Stellare Evolution - Stellar evolution

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Repräsentative Lebensdauern von Sternen als Funktion ihrer Massen
Die Änderung der Größe mit der Zeit eines sonnenähnlichen Sterns
Künstlerische Darstellung des Lebenszyklus eines sonnenähnlichen Sterns, der als Hauptreihenstern unten links beginnt und sich dann durch die Subgiant- und Riesenphasen ausdehnt , bis seine äußere Hülle ausgestoßen wird, um oben rechts einen planetarischen Nebel zu bilden
Diagramm der Sternentwicklung

Die Sternentwicklung 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 die massereichsten bis zu Billionen von Jahren für die am wenigsten massiven reichen, was erheblich länger ist als das Alter des Universums . Die Tabelle zeigt die Lebensdauern von Sternen als Funktion ihrer Masse. Alle Sterne bestehen aus kollabierenden Gas- und Staubwolken, 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.

Die Kernfusion treibt einen Stern für den größten Teil seiner Existenz an. Die Energie wird zunächst durch die Fusion von Wasserstoffatomen im Kern des Hauptreihensterns erzeugt. Später, wenn 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 bewirkt, dass der Stern allmählich an Größe zunimmt und das Subgiant- Stadium durchläuft, bis er die rote Riesenphase erreicht . Sterne mit mindestens der Hälfte der Sonnenmasse können auch durch die Fusion von Helium in ihrem Kern Energie 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 zehn- oder mehrfachen Sonnenmasse können in einer Supernova explodieren, wenn ihre inerten Eisenkerne in einen extrem dichten Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch fallen . Obwohl das Universum nicht alt genug ist, damit einer der kleinsten roten Zwerge das Ende seiner Existenz erreicht hat, deuten Sternmodelle darauf hin, dass sie langsam heller und heißer werden, bevor ihnen der Wasserstoff ausgeht und sie zu weißen Zwergen mit geringer Masse werden.

Die Sternentwicklung wird nicht durch Beobachtung des Lebens eines einzelnen Sterns untersucht, da die meisten Sternveränderungen selbst über viele Jahrhunderte hinweg zu langsam auftreten, um erkannt zu werden. Stattdessen verstehen Astrophysiker , wie sich Sterne entwickeln, indem sie zahlreiche Sterne an verschiedenen Punkten ihres Lebens beobachten und die Sternstruktur mithilfe von Computermodellen simulieren .

Sternentstehung

Vereinfachte Darstellung der Stadien der Sternentwicklung

Protostar

Schema der Sternentwicklung.

Die Sternentwicklung beginnt mit dem Gravitationskollaps einer riesigen Molekülwolke . Typische riesige Molekülwolken haben einen Durchmesser von ungefähr 100 Lichtjahren (9,5 × 10 14  km) und enthalten bis zu 6.000.000 Sonnenmassen (1,2 × 10 37   kg ). Beim Zusammenbruch bricht eine riesige Molekülwolke in immer kleinere Stücke. In jedem dieser Fragmente setzt das kollabierende Gas potentielle Gravitationsenergie als Wärme frei. Mit zunehmender Temperatur und steigendem Druck kondensiert ein Fragment zu einer rotierenden Kugel aus superschnellem Gas, die als Protostern bekannt ist . Filamentstruktur ist in der Molekülwolke wirklich allgegenwärtig. Dichte molekulare Filamente fragmentieren in gravitationsgebundene Kerne, die die Vorläufer der Sterne sind. Die kontinuierliche Anreicherung von Gas, geometrische Biegung und Magnetfelder kann die detaillierte Fragmentierungsweise der Filamente steuern. In überkritischen Filamenten haben Beobachtungen quasi-periodische Ketten dichter Kerne mit einem Abstand ergeben, der mit der inneren Breite des Filaments vergleichbar ist, und zwei Protosterne mit Gasabflüssen eingebettet.

Ein Protostern wächst weiter durch Ansammlung von Gas und Staub aus der Molekülwolke und wird zu einem Stern vor der Hauptsequenz, wenn er seine endgültige Masse erreicht. Die weitere Entwicklung wird durch seine Masse bestimmt. Masse wird in der Regel im Vergleich zu der Masse der Sun : 1,0  M (2,0 × 10 30  kg) Mittel 1 Sonnenmasse.

Protosterne sind in Staub eingeschlossen und daher bei Infrarotwellenlängen besser sichtbar . Beobachtungen des WISE ( Wide Field Infrared Survey Explorer ) waren besonders wichtig, um zahlreiche galaktische Protosterne und ihre Elternsternhaufen zu enthüllen .

