Supernova-Überreste

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Sterne werden geboren, wenn sich Wolken aus Gas und Staub durch ihre eigene Gravitation zusammenziehen. Sobald sich genug Masse angesammelt hat, steigen Druck und Temperatur so sehr an, dass Kernfusionsreaktionen beginnen. Meist fusioniert Wasserstoff über mehrere Zwischenschritte zu Helium. Die dafür nötige Temperatur liegt bei etwa 10 Millionen Grad Kelvin. So lange sich der Kernfusionsdruck von innen und die Schwerkraft von außen im Gleichgewicht hält, ist ein Stern stabil. Geht der Treibstoffvorrat im Inneren eines Sternes zu Ende, überwiegt nach und nach die Schwerkraft von außen und der Stern beginnt zu sterben. Welches Alter ein Stern erreicht, ist von seiner Geburtsmasse bzw. seiner Größe abhängig.

Folgende Größen werden betrachtet:

Protosterne

Protosterne (wörtlich übersetzt Vorläufer eines Sterns, von griech. protos = der Erste ) sind junge Sterne, die gerade im Begriff sind zu entstehen. Sie werden auch braune Zwerge genannt, und sind noch nicht heiß genug für eine Kernfusion. Weiterer gravitationsbedingter Massezuwachs wäre erforderlich. In dem Fall würden sie so lange kontrahieren, bis die Temperatur in ihrem Inneren 3 Mio. Kelvin übersteigt und das Wasserstoffbrennen beginnt. Ein junger (leichter) Stern wäre geboren. Erfolgt kein weiterer Massezuwachs hört die Energieproduktion auf und der Stern kühlt ab.

Leichte Sterne

Leichte Sterne mit der 0,8- bis 8-fachen Masse unserer Sonne überdauern mehrere Milliarden Jahre. In dieser Zeit produziert der Stern Energie durch die Umwandlung von Wasserstoff in Helium. Ist der Wasserstoffvorrat aufgebraucht, bläht sich der Stern auf und verwandelt sich in einen "Roten Riesen", Beispiele sind die Sterne Aldebaran oder Beteigeuze.
Rote Riesen dehnen sich aus, werden deutlich kühler und ihre Farbe wird gelblich bis rot.
Einige Millionen Jahre später zerstreut sich die äußere Hülle in einen planetarischen Nebel ins Weltall.
Übrig bleibt ein durch die Schwerkraft auf etwa Erdgröße zusammengedrückter Kern – ein "Weißer Zwerg".

Mittelschwere Sterne

Mittelschwere Sterne besitzen die 8- bis 20-fache Masse der Sonne. Ihre Entwicklung ist wesentlich rascher als bei leichten Sternen – ihre stabile Phase dauert kaum eine Milliarde Jahre, bevor ihnen der nukleare Treibstoff ausgeht. Dann verwandeln sie sich in Superriesen von enormer Leuchtkraft. Das Ende dieser Giganten wird durch eine zerstörerische "Supernova-Explosion" ausgelöst, welche die äußeren Hüllen des Sterns wegsprengt. Zurück bleibt ein unvorstellbar dichter Kern – ein "Neutronenstern"

Die schwersten Sterne

Die schwersten Sterne Die schwersten Sterne sind mehr als 20 mal größer als unsere Sonne. Innerhalb weniger Millionen Jahre verbrauchen sie durch Kernfusion ihren gesamten Treibstoffvorrat, bevor sie sich in kürzester Zeit zu gigantischen Blauen Riesen aufblähen, die ebenso schnell in Folge einer Supernova-Explosion wieder kollabieren. Ihr Lebenszyklus endet mit der Entstehung eines Schwarzen Lochs.

Externe Links:
Link zu Wikipedia: Brauner Zwerg
Link zu Wikipedia: Planetarischer Nebel
Link zu Wikipedia: Weißer Zwerg
Link zu Wikipedia: Liste der massereichsten Sterne
Link zu Wikipedia: Neutronenstern
Link zu Wikipedia: Blauer Riese
Link zu Wikipedia: Schwarzes Loch
Link zu Wikipedia: Supernova
Link zu Wikipedia: Supernova-Überrest

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