Wie entwickeln sich Sterne? Die Entwicklung der Sterne aus der Sicht der exakten Wissenschaft und der Relativitätstheorie

Sterne können wie Menschen neugeboren, jung und alt sein. Jeden Moment sterben einige Sterne und andere entstehen. Normalerweise ähneln die jüngsten von ihnen der Sonne. Sie befinden sich im Entstehungsstadium und sind eigentlich Protosterne. Astronomen nennen sie nach ihrem Prototyp T-Taurus-Sterne. Hinsichtlich ihrer Eigenschaften – zum Beispiel der Leuchtkraft – sind Protosterne variabel, da ihre Existenz noch nicht in eine stabile Phase eingetreten ist. Viele von ihnen sind von großen Mengen an Materie umgeben. Von T-Typ-Sternen gehen starke Windströmungen aus.

Protosterne: der Beginn ihres Lebenszyklus

Wenn Materie auf die Oberfläche eines Protosterns fällt, verbrennt sie schnell und wandelt sich in Wärme um. Infolgedessen steigt die Temperatur von Protosternen ständig an. Wenn es so hoch steigt, dass Sterne in der Mitte abgefeuert werden Kernreaktionen, erhält der Protostern den Status eines gewöhnlichen Sterns. Mit Beginn der Kernreaktionen verfügt der Stern über eine konstante Energiequelle, die sein Leben für lange Zeit unterstützt. Wie lange der Lebenszyklus eines Sterns im Universum dauern wird, hängt von seiner ursprünglichen Größe ab. Es wird jedoch angenommen, dass Sterne mit dem Durchmesser der Sonne über genügend Energie verfügen, um bequem etwa 10 Milliarden Jahre lang zu existieren. Trotzdem kommt es auch vor, dass selbst massereichere Sterne nur wenige Millionen Jahre alt werden. Dies liegt daran, dass sie ihren Kraftstoff viel schneller verbrennen.

Normalgroße Sterne

Jeder der Sterne ist ein Klumpen aus heißem Gas. In ihren Tiefen findet ständig der Prozess der Kernenergieerzeugung statt. Allerdings sind nicht alle Sterne wie die Sonne. Einer der Hauptunterschiede ist die Farbe. Sterne sind nicht nur gelb, sondern auch bläulich und rötlich.

Helligkeit und Leuchtkraft

Sie unterscheiden sich auch in Eigenschaften wie Glanz und Helligkeit. Wie hell ein von der Erdoberfläche aus beobachteter Stern sein wird, hängt nicht nur von seiner Leuchtkraft ab, sondern auch von seiner Entfernung von unserem Planeten. Aufgrund ihrer Entfernung von der Erde können Sterne völlig unterschiedliche Helligkeiten haben. Dieser Indikator reicht von einem Zehntausendstel der Helligkeit der Sonne bis zu einer Helligkeit, die mit mehr als einer Million Sonnen vergleichbar ist.

Die meisten Sterne befinden sich am unteren Ende dieses Spektrums und sind dunkel. In vielerlei Hinsicht ist die Sonne ein durchschnittlicher, typischer Stern. Im Vergleich zu anderen hat es jedoch eine viel größere Helligkeit. Große Menge Auch mit bloßem Auge können schwache Sterne beobachtet werden. Der Grund dafür, dass die Helligkeit von Sternen variiert, ist ihre Masse. Farbe, Glanz und Helligkeitsveränderung im Laufe der Zeit werden durch die Menge der Substanz bestimmt.

Versuche, den Lebenszyklus von Sternen zu erklären

Menschen haben schon lange versucht, das Leben von Sternen aufzuspüren, doch die ersten Versuche der Wissenschaftler waren eher zaghaft. Der erste Fortschritt war die Anwendung des Lane-Gesetzes auf die Helmholtz-Kelvin-Hypothese der Gravitationskontraktion. Dies brachte ein neues Verständnis für die Astronomie: Theoretisch sollte die Temperatur eines Sterns ansteigen (sein Indikator ist umgekehrt proportional zum Radius des Sterns), bis eine Zunahme der Dichte die Kompressionsprozesse verlangsamt. Dann wird der Energieverbrauch höher sein als sein Einkommen. In diesem Moment beginnt der Stern schnell abzukühlen.

