Name: Sterne-Entstehung, Leben, Tod
Price: 0.99 EUR
Availability: InStock
Author: Christopher Schmidt
ISBN: 978-3-638-09883-0

Zuerst hat man sich die Frage zu stellen, was Sterne eigentlich sind. Nun, Sterne sind große, runde Körper aus Gas, meist Wasserstoff und Helium, die ohne äußeren Einfluss von sich aus leuchten. Zumindest einer dieser Sterne, unsere Sonne nämlich, besitzt außerdem noch einen Schwarm von sehr viel kleineren Begleitern: die Planeten.

Was ist nun das besondere an Sternen im Vergleich zu Planeten? Sie leuchten oder anders ausgedrückt: sie emittieren Energie. Diese Energie muss natürlich vorher erzeugt werden. Das geschieht durch Kernfusion im Inneren der Sterne. Doch dazu später. Jetzt wenden wir uns der Entstehung von Sternen zu.

Jeder Stern beginnt seine Existenz als eine kühle Wolke aus Gas und Staub. Diese Wolken rotieren meistens um sich selbst und haben eine Dichte von einem Atom pro Kubikzentimeter. Das sollte einem Kollaps durch die eigene Schwerkraft eigentlich vorbeugen. Irgendwann beginnt diese Wolke jedoch in sich zusammenzufallen. Der Grund für diesen Vorgang kennt man im Moment noch nicht. Wenn dieser Vorgang jedoch einmal in Gang gebracht wurde, dann setzt er sich sehr schnell fort. Der Druck auf das Material im Zentrum erhöht sich und dadurch steigt die Temperatur. Die "kollabierende" Wolke, die man nun Protostern nennt, beginnt für eine gewisse Zeit sehr hell zu leuchten. Jedoch verblasst sie mit zunehmendem Zusammenfallen wieder. Wenn der innerste Bereich des entstehenden Sterns eine Temperatur von 10 Millionen °C erreicht, finden die ersten atomaren Kernverschmelzungen statt. Grundsätzlich gilt diese Theorie für alle Sterne egal welche Größe sie später haben werden. Ein Stern von der Größe der Sonne benötigt übrigens etwa 50 Millionen Jahre, um seinen Entstehungszyklus zu durchlaufen. Je kleiner der Stern, desto länger dauert es, diesen Zyklus abzuschließen. Nur bei Gaswolken, deren Massen unter 0,08 Sonnenmassen liegen, findet die Zündung des Fusionsfeuers im Inneren des sich bildenden Sterns nicht statt. Sie werden erst braune Zwerge, dann schwarze Zwerge, die niemals zu Sternen im eigentlichen Sinn werden können.

Excerpt

Typen-Entstehung-Leben-Tod

Zuerst hat man sich die Frage zu stellen, was Sterne eigentlich sind. Nun, Sterne sind große, runde Körper aus Gas, meist Wasserstoff und Helium, die ohne äußeren Einfluß von sich aus leuchten. Zumindest einer dieser Sterne, unsere Sonne nähmlich, besitzt außerdem noch einen Schwarm von sehr viel kleineren Begleitern: die Planeten.

Was ist nun das besondere an Sternen im Vergleich zu Planeten? Sie leuchten oder anders ausgedrückt: sie emitieren Energie. Diese Energie muß natürlich vorher erzeugt werden. Das geschieht durch Kernfusion im Inneren der Sterne. Doch dazu später. Jetzt wenden wir uns der Enstehung von Sternen zu.

