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Entwicklung der Sterne - Referat
Einleitung
In unserer Milchstraße befinden sich viele verschiedene Sterne, wie Weiße Zwerge, Rote Riesen, Überriesen und Doppelsterne. Dazu entwickeln sich beim Endstadium von einzelnen Sternen andere Dinge wie Schwarze Löcher und Supernova-Überreste.
Sterne bestehen aus interstellarem Gas und Staub, ca. 90% aus Wasserstoff, 10% aus Helium und ein kleiner Teil besteht aus einer Reihe von schweren Elementen wie Kohlenstoff, Stickstoff und auch Sauerstoff.
Gutes Bild von einem Stern
Um sich ein gutes Bild von einem Stern machen zu können, braucht man dessen Masse. Sobald zwei Sterne um den gemeinsamen Schwerpunkt kreisen, kann man ihre Massen mithilfe des 3. Keplergesetzes ausrechnen. Sie liegen also in einem Doppelstern- oder sogar Mehrfachsystem. Wenn diese Doppelsterne nahe bei uns liegen kann man sie visuell trennen. Dadurch kann der verändernde Winkelabstand und die Umlaufzeit gemessen werden. Das Spektrum der Sterne hilft dabei auch viel, denn: Die Gasmassen der Sterne sind zwar unsichtbar, jedoch erkennt man, wenn man das Licht des Sterns in sein Spektrum zerlegt, dass einige Farben fehlen und stattdessen durch dünne schwarze Linien ersetzt werden. Das bedeutet das Spektrum der Sterne enthält Fraunhoferlinien, also ,,Absorptionslinien‘‘.
Wenn sich uns nämlich ein Stern nähert, verkürzen sich die Wellenlängen seiner Fraunhoferlinien. Entfernt er sich, werden die Fraunhoferlinien länger.
HRD
Ein anderer Weg, die Masse eines Sterns auszurechnen, ist der Weg über das Hertzsprung-Russell-Diagramm und der damit verbundenen Masse-Leuchtkraft-Beziehung.
Das HRD ergibt sich aus den absoluten Helligkeiten und den Sternspektren. Die Farbe und die Leuchtkraft eines Sterns stehen dabei in unmittelbarem Zusammenhang mit seiner Oberflächentemperatur.
Auf dem HRD sind 4 Besatzungsgebiete vorhanden, davon sind die der Hauptreihensterne, die der Roten Riesen und der Weißen Zwerge die wichtigsten und meist besetzten. Überriesen dagegen kommen seltener vor.
Die Sterne werden in verschiedene Spektralklassen sortiert. Diese Sortierung mit den Spektralklassen werden mit den Großbuchstaben O,B, A, F, G, K, M, L gekennzeichnet. Das O beginnt mit den heißesten Sternen mit etwa 40 000 K mit einem bläulichen Licht, G, wo sich auch unsere Sonne befindet, mit etwa 6000 K und gelblichen Licht und M schließt es dann ab mit den kühlsten Sternen mit etwa 3000 K, welche rötlich erscheinen.
Durch die Daten der Sterne , welche durch das HRD ermittelt werden können, kann man auch ungefähr deren „Ort“, das heißt deren Eigenschaften bestimmen.
Eigenschaften der verschiedenen Orte
In der Hauptreihe befinden sich rund 90% unserer Sterne. Dort gibt es extrem heiße und helle bis extrem dunkle und kühle Sterne. Die Weißen Zwerge erscheinen, wie der Name schon sagt, in einem weißen Licht. Sie haben eine Temperatur von ungefähr 9000 K und sind relativ dunkel. Die Roten Riesen sind sehr groß, kühl und sehr hell. Die letzte Gruppe, die Überriesen, können zwischen der rot und blau sein und damit von Kühl bis Heiß. Außerdem weisen sie eine extreme Größe auf, mit einem Radius von mehreren AE‘s. Wenn man die Leuchtkraft und die Temperatur eines Sterns hat, was man vom HRD ablesen kann, kann man dessen Größe ausrechnen.
Kalte und heiße Sterne kann man in verschiedenen Aspekten auch voneinander unterschieden. Dafür schaut man sich die Fraunhoferlinien, die Balmerlinien des Sterns genauer an.
Stern-Entwicklung
Die interstellare Materie vor allem aus Wasserstoff und Sauerstoff, welche am Anfang erwähnt wurde, sammelt sich in riesigen Wolken an. Diese Wolken besitzen eine sehr geringe Dichte und durch den enthaltenden Staub werden sie sogar sichtbar.
Die Wolken werden auch „die Geburtsstätte“ der Sterne genannt.
Durch Gravitationskräfte und dem Gasdruck in der Wolke kommt es als erstes zu einem Kollaps. Die Gravitationskräfte müssen allerdings stark genug dafür sein, da mit zu schwacher Kraft kein Stern entstehen kann.
