Leben und Tod der Sterne. Wie Sterne sterben

13.10.2019

Lesen Sie auch

Kusnezow Generalleutnant Wassili Iwanowitsch Kusnezow

Torte mit Fisch und Kohl Geflochtene Torte mit Kohl und Fisch

Nicht standardmäßiges Horoskop. Intimes Horoskop. Sternzeichen im Bett und in der Liebe

Immaterielle Vermögenswerte: Was sie beinhalten (Beispiele)

Unterlagen zur Arbeits- und Lohnbuchhaltung

Stern– ein Himmelskörper, in dem thermonukleare Reaktionen stattfinden, stattgefunden haben oder stattfinden werden. Sterne sind massive leuchtende Gaskugeln (Plasma). Entstanden aus einer Gas-Staub-Umgebung (Wasserstoff und Helium) infolge der Schwerkraftkompression. Die Temperatur der Materie im Inneren von Sternen wird in Millionen Kelvin und auf ihrer Oberfläche in Tausend Kelvin gemessen. Die Energie der meisten Sterne wird durch thermonukleare Reaktionen freigesetzt, bei denen Wasserstoff in Helium umgewandelt wird und die bei hohen Temperaturen in den inneren Regionen stattfinden. Sterne werden oft als die Hauptkörper des Universums bezeichnet, da sie den Großteil der leuchtenden Materie in der Natur enthalten. Sterne sind riesige, kugelförmige Objekte aus Helium und Wasserstoff sowie anderen Gasen. Die Energie eines Sterns ist in seinem Kern enthalten, wo jede Sekunde Helium mit Wasserstoff interagiert. Wie alles Organische in unserem Universum entstehen, entwickeln, verändern und verschwinden Sterne – dieser Prozess dauert Milliarden von Jahren und wird als „Sternentwicklung“ bezeichnet.

1. Entwicklung der Sterne

Entwicklung der Sterne– 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. Ein Stern beginnt sein Leben als kalte, verdünnte Wolke aus interstellarem Gas (einem verdünnten gasförmigen Medium, das den gesamten Raum zwischen den Sternen ausfüllt), die sich aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft zusammenzieht und allmählich die Form einer Kugel annimmt. Beim Komprimieren wandelt sich die Gravitationsenergie (die universelle grundlegende Wechselwirkung zwischen allen materiellen Körpern) in Wärme um und die Temperatur des Objekts steigt. Wenn die Temperatur im Zentrum 15–20 Millionen K erreicht, beginnen thermonukleare Reaktionen und die Kompression hört auf. Das Objekt wird zu einem vollwertigen Stern. Die erste Lebensphase eines Sterns ähnelt der der Sonne – sie wird von Reaktionen des Wasserstoffkreislaufs dominiert. Er bleibt die meiste Zeit seines Lebens in diesem Zustand und befindet sich auf der Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms (Abb. 1) (das die Beziehung zwischen absoluter Helligkeit, Leuchtkraft, Spektralklasse und Oberflächentemperatur des Sterns zeigt, 1910), bis Seine Treibstoffreserven sind im Kern erschöpft. Wenn der gesamte Wasserstoff im Zentrum des Sterns in Helium umgewandelt wird, entsteht ein Heliumkern, und an seiner Peripherie setzt sich die thermonukleare Verbrennung von Wasserstoff fort. Während dieser Zeit beginnt sich die Struktur des Sterns zu verändern. Seine Leuchtkraft nimmt zu, seine äußeren Schichten dehnen sich aus und seine Oberflächentemperatur sinkt – der Stern wird zu einem Roten Riesen, der einen Zweig im Hertzsprung-Russell-Diagramm bildet. Der Star verbringt auf diesem Zweig deutlich weniger Zeit als auf der Hauptreihe. Wenn die angesammelte Masse des Heliumkerns erheblich wird, kann er sein eigenes Gewicht nicht mehr tragen und beginnt zu schrumpfen; Wenn der Stern massereich genug ist, kann die steigende Temperatur eine weitere thermonukleare Umwandlung von Helium in schwerere Elemente bewirken (Helium in Kohlenstoff, Kohlenstoff in Sauerstoff, Sauerstoff in Silizium und schließlich Silizium in Eisen).

2. Thermonukleare Fusion im Inneren von Sternen

Im Jahr 1939 wurde festgestellt, dass die Quelle der Sternenergie die Kernfusion ist, die im Inneren der Sterne stattfindet. Die meisten Sterne emittieren Strahlung, weil sich in ihrem Kern vier Protonen durch eine Reihe von Zwischenschritten zu einem einzigen Alphateilchen verbinden. Diese Umwandlung kann im Wesentlichen auf zwei Arten erfolgen: dem sogenannten Proton-Proton- oder p-p-Zyklus und dem Kohlenstoff-Stickstoff- oder CN-Zyklus. Bei massearmen Sternen erfolgt die Energiefreisetzung hauptsächlich durch den ersten Zyklus, bei schweren Sternen durch den zweiten. Aktie Kernbrennstoff in einem Stern ist begrenzt und wird ständig für Strahlung aufgewendet. Der Prozess der thermonuklearen Fusion, der Energie freisetzt und die Zusammensetzung der Materie des Sterns verändert, in Kombination mit der Schwerkraft, die dazu neigt, den Stern zu komprimieren und auch Energie freizusetzen, sowie Strahlung von der Oberfläche, die die freigesetzte Energie abtransportiert, sind die Hauptantriebskräfte der Sternentwicklung. Die Entwicklung eines Sterns beginnt in einer riesigen Molekülwolke, auch Sternwiege genannt. Der größte Teil des „leeren“ Raums in einer Galaxie enthält tatsächlich zwischen 0,1 und 1 Molekül pro cm². Die Molekülwolke hat eine Dichte von etwa einer Million Molekülen pro cm³. Die Masse einer solchen Wolke übersteigt aufgrund ihrer Größe die Masse der Sonne um das 100.000- bis 10.000.000-fache: von 50 bis 300 Lichtjahren 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. Eines der Szenarien, die dazu führen, ist die Kollision zweier Wolken. Ein weiteres Ereignis, das einen Kollaps verursacht, könnte der Durchgang einer Wolke durch den dichten Arm einer Spiralgalaxie sein. Ein weiterer kritischer Faktor könnte die Explosion einer nahegelegenen Supernova sein, deren Schockwelle mit enormer Geschwindigkeit auf die Molekülwolke prallen wird. Es ist auch möglich, dass Galaxien kollidieren, was zu einem Ausbruch der Sternentstehung führen könnte, da die Gaswolken in jeder Galaxie durch die Kollision komprimiert werden. Im Allgemeinen können Inhomogenitäten der auf die Masse der Wolke wirkenden Kräfte den Prozess der Sternentstehung auslösen. Aufgrund der entstandenen Inhomogenitäten kann der Druck des molekularen Gases eine weitere Kompression nicht mehr verhindern und das Gas beginnt sich unter dem Einfluss der gravitativen Anziehungskräfte um das Zentrum des zukünftigen Sterns zu sammeln. Die Hälfte der freigesetzten Gravitationsenergie wird für die Erwärmung der Wolke und die andere Hälfte für die Lichtstrahlung verwendet. In Wolken nehmen Druck und Dichte zum Zentrum hin zu, und der Zusammenbruch des zentralen Teils erfolgt schneller als der der Peripherie. Wenn sie sich zusammenzieht, nimmt die mittlere freie Weglänge der Photonen ab und die Wolke wird für ihre eigene Strahlung immer weniger transparent. Dies führt zu einem schnelleren Temperaturanstieg und einem noch schnelleren Druckanstieg. Dadurch gleicht der Druckgradient die Schwerkraft aus und es entsteht ein hydrostatischer Kern mit einer Masse von etwa 1 % der Masse der Wolke. Dieser Moment ist unsichtbar. Die weitere Entwicklung des Protosterns ist die Ansammlung von Materie, die weiterhin auf die „Oberfläche“ des Kerns fällt, der dadurch an Größe zunimmt. Die Masse der frei beweglichen Materie in der Wolke ist erschöpft und der Stern wird im optischen Bereich sichtbar. Dieser Moment gilt als Ende der protostellaren Phase und als Beginn der jungen Sternphase. Der Prozess der Sternentstehung lässt sich einheitlich beschreiben, die weiteren Entwicklungsstadien eines Sterns hängen jedoch fast vollständig von seiner Masse ab, und erst ganz am Ende der Sternentwicklung kann die chemische Zusammensetzung eine Rolle spielen.