I) Die Entstehung von Sternen

Jeder Stern beginnt seine Existenz als eine kühle Wolke aus Gas und Staub. Diese Wolken rotieren meistens um sich selbst und haben eine Dichte von einem Atom pro Kubikzentimeter. Das sollte einem Kollaps durch die eigene Schwerkraft eigentlich vorbeugen. Irgendwann beginnt diese Wolke jedoch in sich zusammenzufallen. Der Grund für diesen Vorgang kennt man im Moment noch nicht. Wenn dieser Vorgang jedoch einmal in Gang gebracht wurde, dann setzt er sich sehr schnell fort. Der Druck auf das Material im Zentrum erhöht sich und dadurch steigt die Temparatur. Die "kollabierende" Wolke, die man nun Protostern nennt, beginnt für eine gewisse Zeit sehr hell zu leuchten., jedoch verblaßt sie mit zunehmendem Zusammenfallen wieder. Wenn der innerste Bereich des entstehenden Sterns eine Temparatur von 10 Millionen °C erreicht, finden die ersten atomaren Kernverschmelzungen statt. Grundsätzlich gilt diese Theorie für alle Sterne egal welche Größe sie später haben werden. Ein Stern von der Größe der Sonne benötigt übrigens etwa 50 Millionen Jahre, um seinen Entstehungszyklus zu durchlaufen. Jekleiner der Stern, desto länger dauert es, diesen Zyklus abzuschließen. Nur bei Gaswolken, deren Massen unter 0,08 Sonnenmassen liegen, findet die Zündung des Fusionsfeuers im Inneren des sich bildenden Sterns nicht statt. Sie werden erst braune Zwerge, dann schwarze Zwerge, die niemals zu Sternen im eigentlichen Sinn werden können.

I) Das Leben von Sternen

Sobald die jungen Sterne sich kurz nach ihrer Entstehung stabilisiert haben, kommen sie auf die Hauptreihe. Das ist ein Teil das nach seinen Entwicklern so benannten Hertzsprung-Russel-Diagramms. Dieses Diagramm, das von entscheidender Bedeutung für das Verstehen der Sternentwicklung ist, veranschaulicht die Beziehung zwischen Leuchtkraft und Temparatur der Sterne. Die senkrechte Skala gibt die Leuchtkraft( oder auch die absolute Helligkeit) an, die horizontale Achse die Temparatur( oder auch die Spektralklasse oder den Farbindex). Die Wissenschaft benutzt die Leuchtkraft der Sonne als Einheit für die Leuchtkraft der Sonne, so daß die Sonne im Diagramm der Leuchtkraft 1 und der Temperatur 5800 K (5527°C) angehört. Trägt man eine große Anzahl Sterne entsprechend ihrer Leuchtkraft und Temperatur in das Diagramm ein, so wird deutlich, daß die meisten Sterne innerhalb eines Bandes liegen, das sich von oben links(hohe Temperatur- und Leuchtkraftwerte) nach unten rechts(niedrige Temperatur- und Leuchtkraftwerte) erstreckt. Dieser Bereich wird als "Hauptreihe bezeichnet. Alle Sterne verbrennen, während sie auf der Hauptreihe verweilen, ihren Wasserstoff im Kern zu Helium. Dabei wird Energie frei, die den Stern erstrahlen läßt. Nun gibt es Sterne vonb unterschiedlicher Größe. Sie unterscheiden sich nicht nur durch ihre Größe, sondern auch durch ihre unterschiedlichen Massen, Farben und Temperaturen. Aber sie unterscheiden sich auch durch ihre sehr unterschiedlichen Lebenserwartungen. Man könnte nun natürlich vermuten, daß ein sehr großer Stern, da er wesentlich mehr Wasserstoff enthält als ein kleiner Stern, auch erheblich länger auf der Hauptreihe bleibt, als ein kleiner. Das ist jedoch bei weitem nicht so. Denn der Große verbrennt seinen Wasserstoff natürlich auch sehr viel schneller als ein Kleiner. Ein Stern, der z.B. die 10-fache Masse der Sonne besitzt, leuchtet 5000 mal heller als die Sonne. Er verbracht seinen Wasserstoff jedoch nicht 10 mal sondern 5000 mal schneller, als die Sonne. Er ist nach 20 Millionen

