WikiDer > Stark
Ein stärker ist die extrem heiße und kompakte Region im Zentrum eines Sterns. In einem regulären Stern auf der Hauptfolge der Kernbereich ist das Volumen, in dem die Temperatur und das Druckniveau so sind, dass Energie erzeugt wird. Dies geschieht mittels thermonuklearer Kernfusion, bei welchem Wasserstoff wird umgewandelt in Helium. Diese erzeugte Energie wirkt als Gegengewicht zur immensen inneren Schwerkraft; dieses Gleichgewicht hält die Bedingungen in einem Stern in a Thermal- und hydrostatisches Gleichgewicht. Die minimal erforderliche Temperatur für Kernfusion von Wasserstoff in einem Stern ist heißer als 107Kelvin (10 Megakelvin), wobei die Dichte im Kern des Sonne mehr als 100 g/cm²3 ist. Der Kern ist umgeben von der Sternenatmosphäre, durch die Energie vom Kern ins Universum abgestrahlt wird.
In der Hauptserie
Ein wichtiges Unterscheidungsmerkmal von Hauptreihensternen ist ihre Primärenergieproduktion in den Sternen. Hier werden 4 Wasserstoffnukleonen mittels thermonuklearer Kernfusion zu einem einzigen Heliumkern kombiniert. Unsere Sonne ist ein gutes Beispiel für einen solchen Stern. Nach Sternen wie die Sonne bilden, wird der Stern nach etwa 100 Millionen Jahren[1] thermisches Gleichgewicht erreichen und Wärme über Strahlung transportieren. Die erzeugte Energie ist also Strahlung und Wärmeübertragung aus dem Kern verdrängt und nicht durch Stoffaustausch in Form von Konvektion (aktuell). Über diesem kugelförmigen Bereich der Wärmestrahlung liegt ein kleiner konvektiver Bereich direkt unter der Sternatmosphäre.
Je weniger Masse ein Stern hat, desto mehr macht die äußere konvektive Hülle einen größeren Teil der Sternhülle aus. Besteht der Stern aus 0,35 m☉ (35% der Sonnenmasse) oder weniger (einschließlich gescheiterte Sterne) ist der Stern vollständig konvektiv, einschließlich der Sterne.[2] Die hellsten Sterne sind kühlerer Typ M rote Zwerge. Drei Viertel aller Sterne in der Milchstraße ist ein roter Zwerg.[3] Am hellsten ist ein Roter Zwerg 0,0075 m☉. Wenn ein Stern noch weniger Masse hat, gewöhnlich Kernfusion Wasserstoff findet nicht statt (Deuterium ignoriert). Ein Stern ohne Wasserstofffusion heißt a Brauner Zwerg. Die Temperaturen der Sternkerne solcher heller Sterne sinken mit abnehmender Masse, während ihre Dichte zunimmt. Für einen Stern von 0,1 m☉ die Kerntemperatur beträgt etwa 5 Megakelvin bei einer Dichte von 500 g/cm−3. Selbst in Sternen mit den niedrigsten Temperaturen werden der Wasserstoff und das Helium in den Sternen vollständig ionisiert.[2]
Enthält einen Stern unter 1,2 Zoll m☉ dann wird die Energieproduktion in den Festungen hauptsächlich aus dem Proton-Proton-Zyklus die nur Wasserstoff benötigt. Wenn ein Stern massereicher ist, nimmt die Energie mit der CNO-Zyklus erregt werden. Bei diesem Kreislauf werden auch andere Elemente wie Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff verbraucht. Im Fall der Sonne stammen nur 1,5% der Gesamtmenge aus diesem CNO-Zyklus. Bei Sternen mit einer Sonnenmasse von 1,5, bei denen der Stern 18 Megakelvin erreicht, wird die Hälfte der gesamten Energieproduktion aus seinem CNO-Zyklus und die andere Hälfte aus dem Proton-Proton-Zyklus stammen.[4] Der CNO-Zyklus ist viel temperaturempfindlicher als der Proton-Proton-Zyklus, so dass die meiste Energieproduktion im ersteren im Zentrum des Kerns stattfindet. Infolgedessen ist die Temperaturgefälle hoch, was zu konvektiver Instabilität führt. Daher ist der Stern bei Sternen größer als 1,2 . konvektiv m☉.[5]
Egal wie viel Masse ein Stern hat, die Temperatur wird immer steigen, wenn mehr Wasserstoff von den Sternen verbraucht wird, um das thermische Gleichgewicht aufrechtzuerhalten. Dies erfordert daher eine stärkere Energieproduktion, die die Leuchtkraft des Sterns erhöht. Die Lebensdauer eines Wasserstoffsterns nimmt ab, je mehr Masse der Stern enthält. Bei einem Stern wie der Sonne (1 m☉) beträgt dieser Zeitraum etwa 10 Milliarden Jahre. um 5 m☉ die Lebensdauer beträgt 65 Millionen Jahre und mit 25 m☉ die Dauer der Wasserstofffusion in den Festungen wird nur noch 6 Millionen Jahre betragen.[6] Es wird erwartet, dass vollständig konvektive Rote Zwerge die langlebigsten Sterne mit einer erwarteten Hauptreihenperiode von Hunderten von Milliarden Jahren sind.[7] Dies ist jedoch reine Theorie, denn das Universum ist noch nicht 14 Milliarden Jahre ist alt.