3. Mittlerer Lebenszyklus eines Sterns

Sterne gibt es in den unterschiedlichsten Farben und Größen. Ihr Spektraltyp reicht von heißem Blau bis zu kühlem Rot und ihre Masse reicht von 0,0767 bis über 200 Sonnenmassen. Die Leuchtkraft und Farbe eines Sterns hängt von der Temperatur seiner Oberfläche ab, die wiederum von seiner Masse bestimmt wird. Alle neuen Stars „nehmen“ ihren Platz in der Hauptreihe ein chemische Zusammensetzung und Masse. Wir sprechen hier nicht von der physikalischen Bewegung des Sterns, sondern nur von seiner Position im angegebenen Diagramm, abhängig von den Parametern des Sterns. Tatsächlich entspricht die Bewegung eines Sterns entlang des Diagramms nur einer Änderung der Parameter des Sterns. Kleine, kühle Rote Zwerge verbrennen langsam ihre Wasserstoffreserven und verbleiben Hunderte von Milliarden Jahren auf der Hauptreihe, während massive Überriesen die Hauptreihe innerhalb weniger Millionen Jahre nach ihrer Entstehung verlassen. Mittelgroße Sterne wie die Sonne bleiben durchschnittlich 10 Milliarden Jahre auf der Hauptreihe. Es wird angenommen, dass sich die Sonne immer noch auf ihr befindet, da sie sich in der Mitte ihres Lebenszyklus befindet. Sobald einem Stern der Wasserstoff in seinem Kern ausgeht, verlässt er die Hauptreihe. Nach einer gewissen Zeit – von einer Million bis zu mehreren zehn Milliarden Jahren, abhängig von der Anfangsmasse – erschöpft der Stern die Wasserstoffressourcen des Kerns. Bei großen und heißen Sternen geschieht dies viel schneller als bei kleinen und kühleren. Die Erschöpfung des Wasserstoffvorrats führt zu einer thermischen Abschaltung Kernreaktionen. Ohne den Druck, der durch diese Reaktionen erzeugt wird, um die eigene Anziehungskraft des Sterns auszugleichen, beginnt der Stern erneut, sich zusammenzuziehen, genau wie zuvor während seiner Entstehung. Temperatur und Druck steigen erneut an, aber im Gegensatz zum Protosternstadium stärker hohes Level. Der Kollaps setzt sich fort, bis bei einer Temperatur von etwa 100 Millionen K thermonukleare Reaktionen mit Helium beginnen. Die auf einem neuen Niveau wieder aufgenommene thermonukleare Verbrennung von Materie führt zu einer monströsen Expansion des Sterns. Der Stern „verliert“ sich und seine Größe vergrößert sich etwa um das Hundertfache. Dadurch wird der Stern zu einem Roten Riesen und die Phase der Heliumverbrennung dauert etwa mehrere Millionen Jahre. Fast alle Roten Riesen sind veränderliche Sterne. Was als nächstes passiert, hängt wiederum von der Masse des Sterns ab.

4. Spätere Jahre und Tod der Sterne

Alte Sterne mit geringer Masse

Bisher ist nicht sicher bekannt, was mit hellen Sternen passiert, wenn ihr Wasserstoffvorrat aufgebraucht ist. Da das Universum 13,7 Milliarden Jahre alt ist, was nicht ausreicht, um den Wasserstoffvorrat in solchen Sternen zu erschöpfen, moderne Theorien basieren auf Computermodellen der in solchen Sternen ablaufenden Prozesse. Einige Sterne können nur in bestimmten aktiven Zonen Helium synthetisieren, was zu Instabilität und starken Sternwinden führt. In diesem Fall kommt es nicht zur Bildung eines planetarischen Nebels, und der Stern verdampft nur und wird noch kleiner als ein Brauner Zwerg. Sterne mit einer Masse von weniger als 0,5 Sonnenmassen sind nicht in der Lage, Helium umzuwandeln, selbst wenn die Reaktionen mit Wasserstoff im Kern aufhören – ihre Masse ist zu klein, um eine neue Phase der Gravitationskompression in einem Ausmaß zu erzeugen, das die „Zündung“ von Helium einleitet. Zu diesen Sternen gehören Rote Zwerge wie Proxima Centauri, deren Hauptreihenlebensdauer mehrere zehn Milliarden bis mehrere zehn Billionen Jahre beträgt. Nachdem die thermonuklearen Reaktionen in ihrem Kern aufgehört haben, werden sie bei allmählicher Abkühlung weiterhin schwach im Infrarot- und Mikrowellenbereich des elektromagnetischen Spektrums emittieren.

Mittelgroße Sterne

Wenn der Stern erreicht durchschnittliche Größe(von 0,4 bis 3,4 Sonnenmassen) der Phase des Roten Riesen, seinem Kern geht der Wasserstoff aus und die Reaktionen der Synthese von Kohlenstoff aus Helium beginnen. Dieser Prozess findet bei höheren Temperaturen statt und daher nimmt der Energiefluss aus dem Kern zu, was dazu führt, dass die äußeren Schichten des Sterns beginnen, sich auszudehnen. 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. Änderungen in der Menge der emittierten Energie führen dazu, dass der Stern Phasen der Instabilität durchläuft, einschließlich Änderungen in Größe, Oberflächentemperatur und Energieabgabe. Die Energieabgabe verschiebt sich in Richtung niederfrequenter Strahlung. All dies geht mit einem zunehmenden Massenverlust aufgrund starker Sternwinde und intensiver Pulsationen einher. Sterne in dieser Phase werden abhängig von ihren genauen Eigenschaften als Sterne vom späten Typ, OH-IR-Sterne oder Mira-ähnliche Sterne bezeichnet. Das ausgestoßene Gas ist relativ reich an schweren Elementen, die im Inneren des Sterns entstehen, wie Sauerstoff und Kohlenstoff. Das Gas bildet eine expandierende Hülle und kühlt ab, während es sich vom Stern entfernt, wodurch sich Staubpartikel und Moleküle bilden können. Mit starker Infrarotstrahlung vom Zentralstern, ideale Bedingungen um Maser zu aktivieren. Heliumverbrennungsreaktionen sind 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.

Weiße Zwerge

Kurz nach dem Heliumblitz „entzünden“ sich Kohlenstoff und Sauerstoff; Jedes dieser Ereignisse führt zu einer ernsthaften Umstrukturierung des Sterns und seiner schnellen Bewegung entlang des Hertzsprung-Russell-Diagramms. Die Atmosphäre des Sterns nimmt noch mehr zu und er beginnt intensiv Gas in Form von zerstreuten Sternwindströmen zu verlieren. Das Schicksal des zentralen Teils eines Sterns hängt vollständig von seiner Anfangsmasse ab: Der Kern eines Sterns kann seine Entwicklung als Weißer Zwerg (Sterne mit geringer Masse) beenden; wenn seine Masse in späteren Entwicklungsstadien die Chandrasekhar-Grenze überschreitet – wie ein Neutronenstern (Pulsar); wenn die Masse die Oppenheimer-Grenze – Volkov – überschreitet, wie ein Schwarzes Loch. In den letzten beiden Fällen wird der Abschluss der Sternentstehung von katastrophalen Ereignissen begleitet – Supernova-Explosionen. Die überwiegende Mehrheit der Sterne, einschließlich der Sonne, beenden ihre Entwicklung durch Kontraktion, bis der Druck entarteter Elektronen die Schwerkraft ausgleicht. In diesem Zustand, wenn die Größe des Sterns um das Hundertfache abnimmt und die Dichte eine Million Mal höher als die Dichte von Wasser wird, wird der Stern als Weißer Zwerg bezeichnet. Ihm werden Energiequellen entzogen, und wenn er allmählich abkühlt, wird er dunkel und unsichtbar. In Sternen, die massereicher sind als die Sonne, kann der Druck entarteter Elektronen die weitere Kompression des Kerns nicht stoppen, und Elektronen beginnen, in Atomkerne „gedrückt“ zu werden, was zur Umwandlung von Protonen in Neutronen führt, zwischen denen es keine elektrostatische Abstoßung gibt Kräfte. Eine solche Neutronisierung der Materie führt dazu, dass die Größe des Sterns, der heute tatsächlich einen riesigen Atomkern darstellt, mehrere Kilometer beträgt und die Dichte 100 Millionen Mal höher ist als die Dichte von Wasser. Ein solches Objekt wird Neutronenstern genannt.

Supermassereiche Sterne

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. Wie es weitergeht, ist noch nicht ganz klar, aber auf jeden Fall führen die laufenden Prozesse innerhalb von Sekunden zu einer Explosion Supernova unglaubliche Stärke. Der damit einhergehende Neutrinoausbruch löst eine Schockwelle aus. Starke Neutrinostrahlen und ein rotierendes Magnetfeld drängen einen Großteil der angesammelten Materie des Sterns heraus – sogenannte Keimelemente, darunter Eisen und leichtere Elemente. Die explodierende Materie wird von vom Kern emittierten 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 vielleicht 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 Entstehungsart ihrer Entstehung ist; dies wird beispielsweise durch Technetiumsterne demonstriert. 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.