Hypothesen über das Leben der Sterne

Eine der ursprünglichen Hypothesen über den Lebenszyklus eines Sterns wurde vom Astronomen Norman Lockyer aufgestellt. Er glaubte, dass Sterne aus Meteoritenmaterie entstehen. Darüber hinaus basierten die Bestimmungen seiner Hypothese nicht nur auf theoretischen Schlussfolgerungen der Astronomie, sondern auch auf Daten aus der Spektralanalyse von Sternen. Lockyer war überzeugt, dass die chemischen Elemente, die an der Entwicklung von Himmelskörpern beteiligt sind, aus bestehen Elementarteilchen- „Protoelemente“. Im Gegensatz zu modernen Neutronen, Protonen und Elektronen haben sie keinen allgemeinen, sondern einen individuellen Charakter. Laut Lockyer zerfällt beispielsweise Wasserstoff in das, was man „Protowasserstoff“ nennt; Eisen wird zu „Proto-Eisen“. Auch andere Astronomen versuchten, den Lebenszyklus eines Sterns zu beschreiben, zum Beispiel James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.

Riesensterne und Zwergsterne

Größere Sterne sind die heißesten und hellsten. Sie haben normalerweise ein weißes oder bläuliches Aussehen. Obwohl sie gigantisch groß sind, verbrennt der Brennstoff in ihrem Inneren so schnell, dass ihnen dieser schon nach wenigen Millionen Jahren entzogen wird.

Sterne kleine Größen Im Gegensatz zu Riesen sind sie normalerweise nicht so hell. Sie haben eine rote Farbe und leben lange genug – Milliarden von Jahren. Aber unter den hellen Sternen am Himmel gibt es auch rote und orangefarbene. Ein Beispiel ist der Stern Aldebaran – das sogenannte „Auge des Stiers“ im Sternbild Stier; und auch im Sternbild Skorpion. Warum können diese kühlen Sterne in ihrer Helligkeit mit heißen Sternen wie Sirius konkurrieren?

Dies liegt daran, dass sie sich einst sehr stark ausdehnten und ihr Durchmesser begann, die riesigen roten Sterne (Überriesen) zu übertreffen. Die riesige Fläche ermöglicht es diesen Sternen, eine Größenordnung mehr Energie auszustrahlen als die Sonne. Dies trotz der Tatsache, dass ihre Temperatur viel niedriger ist. Beispielsweise ist der Durchmesser von Beteigeuze im Sternbild Orion mehrere Hundert Mal größer als der Durchmesser der Sonne. Und der Durchmesser gewöhnlicher roter Sterne beträgt normalerweise nicht einmal ein Zehntel der Größe der Sonne. Solche Sterne nennt man Zwerge. Jeder Himmelskörper kann solche Sternlebenszyklen durchlaufen – derselbe Stern kann in verschiedenen Phasen seines Lebens sowohl ein Roter Riese als auch ein Zwerg sein.

Leuchten wie die Sonne erhalten ihre Existenz in der Regel durch den im Inneren enthaltenen Wasserstoff. Es verwandelt sich im Kernkern des Sterns in Helium. Die Sonne verfügt über eine riesige Menge an Brennstoff, aber selbst diese ist nicht unendlich – in den letzten fünf Milliarden Jahren wurde die Hälfte des Vorrats aufgebraucht.

Lebenszeit der Sterne. Lebenszyklus von Sternen

Sobald der Wasserstoffvorrat im Inneren eines Sterns erschöpft ist, kommt es zu großen Veränderungen. Der verbleibende Wasserstoff beginnt nicht in seinem Kern, sondern an der Oberfläche zu verbrennen. Gleichzeitig verkürzt sich die Lebensdauer eines Sterns zunehmend. In diesem Zeitraum erreicht der Zyklus der Sterne, zumindest die meisten von ihnen, das Stadium des Roten Riesen. Die Größe des Sterns wird größer und seine Temperatur nimmt im Gegenteil ab. So sehen die meisten Roten Riesen und Überriesen aus. Dieser Prozess ist Teil der allgemeinen Abfolge von Veränderungen in Sternen, die Wissenschaftler Sternentwicklung nennen. Der Lebenszyklus eines Sterns umfasst alle seine Phasen: Letztendlich altern und sterben alle Sterne, und die Dauer ihrer Existenz wird direkt von der Menge an Treibstoff bestimmt. Große Stars beenden ihr Leben mit einer gewaltigen, spektakulären Explosion. Bescheidenere hingegen sterben und schrumpfen allmählich auf die Größe von Weißen Zwergen. Dann verschwinden sie einfach.

Wie lange lebt der durchschnittliche Stern? Lebenszyklus Ein Stern kann weniger als 1,5 Millionen Jahre bis zu einer Milliarde Jahre oder länger überleben. All dies hängt, wie gesagt, von seiner Zusammensetzung und Größe ab. Sterne wie die Sonne leben zwischen 10 und 16 Milliarden Jahren. Sehr helle Sterne wie Sirius haben eine relativ kurze Lebensdauer – nur einige hundert Millionen Jahre. Das Lebenszyklusdiagramm eines Sterns umfasst Nächste Schritte. Dies ist eine Molekülwolke – Gravitationskollaps der Wolke – die Geburt einer Supernova – die Entwicklung eines Protosterns – das Ende der protostellaren Phase. Folgen Sie dann den Stadien: Beginn des jungen Sternstadiums – Lebensmitte – Reife – Stadium des Roten Riesen – Planetarischer Nebel – Stadium des Weißen Zwergs. Die letzten beiden Phasen sind charakteristisch für kleine Sterne.

