Dit is een uitstekend artikel.
Dit artikel is ook beschikbaar als audiobestand.

ster

Van Wikipedia, de gratis encyclopedie
Spring naar navigatie Spring naar zoeken

Onder één ster ( oud Grieks ἀστήρ, ἄστρον astēr, astron en Latijnse aster, astrum, stella, sidus voor 'ster, ster'; ahd sterno ; astronomisch symbool : ✱) in de astronomie verstaat men een massief, zelflichtend hemellichaam gemaakt van zeer heet gas en plasma , zoals de zon . Bovendien wordt een planeet in ons zonnestelsel die wordt verlicht door de zon gewoonlijk een ster genoemd , zoals een avondster , hoewel het geen ster is zoals de zon.

Naast licht zendt een ster als de zon ook straling uit in het extreem ultraviolette bereik (valse kleurweergave van de emissie van de zon bij 30 nm )

Een van de belangrijkste bevindingen van de moderne astronomie is dat bijna alle zelflichtende hemellichamen die met het blote oog zichtbaar zijn, zonachtige objecten zijn die alleen puntvormig lijken vanwege hun grote afstand. Ongeveer driekwart van de sterren maakt deel uit van een dubbel- of meervoudig systeem , velen hebben een planetair systeem . Samen gevormde sterren vormen vaker sterrenhopen . Onder gunstige omstandigheden kan een paar duizend sterren worden duidelijk onderscheiden. Ze behoren allemaal tot hetzelfde sterrenstelsel als de zon, tot de Melkweg , die uit meer dan honderd miljard sterren bestaat. Dit melkwegstelsel behoort samen met zijn naburige melkwegstelsels tot de Lokale Groep , een van de duizenden en duizenden clusters van melkwegstelsels .

Sterren kunnen verschillende afmetingen, helderheid en kleuren hebben - zoals Bellatrix als blauwe reus , Algol B als rode reus , de zon en OGLE-TR-122b , een rode dwerg (hieronder, daarnaast de gasplaneten Jupiter en Saturnus )

Sterren ontstaan uit gaswolken - in bepaalde gebieden ( H-II-gebied ) uit gasvormige moleculaire wolken - door lokale sterke compressie in verschillende fasen. Ze worden bij elkaar gehouden door de zwaartekracht van hun eigen massa en zijn daarom ongeveer bolvormig. Terwijl een ster binnen enkele miljoenen graden heet is (in de kern van de zon iets minder dan 16.000.000 Kelvin ), ligt de oppervlaktetemperatuur van de meeste van hen tussen ongeveer 2.000 K en 20.000 K (in de fotosfeer van de zon iets minder dan 6.000 K); Als blootgestelde sterkernen kunnen witte dwergen op hun oppervlak temperaturen tot 100.000 K bereiken. De gloeiende ster oppervlak niet alleen emitteert intense straling zoals licht, maar ook een stroom van geladen plasmadeeltjes ( sterrewind ) ver de ruimte, waardoor de vorming astrosphere .

Sterren kunnen aanzienlijk verschillen in massa en volume , maar ook in helderheid en kleur ; deze eigenschappen veranderen in de loop van de evolutie van een ster. Een oriënterende classificatie van de sterren is al mogelijk met de twee kenmerken absolute helderheid en spectraaltype . De eigenschappen van sterren zijn ook belangrijk als het gaat om de vraag of er al dan niet een planeet die ze konden dragen leven (zie bewoonbare zone ).

etymologie

Oudhoogduits sterno , Middelhoogduits stern [e] , Zweeds stjärna staan ​​naast verschillend gevormde Oudhoogduits sterro en Middelhoogduits sterre , Engelse ster . Niet-Germaans zijn z. B. Griekse astḗr , Latijnse stella gerelateerd. De woorden gaan terug naar Indo-Europese stē̌r- "ster". [1]

Overzicht

De meeste sterren bestaan ​​voor 99% uit waterstof en helium in de vorm van heet plasma . Hun stralingsenergie wordt in de ster gegenereerd door kernfusie van sterren en bereikt het oppervlak door intense straling en convectie . Ongeveer 90% van de sterren - de hoofdreekssterren - bevinden zich als de zon in een stabiel evenwicht tussen zwaartekracht, straling en gasdruk, waarin ze vele miljoenen tot miljarden jaren blijven.

Hemellichamen in groottevergelijking
1: Mercurius < Mars < Venus < Aarde
2: Aarde < Neptunus < Uranus < Saturnus < Jupiter
3: Jupiter < Wolf 359 < Zon < Sirius
4: Sirius < Pollux < Arctur < Aldebaran
5: Aldebaran < Rigel < Antares < Betelgeuze
6: Betelgeuze < Granatstern < VV Cephei A < VY Canis Majoris

Daarna breiden ze uit tot gigantische sterren en krimpen uiteindelijk in witte dwergen terwijl ze langzaam afkoelen. Deze zeer compacte eindstadia van stellaire evolutie en de nog dichtere neutronensterren worden tot de sterren gerekend, hoewel ze alleen straling uitzenden vanwege hun restwarmte.

De dichtstbijzijnde en best bestudeerde ster is de zon , het centrum van het zonnestelsel . In de Middeleeuwen was het nog onbekend dat de zon een “normale ster” was, maar oude natuurfilosofen vermoedden al dat hij heter moest zijn dan een gloeiende steen. De zon is de enige ster die structuren duidelijk kan worden gezien vanaf de Aarde: zonnevlekken , zon fakkels en zonnevlammen .

Slechts een paar relatief nabije superreuzen zoals Betelgeuze of Mira zijn in de modernste telescopen zichtbaar als schijven die grove onregelmatigheden kunnen onthullen. Daarvoor zijn alle andere sterren te ver weg; Met de beschikbare optische instrumenten verschijnen ze als diffractieschijven van puntachtige lichtbronnen.