Braune Zwerge und substellare Objekte

Protosterne mit Massen von weniger als etwa 0,08  M (1,6 × 10 29  kg) nie Temperaturen hoch genug erreichen die Kernfusion von Wasserstoff zu beginnen. Diese sind als Braune Zwerge bekannt . Die Internationale Astronomische Union definiert braune Zwerge als Stern massiv genug , um Sicherung Deuterium an einem gewissen Punkt in ihrem Leben (13 Jupitermassen ( M J ), 2,5 × 10 28  kg oder 0,0125  M ). Objekte , die kleiner als 13   M J als klassifiziert Unter Braunen Zwergen (aber wenn sie umkreisen einen anderen stellaren Objekt sie als Planeten klassifiziert werden). Beide Arten, Deuterium brennend und nicht, leuchten schwach und verblassen langsam, wobei sie sich über Hunderte von Millionen von Jahren allmählich abkühlen.

Hauptsequenz

Die Evolutionsspuren von Sternen mit unterschiedlichen Anfangsmassen im Hertzsprung-Russell-Diagramm . Die Spuren beginnen, sobald sich der Stern zur Hauptsequenz entwickelt hat, und enden , wenn die Fusion stoppt (für massive Sterne) und am Ende des roten Riesenastes (für Sterne 1  M und weniger).
Für die Sonne ist eine gelbe Spur dargestellt , die nach dem Ende ihrer Hauptsequenzphase zu einem roten Riesen wird, bevor sie sich entlang des asymptotischen Riesenastes weiter ausdehnt.
Dies ist die letzte Phase, in der die Sonne fusioniert.

Für einen massereicheren Protostern wird die Kerntemperatur schließlich 10 Millionen Kelvin erreichen , wodurch die Proton-Proton-Kettenreaktion ausgelöst wird und Wasserstoff zuerst an Deuterium und dann an Helium fusionieren kann . In Sternen von etwas mehr als 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 Materie des Sterns ausgleicht und einen weiteren Gravitationskollaps verhindert. Der Stern entwickelt sich somit schnell zu einem stabilen Zustand und beginnt die Hauptsequenzphase seiner Entwicklung.

Ein neuer Stern befindet sich an einem bestimmten Punkt in der Hauptsequenz des Hertzsprung-Russell-Diagramms , wobei der Spektraltyp der Hauptsequenz von der Masse des Sterns abhängt. Kleine, relativ kalte rote Zwerge mit geringer Masse verschmelzen langsam mit Wasserstoff und bleiben Hunderte von Milliarden von Jahren oder länger in der Hauptsequenz, während massive, heiße Sterne vom O-Typ die Hauptsequenz nach nur wenigen Millionen Jahren verlassen. Ein mittelgroßer gelber Zwergstern wie die Sonne wird etwa 10 Milliarden Jahre lang in der Hauptsequenz bleiben. Es wird angenommen, dass sich die Sonne in der Mitte ihrer Hauptsequenzlebensdauer befindet.

Reife Sterne

Schließlich erschöpft der Kern seine Wasserstoffversorgung und der Stern beginnt sich aus der Hauptsequenz heraus zu entwickeln . Ohne den durch die Fusion von Wasserstoff erzeugten Strahlungsdruck nach außen , um der Schwerkraft entgegenzuwirken, zieht sich der Kern zusammen, bis entweder der Elektronendegenerationsdruck ausreicht, um der Schwerkraft entgegenzuwirken, oder der Kern heiß genug wird (etwa 100 MK), damit die Heliumfusion beginnen kann. Welche davon zuerst passiert, hängt von der Masse des Sterns ab.

Sterne mit geringer Masse

Was passiert, wenn ein massearmer Stern durch Fusion keine Energie mehr produziert, wurde nicht direkt beobachtet. Das Universum ist ungefähr 13,8 Milliarden Jahre alt, was weniger Zeit ist (in einigen Fällen um mehrere Größenordnungen), als es dauert, bis die Fusion in solchen Sternen aufhört.

Neuere astrophysikalische Modelle legen nahe, dass rote Zwerge von 0,1  M etwa sechs bis zwölf Billionen Jahre lang in der Hauptsequenz verbleiben können, wobei sowohl die Temperatur als auch die Leuchtkraft allmählich zunehmen und es mehrere hundert Milliarden Jahre dauern kann, bis sie langsam zu einem weißen Zwerg zusammenbrechen . Solche Sterne werden nicht zu roten Riesen, da der gesamte Stern eine Konvektionszone ist und keinen entarteten Heliumkern mit einer Wasserstoffschale entwickelt. Stattdessen wird die Wasserstofffusion fortgesetzt, bis fast der gesamte Stern Helium ist.