Die Natur planetarischer Nebel

Deshalb haben wir uns kurz den Lebenszyklus eines Sterns angesehen. Aber bei der Umwandlung von einem riesigen Roten Riesen in einen Weißen Zwerg werfen Sterne manchmal ihre äußeren Schichten ab und dann wird der Kern des Sterns freigelegt. Unter dem Einfluss der vom Stern abgestrahlten Energie beginnt die Gashülle zu leuchten. Diese Stufe erhielt ihren Namen aufgrund der Tatsache, dass leuchtende Gasblasen in dieser Hülle oft wie Scheiben um Planeten aussehen. Aber in Wirklichkeit haben sie nichts mit Planeten zu tun. Der Lebenszyklus von Sternen für Kinder umfasst möglicherweise nicht alle wissenschaftlichen Details. Man kann nur die Hauptphasen der Entwicklung der Himmelskörper beschreiben.

Sternhaufen

Astronomen lieben es zu erforschen. Es gibt eine Hypothese, dass alle Himmelskörper in Gruppen und nicht einzeln geboren werden. Da Sterne, die zum selben Sternhaufen gehören, ähnliche Eigenschaften haben, sind die Unterschiede zwischen ihnen tatsächlich und nicht auf die Entfernung zur Erde zurückzuführen. Welche Veränderungen auch immer an diesen Sternen auftreten, sie entstehen zur gleichen Zeit und unter gleichen Bedingungen. Besonders viele Erkenntnisse lassen sich durch die Untersuchung der Abhängigkeit ihrer Eigenschaften von der Masse gewinnen. Schließlich sind das Alter der Sterne in den Sternhaufen und ihre Entfernung von der Erde ungefähr gleich, sie unterscheiden sich also nur in diesem Indikator. Cluster werden nicht nur für professionelle Astronomen interessant sein – jeder Amateur wird gerne daran arbeiten schönes Foto, bewundern Sie sie exklusiv schöne Aussicht im Planetarium.

> Lebenszyklus eines Sterns

Beschreibung Leben und Tod der Sterne: Entwicklungsstadien mit Fotos, Molekülwolken, Protostern, T Tauri, Hauptreihe, Roter Riese, Weißer Zwerg.

Alles auf dieser Welt entwickelt sich weiter. Jeder Zyklus beginnt mit der Geburt, dem Wachstum und endet mit dem Tod. Natürlich haben Sterne diese Zyklen auf besondere Weise. Erinnern wir uns zumindest daran, dass ihr Zeitrahmen größer ist und in Millionen und Abermilliarden von Jahren gemessen wird. Darüber hinaus bringt ihr Tod gewisse Konsequenzen mit sich. Wie sieht es aus Lebenszyklus von Sternen?

Der erste Lebenszyklus eines Sterns: Molekülwolken

Beginnen wir mit der Geburt eines Stars. Stellen Sie sich eine riesige Wolke aus kaltem molekularem Gas vor, die ruhig und ohne Veränderungen im Universum existieren kann. Doch plötzlich explodiert unweit davon eine Supernova oder sie kollidiert mit einer anderen Wolke. Durch einen solchen Stoß wird der Zerstörungsprozess aktiviert. Es ist in kleine Teile unterteilt, die jeweils in sich zusammengezogen sind. Wie Sie bereits wissen, bereiten sich alle diese Gruppen darauf vor, Stars zu werden. Die Schwerkraft erhöht die Temperatur und der gespeicherte Impuls hält den Rotationsprozess aufrecht. Unteres Diagramm zeigt anschaulich den Kreislauf der Sterne (Leben, Entwicklungsstadien, Transformationsmöglichkeiten und Tod eines Himmelskörpers mit Fotos).

Zweiter Lebenszyklus eines Sterns: Protostern

Das Material verdichtet sich stärker, erwärmt sich und wird durch den Gravitationskollaps abgestoßen. Ein solches Objekt wird Protostern genannt, um den sich eine Scheibe aus Material bildet. Das Teil wird vom Objekt angezogen, wodurch seine Masse zunimmt. Die verbleibenden Trümmer gruppieren sich und bilden ein Planetensystem. Die weitere Entwicklung des Sterns hängt von der Masse ab.

