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Lebenszyklus Eines Sterns

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Das Leben, wie wir es kennen, würde ohne die Sonne nicht existieren. Diese Gaskugel strahlt riesige Mengen an Strahlung aus, die das Leben auf der Erde seit Millionen von Jahren erhalten hat. Unser Stern ist relativ unbedeutend, da er einer von Millionen Sternen in unserer Galaxie ist. Unsere Galaxie ist nur eine von Milliarden Galaxien im Universum. Alle Sterne, die wir sehen, folgen einem ähnlichen Lebenszyklus, der Kernfusionsreaktionen beinhaltet. Diese Kernfusionsreaktionen sind wesentlich für die Synthese aller Elemente, die schwerer als Wasserstoff sind.

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Lebenszyklus eines Sterns

Unser Stern ist ziemlich unbedeutend. Es ist nicht sehr groß und es ist nur einer von vielen Sternen im Universum. Es ist ungefähr in der Mitte seines Lebens, in einer Phase, die als Hauptsequenz bekannt ist. In ein paar Milliarden Jahren wird unsere Sonne sterben und alles Leben auf der Erde beenden. Unsere Sonne liefert die Anziehungskraft, die die Planeten und andere Objekte in ihrer Umlaufbahn hält, und liefert eine Energiequelle, die alles Leben auf der Erde unterstützt.

Die Lebensdauer eines Sterns hängt von seiner Masse ab. Wenn der Stern viel Materie und damit eine hohe Masse hat, ist seine Lebensdauer kürzer. Dies mag ein wenig kontraintuitiv erscheinen, denn man könnte sich fragen, ob mehr Kernbrennstoff bedeuten würde, dass der Stern länger leuchten könnte. Kleinere Sterne sind mit dem Brennstoff, den sie haben, effizienter. Größere Sterne verbrauchen ihren Kernbrennstoff jedoch viel schneller. Die Masse eines Sterns hängt davon ab, wie viel Materie sich in der Wolke befand, die als Nebel bekannt ist und den Stern hervorgebracht hat.

Sterne mit einer ähnlichen Masse wie die unserer Sonne haben alle einen ähnlichen Lebenszyklus. Sie beginnen als Nebel. Ein Nebel ist eine Staub- und Gaswolke, deren Größe variieren kann. Um einen Stern so groß wie unsere Sonne zu machen, bräuchte man einen Nebel, der einige hundert Mal so groß ist wie unser Sonnensystem. Diese Wolke, die die Bausteine des Sterns enthält, bricht aufgrund der Schwerkraft zusammen. Wenn die Wolke kleiner wird, steigt ihre Temperatur, da die Partikel, aus denen die Wolke besteht, miteinander kollidieren. Wenn diese kollabierte Wolke eine bestimmte Temperatur und einen bestimmten Druck erreicht, kann es zu einer Kernfusion kommen. In dieser Phase wird der Gasball als Protostern bezeichnet. Die Kernfusion ist eine Kernreaktion, bei der sich zwei leichte Kerne zu einem schwereren Kern und einer schwereren Energie verbinden. Es ist diese Energie, die von Anfang an abgestrahlt wird. Die in diesen Reaktionen erzeugte Energiemenge kann aus E = mc 2 berechnet werden. "E" ist die Energiemenge, "m" die Massenänderung und "c" die Lichtgeschwindigkeit in Metern pro Sekunde.

Wenn der Druck der Kernfusion nach außen mit der Gravitationskraft ausgeglichen ist, die den Stern zusammenzieht, können wir den Stern als stabil bezeichnen. Sterne, die wie unsere Sonne stabil sind, sollen sich in der Hauptreihenfolge ihres Lebens befinden. Es kommt ein Punkt, an dem dem Stern der Wasserstoff ausgeht, und an diesem Punkt beginnt das Ende des Lebens des Sterns. Nach Millionen oder Milliarden von Jahren geht den Sternen der Treibstoff aus, je nach Größe. Wenn dem Stern der Treibstoff ausgeht, können die Kernreaktionen in seinem Kern nicht fortgesetzt werden. Dies bedeutet, dass der Druck nach außen abnimmt und die Kraft aufgrund der Schwerkraft im Kern zusammenbrechen kann. Die äußeren Schichten dehnen sich aus und kühlen leicht ab. Diese Abkühlung ändert die Farbe des Sterns in eine rote Farbe. Zu diesem Zeitpunkt ist der Stern als roter Riese bekannt. Dies wird das Schicksal unseres Sterns in ein paar Milliarden Jahren sein. Unsere Sonne wird auf das Hundertfache ihrer ursprünglichen Größe anschwellen und sich ausdehnen. Wenn dies geschieht, wird alles Leben auf der Erde sterben.

Die äußeren Schichten des Sterns driften dann ab und hinterlassen einen heißen, dichten Kern. Diese können ein sehr schönes Phänomen erzeugen, das als planetarischer Nebel bekannt ist. Der heiße Kern eines planetarischen Nebels ist als weißer Zwerg bekannt. Ein weißer Zwerg ist ein toter Stern, der aufgrund der Restwärme noch leuchtet. Sie sind sehr dicht, und ein Teelöffel eines Weißen Zwergs hat eine Masse von mehreren Tonnen. Mit der Zeit wird dieser tote Stern abkühlen und sich verdunkeln. Dieser tote Stern, der abgekühlt ist und kein Licht mehr aussendet, wird als schwarzer Zwerg bezeichnet.

Sterne, die viel größer als unser Stern sind, durchlaufen während ihres gesamten Lebens einen anderen Zyklus. Während kleinere Sterne wie unsere Sonne von einem kollabierenden Nebel gebildet werden, enthalten die Nebel größerer Sterne viel mehr Materie. Sie durchlaufen ebenfalls eine Hauptsequenzstufe, haben jedoch aufgrund der damit verbundenen höheren Temperaturen einen blauen Farbton. Wenn es um das Ende des Lebens der größeren Stars geht, tun sie es viel dramatischer. Massive Sterne können Kerne haben, die heiß und dicht genug sind, um eine Umgebung zu schaffen, in der Kernfusion für zusätzliche Elemente stattfinden kann. Wie Sterne mit einer ähnlichen Masse wie unsere Sonne wachsen auch massive Sterne, wenn ihnen der Kernbrennstoff ausgeht.

Dies endet in einer großen Explosion, die als Supernova bekannt ist. Supernovae gehören zu den hellsten Objekten am Himmel. Elemente, die schwerer als Eisen sind, werden in einer Supernova gebildet. Die toten Sterne sind heute als Neutronensterne bekannt und extrem dicht. Wenn ein Stern sehr groß ist und genug Masse hat, könnte sich am Ende des Lebens des massereichen Sterns ein Schwarzes Loch bilden. Ein Schwarzes Loch ist ein Raum, in dem die Schwerkraft so stark ist, dass selbst Licht nicht entweichen kann.



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