In Unterriesen
Sobald ein Stern den gesamten Wasserstoff in seinem Kern in Helium umgewandelt hat, kann sich der Kern nicht mehr mit der Schwerkraft ausgleichen und beginnt zu schrumpfen. Dies erhöht die Temperatur im Kern, wodurch er heiß genug wird, um Wasserstoff in einer Hülle außerhalb des Kerns zu schmelzen. Der Stern wird sich weiter zusammenziehen, wenn sich die äußeren Sternschichten ausdehnen. In dieser Lebensphase wird ein Stern als a . bezeichnet Unterriese. Die Sterne mit relativ geringer Masse können nie zu einem Unterriesen werden, da sie vollständig konvektiv sind.[8]
Sterne mit einer Masse zwischen etwa 0,4 m☉ und 1 m☉ haben kleine, nicht konvektive Sternkerne auf der Hauptreihe und entwickeln dicke Hüllen aus Wasserstoff auf der Unterriesenzweig. Sie werden hier für mehrere Milliarden Jahre verbleiben, während die Masse des Heliums in den Sternen durch die Wasserstofffusion in der umgebenden Sternenhülle langsam zunimmt. Letztendlich der Kern degenerativ werden und schaltet den Stern aus. Dies ist der Startschuss für die roter Riesenzweig.[8]
Sterne von 1 bis 2 m☉ haben während ihrer Existenz auf der Hauptreihe zumindest teilweise konvektive Kerne. Sie entwickeln einen relativ großen Heliumkern, bevor der Wasserstoff im konvektiven Teil ausläuft. Es ist möglich, dass durch spezielle Prozesse noch mehr Wasserstoff aus anderen Teilen verbraucht wird. Schließlich stoppt die Kernfusion im Heck, wodurch der Kern schrumpft. Unter dem Einfluss der Schwerkraft werden Temperatur und Leuchtkraft des Sterns tatsächlich für mehrere Millionen Jahre ansteigen, bis genügend Wärme erreicht ist, um die Kernfusion in der Wasserstoffhülle zu starten. Sobald die Wasserstofffusion beginnt, wird die Oberfläche des Sterns abkühlen und der Stern ist offiziell ein Unterriese. Denn wenn in einem Stern alle Fusion aufgehört hat, aber die Temperatur durch Kernfusion in einer umgebenden Sternhülle gehalten wird, wurde ein Maximum für die Masse des Sterns auf der Schönberg-Chandrasekhar-Grenze. Überschreitet der Kern diese Grenze, kollabiert er zu entarteter Materie, wobei sich auch die äußeren Sternschichten rasch ausdehnen. So wird der Stern a roter Riese auf dem roten Riesenzweig. Ein Stern mit zwei oder weniger Sonnenmassen wird nur wenige Millionen Jahre lang ein Unterriese sein, ein minimaler Bruchteil seiner gesamten Existenz (siehe Hertzsprunggat). Sterne mit mehr als zwei Sonnenmassen enthalten einen Stern, der bereits größer ist als die Schönberg-Chandrasekhar-Grenze, bevor sie die Hauptreihe verlassen.[8]
In riesigen Sternen
Sobald der Wasserstoffvorrat in der Stärke eines Sterns mindestens 0,25 . beträgt m☉[7] ausgebrannt ist, verlässt der Stern die Hauptsequenz und sich weiterentwickeln über den Unterriesenzweig zum roter Riesenzweig, auf der Hertzsprung-Russell-Diagramm. Sich entwickelnde Sterne von bis zu etwa 1,2 Zoll m☉ ihre Sternkerne werden zusammenzucken, bis die Wasserstofffusion über den Proton-Proton-Zyklus beginnt. Dies geschieht in einer Hülle um die inaktiven Heliumkerne. Während dieses Vorgangs befinden sich die Sterne auf dem Unterriesenzweig. Der Heliumkern wird langsam aber sicher