In het verleden werd de term vaste sterren gebruikt om het te onderscheiden van staartsterren ( kometen ) en zwervende sterren ( planeten ). Echter, de posities van de sterren aan de hemel niet vast, maar hun ster locaties langzaam verschuiven tegen elkaar. De meetbare eigenbeweging varieert in grootte en kan ongeveer tien boogseconden per jaar zijn voor een relatief nabije ster als Barnard's Arrow Star (10,3 / a). Over tienduizend jaar zullen daarom sommige van de huidige sterrenbeelden aanzienlijk veranderd zijn.

Met het blote oog zijn , afhankelijk van de duisternis en de atmosferische omstandigheden, ongeveer 2000 tot 6000 sterren aan de hemel te zien , maar minder dan 1000 in de buurt van de stad zijn de variaties in temperatuur , helderheid , massadichtheid , volume en levensduur enorm reeksen waarden. De buitenste lagen van rode reuzensterren zouden vacuüm worden genoemd volgens de criteria van aardse technologie, terwijl neutronensterren dichter kunnen zijn dan atoomkernen ; Met een massadichtheid van 4 · 10 15 kg/m³ zou een lepel met 12 cm³ ongeveer evenveel wegen als het volledige water in het Bodenmeer (48 km³ ). De zeer verschillende verschijningsvormen van sterren komen overeen met aanzienlijke verschillen in hun interne structuur; Tussen de diepteafhankelijk gestructureerde zones vinden vaak turbulente uitwisselingsprocessen plaats. Dit artikel geeft een globaal overzicht en verwijst naar andere artikelen.

Sterren vanuit menselijk oogpunt

Sterren hebben een belangrijke rol gespeeld in alle culturen en hebben de menselijke verbeelding geïnspireerd. Ze werden religieus geïnterpreteerd en gebruikt om de kalender te bepalen, later ook als navigatiesterren . In de oudheid stelden natuurfilosofen zich voor dat de vaste sterren uit gloeiend gesteente konden bestaan, omdat normaal kolenvuur niet voldoende bleek te zijn voor de hitte die op zo'n grote afstand effectief was. Dat sterren daarentegen alleen uit gas bestaan, werd pas zo'n 300 jaar geleden onderkend - onder meer door verschillende interpretaties van de zonnevlekken - en bevestigd door de spectrale analyse die in de 19e eeuw opkwam. De eerste fysiek gefundeerde hypothesen over de vorming van sterren komen van Kant en Laplace . Beiden gingen uit van een oermist, maar hun veronderstelde vormingsprocessen verschilden. Vaak worden beide theorieën echter gecombineerd als de Kant-Laplace-theorie .

Sterrenbeelden en namen van sterren

Sommige van de in de westerse cultuur bekende sterrenbeelden gaan terug tot de Babyloniërs en de Griekse oudheid . De twaalf sterrenbeelden van de dierenriem vormden de basis van de astrologie . Vanwege de precessie zijn de zichtbare sterrenbeelden tegenwoordig echter ongeveer één teken verschoven in vergelijking met de astrologische tekens van de dierenriem . Veel van de eigennamen die tegenwoordig bekend zijn, zoals Algol , Deneb of Regulus, komen uit het Arabisch en het Latijn .

Vanaf ongeveer 1600 gebruikte de astronomie de sterrenbeelden om de objecten in de respectieve gebieden van de hemel bij naam te identificeren. Een systeem voor het benoemen van de helderste sterren in een sterrenbeeld, dat tegenwoordig nog steeds wijdverbreid is, gaat terug op de sterrenkaarten van de Duitse astronoom Johann Bayer . De Bayer-aanduiding van een ster bestaat uit een Griekse letter gevolgd door de genitief van de Latijnse naam van het sterrenbeeld waarin de ster zich bevindt; bijvoorbeeld γ Lyrae verwijst naar de derde helderste ster in het sterrenbeeld Lyra . Een soortgelijk systeem werd geïntroduceerd door de Britse astronoom John Flamsteed : De Flamsteed-naam van een ster bestaat uit een voorafgaand getal in oplopende volgorde van rechte klimming en, op zijn beurt, de genitief van de Latijnse naam van het sterrenbeeld, zoals 13 Lyrae. De Flamsteed-aanduiding wordt vaak gekozen als er geen Bayer-aanduiding voor een ster is. De meeste sterren worden alleen geïdentificeerd door hun nummer in een sterrencatalogus . De meest voorkomende hiervoor is de SAO-catalogus met ongeveer 250.000 sterren. In boekvorm (100 sterren per pagina) omvat het ongeveer 2.500 pagina's in 4 delen, maar is ook beschikbaar als database .

Er zijn een aantal bedrijven en zelfs enkele observatoria die betalende klanten de mogelijkheid bieden om sterren naar hen te vernoemen. Deze namen worden echter door niemand herkend, behalve door het registrerende bedrijf en de klant. De Internationale Astronomische Unie , de officiële instantie die verantwoordelijk is voor het benoemen van sterren , heeft duidelijk afstand genomen van deze praktijk.

Schijnbare beweging van de sterrenhemel

Aangezien de aarde in de loop van een dag eenmaal om zichzelf draait en in de loop van een jaar eenmaal om de zon draait, verandert het zicht op de hemel met sterren en sterrenbeelden voor de waarnemer op aarde zowel tijdens de nacht als met de seizoenen .

Kijkrichting naar het noorden (klik voor animatie)

Voor de waarnemer op het noordelijk halfrond van de aarde (ten noorden van de evenaar van de aarde) geldt het volgende: Bij het zoeken naar het noorden, de hemel sterrenhemel draait tegen de klok in rond de poolster tijdens de nacht. Als je naar het zuiden kijkt, lopen de schijnbare sterbanen andersom (omdat de waarnemer andersom staat): De sterren en de sterrenhemel bewegen met de klok mee van links (oost) naar rechts (west). In de loop van een jaar, dezelfde beweging, maar 365 keer langzamer, geldt als men altijd kijkt naar de hemel op hetzelfde moment : in het noorden tegen de klok in, in het zuiden van links naar rechts. De sterrenhemel kan zeer vergelijkbare beelden vertonen - met uitzondering van de posities van de planeten en de maan: Zo is het uitzicht op 31 oktober om 04:00 uur bijna hetzelfde als dat op 31 december om middernacht of op 2 maart om 20.00 uur Dit betekent dat een tijdsverandering van vier uur (een zesde van een dag) overeenkomt met een verandering in de kalender van ongeveer 60 dagen (een zesde van een jaar).