Neutronensterne

Es ist bekannt, dass bei einigen Supernovae die starke Schwerkraft in den Tiefen des Überriesen dazu führt, dass Elektronen vom Atomkern absorbiert werden, wo sie mit Protonen zu Neutronen verschmelzen. Dieser Vorgang wird Neutronisierung genannt. Die elektromagnetischen Kräfte, die benachbarte Kerne trennen, verschwinden. Der Kern des Sterns ist jetzt eine dichte Kugel Atomkerne und einzelne Neutronen. Solche Sterne, Neutronensterne genannt, sind extrem klein – nicht größer als große Stadt, und haben unvorstellbar Hohe Dichte. Ihre Umlaufzeit wird extrem kurz, wenn die Größe des Sterns abnimmt (aufgrund der Drehimpulserhaltung). Manche machen 600 Umdrehungen pro Sekunde. Bei einigen von ihnen kann der Winkel zwischen dem Strahlungsvektor und der Rotationsachse so groß sein, dass die Erde in den durch diese Strahlung gebildeten Kegel fällt; In diesem Fall ist es möglich, einen Strahlungsimpuls zu erkennen, der sich in Abständen wiederholt, die der Umlaufzeit des Sterns entsprechen. Solch Neutronensterne erhielt den Namen „Pulsare“ und wurde als erster entdeckt Neutronensterne.

Schwarze Löcher

Nicht alle Supernovae werden zu Neutronensternen. Wenn ein Stern genug hat große Masse, dann wird der Kollaps des Sterns weitergehen und die Neutronen selbst beginnen, nach innen zu fallen, bis sein Radius kleiner als der Schwarzschild-Radius wird. Danach wird der Stern zu einem Schwarzen Loch. Die Existenz von Schwarzen Löchern wurde vorhergesagt allgemeine Theorie Relativität. Nach dieser Theorie können Materie und Information unter keinen Umständen ein Schwarzes Loch verlassen. Allerdings macht die Quantenmechanik wahrscheinlich Ausnahmen von dieser Regel möglich. Es bleiben noch eine Reihe offener Fragen. Die wichtigste davon: „Gibt es überhaupt schwarze Löcher?“ Denn um mit Sicherheit sagen zu können, dass ein bestimmtes Objekt ein Schwarzes Loch ist, muss man seinen Ereignishorizont beobachten. Dies ist allein durch die Definition des Horizonts nicht möglich, aber mithilfe der Radiointerferometrie mit ultralanger Basislinie ist es möglich, die Metrik in der Nähe eines Objekts zu bestimmen und schnelle Schwankungen im Millisekundenbereich aufzuzeichnen. Diese an einem Objekt beobachteten Eigenschaften sollten definitiv die Existenz von Schwarzen Löchern beweisen.

Unsere Sonne scheint seit mehr als 4,5 Milliarden Jahren. Gleichzeitig verbraucht es ständig Wasserstoff. Es ist absolut klar, dass die Reserven, egal wie groß sie auch sein mögen, eines Tages erschöpft sein werden. Und was passiert mit der Leuchte? Auf diese Frage gibt es eine Antwort. Lebenszyklus Sterne können aus anderen ähnlichen kosmischen Formationen untersucht werden. Schließlich gibt es im Weltraum echte Patriarchen, deren Alter 9-10 Milliarden Jahre beträgt. Und es gibt sehr junge Stars. Sie sind nicht älter als mehrere zehn Millionen Jahre.

Wenn man also den Zustand der verschiedenen Sterne beobachtet, mit denen das Universum „übersät“ ist, kann man verstehen, wie sie sich im Laufe der Zeit verhalten. Hier können wir eine Analogie zu einem außerirdischen Beobachter ziehen. Er flog zur Erde und begann, Menschen zu studieren: Kinder, Erwachsene, alte Menschen. So verstand er in kürzester Zeit, welche Veränderungen den Menschen im Laufe ihres Lebens widerfahren.

Die Sonne ist derzeit ein Gelber Zwerg - 1
Milliarden von Jahren werden vergehen und es wird ein roter Riese werden – 2
Und dann verwandelt es sich in einen Weißen Zwerg - 3

Daher können wir das mit voller Zuversicht sagen Wenn die Wasserstoffreserven im zentralen Teil der Sonne erschöpft sind, wird die thermonukleare Reaktion nicht aufhören. Die Zone, in der dieser Prozess weitergeht, wird sich in Richtung der Oberfläche unseres Sterns verschieben. Gleichzeitig können die Gravitationskräfte jedoch keinen Einfluss mehr auf den Druck haben, der durch die thermonukleare Reaktion entsteht.

Als Konsequenz, Der Stern wird größer und verwandelt sich allmählich in einen Roten Riesen. Dies ist ein Weltraumobjekt in einem späten Stadium der Evolution. Aber er ist auch derselbe frühen Zeitpunkt während der Sternentstehung. Erst im zweiten Fall schrumpft der Rote Riese und verwandelt sich in Hauptreihenstern. Das heißt, eine Reaktion, bei der die Synthese von Helium aus Wasserstoff stattfindet. Mit einem Wort: Der Lebenszyklus eines Sterns beginnt dort, wo er endet.

Unsere Sonne wird so stark an Größe zunehmen, dass sie benachbarte Planeten verschlingt. Dies sind Merkur, Venus und Erde. Aber haben Sie keine Angst. Der Stern wird in einigen Milliarden Jahren zu sterben beginnen. Während dieser Zeit werden sich Dutzende, vielleicht Hunderte von Zivilisationen verändern. Ein Mensch wird mehr als einmal einen Schläger in die Hand nehmen und sich nach Tausenden von Jahren wieder an einen Computer setzen. Dies ist die übliche Zyklizität, auf der das gesamte Universum basiert.

Aber ein Roter Riese zu werden bedeutet nicht das Ende. Die thermonukleare Reaktion wird die äußere Hülle in den Weltraum schleudern. Und im Zentrum bleibt ein energiearmer Heliumkern. Unter dem Einfluss der Gravitationskräfte komprimiert es sich und verwandelt sich schließlich in eine extrem dichte kosmische Formation mit großer Masse. Solche Überreste erloschener und langsam abkühlender Sterne nennt man Weiße Zwerge.

Unser Weißer Zwerg wird einen Radius haben, der 100-mal kleiner ist als der Radius der Sonne, und seine Leuchtkraft wird um das Zehntausendfache abnehmen. In diesem Fall wird die Masse mit der aktuellen Sonnenmasse vergleichbar sein und die Dichte wird eine Million Mal größer sein. In unserer Galaxie gibt es viele solcher Weißen Zwerge. Ihre Zahl beträgt 10 % der Gesamtzahl der Sterne.

Es sollte beachtet werden, dass Weiße Zwerge Wasserstoff und Helium sind. Aber wir werden nicht in die Wildnis gehen, sondern nur feststellen, dass es bei starker Kompression zu einem Gravitationskollaps kommen kann. Und das ist mit einer kolossalen Explosion verbunden. In diesem Fall wird eine Supernova-Explosion beobachtet. Der Begriff „Supernova“ beschreibt nicht das Alter, sondern die Helligkeit des Blitzes. Nur war der Weiße Zwerg lange Zeit im kosmischen Abgrund nicht sichtbar und plötzlich erschien ein heller Glanz.

Die meisten explodierenden Supernovae streuen mit enormer Geschwindigkeit durch den Weltraum. Und der verbleibende Mittelteil wird zu einer noch dichteren Formation komprimiert und aufgerufen Neutronenstern. Es ist das Endprodukt der Sternentwicklung. Seine Masse ist mit der der Sonne vergleichbar und sein Radius beträgt nur wenige zehn Kilometer. Ein Würfel Ein cm-Neutronenstern kann Millionen Tonnen wiegen. Es gibt eine ganze Reihe solcher Formationen im Weltraum. Ihre Zahl ist etwa tausendmal geringer als die der gewöhnlichen Sonnen, mit denen der Nachthimmel der Erde übersät ist.

Es muss gesagt werden, dass der Lebenszyklus eines Sterns direkt mit seiner Masse zusammenhängt. Entspricht sie der Masse unserer Sonne oder ist sie geringer, entsteht am Ende ihres Lebens ein Weißer Zwerg. Es gibt jedoch Leuchten, die zehn- und hundertmal größer sind als die Sonne.

