Astronomie

Begriff für den Moment, in dem die Wasserstofffusion in einem Stern beginnt

Begriff für den Moment, in dem die Wasserstofffusion in einem Stern beginnt


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Ich habe oft von diesem Prozess gelesen, aber ich glaube, ich kenne den Begriff nicht speziell für den Moment, in dem die Wasserstofffusion beginnt. Wie heißt dieser Moment?


Zündung oder vollständiger Stellar-Zündung ist der Begriff, den Sie wollen.


Es ist im Hertzsprung-Russell-Diagramm als nukleares Einschalten bekannt; das Gegenteil der nuklearen Abschaltung, wenn Wasserstoff im Kern erschöpft ist.

Tatsächlich gibt es keinen "Moment", in dem der Stern beginnt, Wasserstoff zu verschmelzen, es ist ein allmählicher Prozess.

Die Modelle von Siess et al. (2001) schlagen vor, dass ein Sonnenmasse vor der Hauptreihenfolge im Alter von 2 Millionen Jahren 0,01% seiner Leuchtkraft durch Wasserstofffusion erhält, 1% nach 16 Millionen Jahren, aber erst im Alter von 56 Millionen Jahren werden 99% der Leuchtkraft kommt von der Wasserstofffusion.


Der Beginn der Wasserstofffusion eines Sterns (d. h. wenn er in die Hauptreihe eintritt) wird als Zero-Age-Hauptreihe (ZAMS) bezeichnet. Umgekehrt bezieht sich die Terminal-Age-Hauptsequenz (TAMS) auf den Punkt, an dem ein Stern aufhört, Wasserstoff zu fusionieren (und per Definition die Hauptsequenz verlässt); die Zeit zwischen ZAMS und TAMS wird als Hauptreihenlebensdauer bezeichnet. Im Hurtzsprung-Russell-Diagramm sind mehrere Sterne an ihrem ZAMS zu einer Linie gruppiert:

Bild von Evolution from the Main Sequence to Red Giants, mit freundlicher Genehmigung der Rice University unter einer Creative Commons Attribution License 4.0.

Einige Astronomen betrachten die ZAMS als "Geburt" eines Sterns, in dem Sinne, dass das Objekt kein Protostern mehr ist und die Kriterien eines Sterns erfüllt (Quelle). Diese Astronomen betrachten das Alter eines Sterns daher als die Zeit zwischen jetzt und seiner ZAMS. Dies ist jedoch nur eine Frage der Terminologie, da andere die Entstehung des Sterns als den Moment betrachten, in dem seine Molekülwolke kollabiert.


Weiße Zwergsterne

Hugh E. DEWITT, . Guy S. STRINGFELLOW , in Strongly Coupled Plasma Physics , 1990

1. EINLEITUNG

Die Möglichkeit der Trennung von Elementen in stark gekoppelten multiionischen Plasmen erfordert eine sehr genaue Berechnung der Zustandsgleichung der Ionengemische. In Weißen Zwergsternen, die hauptsächlich aus C- und O-Kernen in einem nahezu einheitlichen Hintergrund entarteter Elektronen bestehen, bestimmen Coulomb-Wechselwirkungen zwischen den Ionen die Möglichkeit der Trennung, insbesondere in den gefrorenen Kernen dieser Sterne. Bei Jupiterplaneten und Braunen Zwergsternen wird die mögliche Trennung von Elementen durch Elektronenabschirmung verbessert und die Berechnungen sind wesentlich aufwendiger. In beiden Fällen erfordern die thermodynamischen Eigenschaften binärer Ionengemische ein detailliertes Verständnis des Einspezies-Falls, des klassischen Einkomponentenplasmas oder OCP, wenn sich die Punktionen in einem einheitlichen Hintergrund bewegen. Die Eigenschaften des OCP in der flüssigen und festen Phase und der binären Gemische in der flüssigen Phase wurden mit numerischen Monte-Carlo-Simulationen und durch gekoppelte Hypernetted Chain (HNC)-Integralgleichungen ermittelt. Diese Methoden und Ergebnisse sind in einem kürzlich erschienenen Review von Ichimaru, Iyetomi und Tanaka gut zusammengefasst. 1

In der kristallinen Phase des OCP oder der binären Ionenmischung (BIM) gibt es eine klare und strenge Unterscheidung zwischen der Madelung-Energie des Kristalls und der thermischen Energie aufgrund von Gitterschwingungen. Die numerischen Simulationen der flüssigen Phase zeigen eine ähnliche Aufteilung der inneren Energie in statische Energie mit einer „flüssigen Madelung-Konstante“ und einer thermischen Energie. Diese Aufteilung bleibt vom Schmelzwert des klassischen Kopplungsparameters, Γ = ( ze ) 2 / a ω sk T , a ω s = Wigner-Seitz oder Ionenkugelradius, bei etwa 180 bis hinunter zu Γ the 1, der Grenze des stark gekoppelte Region. Für Γ < 1 bricht die Unterscheidung zwischen statischer und flüssiger Wärmeenergie zusammen, und im Grenzbereich der niedrigen Dichte oder der schwachen Kopplung wird das Plasma durch die Debye-Huckel-Theorie gut beschrieben. Rosenfeld 2 hat gezeigt, dass die auf das OCP angewendete HNC-Gleichung eine exakte Grenzform als Γ → ∞ hat, für die die innere Energie ist:

wobei der Koeffizient − 9 10 und der Exponent 1 2 exakt sind. Passend zu den verfügbaren MC-Daten für das OCP 3 zeigen sich eine ähnliche Form, ein+ bs , mit so deutlich kleiner 4 als der HNC-Wert von 1 2 und wird normalerweise als s = 1 4 angenommen. Der Unterschied zwischen MC- und HNC-Ergebnissen für die thermische Fluidenergie ist auf die HNC-Näherung zurückzuführen, die die Brückenfunktion auf Null setzt. Für ionische Mischungen wird die entsprechende statische Fluidenergie durch das Ionenkugelmodell gegeben, das jedes Ion mit Z i 5 3 gewichtet. Es wurde auch festgestellt, dass die innere Energie der Mischung in bemerkenswertem Maße durch die lineare Mischungsregel 5, 6 gegeben ist, die die Mischungsenergie mit der Funktion der inneren OCP-Energie in Beziehung setzt:

Die lineare Mischungsregel liefert die Ergebnisse der Ionenkugelmischung für den statischen Term Z 5 3 〉 e , der keine Änderung der freien Energie und somit keinen Beitrag zur Phasentrennung liefert. Nur die thermische Energie des Gemisches, die etwa 2 % des statischen Termes beim Gefrieren beträgt, kann zu einer Phasentrennung führen. Daher ist es sehr wichtig, zuverlässige und gut verstandene Ergebnisse für die OCP- und BIM-Fluidwärmeenergie zu haben. Für das OCP stammt das einzige theoretische Modell für die Γ 1 4 -Form der thermischen Energie aus einer Variationsminimierung harter Kugeln unter Verwendung der Percus-Yevick-Gleichung für harte Kugeln. 7 Gegenwärtig gibt es keine Verallgemeinerung dieser oder einer anderen Theorie für die BIM-Wärmeenergie, obwohl der Erfolg der linearen Mischungsregel für die HNC stark auf eine Form für die BIM-Wärmeenergie hindeutet.


Der Prozess der Fusion

Die Energiefreisetzung und die Verschmelzung leichter Stoffe ist auf die Kombination zweier gegensätzlicher Kräfte zurückzuführen: Kernenergie, die Protonen und Neutronen umfasst, und Coulomb, die Protonen wechselwirken lässt. Protonen sind gut geladen und verfolgen die Coulomb-Kraft des anderen, können aber immer noch zusammenkleben, was auf die Existenz einer anderen Kraft hindeutet, die eine kurze Distanz, die sogenannte nukleare Anziehung, aufweist. Die leichten Kerne (oder Kerne kleiner als Eisen und Nickel) sind klein genug und enthalten keine Protonen, die es der Kernenergie ermöglichen, die Depression zu überwinden. Dies liegt daran, dass der Kern so klein ist, dass sich alle Kerne mächtig anfühlen, wenn sie eine kurze Distanz mindestens so stark anziehen, wie sie die ständige Reizung der Coulombschen Reichweite spüren. Die Bildung von Kernen aus einfachen Kernen durch Mischen entzieht der Nettoanziehung der Teilchen mehr Energie. Bei größeren Kernen wird jedoch keine Energie freigesetzt, da die Kernenergie kurzlebig ist und nicht mit langen Kernenergieraten weiter betrieben werden kann. Daher wird bei der Verschmelzung solcher Kerne keine Energie freigesetzt, sondern es wird Energie für den Einbau solcher Prozesse benötigt.

Fusion stärkt Sterne und produziert fast alles in einem Prozess namens Nukleosynthese. Die Sonne ist der Stern einer großen Reihe und erzeugt daher ihre Energie, indem sie den Kern von Wasserstoffkernen zu Helium kombiniert. Zum Teil fügt die Sonne 620 Millionen Tonnen Wasserstoff hinzu und produziert 616 Millionen Tonnen Helium pro Sekunde. Die Kombination heller Objekte in den Sternen setzt regelmäßig die Energie und Größe frei, die damit verbunden sind. Beispielsweise werden bei einer Kombination von zwei Wasserstoffkernen zu Helium 0,645 % des Gewichts von der kinetischen Energie von Alphateilchen oder anderen Energieformen wie Strahlung aufgenommen.

Es braucht viel Energie, um die Kerne zur Vereinigung zu zwingen, selbst die des kleinsten Elements Wasserstoff. Bei ausreichend hoher Beschleunigung halten die Kerne der Schwerkraft stand und sind so nah beieinander, dass die Gravitationskraft größer ist als die der ekelhaften Coulomb-Kraft. Die Kraftkräfte wachsen schneller, wenn die Kerne nahe genug sind, und die verbindenden Nukleonen können tatsächlich ineinander "fallen" und das Ergebnis ist eine Mischung der erzeugten Nettoenergie. Die Kombination aus einfachen Kernen, die einen schweren Kern und oft ein freies Neutron oder Proton bilden, erzeugt normalerweise mehr Energie, als benötigt wird, um die Kerne zusammenzupressen.

Die bei den meisten Kernreaktionen freigesetzte Energie ist viel größer als bei chemischen Reaktionen, da die Bindungskraft, die einen Kern zusammenhält, viel größer ist als die Kraft, die Elektronen auf den Kern ausüben. Beispielsweise beträgt das Ionisationspotential, das durch Hinzufügen eines Elektrons zum Wasserstoffkern erhalten wird, 13,6 eV – weniger als die 17,6 MeV, die bei der Deuterium-Tritium (D-T)-Reaktion emittiert werden. Fusionsreaktionen sind um ein Vielfaches stärker als Kernspaltungsreaktionen und produzieren viel mehr Energie pro Gewichtseinheit, obwohl jede Spaltungsreaktion tendenziell dynamischer ist als Einkomponenten-Formulierungen, die tatsächlich siebenmal stärker sind als die chemische Beständigkeit. Die einzige direkte Umwandlung von Gewicht in Kraft, wie sie beispielsweise durch eine tödliche Kollision eines Objekts mit Antimaterie verursacht wird, ist pro Gewichtseinheit stärker als eine Kernfusion. (Die vollständige Modifikation eines Gramms an Nachrichten wird 9 × 1013 Joule Leistung freisetzen.)

Die Forschung zur Stromerzeugung durch Fusion gibt es seit über 60 Jahren. Obwohl die kontrollierte Fusion in der Regel durch aktuelle Technologien (z. B. Fusoren) gesteuert wird, wurde die erfolgreiche Verwirklichung der wirtschaftlichen Integration durch die Komplexität von Wissenschaft und Technologie dokumentiert, jedoch wurden erhebliche Fortschritte erzielt. Gegenwärtig konnte kontrolliertes Fusionshosting keine unterbrochene kontrollierte Unterstützung (selbsttragend) erzeugen. [4] Zwei der häufigsten Formen sind magnetischer Einschluss (Toroidbildung) und innerer Einschluss (Laserbildung).