Voor de waarnemer op het zuidelijk halfrond van de aarde (ten zuiden van de evenaar) geldt het volgende: Kijkend naar het zuiden draait de sterrenhemel met de klok mee rond de zuidelijke hemelpool. Als je naar het noorden kijkt, lopen de schijnbare sterbanen andersom: de sterren bewegen tegen de klok in van rechts (oost) naar links (west). In de loop van een jaar, kijkend naar het zuiden, ontstaat dezelfde beweging, alleen langzamer, met de klok mee. Kijkend naar het noorden, is de schijnbare beweging weer tegen de klok in van rechts naar links.

Verdeling van sterren aan de hemel

De dichtstbijzijnde ster bij de aarde is de zon. De dichtstbijzijnde vaste ster in de klassieke zin is Proxima Centauri , deze bevindt zich op een afstand van 4,22 lichtjaar (ly). De ster die na de zon het helderst lijkt, is Sirius met een schijnbare magnitude van -1,46 m , gevolgd door ongeveer 20 sterren van de eerste magnitude . De helderheid van Sirius, op 8,6 lichtjaar afstand, is ongeveer 25 keer sterker dan die van de zon en meer dan duizend keer zwakker dan die van Deneb . Alle sterren die met het blote oog te zien zijn, behoren tot de Melkweg . Ze zijn geconcentreerd - samen met meer dan 100 miljard zwakkere sterren die onzichtbaar zijn voor het blote oog - in een band aan de nachtelijke hemel die het vlak van de Melkweg markeert.

Afbeelding van een ster bij hoge vergroting (hier R Leonis ongeveer 330 ly. Weg ). Naast het onopgeloste beeld van de ster zijn ook de diffractieschijven van de puntbron te zien.

Vanwege hun enorme afstand verschijnen sterren alleen als lichtpunten aan de hemel, die wanneer ze door het oog of de telescoop worden bekeken, uitsmeren in diffractieschijven . Hoe groter de opening , hoe kleiner de diffractieringen (zie afbeelding). Alleen de twee zeer nabije reuzensterren Betelgeuze en Mira liggen met een schijnbare diameter van ongeveer 0,03" aan de resolutiegrens van de Hubble-ruimtetelescoop en verschijnen daar als een ongestructureerd oppervlak.

Het flikkeren van de sterren, de scintillatie , die vooral zichtbaar is bij waarneming met het blote oog, is gebaseerd op turbulentie in de atmosfeer van de aarde . Het heeft niets te maken met de lichtgevende eigenschappen van de sterren.

Met het blote oog zijn onder optimale omstandigheden sterren van de zesde magnitude te zien . Aan de aardse nachtelijke hemel is dit maximaal 5000, dus aan de zichtbare helft van de hemel ongeveer 2000. Dit aantal geldt voor volledig heldere lucht en daalt vaak tot slechts 300-500 sterren als gevolg van industriële en stedelijke lichtvervuiling , in stadscentra zelfs tot 50-100 sterren.

Voorkomen en kenmerken

In de afgelopen honderd jaar heeft de astronomie in toenemende mate haar toevlucht genomen tot natuurkundige methoden. Een groot deel van de kennis over sterren is gebaseerd op theoretische stermodellen, waarvan de kwaliteit wordt afgemeten aan hun overeenstemming met astronomische waarnemingen. Omgekeerd is de studie van de sterren, vanwege de enorme verscheidenheid aan verschijnselen en het scala aan betrokken parameters, ook van groot belang voor fundamenteel natuurkundig onderzoek .

Ruimtelijke verdeling en dynamiek van de sterren

De Melkweg . Alleen al in dit spectaculaire veld heeft de 2MASS- analysesoftware bijna 10 miljoen sterren geïdentificeerd en hun eigenschappen gemeten.

Bijna alle sterren zijn te vinden in sterrenstelsels . Sterrenstelsels bestaan ​​uit een paar miljoen tot honderden miljarden sterren en zijn zelf gerangschikt in clusters van sterrenstelsels . Volgens schattingen van astronomen zijn er ongeveer 100 miljard van dergelijke sterrenstelsels in het hele zichtbare heelal, met in totaal ongeveer 70 biljoen (7 × 10 22 ) sterren. Door de zwaartekracht draaien sterren om het centrum van hun melkwegstelsel met snelheden in het bereik van enkele tientallen km / s en hebben ze doorgaans enkele 100.000 tot 200 miljoen jaar nodig voor één baan (vgl. Galactisch jaar ). Naar het centrum toe zijn de doorlooptijden echter beduidend korter. De sterren zijn niet volledig gelijkmatig verdeeld binnen een sterrenstelsel, maar vormen soms open sterrenhopen zoals de Pleiaden , ook wel zeven sterren genoemd , of bolvormige sterrenhopen , die zich in de halo van sterrenstelsels bevinden. Bovendien zijn ze veel dichterbij in het galactische centrum dan in de perifere gebieden.

De langste lijst van bekende sterren, de Tycho-catalogus [2] , telt 2.539.913 sterren (vanaf 2015) en vermeldt hun positie, beweging en fotometrische informatie. Tot magnitude +11,0 wordt de catalogus als 99,9% compleet beschouwd. Het is het resultaat van de Hipparcos- satellietmissie en het systematische onderzoek van de lucht. De opvolger van de missie naar Hipparcos is de Gaia- satellietmissie. Deze satelliet verzamelt sinds 2013 data en is bedoeld om de bestaande dataset flink uit te breiden.

Toestandsvariabelen van de sterren

Kleur-helderheid diagram, schematisch. De logaritmische helderheidsschaal strekt zich uit over meer dan vier machten van tien. Het blauwe spectrale bereik is aan de linkerkant en het rode spectrale bereik aan de rechterkant. Het getekende lijnveld markeert spectrale klassen B0 tot M0 en helderheidsklassen Ia tot V.

