daher steigt die Temperatur an, was die Fusionsgeschwindigkeit in der Wasserstoffhülle erhöht. Die Leuchtkraft des Sterns nimmt zur Spitze des Rot-Riesen-Zweigs zu . Sterne der Roten Riesenzweige mit entartetem Heliumkern erreichen alle die Spitze mit sehr ähnlichen Kernmassen und sehr ähnlicher Leuchtkraft, obwohl die massereicheren der Roten Riesen heiß genug werden, um vor diesem Punkt die Heliumfusion zu zünden.
Horizontaler Zweig
In den Heliumkernen von Sternen im Bereich von 0,6 bis 2,0 Sonnenmassen, die weitgehend durch den Elektronenentartungsdruck unterstützt werden , wird die Heliumfusion auf einer Zeitskala von Tagen in einem Heliumblitz zünden . In den nicht entarteten Kernen massereicherer Sterne erfolgt die Zündung der Heliumfusion relativ langsam ohne Blitz. Die während des Heliumblitzes freigesetzte Kernenergie ist sehr groß, in der Größenordnung des 10 8- fachen der Leuchtkraft der Sonne für einige Tage und des 10 11- fachen der Leuchtkraft der Sonne (ungefähr die Leuchtkraft der Milchstraße ) für einige Tage Sekunden. Die Energie wird jedoch durch die thermische Ausdehnung des zunächst entarteten Kerns verbraucht und ist somit von außerhalb des Sterns nicht sichtbar. Aufgrund der Expansion des Kerns verlangsamt sich die Wasserstofffusion in den darüber liegenden Schichten und die Gesamtenergieerzeugung nimmt ab. Der Stern zieht sich zusammen, wenn auch nicht bis zur Hauptreihe, und wandert zum horizontalen Zweig im Hertzsprung-Russell-Diagramm, wobei der Radius allmählich schrumpft und seine Oberflächentemperatur erhöht wird.
Kern-Helium-Flash-Sterne entwickeln sich zum roten Ende des horizontalen Zweigs, wandern jedoch nicht zu höheren Temperaturen, bevor sie einen entarteten Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern erhalten und die Heliumhülle brennen. Diese Sterne werden oft als roter Sternhaufen im Farben-Helligkeits-Diagramm eines Sternhaufens beobachtet, heißer und weniger leuchtend als die Roten Riesen. Massenreichere Sterne mit größeren Heliumkernen bewegen sich entlang des horizontalen Zweigs zu höheren Temperaturen, einige werden zu instabilen pulsierenden Sternen im gelben Instabilitätsstreifen ( RR Lyrae-Variablen ), während andere noch heißer werden und einen blauen Schweif oder blauen Haken zur Horizontalen bilden können Zweig. Die Morphologie des horizontalen Astes hängt von Parametern wie Metallizität, Alter und Heliumgehalt ab, die genauen Details werden jedoch noch modelliert.
Asymptotische Riesenverzweigungsphase
Nachdem ein Stern das Helium im Kern verbraucht hat, geht die Fusion von Wasserstoff und Helium in Schalen um einen heißen Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff weiter . Der Stern folgt dem asymptotischen Riesenast im Hertzsprung-Russell-Diagramm, parallel zur ursprünglichen Rot-Riesen-Evolution, aber mit noch schnellerer Energieerzeugung (die für eine kürzere Zeit dauert). Obwohl Helium in einer Hülle verbrannt wird, wird der Großteil der Energie durch die Verbrennung von Wasserstoff in einer Hülle erzeugt, die weiter vom Kern des Sterns entfernt ist. Helium aus diesen Wasserstoff brennenden Schalen fällt in Richtung des Zentrums des Sterns und periodisch steigt die Energieabgabe der Heliumschale dramatisch an. Dies wird als thermischer Puls bezeichnet und tritt gegen Ende der asymptotischen Riesenverzweigungsphase auf, manchmal sogar bis in die postasymptotische Riesenverzweigungsphase. Je nach Masse und Zusammensetzung kann es mehrere bis Hunderte von thermischen Pulsen geben.