an Masse zunehmen, wodurch die Wasserstofffusionshülle immer heißer wird. Letztlich kann mit dem CNO-Zyklus Energie erzeugt werden. Aufgrund der starken Temperaturempfindlichkeit des CNO-Zyklus wird die Wasserstoffhülle dünner als zuvor. Sterne über 1,2 m☉, deren Kern nicht konvektiv ist und die ihren Wasserstoffkern mit dem CNO-Zyklus verbrannt haben, ziehen sich ihre Kerne zusammen und gehen dann direkt in die Riesenphase auf dem Roten Riesenzweig über. Die zunehmende Masse und Dichte des Heliumsterns wird dazu führen, dass der Stern an Größe und Leuchtkraft zunimmt, während er sich auf dem Roten Riesenzweig nach oben entwickelt.[9]
In Sternen bestehend aus 0,4 bis 1,5 m☉ wird das Helium stärker in degenerierter Zustand bevor es heiß genug wird für Kernfusion. Die maximale Masse, die aus einem nicht schmelzenden, isothermen Kern bestehen kann, der dem Druck der Sternhülle standhält, wird am Schönberg-Chandrasekhar-Grenze.[8] Wird diese Grenze überschritten, kollabiert der Kern zu entarteter Materie, bis er heiß genug für die Heliumfusion ist. Wenn dieser entartete Heliumkern eine hohe Dichte erreicht - von 10 × 106 g/cm²−3 mit einer Temperatur von etwa 10 × 108 K - wird es einer nuklearen Explosion unterzogen, die eine "Heliumblitz„Von diesem Ereignis ist an der Außenseite des Sterns nichts zu sehen, da der Energiestoß vollständig aufgewendet wird, um den Heliumkern vom entarteten Zustand in die normale Plasmaform zu überführen. Wenn der Heliumkern verschmilzt, wird er sich ausdehnen und abnehmen Dichte bis etwa 103 - 104 g/cm²−3. Dabei beginnt das Sternentuch zu schrumpfen - dies markiert den Beginn eines neuen Lebensabschnitts: der des horizontaler Ast. Auf diesem zeigt die Photosphäre eine schnelle Abnahme der Leuchtkraft und gleichzeitig eine Zunahme der effektive Temperatur.[10]
In den massereicheren Hauptreihensternen, in denen die Sterne konvektiv sind, beginnt sich das durch die Kernfusion erzeugte Helium in der gesamten Konvektionszone zu vermischen. Sobald der Wasserstoff aus den Kernen aufgebraucht ist, wird dieser im gesamten konvektiven Kernbereich verbraucht. Zu diesem Zeitpunkt beginnt der Heliumkern zu schrumpfen und die Wasserstofffusion beginnt um eine den Kern umgebende Sternenhülle, die langsam immer mehr Helium im Kern ablagert.[6] Mit einer Sternmasse von mehr als 2,25 m☉ ein Stern wird nicht degenerieren, bevor er die Heliumfusion beginnen kann.[11] In diesem Fall schrumpfen die Sterne mit zunehmendem Alter des Sterns immer mehr und werden heißer. Das geht so weiter bis Kernfusion von Helium in der Mitte gehalten werden, so dass Helium mit Kohlenstoff verschmolzen wird. Der Großteil der in diesem Lebensstadium erzeugten Energie wird jedoch immer noch aus der Wasserstofffusion der Sternenhülle stammen.[6]
Besteht ein Stern aus mehr als 10 m☉, dann beginnt die Kernfusion im Heliumkern sofort, wenn sich der Stern von der Hauptreihe entfernt. Um den Heliumkern bilden sich dann zwei mit Wasserstoff verschmelzende Sternschalen: eine dünne, innere Schale mit dem CNO-Zyklus und eine äußere Schale mit dem Proton-Proton-Zyklus.[5]
Siehe auch
Quellen, Anmerkungen und/oder Verweise
|