Jahren ausgebrannt. Einige Sterntypen erreichen die Hauptreihe jedoch nie. Das gilt für einige Sterne, die rechts oberhalb der Hauptreihe liegen und von niedriger Temperatur, aber hoher Leuchtkraft sind. Man nennt sie "Rote Riesen", weil sie kühle rote Sterne mit enormen Durchmessern sind. Ein typischer roter Riesenstern hat eine Temperatur von etwa 3000°C und sein Radius ist ungefähr 100 mal so groß. wie der Sonnenradius. Eine andere Gruppe Sterne, die nie die Hauptreihe erreichen, sondern im HR-Diagramm immer unterhalb der Hauptreihe zu finden sind, sind die weißen Zwerge. Sie sind Überreste von ehemaligen Hauptreihensternen, deren Wasserstoff verbraucht war. Ihre durchschnittliche Temperatur beträgt 10000C, aber sie haben weniger als ein Tausendstel der Sonneleuchtkraft. Ihr durchschnittlicher Durchmesser beträgt etwa ein Hundertstel des Sonnedurchmessers. Sie enthalten jedoch so viel Materie, daß sie etwa 1 Million mal dichter als die Sonne sind. Die dritte Gruppe Sterne, die überhaupt nicht mehr im HR-Diagramm auftauchen, sind die Neutronensterne. Sie sind noch erheblich kleiner, als die wißen Zwergsterne. Ein durchschnittlicher Neutronenstern hat einen Durchmesser von nur 10-20 Kilometern. Sterne dieses Typs sind so dicht, daß ein voller Teelöffel ihrer Materie zwischwn einhundert Millionen und einer Milliarde Tonnen wiegen würde. Im Gegensatz dazu beträgt die mittlere Dichte der Materie in den äußeren Schichten eines roten Überriesen ungefähr ein Zehntausendstel der Dichte der Luft in Meereshöhe.

III) Der Tod der Sterne

Häufig gestellte Fragen

Was sind Sterne laut dem Text "Typen-Entstehung-Leben-Tod"?

Sterne sind große, runde Körper aus Gas, hauptsächlich Wasserstoff und Helium, die ohne äußeren Einfluss von selbst leuchten. Unsere Sonne ist ein Beispiel dafür, die auch Planeten als Begleiter hat.

Wie unterscheiden sich Sterne von Planeten?

Sterne leuchten und geben Energie ab. Diese Energie entsteht durch Kernfusion im Inneren der Sterne.

Wie entstehen Sterne?

Sterne entstehen aus kühlen Wolken aus Gas und Staub. Diese Wolken kollabieren unter ihrer eigenen Schwerkraft, was den Druck und die Temperatur im Zentrum erhöht. Wenn die Temperatur im Zentrum 10 Millionen °C erreicht, beginnen Kernverschmelzungen.

Was ist ein Protostern?

Ein Protostern ist eine kollabierende Wolke aus Gas und Staub, aus der ein Stern entsteht. Er leuchtet hell, während er zusammenfällt.

Was passiert, wenn eine Gaswolke weniger als 0,08 Sonnenmassen hat?

In diesem Fall findet keine Kernfusion statt. Es entsteht ein brauner Zwerg, der niemals ein echter Stern wird.

Was ist die Hauptreihe?

Die Hauptreihe ist ein Bereich im Hertzsprung-Russell-Diagramm, in dem sich die meisten Sterne befinden. Hier verbrennen sie Wasserstoff zu Helium.

Wie hängt die Lebensdauer eines Sterns von seiner Masse ab?

Größere Sterne verbrennen ihren Wasserstoff viel schneller als kleinere Sterne. Ein Stern mit der 10-fachen Masse der Sonne leuchtet 5000-mal heller, verbraucht aber seinen Wasserstoff auch 5000-mal schneller.

Was sind Rote Riesen?

Rote Riesen sind kühle, rote Sterne mit enormen Durchmessern. Sie liegen rechts oberhalb der Hauptreihe im HR-Diagramm.

Was sind Weiße Zwerge?

Weiße Zwerge sind die Überreste von ehemaligen Hauptreihensternen, deren Wasserstoff verbraucht ist. Sie liegen unterhalb der Hauptreihe im HR-Diagramm und sind sehr dicht.

Was sind Neutronensterne?

Neutronensterne sind noch kleiner und dichter als Weiße Zwerge. Sie haben einen Durchmesser von nur 10-20 Kilometern.

Wie sterben Sterne?

Wenn der gesamte Wasserstoff im Kern eines Sterns aufgebraucht ist, zieht sich der Stern zusammen und erhöht seine Temperatur. Dies kann zu einer Reihe von Fusionsreaktionen in den äußeren Schichten führen. Sterne können als Weiße Zwerge, Neutronensterne oder Schwarze Löcher enden, abhängig von ihrer Masse.