Es gibt eine Phase beim Aufstieg des asymptotischen Riesenzweigs, in der sich eine tiefe Konvektionszone bildet und Kohlenstoff aus dem Kern an die Oberfläche bringen kann. Dies wird als zweites Ausbaggern bezeichnet, und in einigen Sternen kann es sogar ein drittes Ausbaggern geben. Auf diese Weise entsteht ein Kohlenstoffstern , sehr kühle und stark gerötete Sterne, die in ihren Spektren starke Kohlenstofflinien aufweisen. Ein Prozess, der als Hot Bottom Burning bekannt ist, kann Kohlenstoff in Sauerstoff und Stickstoff umwandeln, bevor er an die Oberfläche gebaggert werden kann, und die Wechselwirkung zwischen diesen Prozessen bestimmt die beobachteten Helligkeiten und Spektren von Kohlenstoffsternen in bestimmten Clustern.
Eine weitere bekannte Klasse von asymptotischen Riesenzweigen sind die Mira-Variablen , die mit genau definierten Perioden von zehn bis Hunderten von Tagen und großen Amplituden bis zu etwa 10 Größenordnungen pulsieren (im Visuellen ändert sich die Gesamthelligkeit um einen viel geringeren Betrag ). In massereicheren Sternen werden die Sterne leuchtender und die Pulsationsperiode ist länger, was zu einem erhöhten Massenverlust führt, und die Sterne werden bei sichtbaren Wellenlängen stark verdeckt. Diese Sterne können als OH/IR-Sterne beobachtet werden , die im Infraroten pulsieren und OH- Maser- Aktivität zeigen. Diese Sterne sind im Gegensatz zu den Kohlenstoffsternen eindeutig sauerstoffreich, aber beide müssen durch Ausbaggerungen erzeugt werden.
Post-AGB
Diese Sterne mittlerer Reichweite erreichen schließlich die Spitze des asymptotischen Riesenzweigs und haben keinen Treibstoff mehr für die Granatenverbrennung. Sie sind nicht massiv genug, um eine vollständige Kohlenstofffusion zu starten, also ziehen sie sich wieder zusammen und durchlaufen eine Periode von postasymptotischen Riesenzweig-Superwinden, um einen planetarischen Nebel mit einem extrem heißen Zentralstern zu erzeugen. Der Zentralstern kühlt dann zu einem Weißen Zwerg ab. Das ausgestoßene Gas ist relativ reich an schweren Elementen, die im Stern erzeugt werden, und kann je nach Art des Sterns besonders sauerstoff- oder kohlenstoffangereichert sein. Das Gas baut sich in einer sich ausdehnenden Hülle auf, die als zirkumstellare Hülle bezeichnet wird und kühlt ab, während es sich vom Stern entfernt, wodurch sich Staubpartikel und Moleküle bilden können. Durch den hohen Infrarotenergieeintrag des Zentralsterns werden in diesen zirkumstellaren Hüllen ideale Bedingungen für die Maseranregung gebildet .
Es ist möglich, dass thermische Pulse erzeugt werden, sobald die postasymptotische Riesenzweigentwicklung begonnen hat, wodurch eine Vielzahl ungewöhnlicher und wenig verstandener Sterne erzeugt werden, die als wiedergeborene asymptotische Riesenzweigsterne bekannt sind. Diese können zu extremen horizontal verzweigten Sternen ( Subzwerg-B-Sterne ), post-asymptotischen Riesenzweigsternen mit Wasserstoffmangel, variablen planetarischen Nebelzentralsternen und R-Coronae-Borealis-Variablen führen .
Massive Sterne
In massereichen Sternen ist der Kern bereits zu Beginn der Wasserstoffverbrennungsschale groß genug, dass eine Heliumzündung stattfindet, bevor der Elektronenentartungsdruck eine Chance hat, vorherrschend zu werden. Wenn sich diese Sterne also ausdehnen und abkühlen, erhellen sie sich nicht so dramatisch wie Sterne mit geringerer Masse; sie waren jedoch auf der Hauptreihe leuchtender und entwickeln sich zu hoch leuchtenden Überriesen. Ihre Kerne werden massiv genug, dass sie sich nicht selbst durch Elektronenentartung ernähren können und werden schließlich kollabieren, um einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch zu erzeugen .