Sterren kunnen bijna volledig worden gekarakteriseerd met slechts een paar toestandsvariabelen . De belangrijkste worden fundamentele parameters genoemd . Waaronder:

en, afhankelijk van de context:

De oppervlaktetemperatuur, de versnelling door de zwaartekracht en de frequentie van de chemische elementen op het steroppervlak kunnen direct uit het spectrum van de ster worden bepaald. Als de afstand tot een ster bekend is, bijvoorbeeld door zijn parallax te meten, kan de helderheid worden berekend met behulp van de schijnbare helderheid , die wordt gemeten door fotometrie . Uit deze informatie kunnen uiteindelijk de straal en de massa van de ster worden berekend. De rotatiesnelheid v op de evenaar kan niet direct worden bepaald, alleen de geprojecteerde component met de helling i , die de oriëntatie van de rotatie-as beschrijft.

Meer dan 99 procent van alle sterren kan duidelijk worden toegewezen aan een spectrale klasse en een helderheidsklasse . Deze vallen binnen het Hertzsprung-Russell-diagram (HRD) of het gerelateerde kleur-helderheidsdiagram in relatief kleine gebieden, waarvan de belangrijkste de hoofdreeks is . Door middel van een kalibratie op basis van de bekende toestandsvariabelen van sommige sterren is het mogelijk om de toestandsvariabelen van andere sterren direct vanuit hun positie in dit diagram te schatten. Doordat bijna alle sterren zo eenvoudig te classificeren zijn, wordt het uiterlijk van sterren bepaald door relatief weinig natuurkundige principes.

In de loop van zijn evolutie beweegt de ster in het Hertzsprung-Russell-diagram. De bijbehorende baan van een ster in dit diagram wordt grotendeels bepaald door een enkele grootheid, namelijk de initiële massa . De sterren blijven het grootste deel van de tijd op de hoofdreeks, ontwikkelen zich in de late stadia tot rode reuzen en eindigen soms als witte dwergen . Deze stadia worden in meer detail beschreven in de sectie over stellaire evolutie.

Het waardenbereik van sommige toestandsvariabelen omvat vele ordes van grootte . De oppervlaktetemperaturen van hoofdreekssterren variëren van ongeveer 2200 K tot 45.000 K, hun massa's van 0,07 tot 120 zonsmassa's en hun stralen van 0,1 tot 25 zonnestralen . Rode reuzen zijn aanzienlijk koeler en kunnen zo groot worden dat de hele baan van de aarde erin zou passen . Witte dwergen hebben temperaturen tot 100.000 K, maar zijn maar zo klein als de aarde, hoewel hun massa vergelijkbaar is met die van de zon . De massa van sterren in de hoofdreeks kan worden geschat met behulp van de massa-helderheidsrelatie .

Ten slotte is de eigenbeweging van een ster de snelheidsvector ten opzichte van de stand van de zon. Typische zelfbewegingen zijn tussen de 10 en 100 kilometer per seconde. Dit is meestal ook een eigenschap van de omgeving van de ster, dat wil zeggen dat sterren meestal in rust zijn in hun eigen omgeving. Dit komt omdat sterren in groepen worden gevormd uit grote gaswolken. Willekeurige processen zoals sterontmoetingen in dichte bolhopen of mogelijke supernova-explosies in hun omgeving kunnen sterren bovengemiddelde snelheden geven (zogenaamde weggelopen sterren of hypersnelle lopers ). De respectieve snelheid gaat echter nooit verder dan waarden van een paar honderd kilometer per seconde. De eerste ontdekking van sterren die de Melkweg verlaten vanwege hun eigen beweging, werd de afgelopen jaren gedaan. Op dit moment zijn elf van deze sterren bekend, waarvan de meeste hun impuls kregen van nauwe ontmoetingen met het zwarte gat in het galactische centrum. [3] [4]

Stellaire evolutie

Verschijning

Een groot deel van de sterren ontstond meer dan 10 miljard jaar geleden in de vroege stadia van het heelal . Maar er worden nog steeds sterren gevormd. De typische stervorming verloopt volgens het volgende schema:

Beelden van een opkomende ster: boven een stralende straal van 12 lichtjaar lang in een optische opname, in de onderste infraroodopname de stofschijf, waarvan de rand te zien is als een balk in het midden van een donkere dubbele kegel.
Schematisch overzicht van de levensfasen van een ster
  1. Het startpunt voor stervorming is een gaswolk (meestal een moleculaire wolk ), die voornamelijk uit waterstof bestaat en door zijn eigen zwaartekracht instort. Dit gebeurt wanneer de zwaartekracht de gasdruk domineert en aan het Jeans-criterium wordt voldaan. Triggers kunnen b.v. B. de drukgolf van een nabije supernova , dichtheidsgolven in de interstellaire materie of de stralingsdruk van reeds gevormde jonge sterren.
  2. De verdere samendrukking van de gaswolk creëert individuele bolletjes (ruimtelijk eng beperkte stof- en gaswolken), waaruit de sterren tevoorschijn komen: de sterren worden zelden geïsoleerd, maar eerder in groepen gevormd. De krimpperiode duurt in totaal zo'n 10 tot 15 miljoen jaar.
  3. Met de verdere samentrekking van de bolletjes neemt de dichtheid toe en door de vrijkomende gravitatie-energie (zoals de verhoogde gravitatiedruk) stijgt de temperatuur verder ( virial law ; de kinetische energie van de deeltjes komt overeen met de temperatuur). De vrije ineenstorting komt tot stilstand wanneer de wolk in het kleurhelderheidsdiagram de zogenaamde Hayashi-lijn bereikt , die het gebied afbakent waarbinnen stabiele sterren mogelijk zijn. Dan beweegt de ster in het kleurhelderheidsdiagram eerst langs deze Hayashi-lijn voordat hij naar de hoofdreeks gaat, waar de zogenaamde waterstofverbranding begint, d.w.z. de stellaire kernfusie van waterstof tot helium via de Bethe-Weizsäcker-cyclus of de Proton- protonen reactie . Als gevolg van het impulsmoment van de bolletjes vormt zich een schijf die om de jonge ster draait en van waaruit deze verdere massa aangroeit . Uit deze accretieschijf kunnen een of meer sterren en planeten ontstaan. Deze fase van stellaire evolutie is echter nog niet goed begrepen. Het vlak van de schijf wordt de ecliptica . Tijdens groei van de schijf materie stralen vormen ook in beide richtingen van de polaire assen (zie afbeelding), die een lengte van meer dan 10 lichtjaren bereiken.