Interne Strukturen von Hauptreihensternen , Konvektionszonen mit Pfeilzyklen und Strahlungszonen mit roten Blitzen. Links ein massearmer roter Zwerg , in der Mitte ein mittelgroßer gelber Zwerg und rechts ein massiver blau-weißer Hauptreihenstern.

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 Riesenastes erreichen. Wenn das Verbrennen der Wasserstoffhülle beendet ist, bewegen sich diese Sterne direkt vom roten Riesenast weg wie ein Stern mit postasymptotischem Riesenast (AGB), jedoch mit geringerer Leuchtkraft, um ein weißer Zwerg zu werden. Ein Stern mit einer Anfangsmasse etwa 0,6  M können die Temperaturen hoch genug , um Sicherung Helium, und diese „mittelgroßen“ Stars auf jenseits des roten Riesen Zweig zu weiteren Stufen der Evolution gehen erreichen.

Mittelgroße Sterne

Die Evolutionsspur einer Sonnenmasse, der Sonnenmetallizität, des Sterns von der Hauptsequenz bis zur Post-AGB

Sterne von ungefähr 0,6–10  M werden zu roten Riesen , bei denen es sich um große Nicht- Hauptreihensterne der Sternklassifikation K oder M handelt. Rote Riesen liegen aufgrund ihrer roten Farbe und großen Leuchtkraft am rechten Rand des Hertzsprung-Russell-Diagramms. Beispiele sind Aldebaran im Sternbild Stier und Arkturus im Sternbild Boötes .

Mittelgroße Sterne sind rote Riesen in zwei verschiedenen Phasen ihrer Entwicklung nach der Hauptsequenz: rote Riesenaststerne mit inerten Kernen aus Helium und wasserstoffverbrennenden Schalen und asymptotische Riesenaststerne mit inerten Kernen aus Kohlenstoff- und Heliumverbrennungsschalen innerhalb der Wasserstoffverbrennungsschalen. Zwischen diesen beiden Phasen verbringen Sterne eine Periode auf dem horizontalen Ast mit einem Helium-fusionierenden Kern. Viele dieser Helium-fusionierenden Sterne sammeln sich als K-Typ-Riesen zum kühlen Ende des horizontalen Zweigs und werden als Rotklumpen- Riesen bezeichnet.

Subgiant Phase

Wenn ein Stern den Wasserstoff in seinem Kern erschöpft, verlässt er die Hauptsequenz und beginnt, Wasserstoff in einer Hülle außerhalb des Kerns zu verschmelzen. Der Kern nimmt an Masse zu, wenn die Schale mehr Helium produziert. Abhängig von der Masse des Heliumkerns dauert dies mehrere Millionen bis ein oder zwei Milliarden Jahre, wobei sich der Stern mit einer ähnlichen oder geringfügig geringeren Leuchtkraft ausdehnt und abkühlt als sein Hauptsequenzzustand. Schließlich degeneriert entweder der Kern in Sternen um die Sonnenmasse oder die äußeren Schichten kühlen in massereicheren Sternen ausreichend ab, um undurchsichtig zu werden. Jede dieser Änderungen führt dazu, dass die Temperatur der Wasserstoffhülle zunimmt und die Leuchtkraft des Sterns zunimmt. An diesem Punkt dehnt sich der Stern auf den roten Riesenast aus.

Phase des roten Riesenastes

Die expandierenden äußeren Schichten des Sterns sind konvektiv , wobei das Material durch Turbulenzen von nahe den Schmelzbereichen bis zur Oberfläche des Sterns gemischt wird. Für alle Sterne mit Ausnahme der Sterne mit der niedrigsten Masse ist das verschmolzene Material vor diesem Punkt tief im Sterninneren geblieben, sodass die Konvektionshülle zum ersten Mal Fusionsprodukte an der Oberfläche des Sterns sichtbar macht. In diesem Stadium der Evolution sind die Ergebnisse subtil, wobei die größten Auswirkungen, Änderungen der Isotope von Wasserstoff und Helium, nicht beobachtbar sind. Die Auswirkungen des CNO-Zyklus treten während des ersten Ausbaggerns an der Oberfläche auf , mit niedrigeren 12 C / 13 C-Verhältnissen und veränderten Anteilen an Kohlenstoff und Stickstoff. Diese sind spektroskopisch nachweisbar und wurden für viele entwickelte Sterne gemessen.