Überriesen-Evolution
Extrem massereiche Sterne (mehr als etwa 40 M ☉ ), die sehr leuchtend sind und daher sehr schnelle Sternwinde haben, verlieren durch den Strahlungsdruck so schnell an Masse, dass sie dazu neigen, ihre eigene Hülle abzustreifen , bevor sie sich zu roten Überriesen ausdehnen können. und behalten so ab ihrer Hauptfolgezeit extrem hohe Oberflächentemperaturen (und blau-weiße Farbe) bei. Die größten Sterne der aktuellen Generation sind etwa 100-150 M groß, da die äußeren Schichten durch die extreme Strahlung ausgestoßen würden. Obwohl Sterne mit geringerer Masse normalerweise ihre äußeren Schichten nicht so schnell abbrennen, können sie es auch vermeiden, Rote Riesen oder Rote Überriesen zu werden, wenn sie sich in Doppelsternsystemen so nah befinden, dass der Begleitstern bei seiner Expansion die Hülle abstreift, oder wenn sie schnell genug drehen, so dass die Konvektion vom Kern bis zur Oberfläche reicht, was dazu führt, dass aufgrund der gründlichen Durchmischung kein separater Kern und eine separate Hülle vorhanden sind.
Der Kern eines massereichen Sterns, der als wasserstoffarmer Bereich definiert ist, wird heißer und dichter, wenn er Material aus der Fusion von Wasserstoff außerhalb des Kerns ansammelt. In ausreichend massereichen Sternen erreicht der Kern Temperaturen und Dichten, die hoch genug sind, um Kohlenstoff und schwerere Elemente über den Alpha-Prozess zu verschmelzen . Am Ende der Heliumfusion besteht der Kern eines Sterns hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff. In Sternen schwerer als etwa 8 M ☉ , die Kohlen zünden und Sicherungen zu bilden Neon, Natrium und Magnesium. Sterne mit etwas weniger Masse können Kohlenstoff teilweise entzünden, aber sie sind nicht in der Lage, den Kohlenstoff vollständig zu verschmelzen, bevor die Elektronenentartung einsetzt, und diese Sterne werden schließlich einen Sauerstoff-Neon-Magnesium- Weißen Zwerg hinterlassen .
Die genaue Massengrenze für Vollcarbon - Verbrennung hängt von mehreren Faktoren wie metallicity und der detaillierte Masse auf dem verlorenen AGB-Sterne , ist aber etwa 8-9 M ☉ . Nachdem die Kohlenstoffverbrennung abgeschlossen ist, erreicht der Kern dieser Sterne etwa 2,5 M ☉ und wird heiß genug, damit schwerere Elemente verschmelzen können. Bevor Sauerstoff zu fusionieren beginnt, beginnt Neon, Elektronen einzufangen, was das Brennen von Neon auslöst . Für einen Sternenbereich von ungefähr 8-12 M ☉ ist dieser Prozess instabil und führt zu einer außer Kontrolle geratenen Fusion, die zu einer Elektroneneinfang-Supernova führt .
In massereicheren Sternen verläuft die Fusion von Neon ohne eine außer Kontrolle geratene Deflagration. Es folgt wiederum die vollständige Verbrennung von Sauerstoff und Silizium , wodurch ein Kern entsteht, der größtenteils aus Eisenspitzenelementen besteht . Um den Kern herum befinden sich Schalen leichterer Elemente, die sich noch in der Fusion befinden. Die Zeitspanne für die vollständige Verschmelzung eines Kohlenstoffkerns zu einem Eisenkern ist mit wenigen hundert Jahren so kurz, dass die äußeren Schichten des Sterns nicht reagieren können und das Erscheinungsbild des Sterns weitgehend unverändert bleibt. Der Eisenkern wächst, bis er eine effektive Chandrasekhar-Masse erreicht , die aufgrund verschiedener Korrekturen für die relativistischen Effekte, Entropie, Ladung und die umgebende Hülle höher ist als die formale Chandrasekhar-Masse . Die effektive Chandrasekhar Masse für einen Eisenkern variiert von etwa 1,34 M ☉ in den am wenigsten massiven roten Riesen , um mehr als 1,8 M ☉ in massiveren Sternen. Sobald diese Masse erreicht ist, beginnen Elektronen in den Eisenpeak-Kernen einzufangen und der Kern kann sich nicht mehr selbst tragen. Der Kern kollabiert und der Stern wird zerstört, entweder in einer Supernova oder direkt zu einem Schwarzen Loch kollabieren .
