Wir verdanken unsere gesamte Existenz der Sonne. Nun, es und die anderen Sterne, die vorher kamen. Als sie starben, spendeten sie die schwereren Elemente, die wir zum Leben brauchen. Aber wie sind sie entstanden?
Sterne beginnen als riesige Wolken aus kaltem molekularem Wasserstoff und Helium, die vom Urknall übrig geblieben sind. Diese riesigen Wolken können Hunderte von Lichtjahren groß sein und enthalten den Rohstoff für das Tausend- oder sogar Millionenfache der Masse unserer Sonne. Zusätzlich zum Wasserstoff sind diese Wolken mit schwereren Elementen von den Sternen gesät, die vor langer Zeit gelebt und gestorben sind. Sie werden zwischen ihrer nach innen gerichteten Schwerkraft und dem nach außen gerichteten Druck der Moleküle im Gleichgewicht gehalten. Irgendwann überwindet ein Kick dieses Gleichgewicht und lässt die Wolke zusammenbrechen.
Dieser Kick könnte von einer nahegelegenen Supernova-Explosion, einer Kollision mit einer anderen Gaswolke oder der Druckwelle der Spiralarme einer Galaxie herrühren, die durch die Region strömt. Wenn diese Wolke kollabiert, zerbricht sie in immer kleinere Klumpen, bis sich Knoten mit ungefähr der Masse eines Sterns bilden. Wenn sich diese Bereiche erwärmen, verhindern sie, dass weiteres Material nach innen fällt.
Im Zentrum dieser Klumpen beginnt das Material an Wärme und Dichte zuzunehmen. Wenn der nach außen gerichtete Druck die einziehende Schwerkraft ausgleicht, entsteht ein Protostern. Was als nächstes passiert, hängt von der Menge des Materials ab.
Manche Objekte sammeln nicht genug Masse für die Sternzündung an und werden zu Braunen Zwergen – substellaren Objekten, die einem wirklich großen Jupiter nicht unähnlich sind und über Milliarden von Jahren langsam abkühlen.
Wenn ein Stern über genügend Material verfügt, kann er in seinem Kern genügend Druck und Temperatur erzeugen, um die Deuteriumfusion – ein schwereres Wasserstoffisotop – zu beginnen. Dies verlangsamt den Kollaps und bereitet den Stern darauf vor, in die wahre Hauptsequenzphase einzutreten. Dies ist das Stadium, in dem sich unsere eigene Sonne befindet und beginnt, wenn die Wasserstofffusion beginnt.
Wenn ein Protostern die Masse unserer Sonne oder weniger enthält, durchläuft er eine Proton-Proton-Kettenreaktion, um Wasserstoff in Helium umzuwandeln. Aber wenn der Stern etwa das 1,3-fache der Masse der Sonne hat, durchläuft er einen Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff-Zyklus, um Wasserstoff in Helium umzuwandeln. Wie lange dieser neu gebildete Stern überleben wird, hängt von seiner Masse ab und wie schnell er Wasserstoff verbraucht. Kleine Rote Zwergsterne können Hunderte von Milliarden Jahren überdauern, während große Überriesen ihren Wasserstoff innerhalb weniger Millionen Jahre verbrauchen und als Supernovae detonieren. Aber wie explodieren Sterne und säen ihre Elemente im Universum? Das ist eine andere Folge.
Wir haben viele Artikel über die Sternentstehung auf Universe Today geschrieben. Hier ist ein Artikel über Sternentstehung in der Großen Magellanschen Wolke , und hier ist noch etwas über Sternentstehung in NGC 3576 .
Möchten Sie weitere Informationen zu Sternen? Hier ist Hubblesites Pressemitteilungen über Stars , und weitere Informationen von Die NASA stellt sich das Universum vor .
Wir haben mehrere Episoden von Astronomy Cast über Sterne aufgenommen. Hier sind zwei, die für Sie hilfreich sein könnten: Folge 12: Woher kommen Babystars? , und Folge 13: Wohin gehen Sterne, wenn sie sterben? ?
Quelle: NASA
Podcast (Audio): Herunterladen (Dauer: 3:03 – 2,8 MB)
Abonnieren: Apple-Podcasts | RSS
Podcast (Video): Herunterladen (50,5 MB)
Abonnieren: Apple-Podcasts | RSS
