Was ist der Lebenszyklus eines Sterns?

Ein Stern beginnt als Wolke von interstellarem Gas, hauptsächlich aus Wasserstoff.Schließlich beginnen kleine Dichtedifferentiale, die Wolke zu erzeugen, um Schwerkraftbrunnen zu erzeugen, andere Partikel näher zu ziehen und sie zu verdichten.Im Laufe der Zeit erzeugt dieser Verdichtungsvorgang eine kugelförmige zentrale Wolke, die vom Gas am Rande umkreist und sogenannte Akkretionsscheibe erzeugt.

Der kritische Schritt bei der Geburt eines Sterns ist die Schaffung von Dichtespiegeln, die ausreichen, um die Wasserstofffusion zu initiieren.Fusion bringt atomare Kern leichter als die von Eisen zusammen und setzt dabei Energie frei.Die ersten Atome, die in einer kondensierenden Sternwolke verschmolzen sind, sind wahrscheinlich Deutriumatome, ein Wasserstoff mit einem Neutron.Trotz ihrer Knappheit im Vergleich zu herkömmlichen Wasserstoff benötigen sie eine geringere Temperatur und einen geringeren Sicherungsdruck und würden daher wahrscheinlich zuerst beginnen.Die Verschmelzung von Atomkern ist aufgrund der durch die Elektronenschalen beider Atome verursachten elektrostatischen Abstoßung schwer zu erreichen.

Nach dem Deutrium in der Sternwolke zündete sich und beginnt, erstaunliche Mengen an Energie freizusetzen, es ist nur eine Frage der Zeit bis zur ZeitDer umgebende Wasserstoff beginnt zu verschmelzen und der himmlische Körper wird zu einem wahren Stern.Mit einem Kern von ein paar Dutzend Millionen Grad oder mehr sind Säuglingssterne häufig die energischsten Körper für Licht Jahre.Stern Nucleosynthese.Die meisten Atome neben Wasserstoff werden auf diese Weise gebildet.

Die weitere Zukunft und die Lebensdauer eines Sterns hängen von seiner Masse ab.Die meisten Sterne verbringen den größten Teil ihres Lebens mit der sogenannten Hauptsequenz und verschließen leichte Kerne in energetischen Reaktionen zusammen.Wenn sie anfangen, all ihren Wasserstoff zusammen zu verschmelzen, beginnen die Sterne, Energie zu verlieren.Für Sterne, die etwa das 0,4 -fache der Masse unserer Sonne oder unten sind, verursacht dies einen Gravitationskollaps.Der Stern verwandelt sich in einen homogenen roten Zwerg und wird nie wieder Elemente verschmelzen.

Für Sterne 0,4 -fache der Masse unserer Sonne bis etwa zehnmal beginnt Helium im Sternenkern zu aggregieren, wenn der Fusionsprozess fortgesetzt wird.Helium verschmilzt nicht leicht, also hängt es einfach herum.Seine größere Dichte führt dazu, dass Wasserstoff in den darüber liegenden Schichten sehr stark zusammengedrückt wird, die Fusion des verbleibenden Wasserstoffs beschleunigt und den Stern 1000- bis 10.000 -mal heller macht.Dies erzeugt einen roten Riesen mit einem Radius, der der Entfernung ähnelt, in der die Erde die Sonne umkreist.Nachdem der rote Riese seinen Treibstoff verbraucht hat, bricht er heftig zusammen.Die Scherkraft der Zusammenimfizierung setzt eine enorme Menge an Energie frei, was zu einer Supernova -Explosion führt.Supernovas gehören zu den energischsten Phänomenen im Universum, ein passendes Ende des majestätischen Lebens eines Sterns.