Die für den Ringkernreaktor verwendeten Konstruktionen sollen zehnmal mehr Fusionsleistung bringen als erforderlich ist, um das Plasma auf die erforderliche Temperatur zu erhitzen, die sich noch entwickelt (siehe ITER). Es wird erwartet, dass das ITER-Zentrum seine Bauphase bis 2025 abschließen wird. Wir werden im selben Jahr mit der Freilassung des Befragten beginnen und 2025 mit Plasmatests beginnen, aber wir werden voraussichtlich nicht vor 2035 mit einem vollständigen Deuterium-Tritium-Mix beginnen.

Ebenso will die kanadische General Fusion, die ein magnetisches Kernkraftsystem entwickelt, bis 2025 eine eigene Demonstrationsanlage bauen.

Die US-amerikanische National Ignition Facility, die lasergetriebene Inbound-Integration verwendet, wurde mit dem Ziel einer unkonventionellen Integration konzipiert. Die ersten großen Lasertests wurden im Juni 2009 durchgeführt und die Brandtests begannen Anfang 2011.


Sternenentwicklung

Sterne verbringen die meiste Zeit ihres Lebens in der Hauptsequenz, wobei die Fusion im Kern die Energie liefert, die sie zum Erhalt ihrer Struktur benötigen. Dafür gibt es einen Preis. Wenn ein Stern Wasserstoff (H) in Helium (He) verbrennt, ändert sich die innere chemische Zusammensetzung und dies beeinflusst die Struktur und das physikalische Erscheinungsbild des Sterns. Je älter der Stern ist, desto größer ist die Heliummenge im Kern.

Die Sonne befindet sich derzeit nicht auf dem ZAMS, da sie seit etwa 5 Milliarden Jahren Wasserstoff zu Helium verbrennt. Dies ist einer der Gründe dafür, dass die MS beim Aufzeichnen als breiter Streifen erscheint. Die meisten Sterne fusionieren seit einiger Zeit und verändern daher ihre innere Struktur, so dass sie aus dem ZAMS entfernt werden (da die inneren Veränderungen ihr Aussehen beeinflussen - ihre Leuchtkraft und Oberflächentemperatur).

Abbildung 1. Der Kern der Sonne (und anderer Sterne) im Laufe der Zeit. Die Spitze zeigt, wie es begann, mit 70 % H und 27 % He. Im Laufe der Zeit nimmt die Größe des Heliumkerns zu, so dass er größer wird - wie in (b) gezeigt - und größer - wie in (c) gezeigt. Denken Sie daran, dass dies nur der Kern des Sterns ist, während der Rest des Sterns in der Hauptsequenz ziemlich dieselbe Komposition behält.

Die Sonne und die meisten anderen Sterne haben ursprünglich eine Zusammensetzung aus 70 % Wasserstoff und etwa 27 % Helium in ihren Kernen. Dies ist eine Art Standardzusammensetzung von Sternen wie der Sonne, zumindest wenn sie ihr Leben beginnen. Dies ist auch die aktuelle Zusammensetzung der Schichten außerhalb des Kerns, da draußen keine Fusion stattfindet, aber im Kern haben sich die Dinge geändert. Wenn Sie heute in den Kern der Sonne schauen würden, würden Sie sehen, dass es etwa 35 % Wasserstoff und 62 % Helium gibt. Helium ist dichter, daher sinkt es in die Mitte des Kerns. Was macht es dort? Nichts als Platz wegnehmen. Eigentlich kann man sich Helium wie einen faulen Mitbewohner vorstellen – man sitzt einfach mitten im Haus herum, tut nichts und wird jeden Tag größer. Eigentlich wäre das ein ziemlich ekliger Mitbewohner, aber Sie bekommen die Idee.

Der Heliumkern wird von Tag zu Tag größer, da das beim Fusionsprozess entstehende Helium einfach immer mehr Platz einnimmt, da es eigentlich nichts anderes kann. Wenn Sie denken, dass das schlecht ist, haben Sie Recht. Das Helium verdrängt allein durch seine Anwesenheit den Bereich der Energieerzeugung. Denken Sie daran, dass die Verschmelzung nur im heißen Bereich mit hoher Dichte des Kerns erfolgen kann. Außerhalb dieses Gebietes wird es keine Fusion (und Energieerzeugung) geben. Da Helium immer mehr Platz einnimmt, bleibt weniger Platz für die Energieerzeugung. In gewisser Weise wird die brennende Region vom Zentrum des Sterns nach außen gedrückt, sie wird durch das Helium verdrängt.

Wie ist es, wenn Sie sich weiter vom Kern entfernen? Es ist kühler und weniger dicht (erinnern Sie sich an die Temperatur- und Dichtediagramme aus den vorherigen Notizen?). Dies ist eine Region, die nicht heiß genug ist, um die gleiche Energieerzeugungsrate wie im heißen, dichten Kern aufrechtzuerhalten. Ist das wichtig? Natürlich ist es wichtig - die Energie aus der Fusion trägt dazu bei, die äußeren Schichten der Sonne zu halten und die verschiedenen Formen der Stabilität innerhalb des Sterns aufrechtzuerhalten (wie das hydrostatische Gleichgewicht und so weiter).

Was passiert, wenn die oberen Lagen nicht mehr so ​​effektiv gehalten werden wie zuvor? Die Schwerkraft erhebt ihren hässlichen Kopf, und Junge hat sie einen hässlichen Kopf. Sie müssen bedenken, dass die Schwerkraft immer da ist, aber wenn Sie ihren Einfluss nicht sehr effektiv bekämpfen, zahlen Sie den Preis! Die Schichten außerhalb des Kerns würden beginnen, sich nach innen zu ziehen, und der Kern der Sonne und der Bereich um ihn herum würden sich leicht zusammenziehen. Dies mag zwar nicht gut erscheinen, ist es aber tatsächlich, da die Kontraktion dazu beiträgt, den Bereich um den Kern herum aufzuheizen und die Temperatur und Dichte auf ein Niveau zu bringen, bei dem die Fusion in zuvor zu kühlen Regionen beginnen kann oder zu niedrige Dichte für den Betrieb der Fusion.

Das grundlegende Ergebnis dieser ganzen Sache ist, dass sich die brennende Region (Energieerzeugungsregion) eines Sterns allmählich weiter aus dem Zentrum des Sterns herausbewegt, da das Fusionsnebenprodukt (Helium) immer mehr Platz im Zentrum einnimmt .

Bedeutet das, dass die Sonne größer wird? Nein, denn Sie müssen bedenken, dass die Masse der Sonne im Laufe der Jahre stetig abnimmt, da die gesamte Energie, die sie als Sonnenlicht abgibt, tatsächlich einmal Masse war. Die Sonne verliert ständig an Masse, indem sie nur Licht abgibt - viel einfacher als Weight Watchers, nicht wahr? Helium ist dichter als Wasserstoff, daher wird der Kern tatsächlich langsam dichter, da immer mehr Helium produziert wird.

Der langsame Quetschprozess scheint die Energieprobleme der Sonne gelöst zu haben, oder? Etwas mehr Helium führt dazu, dass die Energieproduktionsregion langsam aus der Mitte herausgedrückt wird – also alles in Ordnung, oder? Nicht wirklich, da die Sonne (und Sterne wie sie) dies nur für eine begrenzte Zeit tun können. Schließlich wird es so weit kommen, dass die Kontraktionen nicht in der Lage sind, die inneren Bereiche hoch genug aufzuheizen, um es ihnen zu ermöglichen, Energie zu produzieren, um das hydrostatische Gleichgewicht aufrechtzuerhalten. Auch wenn die Schwerkraft die Dinge heiß und dicht hält, wird sie nicht ausreichen, um der Situation zu helfen. Es gibt eine Grenze, wie fest Sie etwas zusammendrücken können und wie heiß Sie das Material bekommen können.

An diesem Punkt ist das Brennen von Wasserstoff im Kern nicht mehr von Bedeutung, und um den großen Heliumkern herum brennt nur eine dünne Wasserstoffhülle. Der Star ist so ziemlich am Ende seines Lebens in der Hauptsequenz.

Figur 2. Die äußeren Schichten eines Sterns (wie die Sonne) werden durch die Kompression und Erwärmung des Kerns herausgedrückt. Obwohl nicht viel Fusion stattfindet, führt die gravitative Erwärmung des Kerns dazu, dass der Wärmefluss zunimmt und die äußeren Schichten des Sterns anschwellen.

Das Verbrennen von Wasserstoff in der Hülle erzeugt nicht viel Energie, daher hilft es nicht wirklich, die äußeren Schichten des Sterns zu halten. Doch die äußeren Schichten werden gehalten – wie? Es ist so ziemlich auf das gesamte heiße Gas oder die thermische Energie zurückzuführen, die nur die Wärme ist, die durch das Zusammendrücken des Kerns erzeugt wird. Denken Sie an den Einfluss der Schwerkraft - sie komprimiert und drückt den Kern, so dass der Kern kleiner und heißer wird. Die Hitze des Kerns ist so groß, dass er das "Halten der äußeren Schichten" tatsächlich übertreibt. Es wird tatsächlich die äußeren Schichten des Sterns aufblähen. Wenn sich die äußeren Schichten ausbreiten, kühlen sie ab und die beobachtete Oberflächentemperatur des Sterns nimmt ab. Was haben wir hier? Wir bekommen einen Roten Riesen - beginnen Sie besser einen neuen Abschnitt.

Rote Riesen

Endlich sind wir auf der Bühne des roten Riesen. Ich weiß, dass Sie schon seit einiger Zeit darauf gewartet haben, also versuchen Sie einfach, ruhig zu bleiben. Zuerst eine Klarstellung: Ich weiß, dass Rote Riesen etwas verwirrend sind, da scheinbar zwei gegensätzliche Dinge gleichzeitig passieren - der Kern wird durch die Kompression kleiner und heißer, während die äußeren Schichten breiter und kühler werden . Die Dinge gehen irgendwie in zwei entgegengesetzte Richtungen – aber diese Dinge hängen zusammen. Ohne die Erwärmung des Kerns gäbe es keine Ausdehnung der Deckschichten.

Im Fall der Sonne wird sie sich auf eine Größe ausdehnen, die größer ist als die der Marsbahn oder etwa 430-mal größer als ihre aktuelle Größe und wird eine Oberflächentemperatur von 3500 K und eine Leuchtkraft haben, die das 20.000-fache ihres aktuellen Wertes beträgt . Natürlich wird die Kerntemperatur zunehmen (denken Sie daran, das Zusammendrücken geht immer noch weiter) und nähert sich etwa 100 Millionen K. Die Größe der Sonne wird so groß sein wie die Umlaufbahn des Mars? Was wird mit der Erde passieren? - offensichtlich nichts Gutes. Die Sonne wird jeden Tag größer und größer und die Leuchtkraft wird zunehmen, sodass die Oberflächentemperatur der Erde steigt (dies ist ein wirklich großes Ereignis der globalen Erwärmung). Nachdem alles Leben auf der Erde durch die intensive Hitze und Strahlung zerstört wurde, wird der Planet schließlich in die sich ausdehnenden äußeren Schichten der Sonne eintreten. Wenn es nicht sofort verbrennt, wird es sich wahrscheinlich in Richtung des Zentrums der Sonne drehen, so dass es schließlich verbrennt. Ich denke, da hilft nicht einmal SPF 40. Dies wird nicht nur der Erde passieren, sondern auch Merkur, Venus und Mars werden dieses Schicksal höchstwahrscheinlich teilen. Jupiter und Saturn können derzeit die sicheren Orte sein, also kaufen Sie besser jetzt einige Immobilien da draußen, während die Preise noch niedrig sind.

Der Kern wird ständig komprimiert, wird immer heißer und immer dichter. Gibt es keine Grenze? Wird es jemals enden? Ja, es wird enden, es gibt eine Grenze. Die Grenze kommt aufgrund einiger Gesetze der Quantenmechanik zustande. Eines dieser Gesetze sagt uns, wie eng wir Dinge wie Atome und Elektronen einpacken können.Sobald der Kern eines Sterns den Punkt erreicht hat, an dem die Elektronen so dicht wie möglich gepackt sind, wird das Material als elektronenentartet bezeichnet. Der Kern eines Roten Riesen wird daher immer mehr elektronenentartet. Eine der ungewöhnlichen Eigenschaften von elektronenentarteten Materialien besteht darin, dass sie, sobald sie elektronenentartet sind, nicht mehr dichter gemacht werden können. Egal wie stark Sie es drücken und komprimieren, es wird nicht dichter - es wird heißer, aber nicht dichter.

