Ursprung und Entwicklung von Galaxien und Sternen Sternentstehungsgebiet - Orionnebel (M42), Alnitak Alnilam
Modell der Sternentstehung Der Radius des sichtbaren Teils des Universums – der Metagalaxie – kann die Entfernung, die Strahlung in einer Zeit zurücklegt, die dem Alter des Universums entspricht – 13,7 ± 2 Milliarden Jahre nach modernen Konzepten – nicht überschreiten. Folglich sind Galaxien, die fast 0,5 Milliarden Jahre nach dem Urknall entstanden sind, über 13 Milliarden Jahre alt. Die ältesten Sterne mit einem Alter von über 10 Milliarden Jahren sind Teil von Kugelsternhaufen (Typ-2-Populationen mit einem geringen Gehalt an Elementen, die schwerer als He sind). Höchstwahrscheinlich entstanden sie gleichzeitig mit Galaxien. Kugelsternhaufen M80 im Sternbild Skorpion bei 8280 pc.
Alter des Universums und der Galaxien a) Das Alter unserer Galaxie beträgt 13,7 Milliarden Jahre (1 % Genauigkeit). b) Das Universum besteht aus - 4 % Atomen sichtbarer Materie; - 23 % sind von dunkler Materie besetzt; - die restlichen 73 % sind die geheimnisvolle „Antigravitation“ (dunkle Energie), die die Expansion des Universums antreibt. 100 Millionen Jahre nach dem Urknall begannen sich Galaxien zu bilden, und in den nächsten 3 bis 5 Milliarden Jahren bildeten sie sich und gruppierten sich zu Clustern. Daher beträgt das Alter der ältesten elliptischen Galaxien etwa 14 Milliarden Jahre. Die ersten Sterne erscheinen 1 Million Jahre nach dem Urknall, es muss also Sterne mit einem Alter von etwa 14 Milliarden Jahren geben. Am 30. Juni 2001 startete das 840 kg schwere und 145 Millionen US-Dollar teure astronomische Gerät „MAP“ (Microwave Anisotropy Probe) der NASA von Cape Canaveral aus und erreichte am 1. Oktober 2001 den Librationspunkt L2 (Gravitationsgleichgewicht zwischen Sonne und Erde). und Mond), 1,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt. Der Zweck der Raumsonde besteht darin, ein dreidimensionales Bild der Explosion zu erstellen und in eine Zeit zu blicken, in der Sterne und Galaxien noch nicht entstanden waren. WMAP: 1 Ausgleichsgewichte des Präzisionsstabilisierungssystems, 2 Navigationssystemsensor, 3 Empfangselektronikeinheit, 4 Wellenleiter, 5 Rundstrahlantenne, 6 Spiegel 1,4 * 1,6 m, 7 Sekundenreflektor, 8 Kühlung, 9-Mount-Plattform, 10-Elektronik, 11-Bildschirm vor Sonnenlicht. Mithilfe der NASA-Raumsonde WMAP, die Informationen über die Hintergrund-Mikrowellenstrahlung sammelt, wurde 2006 Folgendes festgestellt:
Kurze Geschichte der Entwicklung des Universums ZeitTemperaturZustand des Universums Sek. Mehr KInflationäre Expansion Sek. Mehr als KDas Auftreten von Quarks und Elektronen Sek. 10 12 KDie Bildung von Protonen und Neutronen Sek. - 3 Min. KDie Entstehung von Deuterium-, Helium- und Lithiumkernen 400.000 Jahre 4000 KBildung von Atome 15 Millionen Jahre 300 KFortsetzung der Expansion der Gaswolke 1 Milliarde Jahre 20 KErzeugung erster Sterne und Galaxien 3 Milliarden Jahre 10 K Bildung schwerer Kerne bei Sternexplosionen Milliarden Jahre 3 KEntstehung von Planeten und intelligentem Leben Jahre 10 -2 K Beendigung des Geburtsprozesses der Sterne Jahre KVerbrauch der Energie aller Sterne Jahre -20 K Verdampfung von Schwarzen Löchern und Geburt von Elementarteilchen Jahre KAbschluss der Verdampfung aller Schwarzen Löcher
Entstehung von Sternen Sterne entstehen aufgrund der Gravitationsinstabilität in kalten (T=10K) und dichten Molekülwolken immer in Gruppen (Clustern) mit einer Masse von mindestens 2000 M. GVO mit einer Masse von mehr als 10 5 M (mehr (mehr als 6000 sind bekannt) enthalten bis zu 90 % des gesamten molekularen Gases der Galaxie. Eine Ansammlung von kaltem Gas und Staub – Kügelchen B68 (Barnards Katalog), ein Fragment von GVO. Die Masse der Kugel kann bis zu 100 M erreichen. Die Kompression wird durch Stoßwellen während der Expansion von Supernova-Überresten, Spiraldichtewellen und Sternwind von heißen OB-Sternen erleichtert. Die Temperatur der Materie beim Übergang von Molekülwolken durch Wolkenfragmentierung (das Erscheinen von Kugeln) zu Sternen steigt um das Millionenfache und die Dichte um das Vielfache. Das Entwicklungsstadium eines Sterns, das durch Kompression gekennzeichnet ist und noch nicht über thermonukleare Energiequellen verfügt, wird als Protostern (griech. protos „erster“) bezeichnet.