Die Strömungen im Inneren der Gasmassen, bewirken, dass wenn sie auf die Molekülwolke treffen, sich die Wolke zusammenzieht. Die Wolke bricht nun in viele Einzelteile, welche irgendwann mehrere Protosterne mit ionisiertem Wasserstoff und Helium im Kern ergeben. Protosterne haben eine Temperatur von 100.000 K und dort kann auch somit keine Kernfusion stattfinden. Es dauert einige tausend Jahre bis der Druck dort so hoch angestiegen ist, dass Wasserstoffatomkerne miteinander verschmelzen (Wasserstoffbrennen). Als nächstes kann es zur Bildung des Heliums kommen. Dieser Vorgang, die Bildung des Heliums, setzt so viel Energie frei, dass dieser Druck ausreicht, um den Stern in Gleichgewicht halten zu können. Das Sterninnere wird auf mehrere Millionen Grad aufgeheizt und es entsteht ein Hauptreihenstern.
Ende des Hauptreihensterns
Sobald ein Großteil des Wasserstoffs im Kern des Hauptreihensterns aufgebraucht wurde, hört die Wasserstofffusion auf. Daraufhin kühlt der Kern ab und kontrahiert. Diese Kontraktion heizt den Stern nun wieder auf. Das Helium im Kern kann nun zu C, N und O fusioniert werden, während Wasserstoff zu Helium in der umliegenden Schale fusioniert. Durch die einsetzende Helium-Fusion bläht gleichzeitig die Hülle des Sterns auf. Die Hülle kühlt durch das Ausdehnen ab und es entsteht ein Roter Riese. Wenn ein Stern sehr schwer ist, kommt es zu weiteren Fusionen, die dann nacheinander auch als Schalen nach außen laufen (Schalenbrennen).
Die Masse eines Sterns bestimmt also den Weg des Sterns.
Dabei unterscheidet man also massereiche und massearme Sterne. Massereiche Sterne setzen mehr Energie frei und verbrauchen somit auch schneller ihren Wasserstoff. Sie entwickeln sich so schneller zu Riesensternen als die masseärmeren Sterne.
Supernova
Das Stadium eines Riesensterns hält nicht lange an, jedoch lässt der Riesenstern mit einer Temperatur von 108 K weiterhin eine Kernfusion zu.
Riesensterne stoßen ihre äußere Schicht ab, Supernova, was neben Teilchenströmen auch zu einer Explosion führen kann. Das geschieht, da der, bei der Fusion entstehende Eisenkern, die Fusion schlagartig beendet. Durch diese schnelle Abkühlung kommt es dazu, dass die ihn umgebenden Gase schnell auf ihn einstürzen. Sie prallen vom Kern ab und schlagen auf die nachfolgenden Gase und somit entsteht eine Schockwelle.Diese läuft sehr schnell nach außen und schleudert damit große Teile der Hülle mit nahezu Lichtgeschwindigkeit in den Weltraum. Diese Explosion nennt man auch „Supernova-Explosion“, welche eine absolute Helligkeit von -20 erreichen kann. In diesem Endstadium, also nach der Supernova, wird keine Kernfusion mehr durchgeführt. Demnach zieht sich der Stern zusammen und kühlt ab.
Endstadien
Die Masse, welche entsteht, entscheidet nun über die Kategorie, in welcher der Stern endet.
Bei Sternen mit maximal 1,4 Sonnenmassen entsteht ein Weißer Zwerg. Dort werden die Elektronenhüllen extrem eng zusammengequetscht durch die Gravitation der Materie. Man nennt es auch „entartetes Elektronengas“, da es enger zusammengequetscht ist als normal und dort der kleinstmögliche Abstand besteht. Der Weiße Zwerg ist ungefähr erdgroß und schwer wie die Sonne. Da dieser Stern eben zu leicht war, kann es zu keiner neuen bzw. weiteren Kernfusion kommen und der Kern zieht sich immer weiter zusammen, bis dann schlussendlich der Weiße Zwerg entsteht. Dieser Weiße Zwerg kann irgendwann zu einem abgekühlten Schwarzen Zwerg werden.
Bei Sternresten ab 1,4 Sonnenmassen entsteht ein Neutronenstern. Die Elektronen werden in Atomkerne hineingedrückt und bilden mit anderen Protonen neue Neutronen.
Die Neutronen haben auch Platzbedarf und halten gegen den Druck. Der Neutronenstern hat ungefähr einen Radius von 10 km und rotiert mit 1000 Umdrehungen in der Sekunde. Auf der Oberfläche erreicht er fast Lichtgeschwindigkeit. Man nennt ihn auch Pulsar, mit der Zeit bremst er ab, da er die Gase um ihn herum bewegt, was als Widerstand fungiert.
Bei schweren Sternresten kann ein Schwarzes Loch entstehen. Es gibt keine Kraft, welche der Gravitation entgegen wirkt und es stürzen alle Neutronen in den Mittelpunkt. Das Schwarze Loch heißt stellares Schwarzes Loch und hat ungefähr einen Radius von 5 km und besitzt mehr als 3 Sonnenmassen. Außerdem besitzt es eine unendliche Massenkonzentration (Singularität).
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