Eine andere Sache, die bei einem Roten Riesen passiert, ist, dass die äußeren Schichten sehr konvektiv werden. Tatsächlich gibt es riesige Konvektionsblasen, die bis zum Kern und dann wieder an die Oberfläche reichen. Für einen Stern, der so groß ist wie die Umlaufbahn des Mars, sind dies einige wirklich große Blasen! Ein netter Aspekt dieser riesigen Konvektionsblasen ist, dass sie Material wirklich gut durchmischen können. Manchmal können sie sogar etwas aus dem Kern auf die Oberfläche ziehen. Rote Riesen können in ihren Oberflächenschichten ziemlich eigenartige chemische Zusammensetzungen haben, da sich das Material mit hoher Dichte im Kern mit dem Material in den äußeren Schichten vermischt, was wir sehen können, wenn wir ein Spektrum aufnehmen. Dies ist etwas, das Astronomen bei Roten Riesen gesehen haben und das auch von unseren Computerprogrammen vorhergesagt wird.

Es ist Zeit, zum Kern zurückzukehren. Wenn die Kerntemperatur 100 Millionen K erreicht, ist es heiß genug für die Heliumfusion. Ob Sie es glauben oder nicht, das ist eine gute Sache. Eigentlich ist es zunächst nicht so gut, da der Kern des Sterns beim Zünden des Heliums elektronenentartet ist und die resultierende Zündung ein ziemlich katastrophales Ereignis ist. Diese Heliumblitz markiert den schnellen Beginn des Heliumbrennens im Kern eines Sterns mit geringer Masse. Ein Heliumblitz ist eine ziemlich heftige Explosion, die die innere Struktur eines Sterns erheblich verändern kann, teilweise weil das Material im Kern so elektronenentartet ist. Wir können den Heliumblitz nicht wirklich sehen, da er tief im Kern vergraben ist und relativ schnell passiert, aber er bringt den Stern zurück auf die Fusionsbahn. Sterne, die massereicher als die Sonne sind, haben normalerweise keinen elektronenentarteten Kern, daher ist es keine große Sache, wenn ihr Helium zündet. Bei den massearmen Sternen hat der Heliumblitz auch den zusätzlichen Vorteil, dass er die Elektronenentartung im Kern aufhebt.

Jetzt haben wir eine Art glücklicher Stern - er hat seinen zweiten Wind bekommen. Die Heliumfusion erzeugt im Kern eine gute Energiemenge und der Kern ist nicht mehr elektronenentartet. Leider ist die Heliumverbrennung nicht so energieeffizient wie die Wasserstoffverbrennung, so dass Sie weniger für das Geld bekommen. Vielleicht möchten Sie es als Kraftstoff von geringerer Qualität betrachten, vielleicht eine niedrigere Oktanzahl als die Wasserstofffusion. Das grundlegende Ergebnis ist, dass bei jeder Heliumfusionsreaktion nicht so viel Energie erzeugt wird wie bei jeder Wasserstofffusionsreaktion, sodass der Stern das Helium schneller verbrennen muss, um eine ausreichende Energiemenge zu erzeugen. Der Kern ist immer noch extrem heiß, also produziert er auch viel Wärmeenergie, die die äußeren Schichten aufgebläht hält, sodass der Stern immer noch ein cooler roter Riese ist.

Figur 3. Das Innere eines Roten Riesen nach Beginn der Heliumfusion. Die Größe des Sterns liegt in der Größenordnung von einigen hundert AE, während der Kern nur etwa so groß wie die Erde ist. Die Nahaufnahme für den Kern zeigt, dass mehrere Schichten existieren. Im Zentrum stehen die Nebenprodukte der Heliumfusion – Kohlenstoff und Sauerstoff. Darüber befindet sich eine Heliumschicht, die fusioniert und eine andere Heliumschicht, die nicht fusioniert (zu kühl oder zu niedrig). Über den Heliumschichten befindet sich die Schicht der Wasserstofffusion in einer sehr kleinen Hülle. Diese Schicht markiert den äußeren Rand des Kerns. Der Rest des Sterns hat größtenteils die gleiche Zusammensetzung, mit der der Stern beginnen musste (hauptsächlich Wasserstoff und Helium).

Helium verschmilzt nun durch den sogenannten Triple-Alpha-Prozess zu Kohlenstoff (C) und Sauerstoff (O). Dies ist irgendwie ein albern klingender Name, aber er kommt von dem altmodischen Namen für Helium (Alpha-Teilchen), und wenn Sie drei Heliumatome miteinander kombinieren, erzeugen Sie Kohlenstoff (sowie Energie), während sich vier Heliumatome zu verbinden Sauerstoff (und Energie) herstellen. Ich schätze, es könnte als vierfacher Alpha-Prozess bezeichnet werden, aber das ist nicht so einfach auszusprechen. Kommen wir zurück zur Heliumfusion. Die Heliumfusion ist weniger effizient als die Wasserstofffusion, daher geht sie ziemlich schnell und der Kohlenstoff und der Sauerstoff werden immer mehr Platz im Kern des Sterns einnehmen. Kommt Ihnen das bekannt vor? Es sollte. Auch hier wird sich das Brennen immer weiter vom Zentrum des Sterns entfernen und der Kern beginnt wieder zu degenerieren. Wenn neue Heliumregionen zu brennen beginnen, kann der Stern Heliumhüllenblitze (auch thermische Pulse genannt) erleben. Diese ähneln dem explosiven Heliumblitz, sind jedoch weniger stark, da weniger Material beteiligt ist und er nicht so entartet ist wie der Kern, als der Heliumblitz auftrat. Diese Heliumhüllenblitze sind jedoch ziemlich lästig, da sie ziemlich viel Energie freisetzen - wie ein heftiger, unkontrollierbarer Schluckauf.

Nach etwa 1 Milliarde Jahren (bei sonnenähnlichen Sternen) wird die Ansammlung von Kohlenstoff und Sauerstoff im Kern die Produktion einer erheblichen Energiemenge verhindern, da der verflixte Kohlenstoff und Sauerstoff so viel Platz einnehmen. Dies markiert das Ende der Linie für den Stern. Der Kern beginnt sich zu kontrahieren, aber die Kontraktion erzeugt keine ausreichend hohen Temperaturen oder Dichten, um den nächsten Fusionsprozess zu zünden. Ein Stern verbringt nur etwa 10% seines Lebens als Roter Riese - nicht viel für ein zweites Leben, aber man nimmt, was man bekommen kann.

Ist das Ende von Helium das Ende aller Sterne? Nein, Sterne, die massereicher als die Sonne sind, können möglicherweise in die nächsten Brennstufen übergehen, sobald die Heliumfusionsstufe aufhört. Denken Sie daran, dass mehr Masse zu mehr Anziehungskraft (oder Kontraktion) führt, was zu einem stärkeren Zusammendrücken des Kerns führt. Mehr Quetschen führt zu höheren Temperaturen und Dichten. Bei diesen Sternen mit größerer Masse würde Kohlenstoff als nächstes und dann schwerere Elemente nach Kohlenstoff verbrennen, aber nur, wenn der Stern massiv genug ist, um die Temperatur und Dichte auf die für die Fusion dieser schwereren Elemente erforderlichen hohen Werte zu erhöhen. Der Stern wird ein roter Riese bleiben und im Grunde nur im oberen rechten Bereich des H-R-Diagramms herumhängen, bis er alle seine Fusionsstufen beendet hat. Sterne mit unterschiedlicher Masse sind in der Regel mit den Sternen höherer Masse weiter oben im HR-Diagramm angeordnet, aber das ist nicht immer so - die Anordnung der Sterne in der Roten Riesen-Phase ist nicht so schön und geordnet wie während der Hauptsequenz-Phase . Es ist ziemlich schwierig, die Masse eines Roten Riesensterns genau zu bestimmen.

Figur 4. Die verschiedenen Schritte der Evolution der Sonne werden hier skizziert. Auf diese Weise entwickeln sich auch die meisten anderen Sterne mit geringer Masse, die der Masse der Sonne ähnlich sind. Die aktuelle Position der Sonne wird durch den gelben Punkt entlang des Evolutionspfades angezeigt. Die Entwicklungsrichtung wird durch die Pfeile angezeigt.

Bevor wir herausfinden, wie ein Stern wie die Sonne seine Existenz beendet, fassen wir die Fusionsgeschichte eines Sterns mit geringer Masse wie der Sonne zusammen. Die verschiedenen unten aufgeführten Punkte sind in Abbildung 4 markiert.

  1. Im Kern wird Wasserstoff fusioniert, wodurch Helium und Energie erzeugt werden. Der Stern tut dies 90 % seines Lebens mit Freude, was der Zeit entspricht, die er in der Hauptsequenz verbringt. Dies entspricht einer MS-Gesamtlebensdauer von etwa 10 Milliarden Jahren für die Sonne.
  2. Die Wasserstofffusion im Kern hört zum größten Teil auf, nur die Wasserstofffusion in einer dünnen Hülle findet noch statt. Der Star ist ab diesem Zeitpunkt ein roter Riese. Während sich die äußeren Schichten aufblähen, beginnt die Kompression im Zentrum, einen elektronenentarteten Kern zu bilden.
  3. Das Brennen der Wasserstoffhülle setzt sich in einer kleinen Schicht um den entarteten Kern herum fort. Der flauschige Rote Riese ist eher instabil, und die äußeren Schichten werden sehr konvektiv. Dies kann einige der schweren Elemente vom Zentrum an die Oberfläche bringen, was einige ziemlich bizarre Spektren erzeugt.
  4. Helium Flash signalisiert den Beginn der Heliumfusion im Kern.
  5. Die Heliumkernfusion, die Energie und die Nebenprodukte von Kohlenstoff und Sauerstoff erzeugt, beginnt. Um den Heliumkern herum brennt auch eine dünne Schicht Wasserstoffhülle, die jedoch nicht so viel Energie erzeugt wie die Heliumfusion.
  6. Das Brennen des Heliumkerns nimmt mit dem Aufbau von Kohlenstoff und Sauerstoff ab, sodass nur Helium und Wasserstoff in dünnen Schalen brennen. Dies ist auch die Zeit, in der Heliumschalenblitze auftreten würden, die zu Störungen in der Struktur des Sterns führen würden.
  7. Was kommt als nächstes? Das hängt von der Masse ab, wobei Sterne mit höherer Masse mit weiteren Fusionsstadien fortfahren - vielleicht eine weitere Fusionsstufe, vielleicht zwei oder vielleicht drei. Es hängt alles von der Masse des Sterns ab - mehr Masse, mehr Fusion.

Braune Zwerge

Abbildung 5. Der kühlste bisher entdeckte Braune Zwerg, WISE 1828+2650, mit einer Oberflächentemperatur von nur etwa 300 K (80 Fahrenheit). Die Farben sind nicht farbecht - klicken Sie auf das Bild um die größere Ansicht zu sehen. Bildnachweis: NASA/JPL-Caltech/UCLA.