Massieve sterren komen minder vaak voor dan sterren met een lage massa. Dit wordt beschreven door de oorspronkelijke massafunctie . Afhankelijk van de massa zijn er verschillende scenario's voor stervorming:

  • Boven een bepaalde limietmassa kunnen sterren zich onmogelijk vormen door het accretieproces, omdat deze sterren in het accretiestadium al zo'n sterke stellaire wind zouden produceren dat het massaverlies de accretiesnelheid zou overschrijden. Sterren van deze grootte, zoals de blauwe achterblijvers (Engl. Blue achterblijvers), waarschijnlijk veroorzaakt door sterbotsingen .
  • Massieve en dus hete sterren met meer dan 8 zonsmassa's trekken relatief snel samen. Na het ontsteken van de kernfusie drijft de UV- rijke straling de omringende bolletjes snel uit elkaar en neemt de ster geen massa meer aan. U komt dus heel snel bij de hoofdreeks in het Hertzsprung-Russell-diagram . Met een massa van 265 zonsmassa's is de tot nu toe ontdekte zwaarste ster met de afkorting R136a1 iets meer dan een miljoen jaar oud en bevindt hij zich in een sterrenhoop in de tarantulanevel van de Grote Magelhaense Wolk . [5] Toen hij werd gevormd, had de ster tot wel 320 zonsmassa's kunnen hebben.[6]
  • Sterren tussen ongeveer 3 en 8 zonsmassa's doorlopen een fase waarin ze Herbig-Ae/Be-sterren worden genoemd . In deze fase bevindt de ster zich al in de hoofdreeks, maar neemt gedurende enige tijd massa toe.
  • Sterren met een lagere massa tussen 0,07 en 3 zonsmassa's blijven nog enige tijd ingebed in de bolletjes na de ontsteking van de kernfusie en blijven massa aangroeien. Gedurende deze tijd zijn ze alleen te zien in het infrarode spectrale bereik. Als ze de hoofdreeks naderen, gaan ze door het T-Tauri-sterrenpodium .
  • Objecten tussen 13 en 75 massa's van Jupiter (of 0,07 zonsmassa's) bereiken ook de temperatuur die nodig is om een kernfusie te doen ontbranden, maar niet de fusie van waterstof, maar alleen die van oer- deuterium , dat in kleine hoeveelheden aanwezig is, en vanaf 65 Jupiter massa's ook van lithium . Deze objecten worden bruine dwergen genoemd en bevinden zich qua massa tussen de planetaire gasreuzen (tot 13 MJ ) en sterren. Omdat de brandstoftoevoer onvoldoende is om de samentrekking merkbaar te stoppen, worden bruine dwergen substellaire objecten genoemd. [7]
Actief stervormingsgebied NGC604 met een diameter van 1300 lichtjaar in de driehoekige nevel M33

Uit een bolletje kan zowel een dubbel- of meerstersysteem als een enkele ster ontstaan. Als sterren zich in groepen vormen, kunnen sterren die zich onafhankelijk van elkaar hebben gevormd ook dubbele of meervoudige sterrenstelsels vormen door wederzijdse vangst. Naar schatting maakt ongeveer tweederde van alle sterren deel uit van een dubbel- of meervoudig sterrenstelsel.

In de vroege stadia van het heelal waren alleen waterstof en helium beschikbaar voor stervorming. Diese Sterne zählt man zur so genannten Population III, sie waren zu massereich und somit zu kurzlebig, um bis heute zu existieren. Die nächste Generation, Population-II-Sterne genannt, existieren noch heute, man findet sie vor allem im Halo der Milchstraße, aber auch in Sonnennähe wurden sie nachgewiesen. Sterne, die später entstanden sind, enthalten von Anfang an einen gewissen Anteil an schweren Elementen, die in früheren Sterngenerationen durch Kernreaktionen erzeugt wurden und beispielsweise über Supernova-Explosionen die interstellare Materie mit schweren Elementen anreicherten. Die meisten Sterne in der Scheibe der Milchstraße gehören dazu. Man bezeichnet sie als Sterne der Population I.

Ein Beispiel für eine aktive Sternentstehungsregion ist NGC 3603 im Sternbild Kiel des Schiffs in einer Entfernung von 20.000 Lichtjahren . Sternentstehungsprozesse werden im Infraroten und im Röntgenbereich beobachtet, da diese Spektralbereiche durch die umgebenden Staubwolken kaum absorbiert werden, anders als das sichtbare Licht. Dazu werden Satelliten eingesetzt wie beispielsweise das Röntgenteleskop Chandra .

Hauptreihenphase

Das Farben-Helligkeits-Diagramm gleichzeitig entstandener Sterne unterschiedlicher Massen enthält einen Abzweigepunkt , der das Alter der Gruppe widerspiegelt. Oberhalb dieses Punktes haben sich die Sterne bereits von der Hauptreihe fortentwickelt.

Der weitere Verlauf der Sternentwicklung wird im Wesentlichen durch die Masse bestimmt. Je größer die Masse eines Sternes ist, desto kürzer ist seine Brenndauer. Die massereichsten Sterne verbrauchen in nur wenigen hunderttausend Jahren ihren gesamten Brennstoff. Ihre Strahlungsleistung übertrifft dabei die der Sonne um das Hunderttausendfache oder mehr. Die Sonne dagegen hat nach 4,6 Milliarden Jahren noch nicht einmal die Hälfte ihrer Hauptreihenphase hinter sich gebracht. Die massenarmen Roten Zwerge entwickeln sich noch wesentlich langsamer. Da die Roten Zwerge ein Alter von mehreren 10 Milliarden bis hin zu Billionen von Jahren erreichen und das Universum erst etwa 14 Milliarden Jahre alt ist, hat von den masseärmsten Sternen auch noch kein einziger die Hauptreihe verlassen können.