Entwicklung sonnenähnlicher Sterne Im entstehenden Protostern zieht der Kern die gesamte oder fast die gesamte Materie ein, zieht sich zusammen, und wenn die Temperatur im Inneren 10 Millionen K übersteigt, beginnt der Prozess des Ausbrennens von Wasserstoff (thermonukleare Reaktion). Für Sterne mit M sind von Anfang an 60 Millionen Jahre vergangen. Auf der Hauptreihe – der längsten Phase im Leben – sind sonnenähnliche Sterne 9–10 Milliarden Jahre alt. In der an den Kern angrenzenden Schicht verbleibt in der Regel Wasserstoff, Proton-Proton-Reaktionen werden wieder aufgenommen, der Druck in der Hülle steigt deutlich an und die äußeren Schichten des Sterns vergrößern sich stark – der Stern verschiebt sich nach rechts – in die Region der Roten Riesen, deren Größe um etwa das 50-fache zunimmt. Am Ende seines Lebens, nach dem Roten Riesenstadium, zieht sich der Stern zusammen, verwandelt sich in einen Weißen Zwerg und wirft seine Hülle (bis zu 30 % seiner Masse) in Form eines planetarischen Nebels ab. Der Weiße Zwerg leuchtet noch sehr lange schwach, bis seine Wärme vollständig aufgebraucht ist und er sich in einen toten Schwarzen Zwerg verwandelt. Nachdem der Stern den im zentralen Teil enthaltenen Wasserstoff verbraucht hat, beginnt sich der Heliumkern zusammenzuziehen, seine Temperatur steigt so stark an, dass Reaktionen mit großer Energiefreisetzung beginnen (bei der Temperatur K beginnt die Heliumverbrennung – das ist ein Zehntel der). Zeit der H-Verbrennung).
Entwicklung massereicher Sterne Zwei Hauptfaktoren, die zu Stabilitätsverlust und Kollaps führen, sind heute bekannt: = Bei Temperaturen von 5–10 Milliarden K beginnt die Photodissoziation von Eisenkernen – das „Aufbrechen“ von Eisenkernen in 13 Alphateilchen unter Absorption von Photonen : 56 Fe + ? > 13 4 He + 4n, = bei höheren Temperaturen – Dissoziation von Helium 4 He > 2n + 2p und Neutronisierung des Stoffes (Einfang von Elektronen durch Protonen unter Bildung von Neutronen). Die Ablösung der Sternhülle wird durch die Wechselwirkung von Neutrinos mit Materie erklärt. Der Zerfall von Kernen erfordert einen erheblichen Energieaufwand, die Substanz verliert ihre Elastizität, der Kern zieht sich zusammen und die Temperatur steigt an, jedoch nicht so schnell, dass die Kompression gestoppt wird. Der größte Teil der bei der Kompression freigesetzten Energie wird von Neutrinos abtransportiert. Durch die Neutronisierung der Materie und die Dissoziation der Kerne explodiert ein Stern nach innen – die Implosion. Die Materie der Zentralregion des Sterns fällt mit der Geschwindigkeit des freien Falls in Richtung Zentrum und zieht dabei immer weiter vom Zentrum entfernte Schichten des Sterns ein. Der begonnene Kollaps kann durch die Elastizität einer Substanz gestoppt werden, die Kerndichte erreicht hat und hauptsächlich aus entarteten Neutronen (Neutronenflüssigkeit) besteht. In diesem Fall entsteht ein Neutronenstern. Die Hülle des Sterns gewinnt enorm an Schwung und wird mit Geschwindigkeiten von bis zu km/s in den interstellaren Raum geschleudert. Beim Kollaps der Kerne der massereichsten Sterne mit einer Masse von mehr als 30 Sonnenmassen kommt es offenbar durch die Implosion des Kerns zur Bildung eines Schwarzen Lochs. In Sternen mit einer Masse von mehr als 10 M laufen thermonukleare Reaktionen unter nicht entarteten Bedingungen ab, bis sich die stabilsten Elemente des Eisenpeaks bilden (Abb.). Die Masse des sich entwickelnden Kerns hängt schwach von der Gesamtmasse des Sterns ab und beträgt 2–2,5 M. 13 4 He + 4n, = bei höheren Temperaturen – Dissoziation von Helium 4 He > 2n + 2p und Neutronisierung des Stoffes (Einfang von Elektronen durch Protonen unter Bildung von Neutronen). Die Ablösung der Sternhülle wird durch die Wechselwirkung von Neutrinos mit Materie erklärt. Der Zerfall von Kernen erfordert einen erheblichen Energieaufwand, die Substanz verliert ihre Elastizität, der Kern zieht sich zusammen und die Temperatur steigt an, jedoch nicht so schnell, dass die Kompression gestoppt wird. Der größte Teil der bei der Kompression freigesetzten Energie wird von Neutrinos abtransportiert. Durch die Neutronisierung der Materie und die Dissoziation der Kerne explodiert ein Stern nach innen – die Implosion. Die Materie der Zentralregion des Sterns fällt mit der Geschwindigkeit des freien Falls in Richtung Zentrum und zieht dabei immer weiter vom Zentrum entfernte Schichten des Sterns ein. Der begonnene Kollaps kann durch die Elastizität einer Substanz gestoppt werden, die Kerndichte erreicht hat und hauptsächlich aus entarteten Neutronen (Neutronenflüssigkeit) besteht. In diesem Fall entsteht ein Neutronenstern. Die Hülle des Sterns gewinnt enorm an Schwung und wird mit Geschwindigkeiten von bis zu 10.000 km/s in den interstellaren Raum geschleudert. Beim Kollaps der Kerne der massereichsten Sterne mit einer Masse von mehr als 30 Sonnenmassen kommt es offenbar durch die Implosion des Kerns zur Bildung eines Schwarzen Lochs. In Sternen mit einer Masse von mehr als 10 M laufen thermonukleare Reaktionen unter nicht entarteten Bedingungen ab, bis sich die stabilsten Elemente des Eisenpeaks bilden (Abb.). Die Masse des sich entwickelnden Kerns hängt schwach von der Gesamtmasse des Sterns ab und beträgt 2–2,5 M.“> 
Die letzte Stufe der Sternentwicklung ist der Krebsnebel – der gasförmige Überrest einer Kernkollaps-Supernova, deren Explosion im Jahr 1054 beobachtet wurde. Im Zentrum befindet sich ein Neutronenstern, der Partikel ausspuckt, die das Gas zum Leuchten bringen (blau). Die äußeren Filamente bestehen hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium des zerstörten massereichen Sterns. NGC 6543, innerer Bereich des Katzenaugennebels, Falschfarbenbild (rotes Hα; blauer neutraler Sauerstoff, 630 nm; grüner ionisierter Stickstoff, nm). Planetarische Nebel entstehen, wenn die äußeren Schichten (Hüllen) von Roten Riesen und Überriesen mit einer Masse von 2,58 Sonnen im Endstadium ihrer Entwicklung abgestoßen werden. Abbildung: Eine Akkretionsscheibe aus heißem Plasma, die ein Schwarzes Loch umkreist.