Was ist die Grenze für die Wasserstofffusion? Die niedrigste Masse, die ein Stern haben kann und Wasserstoff verschmelzen kann, beträgt etwa 8 % der Masse der Sonne. Denken Sie daran, dass bei der Bildung von Sternen die überwiegende Mehrheit derjenigen, die sich bilden, eine sehr geringe Masse hat, daher sollte es viele dieser sehr kleinen Objekte da draußen geben. Wie nennen wir diese wirklich massearmen Nicht-Ganz-Sterne? Diese werden als Braune Zwerge bezeichnet. Diese Sterne haben Oberflächentemperaturen von nur etwa 1000 K und weniger und haben einen Bruchteil der Leuchtkraft der Sonne. Solche Objekte wären sehr schwer zu entdecken und scheinen die Eigenschaften der Sterne vom L- und T-Typ zu haben. Sind L-Sterne also wirklich Braune Zwerge? Nein unbedingt. Einige L-Sterne sind groß genug, um Wasserstoff zu verschmelzen und sind daher keine Braunen Zwerge, während andere L-Sterne zu klein sind, um Wasserstoff zu verschmelzen und als Braune Zwerge angesehen werden sollten. Es ist wahrscheinlicher, dass alle T-Typen Braune Zwerge sind. Es ist wirklich schwer zu bestimmen, welcher dieser Sterne Wasserstoff fusioniert und welche nicht, da sie sehr wenig Licht abgeben und es sehr schwierig ist, sie zu sehen und ihre Eigenschaften genau zu messen. Wir müssen IR-Teleskope verwenden wie Spitzer und WEISE um sie zu erkennen. Tatsächlich ist die Spitzer hat nicht nur Braune Zwerge gefunden, sondern auch Staubscheiben um sie herum - was auffällt, da es sich um ziemlich große Scheiben handelt. Bisher werden die kühlsten (und vielleicht kleinsten) Sterne als T9-Typen mit Temperaturen bis etwa 500-600 K klassifiziert.

Gibt es Sterne, die kühler/kleiner sind als Braune Zwerge? Natürlich gibt es. Astronomen haben vorgeschlagen, dass es einen anderen Spektraltyp jenseits von T-Sternen gibt, und diese kühlen Objekte würden als Braune Zwerge vom Typ "Y" oder subbraune Zwerge bekannt sein. Leider wurden so wenige Sterne vom Y-Typ gefunden, dass es schwierig ist, ihre Eigenschaften zu verstehen und auch zu bestimmen, ob es sich tatsächlich um Planeten und nicht um Sterne handelt. Wenn sie frei schweben und nicht Teil eines Doppel- oder Mehrfachsternsystems sind, sollten sie im Allgemeinen als "sternähnlich" angesehen werden, zumindest in Bezug auf ihre Entstehung. Derzeit ist uns auch das coolste Objekt dieser Art relativ nahe - WISE 0855-0714 ist nur 2,2 pc von der Sonne entfernt. Basierend auf Beobachtungen der WEISE und Spitzer Infrarot-Teleskope hat dieses Objekt eine Temperatur zwischen 225-260 K. Das sind die Temperaturen, die Sie in der Antarktis erleben würden! Ist es also ein Stern oder ein Planet? An dieser Stelle kann es am besten als gescheiterter Stern beschrieben werden.

Während es sehr schwierig ist, nur einen Braunen Zwerg zu finden, ist es auch sehr schwierig, ihre Masse zu messen. Dies geschah kürzlich, als Astronomen die Massen von zwei Braunen Zwergen messen konnten und Massen von nur etwa 3% der Masse der Sonne fanden. Braune Zwerge könnten auch eine Rolle in der Struktur unserer Galaxie spielen, da sie sehr häufig vorkommen und wesentlich zur Gesamtmasse der Galaxie beitragen könnten. Für die stellare Evolution sind Braune Zwerge so ziemlich eine Sackgasse, da sie keine Fusion haben, sich in keiner Weise verändern oder weiterentwickeln und mit der Zeit nur abkühlen, was ziemlich langweilig ist.

Da wir Dinge sehen wollen, die aufregender sind als Braune Zwerge, müssen wir zur Diskussion eines Sterns wie der Sonne zurückkehren, um zu sehen, was passiert, nachdem er alle seine Fusionsstadien abgeschlossen hat.

Sternentod

Low Mass Death (für Sterne wie die Sonne)

Schließlich endet die Phase des Roten Riesen, wenn der Stern in seinem Kern nichts mehr verbrennen kann. Für die Sonne ist das letzte Element, das sie verbrennt, Helium. Andere, massereichere Sterne verbrennen Kohlenstoff, Sauerstoff oder Neon in ihren Kernen und anderen schweren Elementen, wenn sie massiv genug sind. Natürlich produziert ein Stern jedes Mal, wenn er ein Element verbrennt, schwerere Elemente als Nebenprodukte. Irgendwann müssen sie aufhören zu brennen, da ihre Kerne nicht heiß oder dicht genug werden können, damit der nächste Brennzyklus beginnt.

Wenn ein Stern aufhört, ein Element zu verschmelzen, entwickelt er sich in Richtung der oberen rechten Ecke des H-R-Diagramms. Dies liegt an der Kompression des Kerns und der daraus resultierenden Ausdehnung der Deckschichten. Der Stern wird immer mehr aufgeblasen. Dies ist auch eine Zeit, in der die Konvektion in den äußeren Schichten sehr extrem ist, sodass der gesamte Stern fast vollständig konvektiv ist. Wenn das nicht schon schlimm genug wäre, treten in Sternen mit geringer Masse wie der Sonne ab und zu die Helium Shell Flashes auf, die in kurzen Ausbrüchen viel Energie freisetzen. Dies ist eher so, als hätte man einen sehr unangenehmen Fall von Schluckauf – wobei die äußeren Schichten des Sterns tatsächlich nach außen gedrückt werden. Ein weiterer Aspekt von Sternen in dieser Phase ihres Lebens ist die Entwicklung sehr starker Sternwinde (eigentlich Superwinde). Mit den gestreckten Oberflächenschichten, den Helium Shell Flashes und den Superwinden passiert so viel, um die äußeren Schichten noch weiter nach außen zu drücken. Die kombinierte Energie all dieser Prozesse kann dazu beitragen, die äußeren Schichten des Sterns abzublasen. Tatsächlich ist dies nicht allzu schwierig, da die äußeren Schichten des Sterns bereits ziemlich weit vom Kern entfernt sind (denken Sie daran, es ist ein roter RIESEN) und es für den Stern schwieriger ist, sie effektiv festzuhalten (die weiter von der Mitte entfernt, desto geringer ist die Schwerkraft).

Das Endergebnis ist, dass die äußeren Schichten weggeblasen werden. Wenn die äußeren Schichten abgeblasen werden, strömt viel heißes Gas vom Stern weg, was früher die äußeren Schichten waren, und es bleibt nur der Kern des Sterns zurück. Manchmal wird das Material als Ring ausgeworfen, manchmal wird das Material in zwei Richtungen abgeblasen (denken Sie daran bipolarer Abfluss) ist es auch möglich, dass das Material in Blasen ausgeblasen wird. Die bereitgestellten Animationen basieren auf verschiedenen Theorien, wie Material ausgeworfen wird. Im Fall des bipolaren Ausflusses wird angenommen, dass die Wechselwirkungen zweier Sterne den trichterförmigen Ausfluss verursachen. Auf jeden Fall wird eine große Menge Material (im Grunde alles Material außerhalb des Kerns) in den Weltraum geblasen. Dies erzeugt eine Struktur, die als a . bekannt ist Planetennebel - und in der großen Tradition der Namensgebung in der Astronomie hat es nichts mit Planeten zu tun! Es ist nur so, dass in den alten Tagen, als die Leute diese Dinge mit Teleskopen betrachteten, sie sahen, dass die meisten Planetarischen Nebel Scheibenformen hatten und die einzigen anderen Dinge, die mit solchen Formen sichtbar waren, waren Planeten. Ja, das ist ein ziemlich lahmer Grund, aber wir bleiben dabei.

Es ist Zeit, wieder Sterne zu töten. Während des ziemlich unangenehmen Stadiums des Planetarischen Nebels verlieren Sterne wie die Sonne etwa 40% oder mehr ihrer Masse. Massivere Sterne verlieren einen noch größeren Anteil ihrer Masse. Einige Planetarische Nebel sind nicht schön und perfekt kugelförmig - einige haben eher ungewöhnliche Formen, möglicherweise aufgrund von unregelmäßigem Massenverlust oder mehreren verschiedenen Phasen des Massenverlusts. Typische Planetarische Nebel sind einige Lichtjahre groß und das Gas bewegt sich immer noch mit relativ hohen Geschwindigkeiten (einige tausend km/s) vom Stern weg. Das Gas in einem Planetarischen Nebel bleibt aufgrund der Hitze des heißen, dichten Kerns ziemlich heiß, sodass sie nach Beginn dieser Phase noch viele Jahre sichtbar sind.

Abbildung 6. Beispiele für Planetarische Nebel. Alle Bilder stammen vom Hubble-Weltraumteleskop. Die obere Reihe zeigt die üblichen bipolaren ausflussförmigen Nebel, bei denen Material in zwei Richtungen ausgestoßen wird (angenommen, dass sie sich außerhalb der Pole befinden). Die unterschiedlichen Formen können darauf zurückzuführen sein, wie die Nebel auf uns zu oder von uns weg geneigt sind oder wie gut das ausgestoßene Material ausgerichtet ist. Die beiden Bilder links sind von der kreisförmigen Variante der planetarischen Nebel. Ursprünglich wurde angenommen, dass diese kreisförmigen Formen auf einen kreisförmigen oder kugelförmigen Materialauswurf zurückzuführen sind, obwohl einige jetzt denken, dass die kreisförmige Form auf eine End-an-Ausrichtung der bipolaren Typen zurückzuführen sein könnte. Bildnachweis: NASA, ESA, The Hubble Heritage Team (STScI/AURA), Bruce Balick (University of Washington), Vincent Icke (Leiden University, Niederlande), Garrelt Mellema (Stockholm University), R. Sahai & J. Trauger ( JPL).

Mit der Zeit wird der Gasausfluss des Sterns aufhören und das Gas im Planetarischen Nebel kühlt ab und geht unter dem Rest des im Weltraum herumschwebenden Gases verloren. Das Schöne an diesem Material ist, dass es oft mit schweren Elementen angereichert ist - denken Sie daran, diese Phase kommt, nachdem ein Stern all diese verschiedenen Fusionsprozesse abgeschlossen hat, so dass ein Überschuss an schweren Elementen im Material vorhanden ist. Dies ist eine Möglichkeit, wie schwere Elemente (andere Stoffe als Wasserstoff und Helium) im Weltraum abgelagert werden können. Dies ist ein wichtiger Punkt, auf den wir später noch einmal eingehen werden.

Alles, was von dem Stern nach der Stufe des Planetarischen Nebels übrig ist, ist der heiße kleine Kern. Was macht der Kern? Es brennt nicht, aber es muss immer noch mit dem Einfluss der Schwerkraft fertig werden, die den Kern so weit zusammendrückt, dass das Material wieder elektronenentartet ist. Sobald dieser Punkt erreicht ist, wird die Komprimierung beendet. Der Stern ist jetzt ein heißes, dichtes, aber stabiles Objekt. Das ist ziemlich langweilig, aber in gewisser Weise auch ziemlich bizarr - es ist immer noch elektronenentartet, was es ziemlich anormal macht.

Der übrig gebliebene Kern hat eine Masse von etwa 1/2 der Masse der Sonne, aber einen Radius, der mit dem der Erde vergleichbar ist (ca. 6000 km). Die Oberflächentemperatur beträgt bis zu 100.000 K, kühlt jedoch mit der Zeit ab. Die Dichte dieses Objekts beträgt etwa 1 Million Gramm pro Kubikzentimeter. Das entspricht in etwa der Dichte eines Volkswagens – kein normaler Volkswagen, sondern einer, der auf die Größe eines Zuckerwürfels zerkleinert wurde. Ziemlich dicht, oder?

Abbildung 7. Ein typischer Weißer Zwerg (rechts) im Vergleich zur Erde (links). Obwohl er einen erdähnlichen Radius hat, ist die Masse eines Weißen Zwergs viel näher an der der Sonne. Dies macht es zu einem sehr dichten Objekt. Erdbild mit freundlicher Genehmigung der NASA.

Wie nennen wir dieses heiße, dichte, kleine Objekt? Ein Weißer Zwerg – eigentlich macht dieser Name irgendwie Sinn, er ist klein und er ist heiß – wow, ein Name für etwas in der Astronomie, das tatsächlich Sinn macht.