Dritter Lebenszyklus eines Sterns: T Stier

Wenn Materie auf einen Stern trifft, wird eine enorme Energiemenge freigesetzt. Die neue Sternstufe wurde nach dem Prototyp T Tauri benannt. Das variabler Stern, 600 Lichtjahre entfernt (nahe).

Es kann eine große Helligkeit erreichen, weil das Material zerfällt und Energie freisetzt. Aber der zentrale Teil hat nicht genug Temperatur, um die Kernfusion zu unterstützen. Diese Phase dauert 100 Millionen Jahre.

Vierter Lebenszyklus eines Sterns:Hauptfolge

Zu einem bestimmten Zeitpunkt steigt die Temperatur des Himmelskörpers auf das erforderliche Niveau und aktiviert die Kernfusion. Alle Sterne machen das durch. Wasserstoff wandelt sich in Helium um und setzt dabei enorme Wärme und Energie frei.

Die Energie wird als Gammastrahlung freigesetzt, fällt aber aufgrund der langsamen Bewegung des Sterns mit derselben Wellenlänge ein. Licht wird verdrängt und gerät in Konflikt mit der Schwerkraft. Wir können davon ausgehen, dass hier ein ideales Gleichgewicht geschaffen wird.

Wie lange wird sie in der Hauptsequenz zu sehen sein? Sie müssen von der Masse des Sterns ausgehen. Rote Zwerge (die Hälfte der Sonnenmasse) können ihren Brennstoffvorrat für Hunderte von Milliarden (Billionen) Jahren verbrennen. Durchschnittliche Sterne (wie ) leben 10-15 Milliarden. Aber die größten sind Milliarden oder Millionen Jahre alt. Sehen Sie im Diagramm, wie die Entwicklung und der Tod von Sternen verschiedener Klassen aussehen.

Fünfter Lebenszyklus eines Sterns: roter Riese

Beim Schmelzvorgang geht Wasserstoff aus und Helium reichert sich an. Wenn überhaupt kein Wasserstoff mehr vorhanden ist, stoppen alle Kernreaktionen und der Stern beginnt aufgrund der Schwerkraft zu schrumpfen. Die Wasserstoffhülle um den Kern erhitzt sich und entzündet sich, wodurch das Objekt 1.000 bis 10.000 Mal größer wird. Irgendwann wird unsere Sonne dieses Schicksal wiederholen und in die Erdumlaufbahn vordringen.

Temperatur und Druck erreichen ihr Maximum und Helium verschmilzt zu Kohlenstoff. An diesem Punkt schrumpft der Stern und ist kein Roter Riese mehr. Mit größerer Masse verbrennt das Objekt andere schwere Elemente.

Sechster Lebenszyklus eines Sterns: weißer Zwerg

Ein Stern mit Sonnenmasse hat nicht genügend Gravitationsdruck, um den Kohlenstoff zu verschmelzen. Daher tritt der Tod mit dem Ende von Helium ein. Die äußeren Schichten werden herausgeschleudert und ein Weißer Zwerg erscheint. Am Anfang ist es heiß, aber nach Hunderten von Milliarden Jahren kühlt es ab.

Die Geburt von Sternen und ganzen Galaxien erfolgt dauerhaft, ebenso wie ihr Tod. Das Verschwinden eines Sterns gleicht das Erscheinen eines anderen aus, sodass es uns so vorkommt, als stünden ständig dieselben Leuchten am Himmel.

Sterne verdanken ihre Entstehung dem Prozess der Kompression der interstellaren Wolke, der durch einen starken Abfall des Gasdrucks verursacht wird. Abhängig von der Masse des komprimierten Gases ändert sich die Anzahl der entstehenden Sterne: Ist er klein, entsteht ein Stern, ist er groß, ist die Bildung eines ganzen Sternhaufens möglich.

Stadien der Entstehung eines Sterns

Hier ist es notwendig, zwei Hauptstufen zu unterscheiden – die schnelle und die langsame Kompression des Protosterns. Im ersten Fall Besonderheit ist die Schwerkraft: Die Materie des Protosterns erfährt einen nahezu freien Fall in Richtung seines Zentrums. In diesem Stadium bleibt die Temperatur des Gases unverändert, seine Dauer beträgt etwa 100.000 Jahre und während dieser Zeit nimmt die Größe des Protosterns sehr stark ab.

Und wenn in der ersten Phase ständig überschüssige Wärme entweicht, wird der Protostern dichter. Die Wärmeabfuhr erfolgt nicht mehr so ​​schnell, das Gas verdichtet sich weiter und erwärmt sich schnell. Die langsame Kompression des Protosterns dauert sogar noch länger – mehr als zehn Millionen Jahre. Bei Erreichen einer extrem hohen Temperatur (mehr als eine Million Grad) fordern thermonukleare Reaktionen ihren Tribut und führen zum Aufhören der Kompression. Danach entsteht aus dem Protostern ein neuer Stern.