Wenn solche Riesen mit zunehmendem Alter schrumpfen, verzerren sie Raum und Zeit so sehr, dass anstelle eines Weißen Zwergs ein Weißer Zwerg erscheint. schwarzes Loch. Seine Anziehungskraft ist so stark, dass selbst Objekte, die sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, sie nicht überwinden können. Die Abmessungen des Lochs sind gekennzeichnet durch Gravitationsradius. Dies ist der Radius der von ihm begrenzten Kugel Ereignishorizont. Es stellt eine Raum-Zeit-Grenze dar. Jeder kosmische Körper, der ihn überwunden hat, verschwindet für immer und kehrt nie wieder zurück.

Es gibt viele Theorien über Schwarze Löcher. Sie alle basieren auf der Schwerkrafttheorie, da die Schwerkraft eine der wichtigsten Kräfte im Universum ist. Und seine Hauptqualität ist Vielseitigkeit. Zumindest wurde heute kein einziges Weltraumobjekt entdeckt, das keine Gravitationswechselwirkung aufweist.

Es besteht die Annahme, dass man durch ein Schwarzes Loch in eine Parallelwelt gelangen kann. Das heißt, es ist ein Kanal in eine andere Dimension. Alles ist möglich, aber jede Aussage erfordert praktische Beweise. Allerdings ist es bisher noch keinem Sterblichen gelungen, ein solches Experiment durchzuführen.

Somit besteht der Lebenszyklus eines Sterns aus mehreren Phasen. In jedem von ihnen erscheint die Leuchte in einer bestimmten Funktion, die sich radikal von früheren und zukünftigen unterscheidet. Hier liegt die Einzigartigkeit und das Geheimnis. Weltraum. Wenn man ihn kennenlernt, beginnt man unwillkürlich zu denken, dass ein Mensch auch mehrere Phasen seiner Entwicklung durchläuft. Und die Hülle, in der wir jetzt existieren, ist nur eine Übergangsphase zu einem anderen Zustand. Aber auch diese Schlussfolgerung bedarf einer praktischen Bestätigung..

Die Untersuchung der Sternentwicklung ist durch die Beobachtung nur eines Sterns nicht möglich – viele Veränderungen in Sternen erfolgen zu langsam, als dass sie selbst nach vielen Jahrhunderten bemerkt werden könnten. Daher untersuchen Wissenschaftler viele Sterne, von denen sich jeder in einem bestimmten Stadium seines Lebenszyklus befindet. In den letzten Jahrzehnten hat die Modellierung der Struktur von Sternen mithilfe von Computertechnologie in der Astrophysik eine weite Verbreitung gefunden.

Enzyklopädisches YouTube

1 / 5

✪ Sterne und Sternentwicklung (erzählt vom Astrophysiker Sergei Popov)

✪ Sterne und Sternentwicklung (erzählt von Sergey Popov und Ilgonis Vilks)

✪ Entwicklung der Sterne. Entwicklung eines blauen Riesen in 3 Minuten

✪ Surdin V.G. Sternentwicklung Teil 1

✪ S. A. Lamzin – „Stellar Evolution“

Untertitel

Thermonukleare Fusion im Inneren von Sternen

Junge Stars

Der Prozess der Sternentstehung lässt sich einheitlich beschreiben, die weiteren Entwicklungsstadien eines Sterns hängen jedoch fast ausschließlich von seiner Masse ab, und erst ganz am Ende der Sternentwicklung kann seine chemische Zusammensetzung eine Rolle spielen.

Junge Sterne mit geringer Masse

Junge Sterne mit geringer Masse (bis zu drei Sonnenmassen) [ ], die sich der Hauptreihe nähern, sind vollständig konvektiv – der Konvektionsprozess bedeckt den gesamten Körper des Sterns. Dabei handelt es sich im Wesentlichen um Protosterne, in deren Zentren Kernreaktionen gerade erst beginnen und die gesamte Strahlung hauptsächlich aufgrund der Gravitationskompression auftritt. Bis das hydrostatische Gleichgewicht hergestellt ist, nimmt die Leuchtkraft des Sterns bei konstanter effektiver Temperatur ab. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm bilden solche Sterne eine fast vertikale Bahn, die Hayashi-Bahn genannt wird. Wenn die Kompression nachlässt, nähert sich der junge Stern der Hauptreihe. Objekte dieser Art werden mit T-Tauri-Sternen in Verbindung gebracht.

Zu diesem Zeitpunkt wird bei Sternen mit einer Masse von mehr als 0,8 Sonnenmassen der Kern für Strahlung transparent und die Strahlungsenergieübertragung im Kern wird vorherrschend, da die Konvektion durch die zunehmende Verdichtung der Sternmaterie zunehmend behindert wird. In den äußeren Schichten des Sternkörpers herrscht konvektiver Energietransfer vor.

Es ist nicht sicher bekannt, welche Eigenschaften Sterne mit geringerer Masse zum Zeitpunkt ihres Eintritts in die Hauptreihe aufweisen, da die Zeit, die diese Sterne in der jungen Kategorie verbracht haben, das Alter des Universums übersteigt [ ] . Alle Vorstellungen über die Entwicklung dieser Sterne basieren ausschließlich auf numerischen Berechnungen und mathematischen Modellen.

Wenn sich der Stern zusammenzieht, beginnt der Druck des entarteten Elektronengases zu steigen, und wenn ein bestimmter Radius des Sterns erreicht ist, hört die Kompression auf, was dazu führt, dass der weitere Temperaturanstieg im Kern des Sterns, der dadurch verursacht wird, gestoppt wird Komprimierung und dann zu ihrer Abnahme. Bei Sternen mit weniger als 0,0767 Sonnenmassen ist dies nicht der Fall: Die bei Kernreaktionen freigesetzte Energie reicht nie aus, um den Innendruck und die Gravitationskompression auszugleichen. Solche „Untersterne“ geben mehr Energie ab, als bei thermonuklearen Reaktionen erzeugt wird, und werden als sogenannte Braune Zwerge klassifiziert. Ihr Schicksal ist eine ständige Kompression, bis der Druck des entarteten Gases es stoppt, und dann eine allmähliche Abkühlung mit dem Aufhören aller begonnenen thermonuklearen Reaktionen.

Junge Sterne mittlerer Masse

Junge Sterne mittlerer Masse (von 2 bis 8 Sonnenmassen) [ ] entwickeln sich qualitativ genauso wie ihre kleineren Schwestern und Brüder, mit der Ausnahme, dass sie bis zur Hauptreihe keine Konvektionszonen aufweisen.

Objekte dieser Art sind mit dem sogenannten verbunden. Ae\Be Herbig-Sterne mit unregelmäßigen Variablen der Spektralklasse B-F0. Sie weisen auch Scheiben und bipolare Jets auf. Die Geschwindigkeit des Materieausflusses von der Oberfläche, die Leuchtkraft und die effektive Temperatur sind deutlich höher als bei T Taurus, sodass sie die Überreste der protostellaren Wolke effektiv erwärmen und zerstreuen.

Junge Sterne mit einer Masse von mehr als 8 Sonnenmassen

Sterne mit solchen Massen weisen bereits die Eigenschaften normaler Sterne auf, da sie alle Zwischenstadien durchlaufen haben und eine solche Geschwindigkeit von Kernreaktionen erreichen konnten, dass sie den Energieverlust durch Strahlung kompensierten, während sich Masse ansammelte, um ein hydrostatisches Gleichgewicht des Kerns zu erreichen. Bei diesen Sternen ist der Masse- und Leuchtkraftausfluss so groß, dass er nicht nur den gravitativen Kollaps der äußeren Bereiche der Molekülwolke, die noch nicht Teil des Sterns geworden sind, stoppt, sondern diese im Gegenteil zerstreut. Somit ist die Masse des entstehenden Sterns deutlich geringer als die Masse der protostellaren Wolke. Dies erklärt höchstwahrscheinlich das Fehlen von Sternen mit einer Masse von mehr als etwa 300 Sonnenmassen in unserer Galaxie.

Mittlerer Lebenszyklus eines Sterns

Sterne gibt es in den unterschiedlichsten Farben und Größen. Je nach Spektraltyp reichen sie von heißem Blau bis kühlem Rot und nach Masse – nach neuesten Schätzungen von 0,0767 bis etwa 300 Sonnenmassen. Die Leuchtkraft und Farbe eines Sterns hängen von seiner Oberflächentemperatur ab, die wiederum von seiner Masse bestimmt wird. Alle neuen Sterne „nehmen“ entsprechend ihrer chemischen Zusammensetzung und Masse ihren Platz in der Hauptreihe ein. Dabei geht es natürlich nicht um die physikalische Bewegung des Sterns, sondern nur um seine Position im angegebenen Diagramm, abhängig von den Parametern des Sterns. Tatsächlich entspricht die Bewegung eines Sterns entlang des Diagramms nur einer Änderung der Parameter des Sterns.