Neben der Masse ist der Anteil an schweren Elementen von Bedeutung. Neben seinem Einfluss auf die Brenndauer bestimmt er, ob sich beispielsweise Magnetfelder bilden können oder wie stark der Sternwind wird, der zu einem erheblichen Massenverlust im Laufe der Sternentwicklung führen kann. Die folgenden Entwicklungsszenarien beziehen sich auf Sterne mit solaren Elementhäufigkeiten, wie sie für die meisten Sterne in der Scheibe der Milchstraße üblich sind. In den magellanschen Wolken beispielsweise, zwei Zwerggalaxien in der Nachbarschaft der Milchstraße, haben die Sterne jedoch einen deutlich geringeren Anteil an schweren Elementen.

Sterne verbringen nach ihrer Entstehung den größten Teil ihrer Brenndauer (etwa 90 Prozent ihrer Lebenszeit) auf der Hauptreihe. Während dieser Dauer wird im Kern der Sterne gleichmäßig Wasserstoff zu Helium fusioniert . Die schwereren Sterne sind dabei heißer und heller und befinden sich links oben im Farben-Helligkeits-Diagramm, die leichteren rechts unten bei den kühleren mit geringerer Leuchtkraft. Im Verlauf dieser Hauptreihenphase werden die Sterne langsam größer, heißer und heller und bewegen sich in Richtung der Riesensterne. Dies trifft auch auf die Sonne zu, die heute etwa 40 Prozent heller ist als bei ihrer Entstehung.

Die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium findet dabei in einem Zentralbereich des Sternes statt, der nur wenige Prozent seines Gesamtvolumens einnimmt, jedoch etwa die Hälfte seiner Masse enthält. Die Temperatur beträgt dort über 10 Millionen Kelvin. Dort sammeln sich auch die Fusionsprodukte an. Der Energietransport an die Sternoberfläche dauert mehrere hunderttausend Jahre. Er findet über Strahlungstransport , Wärmeleitung oder Konvektion statt. Den Bereich, der die Strahlung in den Weltraum abgibt, nennt man die Sternatmosphäre . Ihre Temperatur beträgt mehrere tausend bis mehrere zehntausend Kelvin. So weist beispielsweise ein Stern mit 30 Sonnenmassen eine typische Oberflächentemperatur von 40.000 K auf. Er gibt daher fast ausschließlich UV-Strahlung ab und nur etwa 3 % sichtbares Licht.

Spätstadien

Letzte Brennphasen

Planetarischer Nebel Messier 57 ( Ringnebel ) mit einem Durchmesser von etwa einem Lichtjahr
Nebel um den extrem massereichen Stern Eta Carinae mit einem Längsdurchmesser von etwa 0,5 Lichtjahren, entstanden durch Eruptionen vor 100 bis 150 Jahren

Bei genügend hoher Temperatur und ausreichend hohem Druck beginnen die beim Wasserstoffbrennen erbrüteten Heliumkerne im Kern des Sterns zu fusionieren. Das Wasserstoffbrennen wird dabei nicht ausgesetzt, sondern läuft in einer Schale um den Helium brennenden Kern weiter. Damit einher geht, dass der Stern die Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm verlässt. Das Zünden des Heliumbrennens ist aber nur für Sterne hinreichender Masse möglich (ab 0,3 Sonnenmassen, siehe unten), leichtere Sterne glühen nach Abschluss des Wasserstoffbrennens aus. Die weitere Entwicklung verläuft für massearme und massereiche Sterne deutlich verschieden. Dabei bezeichnet man Sterne bis zu 2,3 Sonnenmassen als massearm.