Der Heliumkern wächst weiter auf dem roten Riesenzweig. Es befindet sich nicht mehr im thermischen Gleichgewicht, weder entartet noch oberhalb der Schönberg-Chandrasekhar-Grenze , daher steigt die Temperatur, wodurch die Fusionsrate in der Wasserstoffhülle zunimmt. Die Helligkeit des Sterns nimmt zur Spitze des roten Riesenastes hin zu . Rote Riesenaststerne mit einem entarteten Heliumkern erreichen alle die Spitze mit sehr ähnlichen Kernmassen und sehr ähnlichen Leuchtstärken, obwohl die massereicheren roten Riesen heiß genug werden, um vor diesem Punkt die Heliumfusion zu entzünden.

Horizontaler Zweig

In den Heliumkernen von Sternen im Bereich der Sonnenmasse von 0,6 bis 2,0, die weitgehend durch den Druck der Elektronendegeneration unterstützt werden, entzündet sich die Heliumfusion in einem Heliumblitz auf einer Zeitskala von Tagen . In den nicht entarteten Kernen massereicherer Sterne erfolgt die Zündung der Heliumfusion relativ langsam ohne Blitz. Die während des Heliumblitzes freigesetzte Atomkraft 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 der Leuchtkraft der Milchstraßengalaxie ) für einige Tage Sekunden. Die Energie wird jedoch durch die Wärmeausdehnung des anfänglich entarteten Kerns verbraucht und kann daher von außerhalb des Sterns nicht gesehen werden. Aufgrund der Ausdehnung 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 Hauptsequenz, und wandert zum horizontalen Zweig im Hertzsprung-Russell-Diagramm, wobei der Radius allmählich schrumpft und die Oberflächentemperatur steigt.

Kern-Helium-Blitzsterne entwickeln sich zum roten Ende des horizontalen Zweigs, wandern jedoch nicht zu höheren Temperaturen, bevor sie einen entarteten Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern erhalten und mit dem Verbrennen der Heliumschale beginnen. Diese Sterne werden im Farbgrößendiagramm eines Clusters häufig als rote Sternhaufen beobachtet, die heißer und weniger leuchtend sind als die roten Riesen. Sterne mit höherer Masse und größeren Heliumkernen bewegen sich entlang des horizontalen Zweigs zu höheren Temperaturen, wobei einige zu instabilen pulsierenden Sternen im gelben Instabilitätsstreifen ( RR Lyrae-Variablen ) werden, während andere noch heißer werden und einen blauen Schwanz oder einen blauen Haken zur Horizontalen bilden können Ast. Die Morphologie des horizontalen Zweigs hängt von Parametern wie Metallizität, Alter und Heliumgehalt ab, die genauen Details werden jedoch noch modelliert.

Asymptotische Riesenastphase

Nachdem ein Stern das Helium im Kern verbraucht hat, wird die Wasserstoff- und Heliumfusion in Schalen um einen heißen Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff fortgesetzt . Der Stern folgt dem asymptotischen Riesenast im Hertzsprung-Russell-Diagramm, parallel zur ursprünglichen Entwicklung des roten Riesen, jedoch mit noch schnellerer Energieerzeugung (die kürzer dauert). Obwohl Helium in einer Hülle verbrannt wird, wird der größte Teil der Energie durch Wasserstoff erzeugt, der in einer Hülle weiter vom Kern des Sterns entfernt verbrannt wird. Helium aus diesen wasserstoffverbrennenden Schalen fällt in Richtung der Mitte des Sterns ab und die Energieabgabe aus der Heliumschale steigt periodisch dramatisch an. Dies ist als thermischer Impuls bekannt und tritt gegen Ende der asymptotischen Riesenzweigphase auf, manchmal sogar in der postasymptotischen Riesenzweigphase. Je nach Masse und Zusammensetzung können mehrere bis Hunderte von thermischen Impulsen auftreten.

Es gibt eine Phase beim Aufstieg des asymptotischen Riesenastes, in der sich eine tiefe konvektive Zone bildet, die Kohlenstoff vom Kern an die Oberfläche bringen kann. Dies ist als zweiter Bagger bekannt, und in einigen Sternen kann es sogar einen dritten Bagger geben. Auf diese Weise entsteht ein Kohlenstoffstern , sehr kühle und stark gerötete Sterne, die in ihren Spektren starke Kohlenstofflinien aufweisen. Ein Prozess, der als Verbrennen mit heißem Boden 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 Leuchtdichten und Spektren von Kohlenstoffsternen in bestimmten Clustern.

Eine weitere bekannte Klasse von asymptotischen Riesenaststernen sind die Mira-Variablen , die mit genau definierten Perioden von zehn bis Hunderten von Tagen und großen Amplituden bis zu etwa 10 Größen pulsieren (visuell ändert sich die Gesamtleuchtkraft 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 visuellen Wellenlängen stark verdeckt. Diese Sterne können als OH / IR-Sterne beobachtet werden , die im Infrarot pulsieren und OH- Maser- Aktivität zeigen. Diese Sterne sind im Gegensatz zu den Kohlenstoffsternen eindeutig sauerstoffreich, aber beide müssen durch Ausbaggern erzeugt werden.