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Sterne Das Universum besteht zu 98 % aus Sternen. Sie sind auch das Hauptelement der Galaxie. „Sterne sind riesige Kugeln aus Helium und Wasserstoff sowie anderen Gasen. Die Schwerkraft zieht sie an und der Druck des heißen Gases drückt sie heraus, wodurch ein Gleichgewicht entsteht. Die Energie eines Sterns ist in seinem Kern enthalten, wo jede Sekunde Helium mit Wasserstoff interagiert.“
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Leben der Sterne Der Lebensweg der Sterne ist ein vollständiger Zyklus – Geburt, Wachstum, eine Zeit relativ ruhiger Aktivität, Qual, Tod – und ähnelt dem Lebensweg eines einzelnen Organismus. Astronomen sind nicht in der Lage, das Leben eines einzelnen Sterns von Anfang bis Ende zu verfolgen. Selbst die kurzlebigsten Sterne existieren Millionen von Jahren – länger als das Leben nicht nur eines Menschen, sondern der gesamten Menschheit. Allerdings können Wissenschaftler viele Sterne in sehr unterschiedlichen Stadien ihrer Entwicklung beobachten – gerade geboren und sterbend. Anhand zahlreicher Sternporträts versuchen sie, den Entwicklungsweg jedes Sterns zu rekonstruieren und seine Biografie zu schreiben.
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Sternentstehungsregionen Sternentstehungsregionen. Riesige Molekülwolken mit Massen von mehr als dem 105-fachen der Sonnenmasse (mehr als 6.000 davon sind in der Galaxie bekannt). Der Adlernebel, 6.000 Lichtjahre entfernt, ein junger offener Sternhaufen im Sternbild Serpens, dunkle Bereiche im Nebel sind Protosterne
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Der Orionnebel Der Orionnebel ist ein leuchtender Emissionsnebel mit grünlicher Tönung und liegt unterhalb des Oriongürtels. Er ist sogar mit bloßem Auge sichtbar, 1300 Lichtjahre entfernt und hat eine Helligkeit von 33 Lichtjahren
Folie 7
Gravitationskompression Gravitationskompression Kompression ist eine Folge der Gravitationsinstabilität, Newtons Idee. Jeans ermittelten später die minimale Wolkengröße, bei der eine spontane Kompression einsetzen kann. Es kommt zu einer recht effektiven Abkühlung des Mediums: Die freigesetzte Gravitationsenergie geht in Infrarotstrahlung über, die in den Weltraum gelangt.
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Protostar Protostar Mit zunehmender Wolkendichte wird es für Strahlung undurchlässig. Die Temperatur der inneren Regionen beginnt zu steigen. Die Temperatur im Inneren eines Protosterns erreicht die Schwelle thermonuklearer Fusionsreaktionen. Die Komprimierung stoppt für eine Weile.
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Der junge Stern hat auf der Hauptreihe des H-R-Diagramms einen stationären Zustand erreicht; der Prozess des Ausbrennens von Wasserstoff findet praktisch nicht statt und die Energiereserven ändern sich nicht mehr; chemische Zusammensetzung in seinen zentralen Regionen, verursacht durch die Umwandlung von Wasserstoff in Helium; Der Stern geht in einen stationären Zustand über
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Riesen und Überriesen Wenn der Wasserstoff vollständig ausgebrannt ist, verlässt der Stern die Hauptreihe und gelangt in die Region der Riesen oder, bei großen Massen, der Riesen und Überriesen
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Gravitationskompressionssternmasse< 1,4 массы Солнца: БЕЛЫЙ КАРЛИК электроны обобществляются, образуя вырожденный электронный газ гравитационное сжатие останавливается плотность становится до нескольких тонн в см3 еще сохраняет Т=10^4 К постепенно остывает и медленно сжимается(миллионы лет) окончательно остывают и превращаются в ЧЕРНЫХ КАРЛИКОВ Когда все ядерное топливо выгорело, начинается процесс гравитационного сжатия.