Das auf einer neuen Ebene wieder aufgenommene thermonukleare „Verbrennen“ von Materie führt zu einer monströsen Expansion des Sterns. Der Stern „schwillt“ an, wird sehr „locker“ und seine Größe nimmt etwa um das Hundertfache zu. So wird der Stern zu einem Roten Riesen und die Phase der Heliumverbrennung dauert etwa mehrere Millionen Jahre. Fast alle Roten Riesen sind veränderliche Sterne.

Endstadien der Sternentwicklung

Alte Sterne mit geringer Masse

Derzeit ist nicht sicher bekannt, was mit hellen Sternen passiert, wenn der Wasserstoffvorrat in ihren Kernen erschöpft ist. Da das Universum 13,7 Milliarden Jahre alt ist, was nicht ausreicht, um den Wasserstoffvorrat in solchen Sternen zu erschöpfen, basieren moderne Theorien auf Computersimulationen der in solchen Sternen ablaufenden Prozesse.

Einige Sterne können nur in bestimmten aktiven Zonen Helium synthetisieren, was zu Instabilität und starken Sternwinden führt. In diesem Fall kommt es nicht zur Bildung eines planetarischen Nebels, und der Stern verdampft nur und wird noch kleiner als ein Brauner Zwerg [ ] .

Ein Stern mit einer Masse von weniger als 0,5 Sonnen ist nicht in der Lage, Helium umzuwandeln, selbst wenn die Reaktionen mit Wasserstoff in seinem Kern aufhören – die Masse eines solchen Sterns ist zu klein, um eine neue Phase der Gravitationskompression in einem Ausmaß bereitzustellen, das ausreicht, um zu „zünden“. Helium Zu diesen Sternen gehören Rote Zwerge wie Proxima Centauri, deren Verweildauer auf der Hauptreihe zwischen mehreren zehn Milliarden und mehreren zehn Billionen Jahren liegt. Nach dem Aufhören der thermonuklearen Reaktionen in ihren Kernen emittieren sie bei allmählicher Abkühlung weiterhin schwach im Infrarot- und Mikrowellenbereich des elektromagnetischen Spektrums.

Mittelgroße Sterne

Bei Erreichen ein mittelgroßer Stern (von 0,4 bis 3,4 Sonnenmassen) [ ] der Phase des Roten Riesen, in seinem Kern geht der Wasserstoff aus und es beginnen Reaktionen zur Synthese von Kohlenstoff aus Helium. Dieser Prozess findet bei höheren Temperaturen statt und daher nimmt der Energiefluss aus dem Kern zu und infolgedessen beginnen sich die äußeren Schichten des Sterns auszudehnen. 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.

Änderungen in der Menge der emittierten Energie führen dazu, dass der Stern Phasen der Instabilität durchläuft, einschließlich Änderungen in Größe, Oberflächentemperatur und Energiefreisetzung. Die Energieabgabe verschiebt sich in Richtung niederfrequenter Strahlung. All dies geht mit einem zunehmenden Massenverlust aufgrund starker Sternwinde und intensiver Pulsationen einher. Sterne in dieser Phase werden „Späte-Typ-Sterne“ (auch „Ruhestandssterne“) genannt. OH-IR-Sterne oder Mira-ähnliche Sterne, abhängig von ihren genauen Eigenschaften. Das ausgestoßene Gas ist relativ reich an schweren Elementen, die im Inneren des Sterns entstehen, wie Sauerstoff und Kohlenstoff. Das Gas bildet eine expandierende Hülle und kühlt ab, während es sich vom Stern entfernt, wodurch sich Staubpartikel und Moleküle bilden können. Mit stark Infrarotstrahlung Der Quellstern in solchen Hüllen schafft ideale Bedingungen für die Aktivierung kosmischer Maser.

Thermonukleare Verbrennungsreaktionen von Helium sind sehr temperaturempfindlich. Manchmal führt dies zu großer Instabilität. Es entstehen starke Pulsationen, die dadurch die äußeren Schichten ausreichend beschleunigen, um abgeschleudert zu werden und sich in einen planetarischen Nebel zu verwandeln. Im Zentrum eines solchen Nebels verbleibt der nackte Kern des Sterns, in dem thermonukleare Reaktionen aufhören, und wenn er abkühlt, verwandelt er sich in einen Heliumweißen Zwerg, der normalerweise eine Masse von bis zu 0,5–0,6 Sonnenmassen und einen Durchmesser hat in der Größenordnung des Erddurchmessers.

Die überwiegende Mehrheit der Sterne, einschließlich der Sonne, schließen ihre Entwicklung ab, indem sie sich zusammenziehen, bis der Druck entarteter Elektronen die Schwerkraft ausgleicht. In diesem Zustand, wenn die Größe des Sterns um das Hundertfache abnimmt und die Dichte eine Million Mal höher als die Dichte von Wasser wird, wird der Stern als Weißer Zwerg bezeichnet. Ihm werden die Energiequellen entzogen, und mit der allmählichen Abkühlung wird er zu einem unsichtbaren Schwarzen Zwerg.

In Sternen, die massereicher sind als die Sonne, kann der Druck entarteter Elektronen die weitere Kompression des Kerns nicht stoppen, und Elektronen beginnen, in Atomkerne „gepresst“ zu werden, wodurch Protonen in Neutronen umgewandelt werden, zwischen denen keine elektrostatischen Abstoßungskräfte bestehen. Diese Neutronisierung der Materie führt dazu, dass die Größe des Sterns, der heute tatsächlich ein riesiger Atomkern ist, mehrere Kilometer beträgt und seine Dichte 100 Millionen Mal größer ist als die Dichte von Wasser. Ein solches Objekt wird Neutronenstern genannt; sein Gleichgewicht wird durch den Druck der entarteten Neutronenmaterie aufrechterhalten.

Supermassereiche Sterne

Nachdem ein Stern mit einer Masse von mehr als fünf Sonnenmassen 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.

Infolgedessen wird Eisen-56 aus Silizium synthetisiert, wenn immer schwerere Elemente des Periodensystems gebildet werden. In diesem Stadium wird eine weitere exotherme Kernfusion 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 dem Gewicht der darüber liegenden Schichten des Sterns nicht mehr standhalten, und es kommt zu einem sofortigen Kollaps des Kerns mit Neutronisierung seiner Materie.

Was als nächstes passiert, ist noch nicht ganz klar, aber auf jeden Fall führen die in Sekundenschnelle ablaufenden Prozesse zu einer Supernova-Explosion von unglaublicher Kraft.

Starke Neutrino-Jets und ein rotierendes Magnetfeld stoßen einen Großteil der angesammelten Materie des Sterns heraus. [ ] – sogenannte Sitzelemente, darunter Eisen- und leichtere Elemente. Die explodierende Materie wird von Neutronen bombardiert, die aus dem Sternkern austreten, sie einfangen und dadurch eine Reihe von Elementen erzeugen, die schwerer als Eisen sind, darunter auch radioaktive, bis hin zu Uran (und vielleicht sogar Kalifornien). So erklären Supernova-Explosionen das Vorhandensein von Elementen in der interstellaren Materie, die schwerer als Eisen sind, aber das ist nicht das einzige möglicher Weg ihre Entstehung, die beispielsweise an Technetiumsternen demonstriert wird.

Druckwelle und Neutrinostrahlen transportieren Materie vom sterbenden Stern weg [ ] in den interstellaren Raum. Wenn dieses Supernova-Material anschließend abkühlt und sich durch den Weltraum bewegt, kann es mit anderen kosmischen „Bergungsmaterialien“ 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.

Neutronensterne

Solche Sterne, sogenannte Neutronensterne, sind extrem klein – nicht größer als eine Großstadt – und haben eine unvorstellbar hohe Dichte. Ihre Umlaufzeit wird mit abnehmender Größe des Sterns extrem kurz (aufgrund der Drehimpulserhaltung). Manche Neutronensterne rotieren 600 Mal pro Sekunde. Bei einigen von ihnen kann der Winkel zwischen dem Strahlungsvektor und der Rotationsachse so groß sein, dass die Erde in den durch diese Strahlung gebildeten Kegel fällt; In diesem Fall ist es möglich, einen Strahlungsimpuls zu erkennen, der sich in Abständen wiederholt, die der Umlaufzeit des Sterns entsprechen. Solche Neutronensterne wurden „Pulsare“ genannt und waren die ersten Neutronensterne, die entdeckt wurden.

Schwarze Löcher

Nicht alle Sterne werden nach der Supernova-Explosionsphase zu Neutronensternen. Wenn der Stern eine ausreichend große Masse hat, wird der Kollaps eines solchen Sterns weitergehen und die Neutronen selbst beginnen nach innen zu fallen, bis sein Radius kleiner als der Schwarzschild-Radius wird. Danach wird der Stern zu einem Schwarzen Loch.