Post-AGB

Der Katzenaugen-Nebel , ein planetarischer Nebel , der durch den Tod eines Sterns mit ungefähr der gleichen Masse wie die Sonne gebildet wurde

Diese mittelgroßen Sterne erreichen schließlich die Spitze des asymptotischen Riesenastes und haben keinen Treibstoff mehr für die Verbrennung von Muscheln. Sie sind nicht massereich genug, um eine vollständige Kohlenstofffusion zu starten, und ziehen sich daher erneut zusammen. Sie durchlaufen eine Phase des postasymptotischen Riesenast-Superwinds, um einen planetarischen Nebel mit einem extrem heißen Zentralstern zu erzeugen. Der Zentralstern kühlt sich 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 mit Sauerstoff oder Kohlenstoff angereichert sein. Das Gas baut sich in einer expandierenden Hülle auf, die als zirkumstellare Hülle bezeichnet wird, und kühlt ab, wenn es sich vom Stern wegbewegt, wodurch sich Staubpartikel und Moleküle bilden können. Mit dem hohen Infrarotenergieeintrag des Zentralsterns werden in diesen zirkumstellaren Hüllen ideale Bedingungen für die Maseranregung geschaffen .

Es ist möglich, dass thermische Impulse erzeugt werden, sobald die postasymptotische Riesenastentwicklung begonnen hat, wodurch eine Vielzahl ungewöhnlicher und wenig verstandener Sterne erzeugt wird, die als wiedergeborene asymptotische Riesenaststerne bekannt sind. Diese können zu extremen horizontal verzweigten Sternen ( Subzwerg-B-Sternen ), wasserstoffarmen postasymptotischen Riesenaststernen, variablen Zentralsternen des planetaren Nebels und R Coronae Borealis-Variablen führen .

Massive Sterne

Rekonstruiertes Bild von Antares , einem roten Überriesen

In massereichen Sternen ist der Kern bereits zu Beginn der Wasserstoffbrennschale groß genug, dass eine Heliumzündung auftritt, bevor der Druck der Elektronendegeneration vorherrscht. Wenn sich diese Sterne ausdehnen und abkühlen, werden sie nicht so dramatisch aufhellen wie Sterne mit geringerer Masse. Sie waren jedoch in der Hauptsequenz leuchtender und entwickeln sich zu stark leuchtenden Überriesen. Ihre Kerne werden so massiv, dass sie sich nicht durch Elektronendegeneration unterstützen können und schließlich zusammenbrechen, um einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch zu erzeugen .

Überragende Evolution

Extrem massive Sterne (mehr als ungefähr 40  M ), die sehr leuchtend sind und daher sehr schnelle Sternwinde haben, verlieren aufgrund des Strahlungsdrucks so schnell an Masse, dass sie dazu neigen, ihre eigenen Hüllen abzustreifen , bevor sie sich zu roten Überriesen ausdehnen können. und behalten somit extrem hohe Oberflächentemperaturen (und blau-weiße Farbe) ab ihrer Hauptsequenzzeit bei. Die größten Sterne der aktuellen Generation sind etwa 100-150  M ☉, 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 ebenfalls vermeiden, rote Riesen oder rote Überriesen zu werden, wenn sie sich in binären Systemen befinden, die nahe genug sind, dass der Begleitstern die Hülle abstreift, wenn sie sich ausdehnt, oder wenn sie sich ausdehnen Drehen Sie sich schnell genug, so dass sich die Konvektion vom Kern bis zur Oberfläche erstreckt, was dazu führt, dass aufgrund gründlicher Vermischung kein separater Kern und keine Hülle vorhanden sind.

Die zwiebelartigen Schichten eines massiven, entwickelten Sterns kurz vor dem Zusammenbruch des Kerns (nicht maßstabsgetreu)

Der Kern eines massiven Sterns, definiert als die Region, in der kein Wasserstoff mehr vorhanden ist, wird heißer und dichter, da er Material aus der Fusion von Wasserstoff außerhalb des Kerns ansammelt. In ausreichend massiven 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. Etwas weniger massive Sterne können Kohlenstoff teilweise entzünden, können den Kohlenstoff jedoch nicht vollständig verschmelzen, bevor die Elektronendegeneration einsetzt, und diese Sterne hinterlassen schließlich einen weißen Zwerg aus Sauerstoff-Neon-Magnesium .