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Zwerge Weißer Zwerg in einer Wolke aus interstellarem Staub Zwei junge Schwarze Zwerge im Sternbild Stier
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Sternmasse Sternmasse > 1,4 Sonnenmassen: Gravitationskompressionskräfte sind sehr hoch, die Materiedichte erreicht eine Million Tonnen pro cm3. enorme Energie wird freigesetzt – 10^45 J Temperatur – 10^11 K Explosion einer Supernova, der größte Teil des Sterns wird geschleudert Mit einer Geschwindigkeit von 1000-5000 km/s strömen Neutrinoströme in den Weltraum und kühlen den Kern des Sterns – eines Neutronensterns
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Das Universum besteht zu 98 % aus Sternen. Sie sind auch das Hauptelement der Galaxie.
„Sterne sind riesige Kugeln aus Helium und Wasserstoff sowie anderen Gasen. Die Schwerkraft zieht sie an und der Druck des heißen Gases drückt sie heraus, wodurch ein Gleichgewicht entsteht. Die Energie eines Sterns ist in seinem Kern enthalten, wo jede Sekunde Helium mit Wasserstoff interagiert.“
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Der Lebensweg von Sternen ist ein vollständiger Zyklus – Geburt, Wachstum, eine Zeit relativ ruhiger Aktivität, Qual, Tod – und ähnelt dem Lebensweg eines einzelnen Organismus.
Astronomen sind nicht in der Lage, das Leben eines einzelnen Sterns von Anfang bis Ende zu verfolgen. Selbst die kurzlebigsten Sterne existieren Millionen von Jahren – länger als das Leben nicht nur eines Menschen, sondern der gesamten Menschheit. Allerdings können Wissenschaftler viele Sterne in sehr unterschiedlichen Stadien ihrer Entwicklung beobachten – gerade geboren und sterbend. Anhand zahlreicher Sternporträts versuchen sie, den Entwicklungsweg jedes Sterns zu rekonstruieren und seine Biografie zu schreiben.
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Sternentstehungsregionen.
Riesige Molekülwolken mit Massen von mehr als 105 Sonnenmassen (mehr als 6.000 davon sind in der Galaxie bekannt)
Adlernebel
6000 Lichtjahre entfernt befindet sich ein junger offener Sternhaufen im Sternbild Schlangen; dunkle Bereiche im Nebel sind Protosterne
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Orionnebel
Ein leuchtender Emissionsnebel mit grünlicher Tönung, der sich unterhalb des Oriongürtels befindet und bereits mit bloßem Auge sichtbar ist, 1300 Lichtjahre entfernt ist und eine Helligkeit von 33 Lichtjahren hat
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Gravitationskompression
Kompression ist eine Folge der Gravitationsinstabilität, Newtons Idee. Jeans ermittelten später die minimale Wolkengröße, bei der eine spontane Kompression einsetzen kann.
Es kommt zu einer recht effektiven Abkühlung des Mediums: Die freigesetzte Gravitationsenergie geht in Infrarotstrahlung über, die in den Weltraum gelangt.
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Protostern
Mit zunehmender Wolkendichte wird sie strahlungsundurchlässig. Die Temperatur der inneren Regionen beginnt zu steigen. Die Temperatur im Inneren eines Protosterns erreicht die Schwelle thermonuklearer Fusionsreaktionen. Die Komprimierung stoppt für eine Weile.
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der junge Stern hat die Hauptreihe des H-R-Diagramms erreicht, der Prozess des Ausbrennens von Wasserstoff hat begonnen – der Hauptkernbrennstoff ist praktisch nicht komprimiert und die Energiereserven ändern sich nicht mehr langsam; Regionen, verursacht durch die Umwandlung von Wasserstoff in Helium
Der Stern geht in einen stationären Zustand über
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Wenn der Wasserstoff vollständig verbrennt, verlässt der Stern die Hauptreihe und gelangt in die Region der Riesen oder, bei hohen Massen, der Überriesen
Riesen und Überriesen
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Unter Sternentwicklung versteht man die Abfolge von Veränderungen, die ein Stern im Laufe seines Lebens durchläuft, also über Hunderttausende, Millionen oder Milliarden Jahre hinweg, während er Licht und Wärme aussendet. Über solch enorme Zeiträume hinweg sind die Veränderungen ziemlich bedeutsam.
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Die Entwicklung eines Sterns beginnt in einer riesigen Molekülwolke, auch Sternwiege genannt. Der größte Teil des „leeren“ Raums einer Galaxie enthält tatsächlich zwischen 0,1 und 1 Molekül pro cm³. Eine Molekülwolke hat eine Dichte von etwa einer Million Molekülen pro cm³. Die Masse einer solchen Wolke übersteigt die Masse der Sonne aufgrund ihrer Größe um das 100.000- bis 10.000.000-fache: von 50 bis 300 Lichtjahren im Durchmesser. Während die Wolke frei um das Zentrum ihrer Heimatgalaxie rotiert, passiert nichts. Aufgrund der Inhomogenität des Gravitationsfeldes kann es jedoch zu Störungen in diesem kommen, die zu lokalen Massenkonzentrationen führen. Solche Störungen führen zum gravitativen Kollaps der Wolke.
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Beim Kollaps zerfällt die Molekülwolke in Teile und es bilden sich immer kleinere Klumpen. Fragmente mit einer Masse von weniger als etwa 100 Sonnenmassen sind in der Lage, einen Stern zu bilden. In solchen Formationen erwärmt sich das Gas, während es sich aufgrund der Freisetzung potenzieller Gravitationsenergie zusammenzieht, und die Wolke wird zu einem Protostern, der sich in ein rotierendes kugelförmiges Objekt verwandelt. Sterne in den frühen Stadien ihrer Existenz sind normalerweise in einer dichten Staub- und Gaswolke verborgen. Diese sternbildenden Kokons sind oft als Silhouette vor der hellen Emission des umgebenden Gases zu erkennen. Solche Formationen werden Bok-Globuli genannt.