Supernova
Wenn der Kern eines massereichen Sterns kollabiert, bildet er einen Neutronenstern oder bei Kernen, die die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze überschreiten , ein Schwarzes Loch . Durch einen nicht vollständig verstandenen Prozess wird ein Teil der durch diesen Kernkollaps freigesetzten gravitativen potentiellen Energie in eine Supernova vom Typ Ib, Typ Ic oder Typ II umgewandelt . Es ist bekannt , dass der Kernkollaps einen massiven Neutrinoschub erzeugt , wie er bei der Supernova SN 1987A beobachtet wurde . Die extrem energiereichen Neutrinos fragmentieren einige Kerne; Ein Teil ihrer Energie wird bei der Freisetzung von Nukleonen , einschließlich Neutronen , verbraucht , und ein Teil ihrer Energie wird in Wärme und kinetische Energie umgewandelt , wodurch die Stoßwelle verstärkt wird, die durch den Rückprall eines Teils des einfallenden Materials vom Kollaps des Kerns ausgelöst wird. Elektroneneinfang in sehr dichten Teilen der einfallenden Materie kann zusätzliche Neutronen erzeugen. Da ein Teil der zurückprallenden Materie von den Neutronen beschossen wird, fangen einige ihrer Kerne sie ein, wodurch ein Spektrum von schwerer als Eisenmaterial einschließlich der radioaktiven Elemente bis hin zu (und wahrscheinlich darüber hinaus) Uran entsteht . Obwohl nicht explodierende Rote Riesen unter Verwendung von Neutronen, die bei Nebenreaktionen früherer Kernreaktionen freigesetzt werden , erhebliche Mengen an Elementen erzeugen können, die schwerer als Eisen sind , ist die Häufigkeit von Elementen, die schwerer als Eisen sind (und insbesondere von bestimmten Isotopen von Elementen, die mehrere stabile oder lang- lebende Isotope), die bei solchen Reaktionen produziert werden, unterscheidet sich deutlich von denen, die bei einer Supernova erzeugt werden. Keine der Häufigkeiten allein stimmt mit der im Sonnensystem überein , so dass sowohl Supernovae als auch der Auswurf von Elementen von Roten Riesen erforderlich sind, um die beobachtete Häufigkeit von schweren Elementen und deren Isotopen zu erklären .
Die Energie, die vom Kollaps des Kerns auf das zurückprallende Material übertragen wird, erzeugt nicht nur schwere Elemente, sondern sorgt auch für deren Beschleunigung weit über die Fluchtgeschwindigkeit hinaus und verursacht so eine Supernova vom Typ Ib, Typ Ic oder Typ II. Das derzeitige Verständnis dieser Energieübertragung ist noch nicht zufriedenstellend; Obwohl aktuelle Computermodelle von Supernovae vom Typ Ib, Typ Ic und Typ II einen Teil des Energietransfers ausmachen, sind sie nicht in der Lage, genügend Energietransfer zu erklären, um den beobachteten Materialauswurf zu erzeugen. Neutrino-Oszillationen können jedoch eine wichtige Rolle beim Energieübertragungsproblem spielen, da sie nicht nur die in einer bestimmten Neutrinosart verfügbare Energie beeinflussen, sondern auch durch andere allgemein-relativistische Effekte auf Neutrinos.
Einige Beweise aus der Analyse der Masse- und Bahnparameter von Doppelneutronensternen (die zwei solcher Supernovae erfordern) deuten darauf hin, dass der Kollaps eines Sauerstoff-Neon-Magnesium-Kerns eine Supernova erzeugen kann, die sich (anders als in der Größe) von a . beobachtbar unterscheidet Supernova, die durch den Zusammenbruch eines Eisenkerns entsteht.