Lebenszyklus eines Sterns

Sterne sind wie lebende Organismen: Sie werden geboren, erreichen ihren Höhepunkt ihrer Entwicklung und sterben dann. Große Veränderungen beginnen, wenn im zentralen Teil des Sterns kein Wasserstoff mehr vorhanden ist. Es beginnt bereits in der Hülle auszubrennen, nimmt allmählich an Größe zu und der Stern kann sich in einen Roten Riesen oder sogar einen Überriesen verwandeln.

Alle Sterne haben völlig unterschiedliche Lebenszyklen, alles hängt von ihrer Masse ab. Die, die es haben schweres Gewicht, leben länger und explodieren schließlich. Unsere Sonne ist kein massereicher Stern, daher steht Himmelskörpern dieser Art ein anderes Ende bevor: Sie verschwinden allmählich und werden zu einer dichten Struktur, die als Weißer Zwerg bezeichnet wird.

roter Riese

Sterne, deren Wasserstoffvorrat aufgebraucht ist, können kolossale Größen erreichen. Solche Leuchten werden Rote Riesen genannt. Sie zeichnen sich neben ihrer Größe vor allem durch ihre ausgedehnte Atmosphäre und ihre sehr angenehme Atmosphäre aus niedrige Temperatur Oberflächen. Untersuchungen haben gezeigt, dass nicht alle Sterne dieses Entwicklungsstadium durchlaufen. Nur Sterne mit erheblicher Masse werden zu Roten Riesen.

Die auffälligsten Vertreter sind Arcturus und Antare, deren sichtbare Schichten eine relativ niedrige Temperatur aufweisen und deren entladene Hülle eine beträchtliche Ausdehnung aufweist. Im Inneren der Körper findet ein Entzündungsprozess von Helium statt, der durch das Fehlen starker Schwankungen der Leuchtkraft gekennzeichnet ist.

weißer Zwerg

Kleine Sterne in Größe und Masse verwandeln sich in Weiße Zwerge. Ihre Dichte ist extrem hoch (etwa eine Million Mal höher als die Dichte von Wasser), weshalb die Substanz des Sterns in einen Zustand übergeht, der „entartetes Gas“ genannt wird. Im Inneren des Weißen Zwergs werden keine thermonuklearen Reaktionen beobachtet, und nur die Tatsache der Abkühlung gibt ihm Licht. Die Größe des Sterns ist in diesem Zustand extrem klein. Beispielsweise haben viele Weiße Zwerge eine ähnliche Größe wie die Erde.

Wenn man den klaren Nachthimmel abseits der Stadtlichter betrachtet, erkennt man leicht, dass das Universum voller Sterne ist. Wie hat die Natur es geschafft, eine Vielzahl dieser Objekte zu erschaffen? Schätzungen zufolge allerdings erst in Milchstraße etwa 100 Milliarden Sterne. Darüber hinaus werden auch heute noch Sterne geboren, 10 bis 20 Milliarden Jahre nach der Entstehung des Universums. Wie entstehen Sterne? Welche Veränderungen durchläuft ein Stern, bevor er einen stabilen Zustand wie unsere Sonne erreicht?

Aus physikalischer Sicht ist ein Stern eine Gaskugel

Aus physikalischer Sicht handelt es sich um eine Gaskugel. Die Hitze und der Druck, die bei Kernreaktionen entstehen – vor allem bei der Fusion von Helium und Wasserstoff – verhindern, dass der Stern unter seiner eigenen Schwerkraft kollabiert. Das Leben ist relativ einfaches Objekt erfolgt nach einem ganz bestimmten Szenario. Zuerst wird ein Stern aus einer diffusen Wolke interstellaren Gases geboren Es braucht viel Zeit Weltuntergang Aber am Ende, wenn alles Kernbrennstoff wird erschöpft sein, es wird sich in einen schwach leuchtenden Weißen Zwerg verwandeln, Neutronenstern oder ein schwarzes Loch.

Diese Beschreibung könnte den Eindruck erwecken, dass Detaillierte Analyse Die Entstehung und die frühen Stadien der Sternentwicklung dürften keine nennenswerten Schwierigkeiten bereiten. Aber das Zusammenspiel von Schwerkraft und thermischem Druck führt dazu, dass sich Sterne auf unvorhersehbare Weise verhalten.
Betrachten Sie zum Beispiel die Entwicklung der Leuchtkraft, also die Änderung der Energiemenge, die von der Sternoberfläche pro Zeiteinheit emittiert wird. Die Innentemperatur des jungen Sterns ist zu niedrig, als dass Wasserstoffatome miteinander verschmelzen könnten, daher muss seine Leuchtkraft relativ gering sein. Sie kann zunehmen, wenn Kernreaktionen beginnen, und erst dann allmählich sinken. Tatsächlich ist der sehr junge Stern extrem hell. Seine Leuchtkraft nimmt mit zunehmendem Alter ab und erreicht bei der Wasserstoffverbrennung ein vorübergehendes Minimum.