Die Existenz von Schwarzen Löchern wurde durch die Allgemeine Relativitätstheorie vorhergesagt. Nach dieser Theorie gilt

Entstanden durch Kondensation des interstellaren Mediums. Durch Beobachtungen konnte festgestellt werden, dass in diesem Jahr Sterne entstanden sind andere Zeit und entstehen bis heute.

Das Hauptproblem bei der Entwicklung von Sternen ist die Frage nach der Herkunft ihrer Energie, dank derer sie leuchten und große Energiemengen abgeben. Zuvor wurden viele Theorien aufgestellt, die darauf abzielten, die Energiequellen von Sternen zu identifizieren. Es wurde angenommen, dass eine kontinuierliche Quelle stellarer Energie eine kontinuierliche Kompression sei. Diese Quelle ist sicherlich gut, kann aber nicht über einen längeren Zeitraum eine angemessene Strahlung aufrechterhalten. Mitte des 20. Jahrhunderts wurde die Antwort auf diese Frage gefunden. Die Strahlungsquelle sind thermonukleare Fusionsreaktionen. Als Ergebnis dieser Reaktionen verwandelt sich Wasserstoff in Helium, und die freigesetzte Energie gelangt durch das Innere des Sterns, wird umgewandelt und in den Weltraum abgegeben (es ist zu beachten, dass diese Reaktionen umso schneller ablaufen, je höher die Temperatur ist). warum heiße massereiche Sterne die Hauptreihe schneller verlassen).

Stellen Sie sich nun die Entstehung eines Sterns vor ...

Eine Wolke aus interstellarem Gas und Staub begann zu kondensieren. Aus dieser Wolke bildet sich eine ziemlich dichte Gaskugel. Der Druck im Inneren der Kugel ist noch nicht in der Lage, die Anziehungskräfte auszugleichen, sodass sie schrumpft (vielleicht bilden sich zu diesem Zeitpunkt Klumpen mit geringerer Masse um den Stern, die sich schließlich in Planeten verwandeln). Beim Komprimieren steigt die Temperatur. Somit geht der Stern allmählich auf der Hauptreihe unter. Dann gleicht der Gasdruck im Inneren des Sterns die Schwerkraft aus und der Protostern verwandelt sich in einen Stern.

Das frühe Stadium der Sternentwicklung ist sehr klein und der Stern ist zu diesem Zeitpunkt in einen Nebel eingetaucht, sodass der Protostern sehr schwer zu erkennen ist.

Die Umwandlung von Wasserstoff in Helium findet nur in den zentralen Regionen des Sterns statt. In den äußeren Schichten bleibt der Wasserstoffgehalt praktisch unverändert. Da die Menge an Wasserstoff begrenzt ist, brennt er früher oder später aus. Die Energiefreisetzung im Zentrum des Sterns hört auf und der Kern des Sterns beginnt zu schrumpfen und die Hülle beginnt anzuschwellen. Wenn ein Stern außerdem weniger als 1,2 Sonnenmassen hat, stößt er aus äußere Schicht(Entstehung eines planetarischen Nebels).

Nachdem sich die Hülle vom Stern gelöst hat, werden seine inneren, sehr heißen Schichten freigelegt, und währenddessen entfernt sich die Hülle immer weiter. Nach mehreren Zehntausend Jahren zerfällt die Hülle und es bleibt nur ein sehr heißer und dichter Stern übrig, der sich nach und nach abkühlt und sich in einen Weißen Zwerg verwandelt. Sie kühlen allmählich ab und verwandeln sich in unsichtbare schwarze Zwerge. Schwarze Zwerge sind sehr dichte und kühle Sterne, etwas größer als die Erde, aber mit einer Masse, die mit der Masse der Sonne vergleichbar ist. Der Abkühlungsprozess von Weißen Zwergen dauert mehrere hundert Millionen Jahre.

Wenn die Masse eines Sterns 1,2 bis 2,5 Sonnen beträgt, explodiert ein solcher Stern. Diese Explosion heißt Supernova-Explosion. Der flackernde Stern steigert seine Leuchtkraft innerhalb weniger Sekunden um das Hundertmillionenfache. Solche Ausbrüche kommen äußerst selten vor. In unserer Galaxie kommt es etwa alle hundert Jahre zu einer Supernova-Explosion. Nach einem solchen Ausbruch bleibt ein Nebel zurück, der viel Radioemission aufweist und zudem sehr schnell streut, und ein sogenannter Neutronenstern (dazu etwas später mehr). Neben der enormen Radioemission wird ein solcher Nebel auch eine Quelle für Röntgenstrahlung sein, diese Strahlung wird jedoch von der Erdatmosphäre absorbiert und kann daher nur vom Weltraum aus beobachtet werden.

Über die Ursache von Sternexplosionen (Supernovae) gibt es mehrere Hypothesen, eine allgemein anerkannte Theorie gibt es jedoch noch nicht. Es wird vermutet, dass dies auf den zu schnellen Rückgang der inneren Schichten des Sterns zum Zentrum hin zurückzuführen ist. Der Stern schrumpft schnell und katastrophal kleine Größe etwa 10 km, und seine Dichte beträgt in diesem Zustand 10 17 kg/m 3, was nahe an der Dichte des Atomkerns liegt. Dieser Stern besteht aus Neutronen (gleichzeitig werden Elektronen in Protonen gepresst), weshalb er so genannt wird "NEUTRON". Seine anfängliche Temperatur beträgt etwa eine Milliarde Kelvin, aber in Zukunft wird es schnell abkühlen.

Aufgrund seiner geringen Größe und schnellen Abkühlung galt dieser Stern lange Zeit als unbeobachtbar. Doch nach einiger Zeit wurden Pulsare entdeckt. Es stellte sich heraus, dass es sich bei diesen Pulsaren um Neutronensterne handelte. Ihren Namen verdanken sie der kurzzeitigen Aussendung von Funkimpulsen. Diese. der Stern scheint zu „blinken“. Diese Entdeckung erfolgte völlig zufällig und vor nicht allzu langer Zeit, nämlich im Jahr 1967. Diese periodischen Impulse sind darauf zurückzuführen, dass bei sehr schneller Rotation der Kegel der magnetischen Achse ständig an unserem Blick vorbeizieht, der mit der Rotationsachse einen Winkel bildet.

Ein Pulsar kann für uns nur unter den Bedingungen der Ausrichtung der magnetischen Achse nachgewiesen werden, und das sind etwa 5 % ihrer Gesamtzahl. Einige Pulsare befinden sich nicht in Radionebeln, da sich Nebel relativ schnell auflösen. Nach hunderttausend Jahren sind diese Nebel nicht mehr sichtbar und die Pulsare sind mehrere zehn Millionen Jahre alt.

Wenn die Masse eines Sterns mehr als 2,5 Sonnen beträgt, scheint er am Ende seiner Existenz in sich zusammenzufallen und von seinem eigenen Gewicht zerquetscht zu werden. Innerhalb von Sekunden verwandelt es sich in einen Punkt. Dieses Phänomen wurde „Gravitationskollaps“ genannt, und dieses Objekt wurde auch „Schwarzes Loch“ genannt.

Aus all dem, was oben gesagt wurde, ist klar, dass das Endstadium der Entwicklung eines Sterns von seiner Masse abhängt, aber es ist auch notwendig, den unvermeidlichen Verlust dieser Masse und Rotation zu berücksichtigen.

Unter Sternentwicklung versteht man in der Astronomie die Abfolge von Veränderungen, die ein Stern im Laufe seines Lebens erfährt, also über Millionen oder Milliarden Jahre hinweg, während er Licht und Wärme aussendet. Über solch enorme Zeiträume hinweg sind die Veränderungen ziemlich bedeutsam.