  • Massearme Sterne bis zu 0,3 Sonnenmassen führen die Fusion des Wasserstoffs in einer wachsenden Schale um den erloschenen Kern fort. Sie erlöschen nach dem Ende dieses so genannten Schalenbrennens vollständig. Durch die Temperaturabnahme im Zentrum geben sie der Schwerkraft nach und kontrahieren zu Weißen Zwergen mit Durchmessern von einigen tausend Kilometern. Dadurch steigt die Oberflächentemperatur zunächst stark an. Im weiteren Verlauf kühlen die Weißen Zwerge jedoch ab und enden schließlich als Schwarze Zwerge .
  • Massearme Sterne zwischen 0,3 und 2,3 Sonnenmassen wie die Sonne selbst erreichen durch weitere Kontraktion die zum Heliumbrennen notwendige Temperatur und Dichte in ihrem Kern. Bei der Zündung des Heliumbrennens spielen sich innerhalb von Sekunden dramatische Prozesse ab, bei denen der Leistungsumsatz im Zentrum auf das 100-Milliarden-Fache der heutigen Sonnenleistung ansteigen kann, ohne dass an der Oberfläche davon etwas erkennbar ist. Diese Vorgänge bis zur Stabilisierung des Heliumbrennens werden als Heliumflash bezeichnet. Beim Heliumbrennen entstehen Elemente bis zum Sauerstoff . Gleichzeitig findet in einer Schale um den Kern noch Wasserstoffbrennen statt. Durch den Temperatur- und Leistungsanstieg expandieren die Sterne zu Roten Riesen mit Durchmessern von typischerweise dem Hundertfachen der Sonne. Dabei werden oft die äußeren Hüllen der Sterne abgestoßen und bilden Planetarische Nebel . Schließlich erlischt auch das Heliumbrennen und die Sterne werden zu Weißen Zwergen wie oben beschrieben.
  • Massereiche Sterne zwischen 2,3 und 3 Sonnenmassen erreichen nach dem Heliumbrennen das Stadium des Kohlenstoffbrennens , bei dem Elemente bis zum Eisen entstehen. Eisen ist in gewissem Sinne die Sternenasche, da aus ihm durch Fusion keine weitere Energie gewonnen werden kann. Durch Sternwind oder die Bildung Planetarischer Nebel verlieren diese Sterne jedoch einen erheblichen Teil ihrer Masse. Sie geraten so unter die kritische Grenze für eine Supernova -Explosion und werden ebenfalls zu Weißen Zwergen.
  • Massereiche Sterne über 3 Sonnenmassen verbrennen in den letzten Jahrtausenden ihres Lebenszyklus praktisch alle leichteren Elemente in ihrem Kern zu Eisen. Auch diese Sterne stoßen einen großen Teil der Masse in ihren äußeren Schichten als Sternwind ab. Die dabei entstehenden Nebel sind oft bipolare Strukturen, wie zum Beispiel der Homunkulusnebel um η Carinae . Gleichzeitig bilden sich um den Kern im Sterninneren Schalen nach Art einer Zwiebel, in denen verschiedene Fusionsprozesse stattfinden. Die Zustände in diesen Schalen unterscheiden sich dramatisch. Das sei exemplarisch am Beispiel eines Sternes mit 18 Sonnenmassen dargestellt, der die 40.000-fache Sonnenleistung und den 50-fachen Sonnendurchmesser aufweist:
Übersicht über die Fusionsprozesse innerhalb massereicher Sterne
Fusions-
material
Fusionsvorgang
(Nukleosynthese)
Temperatur
(Mill. K )
Dichte
(kg/cm³)
Fusions-
dauer
H Wasserstoffbrennen 40 0,006 10 Mill. Jahre
He Heliumbrennen 190 1,1 1 Mill. Jahre
C Kohlenstoffbrennen 740 240 10.000 Jahre
Ne Neonbrennen 1.600 7.400 10 Jahre
O Sauerstoffbrennen 2.100 16.000 5 Jahre
Si Siliciumbrennen 3.400 50.000 1 Woche
Fe -Kern Kernfusion schwerster Elemente 10.000 10.000.000 -
Die Grenze zwischen der Helium- und der Kohlenstoffzone ist hinsichtlich des relativen Temperatur- und Dichtesprungs vergleichbar mit der Erdatmosphäre über einem Lavasee. Ein erheblicher Teil der gesamten Sternmasse konzentriert sich im Eisenkern mit einem Durchmesser von nur etwa 10.000 km. Sobald er die Chandrasekhar-Grenze von 1,44 Sonnenmassen überschreitet, kollabiert er innerhalb von Sekundenbruchteilen, während die äußeren Schichten durch freigesetzte Energie in Form von Neutrinos und Strahlung abgestoßen werden und eine expandierende Explosionswolke bilden. Unter welchen Umständen als Endprodukt einer solchen Supernova vom Typ II ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch entsteht, ist noch nicht genau bekannt. Dabei dürfte neben der Masse aber auch die Rotation des Vorläufersterns und dessen Magnetfeld eine besondere Rolle spielen. Möglich wäre auch die Bildung eines Quarksterns , dessen Existenz jedoch bisher lediglich hypothetisch ist. Ereignet sich die Supernova in einem Doppelsternsystem, bei dem Massetransfer von einem Roten Riesen zu einem Weißen Zwerg stattfindet ( Typ Ia ), können Kohlenstofffusionsprozesse den Stern sogar vollständig zerreißen.

Nukleosynthese und Metallizität

Elemente schwerer als Helium werden fast ausschließlich durch Kernreaktionen im späten Verlauf der Sternentwicklung erzeugt, in der so genannten Nukleosynthese . Bei den im thermischen Gleichgewicht ablaufenden Fusionsreaktionen im Plasma können alle Elemente bis zur Kernladungszahl von Eisen entstehen. Schwerere Elemente, bei denen die Bindungsenergie pro Nukleon wieder ansteigt, werden durch Einfangen von Nuklearteilchen in nichtthermischen Kernreaktionen gebildet. Hauptsächlich entstehen schwere Elemente durch Neutroneneinfang mit nachfolgendem β-Zerfall in kohlenstoffbrennenden Riesensternen im s-Prozess oder in der ersten, explosiven Phase einer Supernova im r-Prozess . Hierbei steht s für slow und r für rapid . Neben diesen beiden häufigsten Prozessen, die im Endergebnis zu deutlich unterscheidbaren Signaturen in den Elementhäufigkeiten führen, finden auch Protoneneinfang und Spallation statt.

Die entstandenen Elemente werden zum großen Teil wieder in das interstellare Medium eingespeist, aus dem weitere Sterngenerationen entstehen. Je häufiger dieser Prozess bereits durchlaufen wurde, umso mehr sind die Elemente, die schwerer als Helium sind, angereichert. Für diese Elemente hat sich in der Astronomie der Sammelbegriff Metalle eingebürgert. Da sich diese Metalle einigermaßen gleichmäßig anreichern, genügt es oft, statt der einzelnen Elementhäufigkeiten die Metallizität anzugeben. Sterne, deren relative Häufigkeitsmuster von diesem Schema abweichen, werden als chemisch pekuliar bezeichnet. Spätere Sternengenerationen haben folglich eine höhere Metallizität. Die Metallizität ist daher ein Maß für das Entstehungsalter eines Sternes.

Doppelsterne

Ein Doppelstern oder Doppelsternsystem besteht aus zwei Sternen, die scheinbar oder tatsächlich am Himmel nahe beisammenstehen. Wenn sie gravitativ aneinander gebunden sind, bewegen sie sich periodisch um ihren gemeinsamen Schwerpunkt .

Man unterscheidet folgende Arten doppelter Sterne bzw. Sternpaare:

  • Optische Doppelsterne (scheinbare Doppelsterne): zwei Sterne, die von der Erde aus in fast gleicher Richtung am Himmel erscheinen, die sich aber gravitativ nicht gegenseitig beeinflussen.
  • Geometrische Doppelsterne (räumliche Doppelsterne): Sterne, die einander räumlich nahe, aufgrund ihrer hohen Relativgeschwindigkeiten jedoch nicht aneinander gebunden sind.
  • Physikalische Doppelsterne oder Doppelsternsysteme sind zwei Sterne, die aufgrund ihrer räumlichen Nähe gravitativ gebunden sind und sich nach den Kepler'schen Gesetzen um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Über die Hälfte aller Sterne im Universum sind Teil eines Doppelsternsystems.
  • Ein Mehrfachsternsystem besteht aus mehr als zwei physikalisch gebundenen Sternen.