In den frühen Stadien der Evolution laufen in Sternen verschiedene physikalische Prozesse ab.

An frühe Stufen Während sich Sterne entwickeln, laufen eine Vielzahl physikalischer Prozesse ab, von denen einige noch wenig verstanden sind. Erst in den letzten zwei Jahrzehnten haben Astronomen damit begonnen, auf der Grundlage von Fortschritten in Theorie und Beobachtungen ein detailliertes Bild der Sternentwicklung zu erstellen.
Sterne entstehen aus großen, unbeobachteten Sternen. sichtbares Licht Wolken in den Scheiben von Spiralgalaxien. Astronomen nennen diese Objekte riesige Molekülkomplexe. Der Begriff „molekular“ spiegelt die Tatsache wider, dass das Gas in den Komplexen hauptsächlich aus Wasserstoff in molekularer Form besteht. Solche Wolken sind die größten Formationen in der Galaxie und erreichen manchmal eine Größe von mehr als 300 Lichtjahren. Jahre im Durchmesser.

Bei näherer Analyse der Entwicklung des Sterns

Eine genauere Analyse zeigt, dass Sterne aus einzelnen Kondensationen – kompakten Zonen – in einer riesigen Molekülwolke entstehen. Astronomen haben die Eigenschaften kompakter Zonen mit großen Radioteleskopen untersucht, den einzigen Instrumenten, die schwache Millimowolken erkennen können. Aus Beobachtungen dieser Strahlung folgt, dass eine typische kompakte Zone einen Durchmesser von mehreren Lichtmonaten, eine Dichte von 30.000 Wasserstoffmolekülen pro cm² und eine Temperatur von 10 Kelvin hat.
Basierend auf diesen Werten wurde der Schluss gezogen, dass der Gasdruck in den kompakten Zonen so groß ist, dass er einer Kompression unter dem Einfluss der Eigengravitationskräfte standhalten kann.

Damit sich ein Stern bilden kann, muss die kompakte Zone daher aus einem instabilen Zustand heraus komprimiert werden, und zwar so, dass die Gravitationskräfte den inneren Gasdruck übersteigen.
Es ist noch nicht klar, wie kompakte Zonen aus der ursprünglichen Molekülwolke kondensieren und einen solch instabilen Zustand erreichen. Dennoch hatten Astrophysiker bereits vor der Entdeckung kompakter Zonen die Möglichkeit, den Prozess der Sternentstehung zu simulieren. Bereits in den 1960er Jahren ermittelten Theoretiker mithilfe von Computersimulationen, wie instabile Wolken kollabieren.
Obwohl für die theoretischen Berechnungen ein breites Spektrum an Anfangsbedingungen verwendet wurde, waren die erzielten Ergebnisse konsistent: Eine zu instabile Wolke zieht sich zuerst zusammen Innenteil, das heißt, die Substanz im Zentrum unterliegt zunächst dem freien Fall, während die Randbereiche stabil bleiben. Allmählich breitet sich der Kompressionsbereich nach außen aus und bedeckt die gesamte Wolke.

Tief in den Tiefen der kontrahierenden Region beginnt die Entwicklung der Sterne

Tief in den Tiefen der kontrahierenden Region beginnt die Sternentstehung. Der Durchmesser des Sterns beträgt nur eine Lichtsekunde, also ein Millionstel des Durchmessers der kompakten Zone. Bei solch relativ kleinen Größen ist das Gesamtbild der Wolkenkompression nicht von Bedeutung, und die Hauptrolle spielt hier die Geschwindigkeit der Materie, die auf den Stern fällt

Die Geschwindigkeit, mit der Materie fällt, kann variieren, hängt jedoch direkt von der Temperatur der Wolke ab. Je höher die Temperatur, desto höher die Geschwindigkeit. Berechnungen zeigen, dass sich im Zentrum einer kollabierenden kompakten Zone über einen Zeitraum von 100.000 bis 1 Million Jahren eine Masse ansammeln kann, die der Masse der Sonne entspricht. Ein Körper, der sich im Zentrum einer kollabierenden Wolke bildet, wird Protostern genannt. Mithilfe von Computersimulationen haben Astronomen ein Modell entwickelt, das die Struktur des Protosterns beschreibt.
Es stellte sich heraus, dass das fallende Gas mit sehr hoher Geschwindigkeit auf die Oberfläche des Protosterns trifft. Dadurch entsteht eine starke Stoßfront (ein scharfer Übergang zu einer sehr starken Stoßfront). Bluthochdruck). Innerhalb der Stoßfront erwärmt sich das Gas auf fast 1 Million Kelvin, kühlt dann während der Strahlung an der Oberfläche schnell auf etwa 10.000 K ab und bildet Schicht für Schicht einen Protostern.