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 aufgrund ihrer Größe die Masse der Sonne um das 100.000- bis 10.000.000-fache: von 50 bis 300 Lichtjahren 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. Eines der Szenarien, die dazu führen, ist die Kollision zweier Wolken. Ein weiteres Ereignis, das zum Kollaps führt, könnte der Durchgang einer Wolke durch den dichten Arm einer Spiralgalaxie sein. Ein weiterer kritischer Faktor könnte die Explosion einer nahegelegenen Supernova sein, deren Schockwelle mit enormer Geschwindigkeit auf die Molekülwolke prallen wird. Es ist auch möglich, dass Galaxien kollidieren, was zu einem Ausbruch der Sternentstehung führen könnte, da die Gaswolken in jeder Galaxie durch die Kollision komprimiert werden. Generell können Inhomogenitäten der auf die Masse der Wolke wirkenden Kräfte den Prozess der Sternentstehung auslösen.
Aufgrund der entstandenen Inhomogenitäten kann der Druck des molekularen Gases eine weitere Kompression nicht mehr verhindern und das Gas beginnt sich unter dem Einfluss gravitativer Anziehungskräfte um die Zentren zukünftiger Sterne zu sammeln. Die Hälfte der freigesetzten Gravitationsenergie wird für die Erwärmung der Wolke und die andere Hälfte für die Lichtstrahlung verwendet. In Wolken nehmen Druck und Dichte zum Zentrum hin zu, und der Zusammenbruch des zentralen Teils erfolgt schneller als der der Peripherie. Mit fortschreitender Kompression nimmt die mittlere freie Weglänge der Photonen ab und die Wolke wird für ihre eigene Strahlung immer weniger transparent. Dies führt zu einem schnelleren Temperaturanstieg und einem noch schnelleren Druckanstieg. Schließlich gleicht der Druckgradient die Gravitationskraft aus und es entsteht ein hydrostatischer Kern mit einer Masse von etwa 1 % der Masse der Wolke. Dieser Moment ist unsichtbar – die Kügelchen sind im optischen Bereich undurchsichtig. Die weitere Entwicklung des Protosterns ist die Ansammlung von Materie, die weiterhin auf die „Oberfläche“ des Kerns fällt, der dadurch an Größe zunimmt. Schließlich ist die Masse der frei beweglichen Materie in der Wolke erschöpft und der Stern wird im optischen Bereich sichtbar. Dieser Moment gilt als Ende der protostellaren Phase und als Beginn der jungen Sternphase.

Nach dem Gesetz der Impulserhaltung nimmt die Rotationsgeschwindigkeit der Wolke zu, wenn die Größe abnimmt, und ab einem bestimmten Moment hört die Substanz auf, sich als ein Körper zu drehen, und wird in Schichten aufgeteilt, die unabhängig voneinander weiter kollabieren. Anzahl und Masse dieser Schichten hängen von der Anfangsmasse und Rotationsgeschwindigkeit der Molekülwolke ab. Abhängig von diesen Parametern entstehen verschiedene Himmelskörpersysteme: Sternhaufen, Doppelsterne, Sterne mit Planeten.

Junger Stern – Phase eines jungen Sterns.

Junge Sterne mit geringer Masse

Junge Sterne geringer Masse (bis zu drei Sonnenmassen), die sich der Hauptreihe nähern, sind vollständig konvektiv – der Konvektionsprozess erfasst den gesamten Körper des Sterns. Dabei handelt es sich im Wesentlichen um Protosterne, in deren Zentren Kernreaktionen gerade erst beginnen und die gesamte Strahlung hauptsächlich aufgrund der Gravitationskompression auftritt. Bis das hydrostatische Gleichgewicht hergestellt ist, nimmt die Leuchtkraft des Sterns bei konstanter effektiver Temperatur ab. Wenn die Kompression nachlässt, nähert sich der junge Stern der Hauptreihe. Objekte dieser Art werden mit T-Tauri-Sternen in Verbindung gebracht.

Wenn sich der Stern zusammenzieht, beginnt der Druck des entarteten Sterns zu steigen. Elektronengas und wenn ein bestimmter Radius des Sterns erreicht ist, hört die Kompression auf, was dazu führt, dass der durch die Kompression verursachte weitere Temperaturanstieg im Kern des Sterns stoppt und dann abnimmt. Bei Sternen mit weniger als 0,0767 Sonnenmassen ist dies nicht der Fall: Die bei Kernreaktionen freigesetzte Energie reicht nie aus, um den Innendruck und die Gravitationskompression auszugleichen. Solche „Untersterne“ geben mehr Energie ab, als bei thermonuklearen Reaktionen erzeugt wird, und werden als sogenannte Braune Zwerge klassifiziert. Ihr Schicksal ist eine ständige Kompression, bis der Druck des entarteten Gases es stoppt, und dann eine allmähliche Abkühlung mit dem Aufhören aller begonnenen thermonuklearen Reaktionen.

Junge Sterne mittlerer Masse

Junge Sterne mittlerer Masse (2 bis 8 Sonnenmassen) entwickeln sich qualitativ genauso wie ihre kleineren Geschwister, mit der Ausnahme, dass sie bis zur Hauptreihe keine Konvektionszonen haben. Objekte dieser Art sind mit dem sogenannten verbunden. Herbig-Ae\Be-Sterne mit unregelmäßigen Variablen der Spektralklasse B-F0. Sie weisen auch Scheiben und bipolare Jets auf. Die Geschwindigkeit des Materieausflusses von der Oberfläche, die Leuchtkraft und die effektive Temperatur sind deutlich höher als bei T Tauri, sodass sie die Überreste der protostellaren Wolke effektiv erwärmen und zerstreuen.

Junge Sterne mit einer Masse von mehr als 8 Sonnenmassen

Junge Sterne mit einer Masse von mehr als 8 Sonnenmassen. Sterne mit solchen Massen weisen bereits die Eigenschaften normaler Sterne auf, da sie alle Zwischenstadien durchlaufen haben und eine solche Geschwindigkeit von Kernreaktionen erreichen konnten, dass sie den Energieverlust durch Strahlung kompensierten, während sich Masse ansammelte, um ein hydrostatisches Gleichgewicht des Kerns zu erreichen. Bei diesen Sternen ist der Masse- und Leuchtkraftausfluss so groß, dass er nicht nur den gravitativen Kollaps der äußeren Bereiche der Molekülwolke, die noch nicht Teil des Sterns geworden sind, stoppt, sondern diese im Gegenteil zerstreut. Somit ist die Masse des entstehenden Sterns deutlich geringer als die Masse der protostellaren Wolke. Dies erklärt höchstwahrscheinlich das Fehlen von Sternen mit einer Masse von mehr als etwa 300 Sonnenmassen in unserer Galaxie.

Mittlerer Lebenszyklus eines Sterns

Sterne gibt es in den unterschiedlichsten Farben und Größen. Ihr Spektraltyp reicht von heißem Blau bis zu kühlem Rot und ihre Masse liegt nach jüngsten Schätzungen zwischen 0,0767 und etwa 300 Sonnenmassen. Die Leuchtkraft und Farbe eines Sterns hängen von seiner Oberflächentemperatur ab, die wiederum von seiner Masse bestimmt wird. Alle neuen Sterne „nehmen“ entsprechend ihrer chemischen Zusammensetzung und Masse ihren Platz in der Hauptreihe ein.

Kleine, kühle Rote Zwerge verbrennen langsam ihre Wasserstoffreserven und bleiben zig Milliarden Jahre lang auf der Hauptreihe, während massereiche Überriesen die Hauptreihe einige zehn Millionen (und manche sogar nur wenige Millionen) Jahre nach ihrer Entstehung verlassen.

Mittelgroße Sterne wie die Sonne bleiben durchschnittlich 10 Milliarden Jahre auf der Hauptreihe. Es wird angenommen, dass sich die Sonne immer noch auf ihr befindet, da sie sich in der Mitte ihres Lebenszyklus befindet. Sobald einem Stern der Wasserstoff in seinem Kern ausgeht, verlässt er die Hauptreihe.

Sternenreife

Nach einer bestimmten Zeit – von einer Million bis zu mehreren zehn Milliarden Jahren (abhängig von der Anfangsmasse) – erschöpft der Stern die Wasserstoffressourcen des Kerns. Bei großen und heißen Sternen geschieht dies viel schneller als bei kleinen und kühleren. Die Erschöpfung des Wasserstoffvorrats führt zum Stoppen thermonuklearer Reaktionen.

Ohne den Druck, der bei diesen Reaktionen entstand und die innere Schwerkraft im Körper des Sterns ausgleicht, beginnt der Stern wieder zu kontrahieren, wie es bereits bei seiner Entstehung der Fall war. Temperatur und Druck steigen wieder an, allerdings im Gegensatz zum Protosternstadium auf ein viel höheres Niveau. Der Kollaps setzt sich fort, bis bei einer Temperatur von etwa 100 Millionen K thermonukleare Reaktionen mit Helium beginnen.

Das auf einer neuen Ebene wieder aufgenommene thermonukleare „Verbrennen“ von Materie führt zu einer monströsen Expansion des Sterns. Der Stern „schwillt“ an, wird sehr „locker“ und seine Größe nimmt etwa um das Hundertfache zu. So entsteht der Stern, und die Phase der Heliumverbrennung dauert etwa mehrere Millionen Jahre. Fast alle Roten Riesen sind veränderliche Sterne.

