GEBURT DER STERNE
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Seit Jahrtausenden faszienieren die Sterne die Menschen. Schon in alten Kulturen, wie die der Mayas, wurden sie erforscht. Auch spielen sie in vielen Religionen eine wichtige Rolle. Man denke zum Beispiel an den Sonnengott Ra, den die Ägypter als Gott der Götter angebetet haben. Damit kann man vielleicht sagen: Astromomie ist die älteste Naturwissenschaft "dieser" Welt!
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Sterne entstehen in riesiegen Gasnebeln. Diese ziehen sich durch ihre eigene Gravitation zusammen und fangen an sich zu drehen. Sie ziehen sich so weit zusammen das sie eine Kugel bilden, und der Protostern ist geboren. Ein Protostern ist so etwas wie ein Kinderstern. Dieser Protostern wächst stetig und wird immer grösser. Irgendwann hat er so viel Masse angesammelt, dass er aufgrund der hohen Temperatur, die in seinem Inneren durch den Massendruck entsteht, die Wasserstoff Fusion zündet. Zu dem Zeitpunkt ist der Stern im Zentrum ungefähr 10 Millionen Grad heiss. Langsam fällt der Rest an Staub und Gasen auf den Stern und die Geburtshülle wird durchsichtig. |
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Je nach Menge an Materie die einem Protostern zur Verfügung
steht, entwickelt er sich weiter. Bei wenig Materie entsteht ein massearmer
Stern wie zum Beispiel ein roter Zwerg oder sogar ein
Brauner Zwerg,
der nicht einmal genug Masse hat seine
eigene Wasserstoff Kernfusion zu zünden.
Bei mittlerer Masse entsteht ein Stern wie unsere Sonne
und bei viel Masse entstehen riesige blaue Sterne.
Sie sind deshalb blau, weil sie an der Oberfläche heiss sind.
Ein Teil dieser Sterne hat eine Oberflächen-Temperatur
von mehr als 60000 K.
Kleine Sterne verbrennen ihren Wassertstoff viel
langsamer und leben deshalb viel länger als grosse heisse Sterne.
Riesige blaue Sterne leben gerade mal circa 1-2 Millionen Jahre,
das ist für Sterne eine extrem kurze Zeit.
Siehe auch allgemein bei "Von der Geburt bis zum Tod der Sterne". Der Lebenslauf eines Sternes mit 15 facher Sonnenmasse sieht so aus: - 10 Millionen Jahre Fusion von Wasserstoff zu Helium - 1 Millionen Jahre Fusion von Helium zu Kohlenstoff - 6000 Jahre Fusion von Kohlenstoff zu Neon, Magnesium, Natrium - 7 Jahre Fusion von Neon zu Sauerstoff - 1 Jahr Fusion von Sauerstoff zu Silizium - 3 Tage Fusion von Silizium zu Eisen - wenige Zehntel Sekunden bis zum Zusammenbruch des Eisenkerns - Auswurf der Oberfläche und die Helligkeit steigt auf das Zehnmilliardenfache an (Supernova-Ausbruch) - Es bleibt ein Neutronenstern |
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Das Bild links zeigt den Crab Nebula. Die Supernova durch die er entstand,
wurde im Jahr 1054 nach Chr. von chinesischen Astronomen beobachtet und
schriftlich festgehalten.
Nach einer Supernova bleiben die sogenannten Supernova-Überreste. Es gibt viele Supernova-Überreste in denen Neutronensterne gefunden wurden, zum Beispiel im Crab-Nebula im Sternbild Taurus. Neutronensterne rotieren sehr schnell, der Neutronenstern im Crab-Nebula dreht sich 30 mal in der Sekunde. Es gibt auch ein paar bekannte Schwarze Löcher, zum Beispiel Cygnus X-1, LMC X-1 und LMC X-3. Schwarze Löcher entstehen, in dem ein Neutronenstern massereicher wird. In Doppelstern-Systemen sammelt der Neutronenstern Masse vom Begleiter ein. Dadurch entwickelt er an der Oberfläche eine so hohe Anziehungskraft, dass selbst das Licht nicht mehr entkommt. Der Neutronenstern ist zum Schwarzem Loch geworden. Kleinere Sterne leben wesentlich länger. Ein Roter Zwerg der M-Klasse lebt ungefähr 100 Milliarden Jahre, unsere Sonne immerhin 10 Milliarden Jahre (von denen schon 4,5 abgelaufen sind). Auch enden sie nicht in einer Supernova sondern stossen die äussere Hülle ab die zu einem Planetarischem Nebel wird. Die Sterne enden als ein gewöhnlicher weisser Zwerg. Es ist über Sternentstehung noch längst nicht alles geklärt, aber man forscht weiter. |
Text abgefasst von Jens Warnat während einem 2 wöchigem Praktikum in der Sternwarte der Universität Bonn.
Ins Web gestellt am 8.11.2002 Textkorrekturen 2002.11.27