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 . Nach Abschluss der Kohlenstoffverbrennung erreicht der Kern dieser Sterne etwa 2,5  M und wird heiß genug, damit schwerere Elemente verschmelzen können. Bevor Sauerstoff zu verschmelzen beginnt, fängt Neon an , Elektronen einzufangen, was das Verbrennen von Neon auslöst . Für eine Reihe von Sternen von etwa 8-12  M ist dieser Prozess instabil und außer Kontrolle geratene Fusion schafft in einem resultierenden Elektronen - Einfang - Supernova .

Bei massereicheren Sternen verläuft die Fusion von Neon ohne außer Kontrolle geratene Verpuffung. Darauf folgt wiederum eine vollständige Sauerstoffverbrennung und Siliziumverbrennung , wodurch ein Kern entsteht, der größtenteils aus Eisenpeakelementen besteht . Um den Kern herum befinden sich Schalen aus leichteren Elementen, die noch verschmelzen. Die Zeitspanne für die vollständige Verschmelzung eines Kohlenstoffkerns mit einem Eisenkern ist mit nur 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 höher ist als die formale Chandrasekhar-Masse, da verschiedene Korrekturen für die relativistischen Effekte, die Entropie, die Ladung und die umgebende Hülle vorgenommen wurden. 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 Eisenpeakkernen eingefangen zu werden und der Kern kann sich nicht mehr selbst tragen. Der Kern kollabiert und der Stern wird zerstört, entweder in einer Supernova oder direkt in einem Schwarzen Loch .

Supernova

Der Krebsnebel , die zerbrochenen Überreste eines Sterns, der 1054 als Supernova explodierte

Wenn der Kern eines massiven Sterns zusammenbricht, bildet er einen Neutronenstern oder bei Kernen, die die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze überschreiten , ein Schwarzes Loch . Durch einen Prozess, der nicht vollständig verstanden wird, wird ein Teil der durch diesen Kernkollaps freigesetzten potentiellen Gravitationsenergie in eine Supernova vom Typ Ib, Typ Ic oder Typ II umgewandelt . Es ist bekannt, dass der Kernkollaps einen massiven Anstieg von Neutrinos erzeugt , wie er mit Supernova SN 1987A beobachtet wurde . Die extrem energetischen Neutrinos fragmentieren einige Kerne; Ein Teil ihrer Energie wird für die 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 das Zurückprallen eines Teils des infallierenden Materials aus dem Zusammenbruch des Kerns ausgelöst wird. Das Einfangen von Elektronen in sehr dichten Teilen der infallierenden Materie kann zusätzliche Neutronen erzeugen. Da ein Teil der zurückprallenden Materie von den Neutronen bombardiert wird, fangen einige ihrer Kerne sie ein und erzeugen ein Spektrum von Material, das schwerer als Eisen ist, einschließlich der radioaktiven Elemente bis zu (und wahrscheinlich darüber hinaus) Uran . Obwohl nicht explodierende rote Riesen unter Verwendung von Neutronen, die bei Nebenreaktionen früherer Kernreaktionen freigesetzt werden , erhebliche Mengen an Elementen produzieren können, die schwerer als Eisen sind , ist die Häufigkeit von Elementen, die schwerer als Eisen sind (und insbesondere bestimmter Isotope von Elementen, die mehrere stabile oder lang- lebende Isotope), die in solchen Reaktionen erzeugt werden, unterscheiden sich stark von denen, die in einer Supernova erzeugt werden. Keine der beiden Häufigkeiten allein entspricht der im Sonnensystem gefundenen , so dass sowohl Supernovae als auch das Ausstoßen von Elementen aus roten Riesen erforderlich sind, um die beobachtete Häufigkeit schwerer Elemente und Isotope davon zu erklären .

Die Energie, die vom Zusammenbruch des Kerns auf das Rückprallmaterial übertragen wird, erzeugt nicht nur schwere Elemente, sondern sorgt für deren Beschleunigung weit über die Fluchtgeschwindigkeit hinaus , wodurch eine Supernova vom Typ Ib, Typ Ic oder Typ II verursacht wird. Das derzeitige Verständnis dieser Energieübertragung ist immer noch nicht zufriedenstellend. Obwohl aktuelle Computermodelle vom Typ Ib, Typ Ic und Typ II Supernovae einen Teil der Energieübertragung ausmachen, können sie nicht genügend Energieübertragung berücksichtigen, um den beobachteten Materialausstoß zu erzeugen. Neutrinooszillationen können jedoch eine wichtige Rolle beim Energieübertragungsproblem spielen, da sie nicht nur die in einem bestimmten Neutrino-Geschmack verfügbare Energie beeinflussen, sondern auch andere allgemein-relativistische Effekte auf Neutrinos.