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Junge Sterne mit geringer Masse (bis zu drei Sonnenmassen), die sich der Hauptreihe nähern, sind vollständig konvektiv; Der Konvektionsprozess erfasst alle Bereiche der Sonne. Dabei handelt es sich im Wesentlichen um Protosterne, in deren Zentrum Kernreaktionen gerade erst beginnen und die gesamte Strahlung hauptsächlich aufgrund der Gravitationskompression auftritt. Während das hydrostatische Gleichgewicht noch nicht hergestellt ist, nimmt die Leuchtkraft des Sterns bei konstanter effektiver Temperatur ab.
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Ein sehr kleiner Teil der Protosterne erreicht keine ausreichenden Temperaturen für thermonukleare Fusionsreaktionen. Solche Sterne werden „Braune Zwerge“ genannt; ihre Masse überschreitet nicht ein Zehntel der Sonne. Solche Sterne sterben schnell und kühlen über mehrere hundert Millionen Jahre hinweg allmählich ab. In einigen der massereichsten Protosterne kann die Temperatur aufgrund der starken Kompression 10 Millionen K erreichen, was die Synthese von Helium aus Wasserstoff ermöglicht. Ein solcher Stern beginnt zu leuchten.
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Die Verbrennungsreaktion von Helium ist sehr temperaturempfindlich. Manchmal führt dies zu großer Instabilität. Es entstehen starke Pulsationen, die letztlich den äußeren Schichten ausreichend Beschleunigung verleihen, um abgeschleudert zu werden und sich in einen planetarischen Nebel zu verwandeln. Im Zentrum des Nebels verbleibt der nackte Kern des Sterns, in dem thermonukleare Reaktionen aufhören, und wenn er abkühlt, verwandelt er sich in einen Helium-Weißen Zwerg, der normalerweise eine Masse von bis zu 0,5–0,6 Sonnenmassen und einen Durchmesser von ca Größenordnung des Erddurchmessers.
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Wenn ein Stern eine durchschnittliche Größe (von 0,4 bis 3,4 Sonnenmassen) erreicht, die Phase des Roten Riesen, geht seinem Kern der Wasserstoff aus und die Reaktionen der Kohlenstoffsynthese aus Helium beginnen. Dieser Prozess findet bei höheren Temperaturen statt und daher nimmt der Energiefluss aus dem Kern zu, was dazu führt, dass sich die äußeren Schichten des Sterns auszudehnen beginnen. Der Beginn der Kohlenstoffsynthese markiert einen neuen Abschnitt im Leben eines Sterns und dauert einige Zeit. Bei einem sonnenähnlichen Stern kann dieser Prozess etwa eine Milliarde Jahre dauern.
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Junge Sterne mit einer Masse von mehr als 8 Sonnenmassen weisen bereits die Eigenschaften normaler Sterne auf, da sie alle Zwischenstadien durchlaufen haben und eine solche Geschwindigkeit an Kernreaktionen erreichen konnten, dass sie Energieverluste durch Strahlung während der Masse ausgleichen des hydrostatischen Kerns sammelt sich an. Bei diesen Sternen ist der Masse- und Leuchtkraftausfluss so groß, dass er den Kollaps der noch nicht zum Stern gewordenen äußeren Bereiche der Molekülwolke nicht nur stoppt, sondern im Gegenteil wegstößt. Somit ist die Masse des entstehenden Sterns deutlich geringer als die Masse der protostellaren Wolke. Dies erklärt höchstwahrscheinlich das Fehlen von Sternen mit mehr als etwa 300 Sonnenmassen in unserer Galaxie.
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Nachdem ein Stern mit einer Masse von mehr als dem Fünffachen der Sonne das Stadium des Roten Überriesen erreicht hat, beginnt sein Kern unter dem Einfluss der Schwerkraft zu schrumpfen. Mit zunehmender Kompression nehmen Temperatur und Dichte zu und eine neue Abfolge thermonuklearer Reaktionen beginnt. Bei solchen Reaktionen werden immer schwerere Elemente synthetisiert: Helium, Kohlenstoff, Sauerstoff, Silizium und Eisen, was den Zusammenbruch des Kerns vorübergehend eindämmt. Wenn schließlich immer schwerere Elemente des Periodensystems gebildet werden, wird Eisen-56 aus Silizium synthetisiert. In diesem Stadium wird eine weitere thermonukleare Fusion unmöglich, da der Eisen-56-Kern einen maximalen Massendefekt aufweist und die Bildung schwererer Kerne unter Energiefreisetzung unmöglich ist. Wenn daher der Eisenkern eines Sterns eine bestimmte Größe erreicht, kann der darin herrschende Druck der Schwerkraft der äußeren Schichten des Sterns nicht mehr standhalten, und es kommt zu einem sofortigen Kollaps des Kerns mit Neutronisierung seiner Materie.