Das Vorhandensein einer Schockfront erklärt die hohe Helligkeit junger Sterne

Das Vorhandensein einer Schockfront erklärt die hohe Helligkeit junger Sterne. Wenn die Masse des Protozoens einer Sonnenmasse entspricht, kann seine Leuchtkraft die Sonnenmasse um das Zehnfache übertreffen. Sie wird jedoch nicht wie bei gewöhnlichen Sternen durch thermonukleare Fusionsreaktionen verursacht, sondern durch die im Gravitationsfeld aufgenommene kinetische Energie der Materie.
Protosterne können beobachtet werden, jedoch nicht mit herkömmlichen optischen Teleskopen.
Alles interstellare Gas, einschließlich des Gases, aus dem Sterne entstehen, enthält „Staub“ – eine Mischung aus festen Partikeln mit einer Größe im Submikronbereich. Auf seinem Weg trifft die Strahlung der Stoßfront aufeinander große Nummer Diese Teilchen fallen zusammen mit dem Gas auf die Oberfläche des Protosterns.
Kalte Staubpartikel absorbieren von der Schockfront emittierte Photonen und emittieren sie bei längeren Wellenlängen wieder. Diese langwellige Strahlung wird wiederum absorbiert und dann von noch weiter entferntem Staub wieder abgestrahlt. Während sich ein Photon seinen Weg durch Staub- und Gaswolken bahnt, beträgt seine Wellenlänge daher am Ende Infrarotbereich elektromagnetisches Spektrum. Doch nur wenige Lichtstunden vom Protostern entfernt wird die Wellenlänge des Photons zu lang, als dass der Staub es absorbieren könnte, und es kann schließlich ungehindert zu den infrarotempfindlichen Teleskopen der Erde strömen.
Trotz der umfangreichen Fähigkeiten moderner Detektoren können Astronomen nicht behaupten, dass Teleskope tatsächlich die Strahlung von Protosternen aufzeichnen. Offenbar sind sie tief in den Tiefen kompakter Zonen verborgen, die im Funkbereich registriert sind. Die Unsicherheit bei der Erkennung ergibt sich aus der Tatsache, dass Detektoren einen Protostern nicht von älteren Sternen unterscheiden können, die in Gas und Staub eingebettet sind.
Für eine zuverlässige Identifizierung muss ein Infrarot- oder Radioteleskop die Doppler-Verschiebung der spektralen Emissionslinien des Protosterns erfassen. Doppler-Verschiebung würde sich zeigen wahre Bewegung Gas fällt auf seine Oberfläche.
Sobald die Masse des Protosterns durch den Fall der Materie mehrere Zehntel der Sonnenmasse erreicht, reicht die Temperatur im Zentrum für den Beginn thermonuklearer Fusionsreaktionen aus. Allerdings unterscheiden sich thermonukleare Reaktionen in Protosternen grundlegend von Reaktionen in Sternen mittleren Alters. Die Energiequelle für solche Sterne sind die thermonuklearen Fusionsreaktionen von Helium aus Wasserstoff.

Wasserstoff ist das am häufigsten vorkommende chemische Element im Universum

Wasserstoff ist am häufigsten Chemisches Element im Universum. Bei der Geburt des Universums ( Urknall) Dieses Element wurde in seiner Normalform mit einem Kern gebildet, der aus einem Proton bestand. Aber zwei von 100.000 Kernen sind Deuteriumkerne, bestehend aus einem Proton und einem Neutron. Dieses Wasserstoffisotop kommt in der Neuzeit im interstellaren Gas vor, von dem aus es in die Sterne gelangt.
Es ist bemerkenswert, dass diese winzige Verunreinigung eine dominierende Rolle im Leben von Protosternen spielt. Für die Reaktionen von gewöhnlichem Wasserstoff, die bei 10 Millionen Kelvin ablaufen, reicht die Temperatur in ihrer Tiefe nicht aus. Doch durch die Gravitationskompression kann die Temperatur im Zentrum eines Protosterns leicht 1 Million Kelvin erreichen, wenn die Verschmelzung von Deuteriumkernen beginnt, die ebenfalls kolossale Energie freisetzt.