Endstadien der Sternentwicklung

Alte Sterne mit geringer Masse

Ein Stern mit einer Masse von weniger als 0,5 Sonnen ist nicht in der Lage, Helium umzuwandeln, selbst wenn die Reaktionen mit Wasserstoff in seinem Kern aufhören – die Masse eines solchen Sterns ist zu klein, um eine neue Phase der Gravitationskompression in einem Ausmaß bereitzustellen, das ausreicht, um zu „zünden“. Helium Zu diesen Sternen gehören Rote Zwerge wie Proxima Centauri, deren Hauptreihenlebensdauer mehrere zehn Milliarden bis mehrere zehn Billionen Jahre beträgt. Nach dem Aufhören der thermonuklearen Reaktionen in ihren Kernen emittieren sie bei allmählicher Abkühlung weiterhin schwach im Infrarot- und Mikrowellenbereich des elektromagnetischen Spektrums.

Mittelgroße Sterne

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 es beginnen Reaktionen der Kohlenstoffsynthese aus Helium. Dieser Prozess findet bei höheren Temperaturen statt und daher nimmt der Energiefluss aus dem Kern zu und infolgedessen beginnen sich die äußeren Schichten des Sterns auszudehnen. 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.

Änderungen in der Menge der emittierten Energie führen dazu, dass der Stern Phasen der Instabilität durchläuft, einschließlich Änderungen in Größe, Oberflächentemperatur und Energiefreisetzung. Die Energieabgabe verschiebt sich in Richtung niederfrequenter Strahlung. All dies geht mit einem zunehmenden Massenverlust aufgrund starker Sternwinde und intensiver Pulsationen einher. Sterne in dieser Phase werden abhängig von ihren genauen Eigenschaften als „Stern vom späten Typ“ (auch „Sterne im Ruhestand“), OH-IR-Sterne oder Mira-ähnliche Sterne bezeichnet. Das ausgestoßene Gas ist relativ reich an schweren Elementen, die im Inneren des Sterns entstehen, wie Sauerstoff und Kohlenstoff. Das Gas bildet eine expandierende Hülle und kühlt ab, während es sich vom Stern entfernt, wodurch sich Staubpartikel und Moleküle bilden können. Mit starker Infrarotstrahlung des Ursprungssterns entstehen in solchen Hüllen ideale Bedingungen für die Aktivierung kosmischer Maser.

Kurz nach dem Heliumblitz „entzünden“ sich Kohlenstoff und Sauerstoff; Jedes dieser Ereignisse führt zu einer ernsthaften Umstrukturierung des Sternkörpers und seiner schnellen Bewegung entlang des Hertzsprung-Russell-Diagramms. Die Atmosphäre des Sterns nimmt noch mehr zu und er beginnt intensiv Gas in Form von zerstreuten Sternwindströmen zu verlieren. Das Schicksal des zentralen Teils eines Sterns hängt vollständig von seiner Anfangsmasse ab – der Kern eines Sterns kann seine Entwicklung wie folgt beenden:

(Sterne mit geringer Masse)
als Neutronenstern (Pulsar), wenn die Masse des Sterns in späteren Entwicklungsstadien die Chandrasekhar-Grenze überschreitet
wie ein Schwarzes Loch, wenn die Masse des Sterns die Oppenheimer-Volkova-Grenze überschreitet

In den letzten beiden Situationen endet die Entwicklung eines Sterns mit einem katastrophalen Ereignis – einer Supernova-Explosion.

Supermassereiche Sterne

Dadurch entstehen immer schwerere Elemente Periodensystem, Eisen-56 wird aus Silizium synthetisiert. In diesem Stadium wird eine weitere exotherme Kernfusion 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 dem Gewicht der darüber liegenden Schichten des Sterns nicht mehr standhalten, und es kommt zu einem sofortigen Kollaps des Kerns mit Neutronisierung seiner Materie.

Starke Neutrinostrahlen und ein rotierendes Magnetfeld stoßen einen Großteil der angesammelten Materie des Sterns heraus – die sogenannten Keimelemente, darunter Eisen und leichtere Elemente. Die explodierende Materie wird von Neutronen bombardiert, die aus dem Sternkern austreten, sie einfangen und dadurch eine Reihe von Elementen erzeugen, die schwerer als Eisen sind, darunter auch radioaktive, bis hin zu Uran (und vielleicht sogar Kalifornien). So erklären Supernova-Explosionen das Vorhandensein von Elementen in der interstellaren Materie, die schwerer als Eisen sind, aber dies ist nicht die einzig mögliche Art ihrer Entstehung, was beispielsweise an Technetiumsternen demonstriert wird.

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 anderen kosmischen „Bergungsmaterialien“ kollidieren und möglicherweise an der Bildung neuer Sterne, Planeten oder Satelliten beteiligt sein.

Neutronensterne

Es ist bekannt, dass bei einigen Supernovae die starke Schwerkraft in den Tiefen des Überriesen dazu führt, dass Elektronen vom Atomkern absorbiert werden, wo sie mit Protonen zu Neutronen verschmelzen. Dieser Vorgang wird Neutronisierung genannt. Die elektromagnetischen Kräfte, die benachbarte Kerne trennen, verschwinden. Der Kern des Sterns ist jetzt eine dichte Kugel aus Atomkernen und einzelnen Neutronen.
Solche Sterne, sogenannte Neutronensterne, sind extrem klein – nicht größer als eine Großstadt – und haben eine unvorstellbar hohe Dichte. Ihre Umlaufzeit wird extrem kurz, wenn die Größe des Sterns abnimmt (aufgrund der Drehimpulserhaltung). Manche Neutronensterne rotieren 600 Mal pro Sekunde. Bei einigen von ihnen kann der Winkel zwischen dem Strahlungsvektor und der Rotationsachse so groß sein, dass die Erde in den durch diese Strahlung gebildeten Kegel fällt; In diesem Fall ist es möglich, einen Strahlungsimpuls zu erkennen, der sich in Abständen wiederholt, die der Umlaufzeit des Sterns entsprechen. Solche Neutronensterne wurden „Pulsare“ genannt und waren die ersten Neutronensterne, die entdeckt wurden.

Schwarze Löcher

Die Existenz von Schwarzen Löchern wurde durch die Allgemeine Relativitätstheorie vorhergesagt. Nach dieser Theorie können Materie und Information unter keinen Umständen ein Schwarzes Loch verlassen. Quanteneffekte dürften dies jedoch verhindern, beispielsweise in Form der Hawking-Strahlung. Es bleiben noch eine Reihe offener Fragen. Insbesondere die Hauptfrage blieb bis vor Kurzem unbeantwortet: „Gibt es überhaupt Schwarze Löcher?“ Denn um mit Sicherheit sagen zu können, dass ein bestimmtes Objekt ein Schwarzes Loch ist, muss man seinen Ereignishorizont beobachten. Dies ist allein durch die Definition des Horizonts nicht möglich, aber mit Hilfe der Radiointerferometrie mit ultralanger Basislinie ist es möglich, die Metrik in der Nähe eines Objekts anhand der dortigen Gasbewegung zu bestimmen und auch schnelle Variabilität im Millisekundenbereich für Sterne aufzuzeichnen Schwarze Löcher mit großer Masse. Diese an einem Objekt beobachteten Eigenschaften sollten schlüssig beweisen, dass es sich bei dem beobachteten Objekt um ein Schwarzes Loch handelt.

Derzeit sind Schwarze Löcher nur indirekten Beobachtungen zugänglich. Durch Beobachtung der Leuchtkraft der Kerne aktiver Galaxien kann man also die Masse des Objekts abschätzen, auf dem die Akkretion stattfindet. Außerdem kann die Masse eines Objekts mithilfe des Virialsatzes aus der Rotationskurve der Galaxie oder aus der Rotationsfrequenz von Sternen in der Nähe des Objekts geschätzt werden. Eine andere Möglichkeit besteht darin, das Profil der Gasemissionslinien aus der Zentralregion aktiver Galaxien zu beobachten, was es ermöglicht, die Geschwindigkeit ihrer Rotation zu bestimmen, die bei Blazaren Zehntausende Kilometer pro Sekunde erreicht. Bei vielen Galaxien ist die Zentralmasse für jedes andere Objekt als ein supermassereiches zu groß. schwarzes Loch. Es gibt Objekte mit offensichtlicher Ansammlung von Materie, es wird jedoch keine durch die Stoßwelle verursachte spezifische Strahlung beobachtet. Daraus können wir schließen, dass die Akkretion nicht durch die feste Oberfläche des Sterns gestoppt wird, sondern einfach in Regionen mit sehr großer gravitativer Rotverschiebung geht, in denen sich nach modernen Vorstellungen und Daten (2009) kein anderes stationäres Objekt als ein Schwarzes Loch befindet möglich.