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Der damit einhergehende Neutrinoausbruch löst eine Schockwelle aus. Starke Neutrinostrahlen und ein rotierendes Magnetfeld stoßen einen Großteil der angesammelten Materie des Sterns heraus – die sogenannten Keimelemente, darunter Eisen und leichtere Elemente. Die streuende Materie wird von aus dem Kern ausgestoßenen Neutronen bombardiert, die sie einfangen und dadurch eine Reihe von Elementen erzeugen, die schwerer als Eisen sind, einschließlich radioaktiver Elemente, bis hin zu Uran (und möglicherweise sogar Kalifornien). So erklären Supernova-Explosionen das Vorhandensein von Elementen, die schwerer als Eisen sind, in der interstellaren Materie, was jedoch nicht die einzig mögliche Form ihrer Entstehung ist, wie dies beispielsweise an Technetiumsternen gezeigt wird.
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Die Druckwelle und die Neutrino-Jets befördern Materie vom sterbenden Stern in den interstellaren Raum. Wenn dieses Supernova-Material anschließend abkühlt und sich durch den Weltraum bewegt, kann es mit anderem „Weltraumschrott“ kollidieren und möglicherweise an der Bildung neuer Sterne, Planeten oder Satelliten beteiligt sein. Die bei der Entstehung einer Supernova ablaufenden Prozesse werden noch untersucht, und bisher besteht zu diesem Thema keine Klarheit. Fraglich ist auch, was tatsächlich vom ursprünglichen Stern übrig geblieben ist. Allerdings werden zwei Optionen in Betracht gezogen: Neutronensterne und Schwarze Löcher.
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Der Krebsnebel ist ein gasförmiger Nebel im Sternbild Stier, der ein Supernova-Überrest und ein Plerion ist. Es war das erste astronomische Objekt, das mit einer historischen Supernova-Explosion identifiziert wurde, die von chinesischen und arabischen Astronomen im Jahr 1054 aufgezeichnet wurde. Der Nebel liegt etwa 6.500 Lichtjahre (2 kpc) von der Erde entfernt, hat einen Durchmesser von 11 Lichtjahren (3,4 pc) und dehnt sich mit einer Geschwindigkeit von etwa 1.500 Kilometern pro Sekunde aus. Im Zentrum des Nebels befindet sich ein Neutronenstern mit einem Durchmesser von 28 bis 30 km, der Strahlungsimpulse von Gammastrahlen bis hin zu Radiowellen aussendet. Mit Röntgen- und Gammastrahlungsemissionen über 30 keV ist dieser Pulsar die stärkste dauerhafte Quelle dieser Strahlung in unserer Galaxie.
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Am Sternenhimmel gibt es neben Sternen auch Wolken, die aus Gas- und Staubpartikeln (Wasserstoff) bestehen. Einige von ihnen sind so dicht, dass sie unter dem Einfluss der Schwerkraft zu schrumpfen beginnen. Wenn das Gas komprimiert wird, erwärmt es sich und beginnt, Infrarotstrahlen auszusenden. In diesem Stadium wird der Stern als PROTOSTAR bezeichnet. Wenn die Temperatur im Inneren des Protosterns 10 Millionen Grad erreicht, beginnt die thermonukleare Reaktion der Umwandlung von Wasserstoff in Helium und der Protostern verwandelt sich in einen gewöhnlichen Stern, der Licht ausstrahlt. Mittelgroße Sterne wie die Sonne haben eine durchschnittliche Lebensdauer von 10 Milliarden Jahren. Es wird angenommen, dass sich die Sonne immer noch auf ihr befindet, da sie sich in der Mitte ihres Lebenszyklus befindet.
Der gesamte Wasserstoff wird während einer thermonuklearen Reaktion in Helium umgewandelt und bildet eine Heliumschicht. Wenn die Temperatur in der Heliumschicht weniger als 100 Millionen Kelvin beträgt, findet keine weitere thermonukleare Reaktion zur Umwandlung von Heliumkernen in Stickstoff- und Kohlenstoffkerne statt; die thermonukleare Reaktion findet nicht im Zentrum des Sterns statt, sondern nur in der angrenzenden Wasserstoffschicht die Heliumschicht, während die Temperatur im Inneren des Sterns allmählich ansteigt. Wenn die Temperatur 100 Millionen Kelvin erreicht, beginnt im Heliumkern eine thermonukleare Reaktion, bei der sich Heliumkerne in Kerne aus Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff verwandeln. Die Leuchtkraft und Größe des Sterns nehmen zu und ein gewöhnlicher Stern wird zu einem Roten Riesen oder Überriesen. Die zirkumstellare Hülle von Sternen, deren Masse nicht mehr als 1,2 Sonnenmassen beträgt, dehnt sich allmählich aus und löst sich schließlich vom Kern, und der Stern verwandelt sich in einen Weißen Zwerg, der allmählich abkühlt und verblasst. Wenn die Masse eines Sterns etwa doppelt so groß ist wie die Masse der Sonne, werden solche Sterne am Ende ihres Lebens instabil, explodieren, werden zu Supernovae und verwandeln sich dann in Neutronensterne oder ein Schwarzes Loch.
Am Ende seines Lebens verwandelt sich der Rote Riese in einen Weißen Zwerg. Ein Weißer Zwerg ist der superdichte Kern eines Roten Riesen, bestehend aus Helium, Stickstoff, Sauerstoff, Kohlenstoff und Eisen. Der Weiße Zwerg ist stark komprimiert. Sein Radius beträgt etwa 5000 km, das heißt, er ist etwa so groß wie unsere Erde. Darüber hinaus beträgt seine Dichte etwa 4 × 10 6 g/cm 3, das heißt, ein solcher Stoff wiegt vier Millionen mehr als Wasser auf der Erde. Die Temperatur an seiner Oberfläche beträgt 10.000 K. Der Weiße Zwerg kühlt sehr langsam ab und bleibt bis zum Ende der Welt bestehen.