Jetzt gibt es eine wirklich raffinierte Sache über Weiße Zwerge. Sie sind elektronenentartete Objekte, also gehorchen sie nicht den gleichen physikalischen Gesetzen wie normales Zeug. Jemand bemerkte eine ziemlich interessante Konsequenz dieser Funktion.Ein junger Student, der über diese Dinge nachdachte, Subrahmanya Chandrasekhar, kam zu einer ziemlich überraschenden Erkenntnis – wenn man einem Weißen Zwerg mehr Masse hinzufügte, wurde er kleiner (Radius). Mehr Masse, mehr Schrumpfung - das macht keinen Sinn, aber so verhält sich entartetes Material. Chandrasekhar fand schließlich heraus, dass der Weiße Zwerg auf eine Größe von 0 schrumpfen würde, wenn man genug Masse hinzufügte! Was bedeutet, dass es nicht existieren könnte - man kann schließlich keine Dinge haben, die keine Größe haben (später werden wir diese Regel irgendwie brechen). Chandrasekhar stellte fest, dass, wenn ein Objekt elektronenentartet ist, es keine Masse von mehr als 1,4 Sonnenmassen mehr haben kann und es aus der Existenz schrumpfen würde - es könnte sich einfach nicht mehr halten. Alle uns bekannten Weißen Zwerge sind stabil, sie müssen also alle weniger als 1,4 Sonnenmassen haben. Wo wir ihre Massen messen können, stellen wir tatsächlich immer fest, dass sie weniger als 1,4 Sonnenmassen betragen. Dieses Massenlimit wird als Chandrasekhar-Limit bezeichnet. Vielleicht ist die beste Art, sich das Chandrasekhar-Limit zu denken, wie ein Wrestler, der versucht, unter seine Gewichtsgrenze zu kommen, aber im Fall des Wrestlers würde er noch existieren, wenn er übergewichtig wäre, im Gegensatz zum Weißen Zwerg.

Damit ein Stern schließlich ein Weißer Zwerg wird, muss er unter die Chandrasekhar-Grenze (1,4 Sonnenmassen) fallen. Einige Astronomen glauben, dass Sterne, deren Hauptreihenleben mit etwa der 8-fachen Sonnenmasse begann, als Weiße Zwerge enden können. Damit dies geschieht, müssen sie auf dem Weg zum Weißen Zwerg mindestens 6,6 Sonnenmassen verlieren – das ist sicher viel Material, und es kann eine große Menge dieses Materials im Stadium des Planetarischen Nebels verlieren, obwohl es auch verlieren kann es auf andere Weise, beispielsweise mit einem stetigen, starken Sternenwind. Egal wie es geht, es muss es trotzdem tun! Wenn dies nicht der Fall ist, wird der Stern nicht als Weißer Zwerg enden, sondern es wird etwas anderes passieren (wie Sie später sehen werden).

Abbildung 8. Die gesamte Entwicklung eines Sterns wie der Sonne, von der Hauptsequenz über die Heliumfusion und das Stadium des planetarischen Nebels bis hin zum Weißen Zwerg und schließlich zum Schwarzen Zwerg. Die Linie vom Ende des Helium-Fusionsstadiums zum Planetarischen Nebelstadium ist nicht eingezeichnet, da dieser Weg nicht gut bekannt ist.

In Abbildung 8 ist die Entwicklung der Sonne vom ZAMS bis zum Weißen Zwerg dargestellt. Sie werden vielleicht feststellen, dass es keine durchgezogene Linie zwischen dem Ende der Helium-Fusionsphase und der Planetarischen Nebelphase gibt, da dieser Teil der Entwicklung des Sterns schwer zu zeichnen ist. Zu Beginn dieser Spanne ist der Stern ein sehr kühler roter Riese mit einem heißen, komprimierten Kern. Dann, wenn das Stadium des Planetarischen Nebels beginnt, beginnt es im Grunde, sich von den kühlen äußeren Schichten abzulösen und den heißen Kern zu enthüllen. Es springt gewissermaßen in sehr kurzer Zeit von der äußersten rechten Seite des H-R-Diagramms bis zur linken Seite.

Wenn die Sonne schließlich das Stadium des Planetarischen Nebels durchläuft, sollte sie etwa 0,4 Sonnenmassen verlieren und als Weißer Zwerg mit 0,6 Sonnenmassen enden. Das ist nicht sehr aufregend, aber was kann es sonst tun? - nichts. Das Einzige, was ein Weißer Zwerg tun kann, ist sich abzukühlen. Irgendwann wird es kühler und weniger hell (denken Sie daran, wie die Leuchtkraft von der Temperatur abhängt), bis es zu kühl wird, um es zu sehen. Sobald ein Weißer Zwerg vollständig abgekühlt ist, wird er zu einem Schwarzen Zwerg. Dies dauert jedoch so lange, dass es derzeit keine Schwarzen Zwerge im Universum gibt (das Universum ist nicht alt genug, um existieren zu können). Eine ziemlich raffinierte Animation, die die Größe eines Weißen Zwergs und sein endgültiges Schicksal zeigt, ist hier zu sehen.

Was ist mit Sternen, die massereicher als die Sonne sind? Mehr Masse bedeutet mehr Schwerkraft, mehr Schwerkraft bedeutet mehr Hitze im Kern und mehr Hitze im Kern bedeutet, dass mehr Fusionszyklen stattfinden können. Diese Sterne haben die Chance, andere Elemente wie Kohlenstoff oder Sauerstoff zu verbrennen. Je mehr Masse ein Stern hat, desto mehr Fusionszyklen kann er durchlaufen. Denken Sie daran, dies geschieht sehr schnell – große Stars verbrauchen ihren Treibstoff schnell. Obwohl sie mehr Kraftstoff haben, sind sie nicht sehr sparsam im Verbrauch. Obwohl sie mehr Zeug verbrennen können als die Sonne, sind sie immer noch nicht sehr vorsichtig, wie sie es verwenden. Große Sterne werden schließlich als Weiße Zwerge enden, aber sie neigen dazu, noch ein paar Brennzyklen zu durchlaufen. Auf dem HR-Diagramm wandern diese Sterne, wenn sie andere Elemente verbrennen, einfach durch das Gebiet, in dem sich Rote Riesen oder Rote Überriesen befinden. Sie bleiben als Rote Riesen oder Überriesen, solange die Brennstoffe reichen, aber wenn but Wenn es ausgeht, landen sie unten am Ort des Weißen Zwergs (nachdem sie ein Stadium des Planetarischen Nebels durchlaufen haben), genau wie die Sonne.

Weiße Zwerge sind nicht alle gleich – sie können sehr unterschiedliche Zusammensetzungen haben. Denken Sie daran, ein Weißer Zwerg ist die Überreste des Kerns, also was auch immer der Kern des Sterns besteht, ist das, woraus der Weiße Zwerg besteht. Ein Stern mit sehr geringer Masse durchläuft nur den Wasserstofffusionszyklus, in dem er Helium produziert. Der Weiße Zwerg dieses Sterns sollte hauptsächlich aus Helium bestehen. Ein Stern wie die Sonne verbrennt Helium und produziert Kohlenstoff und Sauerstoff. Der Weiße Zwerg der Sonne wird hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehen. Es gibt Weiße Zwerge, die aus verschiedenen Dingen bestehen, wie Mischungen aus Sauerstoff, Neon und Magnesium, um nur einige zu nennen. Je größer der Stern auf der Hauptreihe war, desto schwerer wird das endgültige Fusionsprodukt - und dies bestimmt die endgültige Zusammensetzung des Weißen Zwergs. Schauen wir uns nun ein interessantes Schicksal für einige Weiße Zwerge an.

Wenn ein Weißer Zwerg ganz allein im Weltraum sitzt, wie es der Weiße Zwerg der Sonne sein wird, wird nicht viel mehr passieren. Wenn es sich um ein binäres System handelt, insbesondere um ein enges binäres System, bei dem die Dinge wirklich eng sind, kann es in der Tat sehr interessant werden.

In einem engen Doppelsternsystem kann Masse von einem Stern zum anderen übertragen werden. Dies kann in bestimmten Stadien der Entwicklung des Doppelsternsystems passieren. Ein Beispiel dafür, was passieren kann, ist folgendes: Nehmen wir an, Sie haben zwei Sterne mit etwas unterschiedlicher Masse. Der massereichere Stern wird zuerst sterben (denken Sie daran, Masse bestimmt das Schicksal und große Masse bedeutet kurzes Leben), der große Stern wird seine verschiedenen Entwicklungsstadien durchlaufen und als Weißer Zwerg enden, bevor der weniger massereiche Stern überhaupt eine Chance hat vieles von allem. Tatsächlich wird der Stern mit der geringeren Masse noch lange in der Hauptsequenz sein, nachdem der andere Stern sein gesamtes Leben durchlaufen hat. Sie haben jetzt einen Weißen Zwergstern und einen Hauptreihenstern. Irgendwann wird der verbleibende MS-Star zu sterben beginnen und die Red Giant-Bühne betreten - nichts Ungewöhnliches daran. Wenn es sich aufbläht, wird es immer größer und füllt eine Gravitationsgrenze, den Roche-Lobe, um das Doppelsternsystem.

Abbildung 9. Die Zutaten für eine Nova. Zwei Sterne, einer ein Weißer Zwerg, der andere ein Stern, der zu einem Roten Riesen wird, kreisen umeinander. Der Roche-Lobe markiert die Gravitationsgrenze für jeden Stern. Wenn sich der Rote Riese ausdehnt, dehnt sich das Material in seinen äußeren Schichten aufgrund der Nähe des nahen Weißen Zwergs in keine Richtung aus, sodass das Material darauf zugeschleust wird. Dies ist auf die Einschränkungen der Roche Lobes zurückzuführen. Schließlich entzündet sich das Material auf dem Weißen Zwerg als Nova.

Der Roche-Lobe ist keine physische Barriere wie eine Wand, sondern definiert nur, wie die Anziehungskraft des Doppelsternsystems dazu führt, dass sich Material auf bestimmte Weise bewegt. Wenn der Rote Riese seine Seite des Roche-Lobes ausfüllt, dehnt sich das Material nicht nur nach außen aus, sondern wird stattdessen in Richtung des anderen Sterns geschleust - das liegt an der hohen Schwerkraft unseres elektronenentarteten Freundes. Jetzt wird das Material des Roten Riesen auf den anderen Stern im System übertragen, in diesem Fall ein Weißer Zwerg. Das kann nicht gut sein! Das Material, das vom Roten Riesen übertragen wird, wird nicht einfach direkt auf den Weißen Zwerg geworfen, da sich das gesamte System bewegt und die Dinge sich in Umlaufbahnen bewegen, also dreht sich das Material irgendwie hinein. Es wird allmählich eine Scheibe um den Weißen Zwerg herum aufbauen. Das Material baut sich um den Weißen Zwerg herum zu einer sogenannten Akkretionsscheibe auf. Der Weiße Zwerg ist ziemlich heiß und das Material erwärmt sich beim Einrollen, so dass es dazu neigt, ultraviolette (UV) Strahlung abzugeben. Das ist gut, da es Astronomen eine Möglichkeit bietet, solche Doppelsternsysteme zu identifizieren. Denken Sie daran, dies ist in einem Doppelsternsystem und das einzige, was in einem normalen Teleskop sichtbar sein könnte, ist der Rote Riese, der zu kühl ist, um große Mengen an UV-Strahlung zu produzieren. Das Vorhandensein der großen Mengen an UV-Strahlung deutet auf eine unsichtbare Akkretionsscheibe mit einem darin begrabenen Weißen Zwerg hin. Nach und nach gelangt Material zum Weißen Zwerg und baut sich auf seiner Oberfläche auf. Um welche Art von Material handelt es sich? Es ist das, woraus die äußeren Schichten von Sternen bestehen, die regelmäßige Mischung aus hauptsächlich Wasserstoff mit etwas Helium darin.

Abbildung 10. Der Aufbau für eine Nova - ein Stern wird Material abgerissen, ein anderer Stern (Weißer Zwerg) zieht das Material ein. Das Material bildet eine Akkretionsscheibe, die sich bis zu dem Punkt erhitzt, an dem es UV-Licht abgibt.