Die massereichsten Sterne, die heute existieren, können von einer Supernova mit einer Energie, die ihre gravitative Bindungsenergie deutlich übersteigt, vollständig zerstört werden . Dieses seltene Ereignis, das durch Paarinstabilität verursacht wird , hinterlässt keine Überreste eines Schwarzen Lochs. In der vergangenen Geschichte des Universums waren einige Sterne sogar noch größer als der größte, der heute existiert, und sie würden am Ende ihres Lebens aufgrund von Lichtzerfall sofort zu einem schwarzen Loch kollabieren .
Sternenüberreste
Nachdem ein Stern seinen Brennstoffvorrat aufgebraucht hat, können seine Überreste je nach Masse während seiner Lebensdauer eine von drei Formen annehmen.
Weiße und schwarze Zwerge
Für einen Stern von 1 M ☉ , ist der resultierende weiße Zwerg von etwa 0,6 M ☉ , komprimiert in etwa dem Volumen der Erde. Weiße Zwerge sind stabil, weil die nach innen gerichtete Schwerkraft durch den Entartungsdruck der Elektronen des Sterns ausgeglichen wird , eine Folge des Pauli-Ausschlussprinzips . Der Druck der Elektronenentartung bietet eine eher weiche Grenze gegen eine weitere Kompression; Daher haben weiße Zwerge mit höherer Masse bei einer gegebenen chemischen Zusammensetzung ein kleineres Volumen. Da kein Brennstoff mehr zu verbrennen ist, strahlt der Stern seine verbleibende Wärme für Milliarden von Jahren in den Weltraum ab.
Ein Weißer Zwerg ist bei seiner Entstehung sehr heiß, mehr als 100.000 K an der Oberfläche und noch heißer in seinem Inneren. Es ist so heiß, dass in den ersten 10 Millionen Jahren seiner Existenz ein Großteil seiner Energie in Form von Neutrinos verloren geht, aber nach einer Milliarde Jahren den größten Teil seiner Energie verloren haben wird.
Die chemische Zusammensetzung des Weißen Zwergs hängt von seiner Masse ab. Ein Stern mit wenigen Sonnenmassen wird die Kohlenstofffusion zünden , um Magnesium, Neon und kleinere Mengen anderer Elemente zu bilden, was zu einem Weißen Zwerg führt, der hauptsächlich aus Sauerstoff, Neon und Magnesium besteht, vorausgesetzt, er kann genug Masse verlieren, um unter die Chandrasekhar-Grenze (siehe unten) und vorausgesetzt, dass die Entzündung des Kohlenstoffs nicht so heftig ist, dass der Stern in einer Supernova auseinander gesprengt wird. Ein Stern mit einer Masse in der Größenordnung der Sonne wird nicht in der Lage sein, die Kohlenstofffusion zu zünden und wird einen Weißen Zwerg produzieren, der hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff besteht und dessen Masse zu gering ist, um zu kollabieren, es sei denn, ihm wird später Materie hinzugefügt (siehe unten). ). Ein Stern von weniger als etwa der Hälfte der Sonnenmasse wird (wie bereits erwähnt) nicht in der Lage sein, die Heliumfusion zu zünden, und wird einen Weißen Zwerg produzieren, der hauptsächlich aus Helium besteht.
Am Ende bleibt nur eine kalte dunkle Masse, die manchmal als schwarzer Zwerg bezeichnet wird . Das Universum ist jedoch noch nicht alt genug, um schwarze Zwerge zu existieren.