Veränderliche Sterne

Die scheinbare und oft auch die absolute Helligkeit mancher Sterne unterliegt zeitlichen Schwankungen, erkennbar in den Lichtkurven . Man unterscheidet folgende Typen von veränderlichen Sternen:

  • Bedeckungsveränderliche . Dabei handelt es sich um Doppelsterne, die sich während ihres Umlaufs aus irdischer Perspektive zeitweise verdecken.
  • Rotationsveränderliche . Dabei ist die beobachtete Veränderung auf die Rotation des Sterns zurückzuführen, da er nicht in alle Richtungen gleich hell strahlt (z. B. Pulsare ).
  • Pulsationsveränderliche . Dabei verändern sich die Zustandsgrößen mehr oder weniger periodisch und damit auch die Leuchtkraft . Die meisten Sterne durchlaufen solche instabile Phasen während ihrer Entwicklung, in der Regel aber erst nach dem Hauptreihenstadium. Wichtige Typen sind:
    • Cepheiden – Ihrer Periode lässt sich exakt eine bestimmte Leuchtkraft zuordnen. Sie sind daher bei der Entfernungsbestimmung als so genannte Standardkerzen von Bedeutung.
    • Mira-Sterne – Ihre Periode ist länger und unregelmäßiger als die der Cepheiden.
    • RR-Lyrae-Sterne – Sie pulsieren sehr regelmäßig mit vergleichsweise kurzer Periode und haben etwa die 90-fache Leuchtkraft der Sonne.
  • Kataklysmisch Veränderliche . Dabei handelt es sich üblicherweise um Doppelstern systeme, bei denen ein Massetransfer von einem Roten Riesen zu einem Weißen Zwerg stattfindet. Sie zeigen Ausbrüche in Abständen von wenigen Stunden bis zu mehreren Millionen Jahren.
    Supernova-Überrest Cassiopeia A
    • Supernovae . Bei Supernovae gibt es mehrere Typen, von denen Typ Ia ebenfalls ein Doppelsternphänomen ist. Nur die Typen Ib, Ic und II markieren das Ende der Evolution eines massereichen Sterns.
  • Eruptiv Veränderliche . Sie erleiden für kurze Zeiten Ausbrüche, die sich oft in mehr oder weniger unregelmäßigen Abständen wiederholen. Beispiele sind (z. B. UV-Ceti-Sterne , T-Tauri-Sterne ):
  • Röntgendoppelsterne sind Doppelsternsysteme, die Röntgenstrahlung aussenden. Dabei empfängt ein kompakter Partner durch Akkretion Materie von einem anderen Stern. Dadurch ähneln die Röntgendoppelsterne den kataklysmischen Veränderlichen.

Siehe auch

Literatur

  • SW Stahler & F. Palla: The Formation of Stars. WILEY-VCH, Weinheim 2004, ISBN 3-527-40559-3
  • HH Voigt: Abriss der Astronomie. 4. Auflage. Bibliographisches Institut, Mannheim 1988, ISBN 3-411-03148-4 .
  • H. Scheffler, Hans Elsässer : Physik der Sterne und der Sonne. 2. Auflage. BI-Wiss.-Verl., Mannheim 1990, ISBN 3-411-14172-7 .
  • Rudolf Kippenhahn , A. Weigert: Stellar structure and evolution. Springer, Berlin 1990, ISBN 3-540-50211-4 (englisch).
  • N. Langer: Leben und Sterben der Sterne. Becksche Reihe. Beck, München 1995, ISBN 3-406-39720-4 .
  • D. Prialnik: An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution . Cambridge University Press, Cambridge 2000, ISBN 0-521-65065-8 .
  • J.Bennett, M.Donahue, N.Schneider, M.Voith: Astronomie (Kapitel 14–16) , Hsg. Harald Lesch, 5. Auflage (1170 S.), Pearson-Studienverlag, München-Boston-Harlow-Sydney-Madrid 2010
  • Thassilo von Scheffer , Die Legenden der Sterne , 1939.

Weblinks

Commons : Stern – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien
Wikiquote: Stern – Zitate
Wiktionary: Stern – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

Belege

  1. Das Herkunftswörterbuch (= Der Duden in zwölf Bänden . Band   7 ). 2. Auflage. Dudenverlag, Mannheim 1989, S.   709 . Siehe auch DWDS ( „Stern“ ) und Friedrich Kluge : Etymologisches Wörterbuch der deutschen Sprache . 7. Auflage. Trübner, Straßburg 1910 ( S. 442 ).
  2. E. Høg, C. Fabricius, VV Makarov, S. Urban, T. Corbin, G. Wycoff, U. Bastian, P. Schwekendiek ua: The Tycho-2 Catalogue of the 2.5 million brightest stars . In: Astronomy & Astrophysics . 355, 2000, S. L27..L30. bibcode : 2000A&A...355L..27H .
  3. Norbert Przybilla et al.: HD 271791: An Extreme Supernova Runaway B Star Escaping from the Galaxy. arxiv : 0811.0576v1 , doi:10.1086/592245 .
  4. Brown et al.: MMT Hypervelocity Star Survey. arxiv : 0808.2469v2 .
  5. Massereichste Sterne übertreffen bisher angenommenes Maximum um das Doppelte
  6. Carolin Liefke: Rekordstern weit größer als gedacht: Stern mit 300 Sonnenmassen entdeckt. Max-Planck-Institut für Astronomie, Pressemitteilung vom 21. Juli 2010 beim Informationsdienst Wissenschaft (idw-online.de), abgerufen am 23. Dezember 2014.
  7. V. Joergens: Origins of Brown Dwarfs . In: Reviews in Modern Astronomy . 18, 2005, S. 216–239. arxiv : astro-ph/0501220v2 . bibcode : 2005RvMA...18..216J .