Jetzt haben wir einen Weißen Zwerg, der abgeladen wird. Nach einiger Zeit (Jahren oder vielleicht sogar Jahrzehnten) entzündet sich das Material, das sich auf der Oberfläche des Weißen Zwergs ansammelt, in einer explosiven Explosion. Diese Explosion hat eine Helligkeit, die etwa 100.000 Mal größer ist als die Leuchtkraft der Sonne. Was Sie hier haben, ist eine Nova. Novae (das ist die Pluralform) bleiben wochenlang hell, sind aber nicht so hell wie Supernovae (auf die wir später noch eingehen werden). Obwohl die Explosion ziemlich stark, energisch und hell ist, zerstört sie die beteiligten Sterne nicht. Die Nova wird durch Massentransfer in einem Doppelsternsystem erzeugt, daher ist es möglich, dass sie im selben Sternensystem immer wieder passiert. Dies ist bekannt als a wiederkehrende Novae. Es gibt 10 bekannte wiederkehrende Novae in unserer Galaxie. Der aktuelle Rekordhalter für die häufigsten Eruptionen ist U Scorpii (im Sternbild Skorpion). Dieses System wurde 1863, 1906, 1917, 1936, 1945, 1969, 1979, 1987, 1999 und 2010 zur Nova. Klicken Sie hier, um die leichte Variation von U Scorpii während der Nova 2010 zu sehen. Ich denke, eine wiederkehrende Nova ist eine Art Wiederholungstäter - sie können sich einfach nicht helfen und machen immer wieder dasselbe. Im Fall von U Scorpii ist es möglich, dass es erneut losgeht, obwohl es mindestens 10 Mal ausgelöst wurde!

Abbildung 11. Nova Cygni zu zwei verschiedenen Zeitpunkten gesehen, 1992 und 1993 (links bzw. rechts). Auf den beiden Bildern ist die Ausdehnung der Sprenggranate im Laufe der Zeit deutlich zu erkennen. Die beiden Sterne, die die Quelle der Nova sind, erscheinen wie ein Stern in der Mitte. Bildnachweis: F. Paresce, R. Jedrzejewski (STScI) NASA/ESA.

Novae sind so hell, dass sie manchmal in anderen Millionen Lichtjahren entfernten Galaxien zu sehen sind. Irgendwann wird die Explosion vergehen, obwohl sie während ihrer Dauer eine schöne Lichtshow verursacht hat. Es kann jedes Jahr Dutzende oder Hunderte von Novae in einer Galaxie geben, da es so viele Weiße Zwerge gibt. Ein System, das eine Nova produziert, wird den Vorgang nicht ewig wiederholen können, da der Rote Riese schließlich zu einem Weißen Zwerg wird, sodass Sie am Ende ein System mit zwei Weißen Zwergen haben. Was werden diese weißen Zwerge tun? - nichts als sich langsam abkühlen und schließlich ein Paar Schwarze Zwerge werden, aber das dauert sehr lange. Am Ende sind sie ziemlich langweilig und langweilig.

Die Sonne wird keine Nova (denken Sie daran, dass es zwei Sterne braucht, um eine Nova zu haben), also wird sie ein ziemlich langweiliges Ende haben. Tut mir leid, Leute, dies ist so ziemlich das Ende der Linie für Sterne mit geringer Masse wie die Sonne.


Was ist Fusion?

Mit ihren hohen Energieerträgen, der geringen Produktion von Atommüll und der geringen Luftverschmutzung könnte die Fusion, die gleiche Quelle, die Sterne antreibt, eine Alternative zu herkömmlichen Energiequellen darstellen. Aber was treibt diesen Prozess an?

Was ist Fusion?

Fusion tritt auf, wenn zwei leichte Atome sich verbinden oder verschmelzen, um ein schwereres Atom zu bilden. Die Gesamtmasse des neuen Atoms ist geringer als die der beiden, aus denen es gebildet wurde. Die "fehlende" Masse wird als Energie abgegeben, wie von Albert Einsteins berühmter "E=mc 2 "-Gleichung beschrieben.

Damit die Kerne zweier Atome die durch die gleiche Ladung verursachte Abneigung gegeneinander überwinden können, sind hohe Temperaturen und Drücke erforderlich. Die Temperaturen müssen etwa sechsmal höher sein als im Kern der Sonne. Bei dieser Hitze ist der Wasserstoff kein Gas mehr, sondern ein Plasma, ein extrem energiereicher Materiezustand, in dem Elektronen aus ihren Atomen entfernt werden.

Fusion ist die dominierende Energiequelle für Sterne im Universum. Es ist auch eine potenzielle Energiequelle auf der Erde. Bei einer absichtlich unkontrollierten Kettenreaktion treibt es die Wasserstoffbombe an. Fusion wird auch als eine Möglichkeit in Betracht gezogen, Schiffe durch den Weltraum anzutreiben.

Die Fusion unterscheidet sich von der Kernspaltung, die Atome spaltet und zu erheblichen radioaktiven Abfällen führt, die gefährlich sind.

Energie kochen

Es gibt mehrere "Rezepte" zum Kochen von Fusion, die auf verschiedenen Atomkombinationen basieren.

Deuterium-Tritium-Fusion: Die vielversprechendste Kombination für Energie auf der Erde ist heute die Verschmelzung eines Deuteriumatoms mit einem Tritiumatom. Der Prozess, der Temperaturen von ungefähr 72 Millionen Grad F (39 Millionen Grad Celsius) erfordert, erzeugt 17,6 Millionen Elektronenvolt Energie.

Deuterium ist ein vielversprechender Inhaltsstoff, da es ein Wasserstoffisotop ist, das ein einzelnes Proton und Neutron, aber kein Elektron enthält. Wasserstoff wiederum ist ein wichtiger Bestandteil von Wasser, das die Erde bedeckt. Eine Gallone Meerwasser (3,8 Liter) könnte so viel Energie erzeugen wie 300 Gallonen (1.136 Liter) Benzin. Tritium, ein weiteres Wasserstoffisotop, enthält ein Proton und zwei Neutronen. Es ist aufgrund seiner 10-jährigen Halbwertszeit (die Hälfte der Menge zerfällt alle zehn Jahre) schwieriger, in großen Mengen zu lokalisieren. Anstatt zu versuchen, es auf natürliche Weise zu finden, besteht die zuverlässigste Methode darin, Lithium, ein Element in der Erdkruste, mit Neutronen zu beschießen, um das Element zu erzeugen.

Deuterium-Deuterium-Fusion: Theoretisch vielversprechender als Deuterium-Tritium, da die beiden Deuteriumatome leicht zu erhalten sind, ist diese Methode auch anspruchsvoller, da sie derzeit zu hohe Temperaturen erfordert. Der Prozess liefert jedoch mehr Energie als die Deuterium-Tritium-Fusion.

Mit ihrer hohen Hitze und Masse verwenden Sterne verschiedene Kombinationen, um sie anzutreiben. [VIDEO: Sonne zu Sonne &ndash Der Bedarf an Fusionsenergie]

Proton-Proton-Fusion: Die Proton-Proton-Fusion ist der dominierende Treiber für Sterne wie die Sonne mit Kerntemperaturen unter 27 Millionen Grad F (15 Millionen Grad C). Die Proton-Proton-Fusion beginnt mit zwei Protonen und liefert schließlich hochenergetische Teilchen wie Positronen, Neutrinos und Gammastrahlen.

Kohlenstoffzyklus: Sterne mit höheren Temperaturen verschmelzen eher Kohlenstoff- als Wasserstoffatome.

Triple-Alpha-Prozess: Sterne wie Rote Riesen am Ende ihrer Phase mit Temperaturen von über 180 Millionen Grad F (100 Millionen Grad C) verschmelzen Heliumatome statt Wasserstoff und Kohlenstoff.


Woraus bestehen Sterne?

Sterne bestehen hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium, mit nur Spuren von schwereren Elementen. Ein Stern ist ein massiver glühender Plasmaball, der durch seine eigene Schwerkraft zusammengehalten wird. Der Hauptprozess, der innerhalb eines Sterns abläuft, ist die Umwandlung von Wasserstoff in Helium.

Die Umwandlung von Wasserstoff in Helium im Kern eines Sterns erzeugt so viel Energie, dass die Elemente selbst als Suppe positiv geladener Ionen existieren, deren Elektronen sich teilweise oder vollständig frei bewegen. Dieser Prozess der stellaren Kernfusion kann Milliarden von Jahren andauern, bis der gesamte Wasserstoff zu Helium verschmolzen ist. Wenn der verfügbare Wasserstoff aufgebraucht ist, dehnt sich der Stern zu einem Roten Riesen aus und beginnt, Heliumatome zu Kohlenstoffatomen zu verschmelzen. In massereicheren Sternen werden schwerere Elemente durch Verschmelzen kleinerer Elemente hergestellt, die beim Tod des Sterns in den Weltraum freigesetzt werden. Während einer Supernova werden die schwersten Elemente wie Uran und Gold gebildet und bei der Explosion des Sterns in den Weltraum geschleudert.


Kosmisches Recycling

Der Massenverlust durch sterbende Sterne ist ein wichtiger Schritt in dem gigantischen kosmischen Recycling-Schema, das wir in Between the Stars: Gas and Dust in Space besprochen haben. Denken Sie daran, dass Sterne aus riesigen Gas- und Staubwolken entstehen. Am Ende ihres Lebens geben Sterne einen Teil ihres Gases in die galaktischen Rohstofflagerstätten zurück. Schließlich wird ein Teil des ausgestoßenen Materials alternder Sterne an der Bildung neuer Sternensysteme teilnehmen.

Die Atome, die ein alternder Stern in die Galaxie zurückbringt, sind jedoch nicht unbedingt die gleichen, die er ursprünglich erhalten hat. Schließlich hat der Stern im Laufe seines Lebens Wasserstoff und Helium zu neuen Elementen verschmolzen. Und während des Rot-Riesen-Stadiums wird Material aus den zentralen Regionen des Sterns ausgebaggert und mit seinen äußeren Schichten vermischt, was weitere Kernreaktionen und die Bildung noch neuer Elemente verursachen kann. Infolgedessen enthalten die Winde, die von solchen Sternen nach außen wehen, Atome, die in den Kernen der Sterne „neu geprägt“ wurden. (Wie wir sehen werden, ist dieser Mechanismus bei massereichen Sternen noch effektiver, aber bei Sternen mit Massen wie der der Sonne funktioniert er.) Auf diese Weise wird der Rohstoff der Galaxie nicht nur nachgeliefert, sondern auch erhalten Infusionen neuer Elemente. Man könnte sagen, dieser kosmische Recyclingplan ermöglicht es dem Universum, immer „interessanter“ zu werden.

HINWEIS: DIE ROTE RIESENSONNE UND DAS SCHICKSAL DER ERDE

Wie wird sich die Entwicklung der Sonne in Zukunft auf die Bedingungen auf der Erde auswirken? Obwohl die Sonne in der aufgezeichneten Menschheitsgeschichte relativ konstant in Größe und Leuchtkraft erschienen ist, bedeutet diese kurze Zeitspanne nichts im Vergleich zu den Zeitskalen, die wir besprochen haben. Lassen Sie uns die langfristigen Aussichten für unseren Planeten untersuchen.

Die Sonne nahm vor etwa 4,5 Milliarden Jahren ihren Platz auf der Hauptreihe des Nullzeitalters ein. Damals emittierte es nur etwa 70 % der Energie, die es heute ausstrahlt. Man könnte erwarten, dass die Erde viel kälter gewesen wäre als jetzt, da die Ozeane festgefroren sind. Aber wenn dies der Fall wäre, wäre es schwer zu erklären, warum es einfache Lebensformen gab, als die Erde weniger als eine Milliarde Jahre alt war. Wissenschaftler glauben nun, dass die Erklärung darin liegen könnte, dass in der frühen Erdatmosphäre viel mehr Kohlendioxid vorhanden war und dass ein viel stärkerer Treibhauseffekt die Erde warm hielt. (Beim Treibhauseffekt lassen Gase wie Kohlendioxid oder Wasserdampf das Licht der Sonne ein, lassen die Infrarotstrahlung vom Boden jedoch nicht zurück in den Weltraum, sodass die Temperatur in der Nähe der Erdoberfläche ansteigt.)

