Was sind Riesensterne?
Riesensterne sind große Sterne mit einem viel größeren Radius und der Leuchtkraft eines Hauptreihensterns mit einer ähnlichen Oberflächentemperatur. Hauptreihensterne haben einen gemischten Kern aus Wasserstoff und Helium. Riesensterne haben einen Kern aus Helium oder noch schwereren Elementen wie Kohlenstoff. Dies liegt daran, dass Riesensterne damit begonnen haben, wesentliche Teile ihres Wasserstoffbrennstoffs zu verbrauchen.
Die Riesenphase ist für jeden Stern mit mehr als 0,4 Sonnenmassen unvermeidlich. Sterne mit 0,4 bis 0,5 Sonnenmassen reichern im Alter Helium in ihrem Kern an, und schließlich bildet sich ein reiner Heliumkern, dem jedoch der Druck und die Temperatur fehlen, um Helium zu verschmelzen. Der Wasserstoff an der Peripherie des Kerns bildet eine Hülle mit schneller Fusionsaktivität, da die massive Schwerkraft des Kerns Wasserstoff auf ihn drückt. Die Größe des Sterns vergrößert sich und es wird viel diffuser. Wenn die Sonne in fünf Milliarden Jahren zu einem roten Riesen wird, erreicht ihre Oberfläche den heutigen Erdorbit.
Sterne mit mehr als 0,5 Sonnenmassen können Heliumkerne durch den Triple-Alpha-Prozess zu Sauerstoff und Kohlenstoff verschmelzen. Obwohl der Kern vor der Zündung eine Temperatur von 10 8 K erreichen muss, erzeugt er in diesem Fall eine Energieflut, die die Größe des Kerns vergrößert und den Druck in der wasserstoffbildenden Hülle verringert. Dies verlangsamt die Fusionsreaktionen und verringert intuitiv die Größe und Temperatur des Sterns. Ein massereicherer Stern ist also weniger leuchtend als ein weniger massereicher. Solche Sterne sind Teil des sogenannten horizontalen Zweigs, weil sie in einem Diagramm der Leuchtkraft gegen den Spektraltyp eine horizontale Linie bilden.
Bei weniger als 8 Sonnenmassen, jedoch mehr als 0,5, baut der Stern Kohlenstoff in seinem Kern auf und beginnt, Helium auf einer Hülle außerhalb des Kerns zu verschmelzen. Es wird zu einem "asymptotischen Riesenast" oder AGB-Stern, da die Heliumfusion beschleunigt und seinen Wirtsstern in die Luft sprudelt. Diese können übergroße und hypergierende Sterne erzeugen.
Bei Sternen mit mehr als 8 Sonnenmassen verschmelzen die Kerne bis zum Eisen. Baut ein solcher Stern einen Eisenkern auf, der größer als 1,44 Sonnenmassen ist, beginnt der Kernkollaps. Die sich gegenseitig abstoßenden Elektronenschalen um die Eisenkerne stoßen sich unter dem hohen Druck und der hohen Temperatur nicht gegenseitig ab und verschmelzen zu einem anderen Materiezustand namens Neutronium, der aus Neutronen besteht, die in einem gigantischen Atomkern von der Größe einer Stadt eng zusammengeklemmt sind .
Wenn die Fusionsreaktionen im Kern aufhören, erzeugt der Stern nicht genügend Energie, um seiner eigenen Schwerkraft entgegenzuwirken, und er bricht zusammen. Wenn die Lichtelemente nach innen fallen, prallen sie vom nahezu inkompressiblen Neutroniumkern ab. Der Rückprall reicht aus, um den Mantel des Sterns mit Tausenden von Stundenkilometern in den Weltraum zu sprengen. Dieses Ereignis wird als Supernova bezeichnet, und so entstehen Elemente, die schwerer als Eisen sind.
Der Rest ist ein sogenannter Sternrest oder ein Neutronenstern. Ein Teelöffel seiner Substanz wiegt zwei Millionen Tonnen.