Einige Hinweise aus der Analyse der Masse- und Orbitalparameter von binären Neutronensternen (für die zwei solcher Supernovae erforderlich sind) deuten darauf hin, dass der Zusammenbruch eines Sauerstoff-Neon-Magnesium-Kerns eine Supernova erzeugen kann, die sich beobachtbar (auf andere Weise als in der Größe) von a unterscheidet Supernova, die durch den Zusammenbruch eines Eisenkerns erzeugt wird.

Die massereichsten Sterne, die heute existieren, können von einer Supernova vollständig zerstört werden, wobei die Energie ihre Gravitationsbindungsenergie weit übersteigt . Dieses seltene Ereignis, das durch Paarinstabilität verursacht wird , hinterlässt keinen Rest eines Schwarzen Lochs. In der Vergangenheit des Universums waren einige Sterne sogar größer als die größten, die heute existieren, und sie würden am Ende ihres Lebens aufgrund der Photodisintegration sofort in ein Schwarzes Loch fallen .

Stellare Entwicklung von Sternen mit geringer Masse (linker Zyklus) und hoher Masse (rechter Zyklus) mit Beispielen in Kursivschrift

Stellare Überreste

Nachdem ein Stern seine Treibstoffversorgung ausgebrannt 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 Anziehungskraft der Schwerkraft durch den Entartungsdruck der Elektronen des Sterns ausgeglichen wird , eine Folge des Pauli-Ausschlussprinzips . Der Elektronendegenerationsdruck bietet eine ziemlich weiche Grenze gegen weitere Kompression; Daher haben weiße Zwerge mit höherer Masse für eine gegebene chemische Zusammensetzung ein kleineres Volumen. Da kein Brennstoff mehr zum Verbrennen übrig ist, strahlt der Stern seine verbleibende Wärme für Milliarden von Jahren in den Weltraum ab.

Ein weißer Zwerg ist sehr heiß, wenn er sich zum ersten Mal bildet, mehr als 100.000 K an der Oberfläche und noch heißer im Inneren. Es ist so heiß, dass ein Großteil seiner Energie in den ersten 10 Millionen Jahren seines Bestehens 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 entzündet die Kohlenstofffusion unter Bildung von Magnesium, Neon und kleineren Mengen anderer Elemente, was zu einem weißen Zwerg führt, der hauptsächlich aus Sauerstoff, Neon und Magnesium besteht, vorausgesetzt, er kann genug Masse verlieren, um unter die Masse zu gelangen Chandrasekhar-Grenze (siehe unten) und vorausgesetzt, dass die Zündung von Kohlenstoff nicht so heftig ist, dass der Stern in einer Supernova auseinandergeblasen wird. Ein Massenstern in der Größenordnung der Sonne kann die Kohlenstofffusion nicht entzünden und erzeugt einen weißen Zwerg, der hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff besteht und dessen Masse zu niedrig ist, um zu kollabieren, wenn später keine Materie hinzugefügt wird (siehe unten) ). Ein Stern mit weniger als etwa der Hälfte der Sonnenmasse kann die Heliumfusion nicht entzünden (wie bereits erwähnt) und erzeugt einen weißen Zwerg, 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 erhöht dwarf über dem Grenzwert Chandrasekhar , die 1.4 ist  M für einen weißen dwarf, das hauptsächlich aus Kohlenstoff, Sauerstoff, Neon und / oder Magnesium, dann Elektronendegeneriertdruck versagt aufgrund Elektroneneinfang und der Stern kollabiert. Abhängig von der chemischen Zusammensetzung und der Temperatur vor dem Zusammenbruch im Zentrum führt dies entweder zum Zusammenbruch in einen Neutronenstern oder zur außer Kontrolle geratenen Zündung von Kohlenstoff und Sauerstoff. Schwerere Elemente begünstigen einen fortgesetzten Kernkollaps, da sie zum Zünden eine höhere Temperatur benötigen, da das Einfangen von Elektronen auf diese Elemente und ihre Fusionsprodukte einfacher ist. Höhere Kerntemperaturen begünstigen eine außer Kontrolle geratene Kernreaktion, die den Kernkollaps stoppt und zu einer Supernova vom Typ Ia führt . Diese Supernovae können um ein Vielfaches heller sein als die Supernova vom Typ II, die den Tod eines massiven Sterns kennzeichnet, obwohl dieser die größere Gesamtenergiefreisetzung aufweist. Diese Instabilität zu Kollaps bedeutet , daß keinen weißen dwarf massiver als etwa 1,4  M existieren kann (mit einer möglichen geringfügigen Ausnahme für sehr schnell weißen Zwerge Spinne, dessen Zentrifugalkraft aufgrund der Drehung entgegenwirkt , teilweise das Gewicht ihrer Materie). Der Massentransfer in einem binären System kann dazu führen, dass ein anfangs stabiler weißer Zwerg die Chandrasekhar-Grenze überschreitet.