Eine Supernova ist ein Stern am Ende seiner Entwicklung durch einen Gravitationskollaps. Die Entstehung einer Supernova beendet die Existenz von Sternen mit einer Masse über 8-10 Sonnenmassen. An der Stelle einer riesigen Supernova-Explosion bleibt ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch zurück, und um diese Objekte herum werden seit einiger Zeit die Überreste der Hüllen des explodierten Sterns beobachtet. Eine Supernova-Explosion in unserer Galaxie ist ein eher seltenes Phänomen. Im Durchschnitt geschieht dies ein- oder zweimal alle hundert Jahre, daher ist es sehr schwierig, den Moment einzufangen, in dem ein Stern Energie in den Weltraum abgibt und in dieser Sekunde wie Milliarden von Sternen aufflammt.
Die extremen Kräfte, die bei der Entstehung eines Neutronensterns entstehen, komprimieren die Atome so stark, dass sich die in die Kerne gequetschten Elektronen mit Protonen zu Neutronen verbinden. Auf diese Weise entsteht ein Stern, der fast ausschließlich aus Neutronen besteht. Die superdichte Kernflüssigkeit würde, wenn sie auf die Erde gebracht würde, wie eine Atombombe explodieren, aber in einem Neutronenstern ist sie aufgrund des enormen Gravitationsdrucks stabil. In den äußeren Schichten eines Neutronensterns (wie übrigens aller Sterne) sinken jedoch Druck und Temperatur und es bildet sich eine feste, etwa einen Kilometer dicke Kruste. Es wird angenommen, dass es hauptsächlich aus Eisenkernen besteht.
Schwarze Löcher Wenn ein Stern mit einer Masse von mehr als etwa 30 Sonnenmassen in einer Supernova-Explosion stirbt, zerstreut sich nach unserem derzeitigen Verständnis der Sternentwicklung seine äußere Hülle, und die inneren Schichten kollabieren schnell zum Zentrum hin und bilden ein Schwarzes Loch der Ort des Sterns, der seine Treibstoffreserven aufgebraucht hat. Ein im interstellaren Raum isoliertes Schwarzes Loch dieses Ursprungs ist nahezu unmöglich zu entdecken, da es sich in einem verdünnten Vakuum befindet und sich in keiner Weise durch Gravitationswechselwirkungen manifestiert. Wenn ein solches Loch jedoch Teil eines Doppelsternsystems wäre (zwei heiße Sterne, die um ihren Massenschwerpunkt kreisen), übt das Schwarze Loch immer noch einen gravitativen Einfluss auf die Sternpaarentwicklung in einem Doppelsternsystem mit einem Schwarzen Loch aus , Materie ist „lebendig“ „Die Sterne werden unweigerlich in Richtung des Schwarzen Lochs „fließen“. Wenn man sich der fatalen Grenze nähert, wird die in den Trichter des Schwarzen Lochs gesaugte Materie aufgrund der zunehmenden Häufigkeit von Kollisionen zwischen den vom Loch absorbierten Teilchen zwangsläufig dichter und erhitzt, bis sie sich auf die Strahlungsenergien von Wellen im X erwärmt -Strahlenreichweite. Astronomen können die Periodizität von Intensitätsänderungen dieser Art von Röntgenstrahlung messen und durch Vergleich mit anderen verfügbaren Daten die ungefähre Masse des Objekts berechnen, das Materie zu sich „zieht“. Wenn die Masse eines Objekts die Chandrasekhar-Grenze (1,4 Sonnenmassen) überschreitet, kann dieses Objekt kein Weißer Zwerg sein, zu dem unser Stern zwangsläufig entarten wird. Bei den meisten identifizierten Beobachtungen solcher Röntgendoppelsterne handelt es sich bei dem massereichen Objekt um einen Neutronenstern. Allerdings gab es bereits mehr als ein Dutzend Fälle, in denen die einzige vernünftige Erklärung das Vorhandensein eines Schwarzen Lochs in einem Doppelsternsystem ist
Bei thermonuklearen Reaktionen, die fast während seines gesamten Lebens in den Tiefen eines Sterns ablaufen, wird Wasserstoff in Helium umgewandelt. Nachdem ein erheblicher Teil des Wasserstoffs in Helium umgewandelt wurde, steigt die Temperatur in seinem Zentrum. Wenn die Temperatur auf etwa 200 ppm ansteigt, wird Helium zu einem Kernbrennstoff, der sich dann in Sauerstoff und Neon umwandelt. Die Temperatur im Zentrum des Sterns steigt allmählich auf 300 Millionen K an. Aber selbst bei so hohen Temperaturen sind Sauerstoff und Neon recht stabil und gehen keine Kernreaktionen ein. Doch nach einiger Zeit verdoppelt sich die Temperatur, jetzt beträgt sie 600 Millionen K. Und dann wird Neon zu Kernbrennstoff, der sich im Verlauf von Reaktionen in Magnesium und Silizium verwandelt. Die Bildung von Magnesium geht mit der Freisetzung freier Neutronen einher. Freie Neutronen, die mit diesen Metallen reagieren, erzeugen Atome schwererer Metalle – bis hin zu Uran – dem schwersten aller natürlichen Elemente.