Das Kohlendioxid in der Erdatmosphäre hat stetig abgenommen, da die Sonne an Leuchtkraft zugenommen hat. Wenn die hellere Sonne die Temperatur der Erde erhöht, verwittern Gesteine ​​schneller und reagieren mit Kohlendioxid, das es aus der Atmosphäre entfernt. Die wärmere Sonne und der schwächere Treibhauseffekt haben die Erde die meiste Zeit ihres Lebens auf einer nahezu konstanten Temperatur gehalten. Dieser bemerkenswerte Zufall, der zu ziemlich stabilen klimatischen Bedingungen geführt hat, war der Schlüssel zur Entwicklung komplexer Lebensformen auf unserem Planeten.

Als Folge von Veränderungen, die durch die Ansammlung von Helium in ihrem Kern verursacht werden, wird die Leuchtkraft der Sonne mit zunehmendem Alter weiter zunehmen und immer mehr Strahlung wird die Erde erreichen. Für eine Weile wird die Menge an Kohlendioxid weiter abnehmen. (Beachten Sie, dass dieser Effekt einem Anstieg des Kohlendioxids durch menschliche Aktivitäten entgegenwirkt, jedoch auf einer viel zu langsamen Zeitskala, um die Klimaänderungen, die in den nächsten 100 Jahren wahrscheinlich auftreten werden, rückgängig zu machen.)

Schließlich wird die Erwärmung der Erde die Polkappen schmelzen und die Verdunstung der Ozeane erhöhen. Wasserdampf ist auch ein effizientes Treibhausgas und wird den Rückgang des Kohlendioxids mehr als kompensieren. Früher oder später (Atmosphärenmodelle sind noch nicht gut genug, um genau zu sagen, wann, aber Schätzungen reichen von 500 Millionen bis 2 Milliarden Jahren) wird der erhöhte Wasserdampf einen außer Kontrolle geratenen Treibhauseffekt verursachen.

In etwa 1 Milliarde Jahren wird die Erde ihren Wasserdampf verlieren. In der oberen Atmosphäre zerlegt Sonnenlicht Wasserdampf in Wasserstoff, und die sich schnell bewegenden Wasserstoffatome entweichen in den Weltraum. Wie Humpty Dumpty können die Wassermoleküle nicht wieder zusammengesetzt werden. Die Erde wird anfangen, der Venus von heute zu ähneln, und die Temperaturen werden viel zu hoch für das Leben, wie wir es kennen.

All dies wird passieren, bevor die Sonne überhaupt ein roter Riese wird. Dann fangen die schlechten Nachrichten erst richtig an. Die Sonne wird, während sie sich ausdehnt, Merkur und Venus verschlucken, und die Reibung mit der äußeren Atmosphäre unseres Sterns wird diese Planeten nach innen drehen lassen, bis sie vollständig verdampft sind. Es ist nicht ganz klar, ob die Erde einem ähnlichen Schicksal entgehen wird. Wie in diesem Kapitel beschrieben, verliert die Sonne einen Teil ihrer Masse, wenn sie zu einem Roten Riesen wird. Die Anziehungskraft der Sonne nimmt ab, wenn sie Masse verliert. Das Ergebnis wäre, dass der Durchmesser der Erdbahn zunehmen würde (denken Sie an das dritte Keplersche Gesetz). Neuere Berechnungen zeigen jedoch auch, dass Kräfte aufgrund der von der Erde auf die Sonne angehobenen Gezeiten in die entgegengesetzte Richtung wirken, wodurch die Erdumlaufbahn schrumpft. Daher kommen viele Astrophysiker zu dem Schluss, dass die Erde zusammen mit Merkur und Venus verdampft wird. Ob diese düstere Vorhersage wahr ist oder nicht, es besteht kaum ein Zweifel, dass alles Leben auf der Erde mit Sicherheit verbrannt wird. Aber verliere deswegen keinen Schlaf – wir sprechen von Ereignissen, die in Milliarden von Jahren eintreten werden.

Wie sind dann die Aussichten für die Erhaltung des Erdenlebens, wie wir es kennen? Die erste Strategie, an die Sie denken könnten, wäre, die Menschheit auf einen entfernteren und kühleren Planeten zu verlegen. Berechnungen zeigen jedoch, dass es lange Zeiträume (mehrere hundert Millionen Jahre) gibt, in denen kein Planet bewohnbar ist. Zum Beispiel wird die Erde viel zu warm für Leben, lange bevor sich der Mars ausreichend erwärmt.

Eine bessere Alternative könnte darin bestehen, die gesamte Erde schrittweise weiter von der Sonne wegzubewegen. Die Idee ist, die Schwerkraft auf die gleiche Weise zu nutzen, wie die NASA sie verwendet hat, um Raumschiffe zu entfernten Planeten zu schicken. Wenn ein Raumschiff in der Nähe eines Planeten fliegt, kann die Bewegung des Planeten verwendet werden, um das Raumschiff zu beschleunigen, zu verlangsamen oder umzuleiten. Berechnungen zeigen, dass, wenn wir einen Asteroiden so umlenken würden, dass er genau der richtigen Umlaufbahn zwischen Erde und Jupiter folgt, er Bahnenergie vom Jupiter auf die Erde übertragen und die Erde langsam nach außen bewegen könnte, was uns bei jedem Vorbeiflug von der sich ausdehnenden Sonne wegzieht. Da wir Hunderte von Millionen Jahren haben, um die Erdumlaufbahn zu ändern, muss die Wirkung jedes Vorbeiflugs nicht groß sein. (Natürlich sollten die Leute, die den Asteroiden lenken, die Umlaufbahn besser genau richtig machen und den Asteroiden nicht dazu bringen, die Erde zu treffen.)

Es mag verrückt erscheinen, über Projekte nachzudenken, um einen ganzen Planeten auf eine andere Umlaufbahn zu bringen. Aber denken Sie daran, dass wir über die ferne Zukunft sprechen. Wenn die Menschen wie durch ein Wunder die ganze Zeit auskommen und sich nicht in Stücke reißen, wird unsere Technologie wahrscheinlich viel ausgefeilter sein als heute. Es kann auch sein, dass wir uns auf Planeten oder Lebensräume um andere Sterne herum ausbreiten, wenn der Mensch Hunderte von Millionen Jahren überlebt. Tatsächlich könnte die Erde bis dahin eine Museumswelt sein, in die Jugendliche von anderen Planeten zurückkehren, um mehr über den Ursprung unserer Spezies zu erfahren. Es ist auch möglich, dass die Evolution uns bis dahin so verändert hat, dass wir in sehr unterschiedlichen Umgebungen überleben können. Wäre es nicht spannend zu sehen, wie sich die Geschichte der Menschheitsgeschichte nach all den Milliarden von Jahren entwickelt?


Die Akkretionstheorie.


Die Akkretionstheorie tritt auf, wenn sich eine Wolke aus gasförmigem Material und Staub unter den extremen Gravitationskräften zusammenzieht. Die sich drehende Masse bildet eine Scheibe, wahrscheinlich mit einer Ausbuchtung in der Mitte, wo ein warmer Protostern eine Tragzeit durchführt. Und schließlich kollabiert die zentrale Region dieses Ortes unter der feindlichen Schwerkraft und ermöglicht es dem Zentrum, sich kontinuierlich zu erhitzen, während sich die Umgebungsgase weiter in Richtung seines Kerns sammeln. Von da an gibt der Protostern einen Großteil seiner Wärme ab und strahlt Materie aus seinen Polarregionen aus, wo die Scheibe selbst diesem Prozess kaum Grenzen setzt. Und während dieser Zeit wird viel Staub und Trümmer des Protosterns in Richtung der Peripherie des sich neu formierenden Sonnensystems entfernt. Von dort beginnt die Fusion im Kern des Sterns und der Stern beginnt sein aktives Kernleben. Aber der Leser sollte sich daran erinnern, dass nur Sterne, die 6 Prozent oder mehr als die Masse der Sonne haben, im Kern Temperatur und Druck erreichen können, die erforderlich sind, um die Fusion einzuleiten. Die Scheibe in diesem Stadium verschwindet entweder ganz - oder bildet embryonale Planeten.

Planetoide entstehen: Wenn Materie, die um einen aufstrebenden Stern wirbelt, kleine Kügelchen bildet, die kollidieren und größere Körper bilden, nennen wir sie einfach "Planetoiden". An diesem Punkt verschmelzen sie zu großen Planeten mit Spuren von meist leerem Raum dazwischen. Und im inneren System werden leichte Gase von der Strahlung des Sterns weggeblasen und hinterlassen große Gesteinsplaneten und Monde.

Niemand weiß: Wie viele Sterne könnten tatsächlich Planeten haben, die sie umkreisen. Sterne der ersten Generation, die sich nur aus Wasserstoff und Helium bilden, könnten Planeten um sich haben, aber dies könnten nur Gasriesen wie Jupiter ohne felsigen Kern sein. Damit die Erde wie Planeten bauen kann, muss der Stern eine zweite oder dritte Generation mit einer Wasserstoff- und Heliumwolkenatmosphäre mit schwereren Elementen sein. Und da unsere Sonne, wenn sie einigermaßen typisch ist, sehr unwahrscheinlich ist, dass andere Sterne nicht ähnliche Sonnensysteme wie unsere haben werden. Aber selbst mit den heutigen modernen Teleskopen haben wir nicht genug Beobachtungskraft, um direkt zu sehen, ob dies der Fall ist oder nicht! Unser nächster Nachbar, Barnards Stern, wackelt jedoch, während er sich über den Himmel bewegt. Berechnungen zeigen derzeit, dass das Wackeln von Barnards Stern durch die Gravitationseffekte verursacht werden könnte. zwei Jupiter-große Planeten.

Und so scheint es: eine vernünftige Erklärung, abgesehen von der Tatsache, dass unser eigener Stern nicht genügend Gravitationseinfluss erzeugt, um Uranus und Neptun an der Außenwand unseres eigenen Sonnensystems zu erschaffen. Daher müssen wir entweder die Akkretionstheorie erweitern und mehr Gravitationskräfte erzeugen oder uns nach einem völlig neuen Modell der Entstehung von Sonnensystemen umsehen. Ich habe beides gemacht. Ich habe Gravitationsfelder zu intermittierenden Perioden in der Sternengeschichte erweitert, aber gleichzeitig neue Sternaktivität postuliert, um den Evolutionszyklus des Lebens zu verfeinern und anzupassen.

Neumodellierung des Sterns: Die Vortex-Theorie.

Stellen Sie sich einen explodierenden Stern vor: der explodiert und Material in die niemals liegenden Regionen des Weltraums ausspeist, wie es ein Vulkan hier auf der Erde könnte. Genau in diesem Moment kollabiert die Gravitationskraft des Sterns unter seinem eigenen Atomgewicht wieder, bis er ein Schwarzes Loch bildet. Obwohl es mehrere Stufen einleitet, die für diese Theorie irrelevant sind, bevor sie diese Stufe erreichen. Wir könnten sagen, die anfängliche Fusion war Supernova 2, ein Roter Riese, ein Brauner und dann ein Weißer Zwerg, bevor es zu diesem Stadium eines Schwarzen Lochs ging.

Von da an wird das gesamte ausgegebene Material in Richtung des Schwarzen Lochs selbst zurückgezogen. Aber zu diesem Zeitpunkt wird etwas Seltsames passieren. Anstatt derzeit postuliert zu werden, dass Material in ein Schwarzes Loch hineingezogen wird, wird die sich neu schließende Materie den Einfluss der Gravitation auf das Schwarze Loch selbst verringern und das Loch wieder entzünden und erzeugen, was wir jetzt nennen könnten: ein verschmolzenes schwarzes Loch .