Wenn die Masse des Weißen Zwergs über die Chandrasekhar-Grenze steigt , die 1,4 M ☉ für einen Weißen Zwerg beträgt , der hauptsächlich aus Kohlenstoff, Sauerstoff, Neon und/oder Magnesium besteht, dann versagt der Elektronenentartungsdruck aufgrund des Elektroneneinfangs und der Stern kollabiert. Abhängig von der chemischen Zusammensetzung und der Temperatur vor dem Kollaps im Zentrum führt dies entweder zum Kollaps zu einem Neutronenstern oder zur unkontrollierten Zündung von Kohlenstoff und Sauerstoff. Schwerere Elemente begünstigen einen fortgesetzten Kernkollaps, da sie zum Zünden eine höhere Temperatur benötigen, da der Elektroneneinfang auf diesen Elementen und ihren Fusionsprodukten einfacher ist; höhere Kerntemperaturen begünstigen eine außer Kontrolle geratene Kernreaktion, die den Kernkollaps stoppt und zu einer Typ-Ia-Supernova führt . Diese Supernovae können um ein Vielfaches heller sein als die Supernova vom Typ II, die den Tod eines massereichen Sterns markiert, obwohl letzterer die größere Gesamtenergiefreisetzung aufweist. Diese Kollapsinstabilität bedeutet, dass kein Weißer Zwerg mit einer Masse von mehr als etwa 1,4 M ☉ existieren kann (mit einer möglichen kleinen Ausnahme für sehr schnell drehende Weiße Zwerge, deren Zentrifugalkraft aufgrund der Rotation dem Gewicht ihrer Materie teilweise entgegenwirkt). Massentransfer in einem binären System kann dazu führen, dass ein anfänglich stabiler Weißer Zwerg die Chandrasekhar-Grenze überschreitet.
Wenn ein Weißer Zwerg mit einem anderen Stern ein enges Doppelsternsystem bildet, kann sich Wasserstoff des größeren Begleiters um und auf einen Weißen Zwerg anlagern, bis er heiß genug wird, um in einer außer Kontrolle geratenen Reaktion an seiner Oberfläche zu verschmelzen, obwohl der Weiße Zwerg unterhalb der Chandrasekhar-Grenze bleibt . Eine solche Explosion wird als Nova bezeichnet .
Neutronensterne
Normalerweise sind Atome dem Volumen nach meist Elektronenwolken mit sehr kompakten Kernen im Zentrum (proportional, wenn Atome die Größe eines Fußballstadions hätten, hätten ihre Kerne die Größe von Hausstaubmilben). Wenn ein Sternkern kollabiert, führt der Druck dazu, dass Elektronen und Protonen durch Elektroneneinfang verschmelzen . Ohne Elektronen, die die Kerne auseinander halten, kollabieren die Neutronen zu einer dichten Kugel (in gewisser Weise wie ein riesiger Atomkern), mit einer dünnen darüberliegenden Schicht aus entarteter Materie (hauptsächlich Eisen, sofern nicht später Materie anderer Zusammensetzung hinzugefügt wird). Die Neutronen widerstehen einer weiteren Kompression durch das Pauli-Ausschlussprinzip , analog zum Elektronenentartungsdruck, jedoch stärker.
Diese Sterne, bekannt als Neutronensterne, sind extrem klein – in der Größenordnung von 10 km Radius, nicht größer als die Größe einer Großstadt – und haben eine phänomenale Dichte. Ihre Rotationsperiode verkürzt sich dramatisch, wenn die Sterne schrumpfen (aufgrund der Erhaltung des Drehimpulses ); beobachtete Rotationsperioden von Neutronensternen reichen von etwa 1,5 Millisekunden (über 600 Umdrehungen pro Sekunde) bis zu mehreren Sekunden. Wenn die Magnetpole dieser schnell rotierenden Sterne auf die Erde ausgerichtet sind, erkennen wir bei jeder Umdrehung einen Strahlungsimpuls. Solche Neutronensterne werden Pulsare genannt und waren die ersten Neutronensterne, die entdeckt wurden. Obwohl elektromagnetische Strahlung von Pulsaren am häufigsten in Form von Radiowellen nachgewiesen wird, wurden Pulsare auch bei sichtbaren, Röntgen- und Gammastrahlen-Wellenlängen nachgewiesen.
Schwarze Löcher
Wenn die Masse des stellaren Überrests hoch genug ist, reicht der Neutronen-Entartungsdruck nicht aus, um einen Kollaps unterhalb des Schwarzschild-Radius zu verhindern . Der stellare Überrest wird so zu einem Schwarzen Loch. Die Masse, bei der dies auftritt, ist nicht mit Sicherheit bekannt, wird aber derzeit auf 2 bis 3 M ☉ geschätzt .