Aber jetzt ist das gesamte Neon im Kern aufgebraucht. Der Kern beginnt sich zusammenzuziehen, und die Kompression geht wiederum mit einem Temperaturanstieg einher. Die nächste Stufe beginnt, wenn sich jeweils zwei Sauerstoffatome zu einem Siliziumatom und einem Heliumatom verbinden. Siliziumatome verbinden sich paarweise zu Nickelatomen, die sich bald in Eisenatome verwandeln. An Kernreaktionen, die mit der Entstehung neuer chemischer Elemente einhergehen, sind nicht nur Neutronen, sondern auch Protonen und Heliumatome beteiligt. Es kommen Elemente wie Schwefel, Aluminium, Kalzium, Argon, Phosphor, Chlor und Kalium vor. Bei Temperaturen von 2-5 Milliarden K entstehen Titan, Vanadium, Chrom, Eisen, Kobalt, Zink usw. Von all diesen Elementen ist Eisen jedoch am stärksten vertreten.
Mit seiner inneren Struktur ähnelt der Stern nun einer Zwiebel, deren jede Schicht hauptsächlich mit einem Element gefüllt ist. Durch die Bildung von Eisen steht der Stern vor einer dramatischen Explosion. Kernreaktionen im Eisenkern eines Sterns führen zur Umwandlung von Protonen in Neutronen. In diesem Fall werden Neutrinoströme emittiert, die einen erheblichen Teil der Energie des Sterns in den Weltraum transportieren. Wenn die Temperatur im Kern des Sterns hoch ist, können diese Energieverluste schwerwiegende Folgen haben, da sie zu einer Verringerung des Strahlungsdrucks führen, der zur Aufrechterhaltung der Stabilität des Sterns erforderlich ist. Und als Folge davon kommen erneut Gravitationskräfte ins Spiel, die dem Stern die nötige Energie liefern sollen. Gravitationskräfte komprimieren den Stern immer schneller und füllen die vom Neutrino mitgerissene Energie wieder auf.
Nach wie vor geht mit der Kompression des Sterns ein Temperaturanstieg einher, der schließlich 4-5 Milliarden K erreicht. Jetzt entwickeln sich die Ereignisse etwas anders. Der aus Elementen der Eisengruppe bestehende Kern erfährt gravierende Veränderungen: Die Elemente dieser Gruppe reagieren nicht mehr zu schwereren Elementen, sondern zerfallen in Helium und emittieren einen kolossalen Neutronenfluss. Die meisten dieser Neutronen werden von der Materie in den äußeren Schichten des Sterns eingefangen und sind an der Entstehung schwerer Elemente beteiligt. In diesem Stadium erreicht der Stern einen kritischen Zustand. Bei der Entstehung schwerer chemischer Elemente wurde durch die Fusion leichter Kerne Energie freigesetzt. So hat der Stern im Laufe von Hunderten von Millionen Jahren große Mengen davon freigesetzt. Nun zerfallen die Endprodukte der Kernreaktionen wieder und bilden Helium: Der Stern ist gezwungen, die zuvor verlorene Energie wieder aufzufüllen
Betelgeuse (aus dem Arabischen: „Haus der Zwillinge“), der rote Überriese im Sternbild Orion, bereitet sich auf die Explosion vor. Einer der größten Sterne, die Astronomen kennen. Wenn es anstelle der Sonne platziert würde, würde es bei minimaler Größe die Umlaufbahn des Mars ausfüllen und bei maximaler Größe die Umlaufbahn des Jupiter erreichen. Das Volumen von Beteigeuze ist fast 160 Millionen Mal so groß wie das der Sonne. Und es ist eines der hellsten – seine Leuchtkraft ist um ein Vielfaches größer als die der Sonne. Sein Alter beträgt nach kosmischen Maßstäben nur etwa 10 Millionen Jahre, und dieser glühende Riesenraum „Tschernobyl“ steht bereits kurz vor der Explosion. Der Rote Riese hat bereits begonnen, sich zu quälen und an Größe zu verlieren. Während der Beobachtung von 1993 bis 2009 verringerte sich der Durchmesser des Sterns um 15 % und jetzt schrumpft er einfach vor unseren Augen. NASA-Astronomen versprechen, dass die monströse Explosion die Helligkeit des Sterns um das Tausendfache erhöhen wird. Aber aufgrund der großen Entfernung von Lichtjahren von uns wird die Katastrophe keinerlei Auswirkungen auf unseren Planeten haben. Das Ergebnis der Explosion wird die Bildung einer Supernova sein.
Wie wird dieses seltene Ereignis vom Boden aus aussehen? Plötzlich wird ein sehr heller Stern am Himmel aufleuchten. Eine solche Weltraumshow wird etwa sechs Wochen dauern, was bedeutet, dass der Rest der Menschen mehr als eineinhalb Monate lang „weiße Nächte“ in bestimmten Teilen des Planeten genießen wird zwei oder drei zusätzliche Stunden Tageslicht und das erstaunliche Schauspiel eines explodierenden Sterns in der Nacht. Zwei bis drei Wochen nach der Explosion beginnt der Stern zu verblassen und verwandelt sich nach einigen Jahren für einen irdischen Beobachter schließlich in einen Krebsnebel. Nun, die Wellen geladener Teilchen werden nach der Explosion in einigen Jahrhunderten die Erde erreichen und die Bewohner der Erde werden eine kleine (4-5 Größenordnungen weniger als tödliche) Dosis ionisierender Strahlung erhalten. Aber es besteht auf keinen Fall Grund zur Sorge – wie Wissenschaftler sagen, besteht keine Gefahr für die Erde und ihre Bewohner, aber ein solches Ereignis ist an sich einzigartig – der letzte Beweis für die Beobachtung einer Supernova-Explosion auf der Erde stammt aus dem Jahr 1054.