Ab diesem Zeitpunkt werden schwankende Temperaturen erzeugt. Wir könnten argumentieren, dass die Sonne kein kugelförmiger brennender Gasball ist, sondern ein heißer Wirbel. Dies bietet uns einige interessante Möglichkeiten, wenn wir beginnen, das Sonnensystem zu analysieren. Der Glitch in der Perihelbewegung von Merkur kann durch die Lippe des Wirbels selbst verursacht werden, denn alle Wirbel müssen Lippeneigenschaften haben. Wenn jedoch, wie gesagt, Materie ungerichtet in die Unterwelt des Weltraums geschleudert und zum Wirbelzentrum zurückgezogen wird, dann muss die Materie entzündet werden, wenn diese Materie die Nähe des kondensierenden Sterns erreicht. Wir könnten argumentieren, dass dies geschieht, um ein System ausgewogener Kräfte aufrechtzuerhalten zwischen dem Massevolumen des Sterns und der Materie im Sonnensystem selbst. Denn wenn nicht, könnte das gesamte Universum in einem Schwarzen Loch kollabieren!

Wir könnten Zeuge eines Systems werden, in dem das gesamte Universum mit alarmierender Geschwindigkeit in ein einziges Schwarzes Loch verschluckt wird und eine Singularität auftaucht. Daher sollten wir die Möglichkeit der Notwendigkeit eines Sterns für die Stabilisierung des Universums als Ganzes in Betracht ziehen. Stellen Sie sich dazu ein Waschbecken voller Wasser vor. Der Stöpsel wird entfernt und das Wasser gurgelt weg. Wenn das Wasser nun Weltraum und der Stecker ein Stern wäre, würden wir das Universum – wie das Wasser – verschwinden sehen. Da ein Schwarzes Loch jedoch keinen Stecker hat, müssen universelle ausgeglichene Kräfte mit dem produktiven Lebenszyklus des Sterns interagieren und das Auftreten einer Singularität verhindern. Und so erscheint nie eine Singularität.

Doch wie die Materie: wird vom Stern angezogen und die Fusion beginnt, die Planeten formen und formen sich langsam über Hunderte von Millionen von Jahren. Wir können dies eine "Karbon"-Periode nennen, die es der Gesteinsbildung ermöglicht, allmählich Planeten zu bauen. Der Stern erwärmt sich, der Planet behält seine Umlaufbahn bei, der Stern kühlt sich ab, die Schwerkraft geht verloren und der Stern rückt näher an diesen Stern heran. Ein Materiekörper verschmilzt mit dem Stern und die Schwerkraft wird wieder zurückgegeben. Nur mit dem neu entstehenden Planeten näher am Stern. Was wir also erleben, ist ein schrittweiser Prozess, der alles andere als ein Unfall wird. Mit Sternen, die in heiße Wirbel umgewandelt wurden, sehen wir einen Evolutionszyklus.


Das Leben eines Sterns

Auf dieser Seite (wie der Titel schon sagt) dreht sich alles um das Leben eines Stars. Es zeigt alle Stadien, die ein kleiner Stern und ein massiver Stern im Laufe ihres Lebens durchlaufen müssen. Wir haben alle möglichen Bilder und Links für Sie, die Sie sich ansehen und erkunden können, wenn Sie kurz davor sind, diese umfangreichen Informationen zu erhalten, die wir freundlicherweise zusammengestellt haben.

Sterne sind heiße Körper aus glühendem Gas, die ihr Leben in Nebeln beginnen. Sie variieren in Größe, Masse und Temperatur, ihr Durchmesser reicht von 450x kleiner bis über 1000x größer als der der Sonne. Die Massen reichen von einem Zwanzigstel bis über 50 Sonnenmassen und die Oberflächentemperatur kann von 3.000 Grad Celsius bis über 50.000 Grad Celsius reichen.

Die Farbe eines Sterns wird durch seine Temperatur bestimmt, die heißesten Sterne sind blau und die kühlsten sind rot. Die Sonne hat eine Oberflächentemperatur von 5.500 Grad Celsius, ihre Farbe erscheint gelb.

Die vom Stern erzeugte Energie wird durch Kernfusion im Kern des Sterns erzeugt. Die Helligkeit wird in Magnitude gemessen, je heller der Stern, desto geringer wird die Magnitude. Es gibt zwei Möglichkeiten, die Helligkeit eines Sterns zu messen, die scheinbare Helligkeit ist die Helligkeit, die von der Erde aus gesehen wird, und die absolute Helligkeit, die die Helligkeit eines Sterns ist, die aus einer Standardentfernung von 10 Parsec (32,6 Lichtjahre) gesehen wird. Sterne können mithilfe des Hertzsprung-Russell-Diagramms in einem Diagramm dargestellt werden (siehe Bild unten).

Hertzsrung-Russell-Diagramm

Es zeigt, dass die Temperatur mit der Leuchtkraft übereinstimmt, je heißer der Stern, desto höher die Leuchtkraft des Sterns. Sie können auch die Größe jedes Sterns aus dem Diagramm erkennen, denn je größer der Radius, desto höher die Temperatur und Leuchtkraft.

Kleine Sterne - Das Leben eines Sterns von etwa einer Sonnenmasse.

Kleine Sterne haben eine Masse, die das Eineinhalbfache der Sonnenmasse beträgt.

Stufe 1 - Sterne werden in einer Region mit Nebel hoher Dichte geboren und kondensieren zu einer riesigen Kugel aus Gas und Staub und ziehen sich unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammen.

Dieses Bild zeigt den Orionnebel oder M42.

Stufe 2 - Eine Region kondensierender Materie beginnt sich zu erwärmen und beginnt zu glühen und bildet Protosterne. Wenn ein Protostern genügend Materie enthält, erreicht die Zentraltemperatur 15 Millionen Grad Celsius.

Dieses Bild ist der Abfluss (rot gefärbt) und der Protostern.

Stufe 3 - Bei dieser Temperatur können Kernreaktionen beginnen, bei denen Wasserstoff zu Helium verschmilzt.

Stufe 4 - Der Stern beginnt, Energie freizusetzen, verhindert, dass er sich noch mehr zusammenzieht und bringt ihn zum Leuchten. Es ist jetzt ein Main Sequence Star.

Der der Erde am nächsten gelegene Hauptreihenstern, die Sonne

Stufe 5 - Ein Stern mit einer Sonnenmasse bleibt etwa 10 Milliarden Jahre in der Hauptreihe, bis der gesamte Wasserstoff zu Helium verschmolzen ist.

Stufe 6 – Der Heliumkern beginnt sich nun weiter zusammenzuziehen und Reaktionen beginnen in einer Hülle um den Kern herum abzulaufen.

Stufe 7 – Der Kern ist heiß genug, damit das Helium zu Kohlenstoff verschmelzen kann. Die äußeren Schichten beginnen sich auszudehnen, abzukühlen und weniger hell zu leuchten. Der expandierende Stern wird jetzt als Roter Riese bezeichnet.

Der Stern dehnt sich zu einem Roten Riesen aus, unten

Stufe 8 - Der Heliumkern läuft aus und die äußeren Schichten driften als gasförmige Hülle vom Kern weg. Dieses Gas, das den Kern umgibt, wird Planetarischer Nebel genannt.

Phase 9 - Der verbleibende Kern (das sind 80% des ursprünglichen Sterns) befindet sich jetzt in seiner Endphase. Der Kern wird zu einem Weißen Zwerg, der Stern kühlt schließlich ab und verdunkelt sich. Wenn er aufhört zu leuchten, wird der tote Stern als Schwarzer Zwerg bezeichnet.

Massive Sterne - Das Leben eines Sterns von etwa 10 Sonnenmassen

Massereiche Sterne haben eine dreimal so hohe Masse wie die Sonne. Einige sind 50x so groß wie die Sonne

Stufe 1 - Massive Sterne entwickeln sich ähnlich zu kleinen Sternen, bis sie ihr Hauptreihenstadium erreichen (siehe kleine Sterne, Stufen 1-4). Die Sterne leuchten stetig, bis der Wasserstoff zu Helium verschmolzen ist (bei einem kleinen Stern dauert es Milliarden von Jahren, bei einem massereichen Stern jedoch nur Millionen).

Stufe 2 - Der massereiche Stern wird dann zu einem Roten Überriesen und beginnt mit einem Heliumkern, der von einer Hülle aus sich abkühlendem, expandierendem Gas umgeben ist.

Der massereiche Stern ist in seiner Expansionsphase viel größer.

Stufe 3 - In den nächsten Millionen Jahren findet eine Reihe von Kernreaktionen statt, die verschiedene Elemente in Schalen um den Eisenkern bilden.

Stufe 4 - Der Kern kollabiert in weniger als einer Sekunde und verursacht eine Explosion, die Supernova genannt wird, bei der eine Stoßwelle von den äußeren Schichten des Sterns bläst. (Die eigentliche Supernova leuchtet für kurze Zeit heller als die gesamte Galaxie).

Die folgenden Bilder zeigen, wie der Stern in ein Stadium namens Supernova übergeht und sich zu einem Neutronenstern zusammenzieht

Die Bilder oben waren von der HEASARC Homepage

Stufe 5 – Manchmal überlebt der Kern die Explosion. Wenn der überlebende Kern zwischen 1,5 - 3 Sonnenmassen beträgt, zieht er sich zu einem winzigen, sehr dichten Neutronenstern zusammen. Wenn der Kern viel größer als 3 Sonnenmassen ist, zieht sich der Kern zu einem Schwarzen Loch zusammen.

Wenn Sie mehr über Messier-Objekte erfahren möchten, gibt es einen guten Link zum Einstieg.

(Studenten der Chesterton High School, North Staffordshire, England, Die Erde, Das Sonnensystem, Goulds Gürtel, Die Milchstraße, Das Universum, Ein Paralleluniversum von vielen. ).


Begriff für den Moment, in dem die Wasserstofffusion in einem Stern beginnt - Astronomie

Antwort: Schwarzer Zwerg

In der Astronomie gibt es eine breite Klasse von Sternen, die als Zwergsterne bekannt sind und durch ihre relativ geringe Größe und geringe Leuchtkraft definiert sind. Der Begriff wurde zu Beginn des 20. Im Laufe des nächsten Jahrhunderts baute die Astronomiegemeinschaft auf seinem Begriff auf, indem sie verschiedene Zwergsterne anhand ihrer Eigenschaften beschriftete.

Weiße Zwerge wie Sirius B (der winzige Nachbar des hier zu sehenden viel helleren Sirius A) sind sehr dicht und emittieren Licht nicht durch fortgesetzte Fusion, sondern durch die gespeicherte thermische Energie aus der Zeit, als sie aktive Sterne waren. Braune Zwerge sind große Sterne, kleiner als unsere Sonne, aber größer als die größten Planeten unseres Sonnensystems. Sie sind nicht massiv genug, um Wasserstoff zu Helium zu verschmelzen (wie unsere Sonne), emittieren aber immer noch Licht, von dem angenommen wird, dass es durch die Fusion von Deuterium erzeugt wird. Rote Zwerge, die häufigste Sternart in der Milchstraße, aber so dunkel, dass sie mit bloßem Auge auf der Erde nicht sichtbar sind, verschmelzen so langsam, dass sie eine Lebensdauer von Billionen von Jahren erwartet haben.

Wenn Sie über Billionen von Jahren über das Alter des Universums nachdenken, dann gut: denn das bringt uns zum Schwarzen Zwerg, einem Stern, der noch nie beobachtet wurde und derzeit nur in der wissenschaftlichen Theorie existiert. Weiße Zwerge sind sterbende Sterne, die nur deshalb Energie abgeben, weil sie ihre letzte Wärme ins All abstrahlen, wie ein Topf auf einem Herd, der nach dem Ausschalten des Brenners abkühlt. Schließlich gibt ein Weißer Zwerg so viel von seiner Energie ab, dass die Temperatur des Sterns auf die gleiche Temperatur wie der kosmische Mikrowellenhintergrund (CMB), die von der Geburt des Universums übrig gebliebene Wärmestrahlung, sinkt und zu einem Schwarzen wird Zwerg.

Diese Schwarzen Zwerge sind derzeit jedoch nur theoretisch, denn es dauert Milliarden von Jahren, bis sich ein Weißer Zwerg gebildet hat und Milliarden mehr, bis er abgekühlt ist. Basierend auf dem geschätzten Alter des Universums und unseren Beobachtungen des kühlsten bekannten Weißen Zwergs (der immer noch fast 3.000 K beträgt), haben wir eine lange Wartezeit vor uns, um zu sehen, ob die Theorie des Schwarzen Zwergs aufhört.