Wenn ein weißer Zwerg mit einem anderen Stern ein enges binäres System bildet, kann sich Wasserstoff vom größeren Begleiter um und auf einen weißen Zwerg ansammeln, bis er heiß genug wird, um an seiner Oberfläche zu einer außer Kontrolle geratenen Reaktion zu verschmelzen, obwohl der weiße Zwerg unterhalb der Chandrasekhar-Grenze bleibt . Eine solche Explosion wird als Nova bezeichnet .

Neutronensterne

Blasenartige Stoßwelle, die sich nach einer Supernova-Explosion vor 15.000 Jahren noch ausdehnt.

Normalerweise sind Atome volumenmäßig meist Elektronenwolken mit sehr kompakten Kernen im Zentrum (proportional, wenn Atome die Größe eines Fußballstadions hätten, wären ihre Kerne die Größe von Hausstaubmilben). Wenn ein Sternkern zusammenbricht, bewirkt der Druck, 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 darüber liegenden Schicht entarteter Materie (hauptsächlich Eisen, sofern später keine Materie unterschiedlicher Zusammensetzung hinzugefügt wird). Die Neutronen widerstehen einer weiteren Kompression durch das Pauli-Ausschlussprinzip , analog zum Elektronendegenerationsdruck, jedoch stärker.

Diese als Neutronensterne bekannten Sterne sind extrem klein - in der Größenordnung von 10 km, nicht größer als die Größe einer Großstadt - und phänomenal dicht. Ihre Rotationsperiode verkürzt sich dramatisch, wenn die Sterne schrumpfen (aufgrund der Erhaltung des Drehimpulses ); Die beobachteten 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 mit der Erde ausgerichtet sind, erfassen wir bei jeder Umdrehung einen Strahlungsimpuls. Solche Neutronensterne werden Pulsare genannt und waren die ersten Neutronensterne, die entdeckt wurden. Obwohl elektromagnetische Strahlung, die von Pulsaren erfasst wird, meistens in Form von Radiowellen vorliegt, wurden Pulsare auch bei sichtbaren Wellenlängen, Röntgen- und Gammastrahlenwellenlängen erfasst.

Schwarze Löcher

Wenn die Masse des Sternrests hoch genug ist, reicht der Neutronendegenerationsdruck nicht aus, um einen Kollaps unterhalb des Schwarzschild-Radius zu verhindern . Der Sternrest wird so zu einem Schwarzen Loch. Die Masse , bei dem dies geschieht , ist nicht mit Sicherheit bekannt, doch wird derzeit auf zwischen 2 und 3 geschätzt  M .

Schwarze Löcher werden durch die allgemeine Relativitätstheorie vorhergesagt . Gemäß der klassischen allgemeinen Relativitätstheorie können keine Materie oder Informationen vom Inneren eines Schwarzen Lochs zu einem externen Beobachter fließen, obwohl Quanteneffekte Abweichungen von dieser strengen Regel zulassen können. Die Existenz von Schwarzen Löchern im Universum wird sowohl theoretisch als auch durch astronomische Beobachtung gut unterstützt.

Da der Kernkollapsmechanismus einer Supernova derzeit nur teilweise verstanden ist, ist immer 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 anfänglich instabil bilden Neutronensterne, die dann in schwarze Löcher fallen; Die genaue Beziehung zwischen der Anfangsmasse des Sterns und dem endgültigen Rest ist ebenfalls 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 Evolutionsphasen 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 die Oberflächentemperatur sind die einzigen Einschränkungen. Die Modellformeln basieren auf dem physikalischen Verständnis des Sterns, üblicherweise unter der Annahme eines hydrostatischen Gleichgewichts. Anschließend werden umfangreiche Computerberechnungen durchgeführt, um den sich im Laufe der Zeit ändernden Zustand des Sterns zu bestimmen. Daraus ergibt sich eine Datentabelle, anhand derer die Evolutionsspur des Sterns über das Hertzsprung-Russell-Diagramm zusammen mit anderen sich entwickelnden Eigenschaften bestimmt werden kann. Genaue Modelle können verwendet werden, um das aktuelle Alter eines Sterns abzuschätzen, indem seine physikalischen Eigenschaften mit denen von Sternen entlang einer passenden Evolutionsspur verglichen werden.

Siehe auch

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 Sternstruktur 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 .

Weiterführende Literatur

Externe Links