Schwarze Löcher werden von der Allgemeinen Relativitätstheorie vorhergesagt . Nach der klassischen Allgemeinen Relativitätstheorie kann keine Materie oder Information aus dem Inneren eines Schwarzen Lochs zu einem äußeren Beobachter fließen, obwohl Quanteneffekte Abweichungen von dieser strengen Regel zulassen können. Die Existenz von Schwarzen Löchern im Universum ist sowohl theoretisch als auch durch astronomische Beobachtungen gut belegt.
Da der Kernkollaps-Mechanismus einer Supernova derzeit nur teilweise verstanden ist, ist noch nicht bekannt, ob es möglich ist, dass ein Stern direkt zu einem Schwarzen Loch kollabiert, ohne eine sichtbare Supernova zu erzeugen, oder ob sich einige Supernovae zunächst instabil bilden Neutronensterne, die dann zu Schwarzen Löchern kollabieren; auch das genaue Verhältnis zwischen der Anfangsmasse des Sterns und dem letzten Rest ist nicht ganz sicher. Die Auflösung dieser Unsicherheiten erfordert die Analyse weiterer Supernovae und Supernova-Überreste.
Modelle
Ein stellares Evolutionsmodell ist ein mathematisches Modell , mit dem die Entwicklungsphasen eines Sterns von seiner Entstehung bis zu seinem Überrest berechnet werden können. Die Masse und die chemische Zusammensetzung des Sterns werden als Eingaben verwendet, und die Leuchtkraft und Oberflächentemperatur sind die einzigen Einschränkungen. Die Modellformeln basieren auf dem physikalischen Verständnis des Sterns, meist unter der Annahme eines hydrostatischen Gleichgewichts. Anschließend werden umfangreiche Computerberechnungen durchgeführt, um den sich ändernden Zustand des Sterns im Laufe der Zeit zu bestimmen, was eine Datentabelle ergibt, die verwendet werden kann, um die Entwicklungsspur des Sterns über das Hertzsprung-Russell-Diagramm zusammen mit anderen sich entwickelnden Eigenschaften zu bestimmen . Genaue Modelle können verwendet werden, um das aktuelle Alter eines Sterns abzuschätzen, indem seine physikalischen Eigenschaften mit denen von Sternen entlang einer übereinstimmenden Evolutionsspur verglichen werden.
Siehe auch
- Galaxienentstehung und -entwicklung – von einem homogenen Anfang, der Entstehung der ersten Galaxien, wie sich Galaxien im Laufe der Zeit verändern
- Natur-Zeitleiste
- Nukleosynthese – Prozess, der aus bereits existierenden Nukleonen, hauptsächlich Protonen und Neutronen, neue Atomkerne erzeugt
- Standard-Solarmodell
- Sternpopulation – Gruppierung von Sternen nach ähnlicher Metallizität ( Metallizität )
- Sternrotation § Nach der Entstehung – Winkelbewegung eines Sterns um seine Achse – Rotationen langsamer, wenn Sterne altern
- Zeitleiste der stellaren Astronomie
Verweise
- Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004). Stellare Innenräume: physikalische Prinzipien, Struktur und Evolution (2. Aufl.). Springer-Verlag. ISBN 0-387-20089-4.
- Prialnik, Dina (2000). Eine Einführung in die Theorie der stellaren Struktur und Evolution . Cambridge University Press. ISBN 0-521-65065-8.
- Ryan, Sean G.; Norton, Andrew J. (2010). Stellare Evolution und Nukleosynthese . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-13320-3.
Weiterlesen
- Astronomy 606 (Stellar Structure and Evolution) Vorlesungsnotizen , Cole Miller, Department of Astronomy, University of Maryland
- Astronomy 162, Unit 2 (The Structure & Evolution of Stars) Skript zur Vorlesung , Richard W. Pogge, Department of Astronomy, Ohio State University
Externe Links
- Sternentwicklungssimulator
- Pisa Stellar-Modelle
- MESA-Codes zur stellaren Evolution (Module für Experimente in der stellaren Astrophysik)
- "The Life of Stars" , BBC Radio 4 Diskussion mit Paul Murdin, Janna Levin und Phil Charles ( In Our Time , 27. März 2003)