Die Opazität der protostellaren Materie ist zu groß

Die Opazität der protostellaren Materie ist zu groß, als dass diese Energie durch Strahlungsübertragung übertragen werden könnte. Dadurch wird der Stern konvektiv instabil: Durch „Kernfeuer“ erhitzte Gasblasen schweben an die Oberfläche. Diese Aufwärtsströme werden durch Abwärtsströme kalten Gases zur Mitte hin ausgeglichen. Ähnliche konvektive Bewegungen, jedoch in viel kleinerem Maßstab, finden in einem Raum mit Dampfheizung statt. In einem Protostern transportieren konvektive Wirbel Deuterium von der Oberfläche in sein Inneres. Auf diese Weise gelangt der für thermonukleare Reaktionen benötigte Treibstoff in den Kern des Sterns.
Trotz der sehr geringen Konzentration an Deuteriumkernen hat die bei ihrer Fusion freigesetzte Wärme einen starken Einfluss auf den Protostern. Die Hauptfolge von Deuterium-Verbrennungsreaktionen ist das „Anschwellen“ des Protosterns. Aufgrund der effektiven Wärmeübertragung durch Konvektion infolge der „Verbrennung“ von Deuterium nimmt die Größe des Protosterns zu, die von seiner Masse abhängt. Ein Protostern mit einer Sonnenmasse hat einen Radius von fünf Sonnenmassen. Mit einer Masse von drei Solaren bläst sich der Protostern auf einen Radius von 10 Solaren auf.
Die Masse einer typischen kompakten Zone ist größer als die Masse des Sterns, den sie erzeugt. Daher muss es einen Mechanismus geben, der überschüssige Masse entfernt und den Fall der Materie stoppt. Die meisten Astronomen sind davon überzeugt, dass dafür ein starker Sternwind verantwortlich ist, der von der Oberfläche des Protosterns entweicht. Der Sternwind bläst das fallende Gas in die entgegengesetzte Richtung und zerstreut schließlich die kompakte Zone.

Idee für einen stellaren Wind

Die „Idee des Sternwinds“ ergibt sich nicht aus theoretischen Berechnungen. Und überraschte Theoretiker erhielten Beweise für dieses Phänomen: Beobachtungen von molekularen Gasströmen, die sich von dort aus bewegen Infrarotquellen Strahlung. Diese Strömungen sind mit dem protostellaren Wind verbunden. Sein Ursprung ist eines der tiefsten Geheimnisse junger Sterne.
Wenn sich die kompakte Zone auflöst, wird ein Objekt freigelegt, das im optischen Bereich beobachtet werden kann – ein junger Stern. Wie ein Protostern verfügt er über eine hohe Leuchtkraft, die eher durch die Schwerkraft als durch die Kernfusion bestimmt wird. Der Druck im Inneren eines Sterns verhindert einen katastrophalen Gravitationskollaps. Die für diesen Druck verantwortliche Wärme wird jedoch von der Sternoberfläche abgestrahlt, sodass der Stern sehr hell leuchtet und sich langsam zusammenzieht.
Während es sich zusammenzieht, steigt seine Innentemperatur allmählich an und erreicht schließlich 10 Millionen Kelvin. Dann beginnen die Fusionsreaktionen von Wasserstoffkernen zur Bildung von Helium. Die erzeugte Wärme erzeugt einen Druck, der eine Kompression verhindert, und der Stern wird lange leuchten, bis der Kernbrennstoff in seinen Tiefen aufgebraucht ist.
Unsere Sonne, ein typischer Stern, brauchte etwa 30 Millionen Jahre, um von protostellarer Größe auf moderne Größe zu schrumpfen. Dank der bei thermonuklearen Reaktionen freigesetzten Wärme hat es diese Abmessungen etwa 5 Milliarden Jahre lang beibehalten.
So werden Sterne geboren. Doch trotz dieser offensichtlichen Erfolge der Wissenschaftler, die es uns ermöglichten, eines der vielen Geheimnisse des Universums zu lüften, sind viele weitere bekannte Eigenschaften junger Sterne noch nicht vollständig verstanden. Dies bezieht sich auf ihre unregelmäßige Variabilität, den kolossalen Sternwind und die unerwarteten hellen Fackeln. Auf diese Fragen gibt es noch keine sicheren Antworten. Aber diese ungelösten Probleme sollten als Brüche in einer Kette betrachtet werden, deren Hauptglieder bereits zusammengeschweißt sind. Und wir werden in der Lage sein, diese Kette zu schließen und die Biographie junger Stars zu vervollständigen, wenn wir den von der Natur selbst geschaffenen Schlüssel finden. Und dieser Schlüssel flackert am klaren Himmel über uns.

Video „Ein Star ist geboren“: