Sternevolution ist der Prozess, durch den ein Stern eine Folge von radikalen Änderungen während seiner Lebenszeit erlebt. Abhängig von der Masse des Sterns erstreckt sich diese Lebenszeit von nur einigen Millionen Jahren für das massivste zu Trillionen von Jahren für das am wenigsten massive, das beträchtlich länger ist als das Alter des Weltalls.

Alle Sterne sind von zusammenbrechenden Wolken von Benzin und Staub, häufig genannt Nebelflecke oder molekulare Wolken geboren. Kernfusion treibt einen Stern für den grössten Teil seines Lebens an. Sterne, die unserer Sonne allmählich ähnlich sind, wachsen in der Größe, bis sie eine rote riesige Phase erreichen, nach der der Kern in einen dichten weißen Zwerg zusammenbricht und die Außenschichten als ein planetarischer Nebelfleck vertrieben werden. Größere Sterne können in einer Supernova explodieren, weil ihre Kerne in einen äußerst dichten Neutronenstern oder schwarzes Loch zusammenbrechen. Es ist nicht klar, wie rot überragt, sterben wegen ihrer äußerst langen Lebensdauer, aber sie erfahren wahrscheinlich einen allmählichen Tod, in dem ihre Außenschichten mit der Zeit vertrieben werden.

Sternevolution wird durch das Beobachten des Lebens eines einzelnen Sterns nicht studiert, weil die meisten Sternänderungen zu langsam vorkommen, um sogar im Laufe vieler Jahrhunderte entdeckt zu werden. Statt dessen kommen Astrophysiker, um zu verstehen, wie sich Sterne durch das Beobachten zahlreicher Sterne an verschiedenen Punkten in ihrer Lebenszeit, und durch das Simulieren der Sternstruktur mit Computermodellen entwickeln.

Geburt eines Sterns

Protostar

Sternevolution beginnt mit dem Gravitationskollaps einer riesigen molekularen Wolke (GMC). Typische GMCs sind grob darüber und enthalten bis dazu. Da es zusammenbricht, bricht ein GMC in kleinere und kleinere Stücke ein. In jedem dieser Bruchstücke veröffentlicht das zusammenbrechende Benzin potenzielle Gravitationsenergie als Hitze. Als seine Temperatur und Druck-Zunahme verdichtet sich ein Bruchstück in einen rotierenden Bereich von superheißem als ein protostar bekanntem Benzin.

Die weitere Entwicklung hängt schwer von der Masse des Entwickelns protostar ab; im folgenden ist die protostar Masse im Vergleich zur Sonnenmasse: Mittel 1 Sonnenmasse.

Braun ragt über und Substerngegenstände

Protostars mit Massen weniger als erreichen grob nie Temperaturen hoch genug für die Kernfusion von Wasserstoff, um zu beginnen. Diese sind bekannt, weil braun überragt. Braun ragt schwerer über als 13 Massen von Jupiter (2.5 × 10 Kg), oder 0.0125 schwerer Sonnenmassensicherungswasserstoff und einige Astronomen ziehen es vor zu rufen nur diese braunen Gegenstände ragt über, irgendetwas Größeres klassifizierend, als ein Planet, aber kleiner als das ein Substerngegenstand. Beide Typen, Brennen des schweren Wasserstoffs oder nicht, scheinen dunkel und lassen langsam nach, allmählich mehr als Hunderte von Millionen von Jahren abkühlend.

Wasserstofffusion

Für einen massiveren protostar wird die Kerntemperatur schließlich 10 Millionen kelvins erreichen, die Protonenproton-Kettenreaktion beginnend und Wasserstoff erlaubend, zuerst zu schwerem Wasserstoff und dann zu Helium durchzubrennen. In Sternen ein bisschen trägt der CNO Zyklus einen beträchtlichen Teil der Energiegeneration bei. Der Anfall der Kernfusion führt relativ schnell zu einem hydrostatischen Gleichgewicht, in dem durch den Kern veröffentlichte Energie einen "Strahlendruck" das Ausgleichen des Gewichts der Sache des Sterns ausübt, weiteren Gravitationskollaps verhindernd. Der Stern entwickelt sich so schnell zu einem stabilen Zustand, die Hauptfolge-Phase seiner Evolution beginnend.

Ein neuer Stern wird an einem spezifischen Punkt auf der Hauptfolge des Diagramms von Hertzsprung-Russell, mit der Hauptfolge geisterhafter Typ abhängig von Masse des Sterns fallen. Kleines, relativ kaltes, niedriges Massenrot ragt Sicherungswasserstoff langsam über und wird auf der Hauptfolge für Hunderte von Milliarden von Jahren oder länger, während massiv, bleiben, heiße Superriesen werden die Hauptfolge danach gerade einige Millionen Jahre verlassen. Ein mitte-großer Stern wie die Sonne wird auf der Hauptfolge seit ungefähr 10 Milliarden Jahren bleiben. Wie man denkt, ist die Sonne in der Mitte seiner Lebensspanne; so ist es zurzeit auf der Hauptfolge.

Reife eines Sterns

Schließlich erschöpft der Kern seine Versorgung von Wasserstoff, und fährt die Hauptfolge ab (wenn es dort überhaupt war). Ohne den äußeren durch die Fusion von Wasserstoff erzeugten Druck, um der Kraft des Ernstes entgegenzuwirken, zieht es sich zusammen bis wird entweder Elektronentartung genügend, um Ernst oder dem Kern entgegenzusetzen, wird heiß genug (ungefähr 100 megakelvins) für die Helium-Fusion, um zu beginnen. Welcher von diesen geschieht, zuerst hängt von der Masse des Sterns ab.

Niedrig-Massensterne

Was geschieht, nachdem ein Stern der niedrigen Masse aufhört, Energie durch die Fusion zu erzeugen, ist nicht direkt bekannt: Wie man denkt, ist das Weltall ungefähr 13.7 Milliarden Jahre alt, der weniger Zeit ist (durch mehrere Größenordnungen, in einigen Fällen), als es für die Fusion nimmt, um in solchen Sternen aufzuhören.

Einige Sterne können Helium in Kernkrisenherden verschmelzen, eine nicht stabile und unebene Reaktion sowie einen schweren Sternwind verursachend. In diesem Fall wird der Stern keinen planetarischen Nebelfleck bilden, aber einfach verdampfen, ein wenig mehr als einen braunen Zwerg verlassend.

Ein Stern der weniger als ungefähr 0.5 Sonnenmasse wird nie im Stande sein, Helium sogar zu verschmelzen, nachdem der Kern Wasserstofffusion aufhört. Es gibt einfach nicht einen Sternumschlag, der massiv genug ist, um genug Druck auf den Kern auszuüben. Das ist das Rot ragt wie Proxima Centauri über, von denen einige Tausende von Zeiten leben werden, die länger sind als die Sonne. Neue astrophysical Modelle weisen darauf hin, dass rot 0.1 Sonnenmasse überragt, kann die Hauptfolge seit ungefähr sechs bis zwölf Trillionen Jahren länger bleiben, und mehrere hundert Milliarden mehr nehmen, um in einen weißen Zwerg langsam zusammenzubrechen.. Wenn ein Kern eines Sterns stehend wird (wie gedacht wird, wird für die Sonne der Fall sein), es wird noch durch Schichten von Wasserstoff umgeben, auf den der Stern nachher ziehen kann. Jedoch, wenn der Stern völlig convective ist (wie gedacht, um für Sterne weniger als 0.25 Sonnenmassen der Fall zu sein), wird er solche Umgebungsschichten nicht haben. Wenn es tut, wird es sich in einen roten Riesen, wie beschrieben, für mitte-große Sterne unten entwickeln, aber nie Helium verschmelzen, wie sie tun; sonst wird es sich einfach zusammenziehen, bis Elektronentartungsdruck seinen Zusammenbruch hält, erst ein blauer Zwerg und dann ein weißer Zwerg werdend.

Mitte-große Sterne

Sterne von ungefähr 0.5-10 Sonnenmassen werden rote Riesen: große Nichthauptfolge-Sterne der stellaren Klassifikation K oder M. Rote Riesen lügen entlang dem richtigen Rand des Diagramms von Hertzsprung-Russell wegen ihrer roten großen und Farbenlichtstärke. Beispiele schließen Aldebaran in die Konstellation Taurus und Arcturus in der Konstellation von Boötes ein. Rote Riesen haben alle träge Kerne mit wasserstoffverbrennenden Schalen: Konzentrische Schichten oben auf dem Kern, die noch Wasserstoff in Helium verschmelzen.

Mitte-große Sterne sind rote Riesen während zwei verschiedener Phasen ihrer Evolution "schlagen Hauptfolge an": Sterne des roten riesigen Zweigs (RGB), deren träge Kerne aus Helium und Sternen des asymptotischen riesigen Zweigs (AGB) gemacht werden, deren träge Kerne aus Kohlenstoff gemacht werden. AGB Sterne haben Helium verbrennende Schalen innerhalb der wasserstoffverbrennenden Schalen, während RGB Sterne wasserstoffverbrennende Schalen nur haben. In jedem Fall veranlasst die beschleunigte Fusion in der wasserstoffenthaltenden Schicht sofort über den Kern den Stern sich auszubreiten. Das hebt die Außenschichten weg vom Kern, die Anziehungskraft auf ihnen reduzierend, und sie breiten sich schneller aus als die Energieproduktionszunahmen. Das veranlasst die Außenschichten des Sterns kühl zu werden, der den Stern veranlasst, röter zu werden, als es auf der Hauptfolge war.

Die RGB Phase eines Lebens eines Sterns folgt der Hauptfolge. Am Anfang, die Kerne des RGB Sternzusammenbruchs, weil der innere Druck des Kerns ungenügend ist, um Ernst zu erwägen. Dieser Gravitationskollaps veröffentlicht Energie, das Heizen konzentrischer Schalen sofort außerhalb des trägen Heliums entkernt solch, dass Wasserstofffusion in diesen Schalen weitergeht. Der Kern eines RGB Sterns bis zu einiger Sonnenmassen hört auf zusammenzubrechen, wenn es dicht genug ist, um durch den Elektronentartungsdruck unterstützt zu werden. Sobald das vorkommt, erreicht der Kern hydrostatisches Gleichgewicht: Der Elektronentartungsdruck ist genügend, um Gravitationsdruck zu erwägen. Der Ernst des Kerns presst den Wasserstoff in der Schicht sofort darüber zusammen, es veranlassend, schneller durchzubrennen, als Wasserstoff in einem Hauptfolge-Stern derselben Masse durchbrennen würde. Das veranlasst der Reihe nach den Stern, mehr leuchtend (vom 1.000-10.000mal helleren) zu werden und sich auszubreiten; der Grad der Vergrößerung überholt die Zunahme in der Lichtstärke, die wirksame Temperatur veranlassend, abzunehmen.

Die dehnbaren Außenschichten des Sterns sind convective mit dem Material, das durch die Turbulenz von der Nähe die durchbrennenden Gebiete bis zur Oberfläche des Sterns wird mischt. Für alle außer den Niedrig-Massensternen ist das verschmolzene Material tief im Sterninterieur vor diesem Punkt geblieben, so macht der convecting Umschlag Fusionsprodukte sichtbar an der Oberfläche des Sterns zum ersten Mal. In dieser Bühne der Evolution sind die Ergebnisse, mit den größten Effekten, Modifizierungen zu den Isotopen von Wasserstoff und Helium fein, unbeobachtbar seiend. Die Effekten des CNO Zyklus erscheinen an der Oberfläche, mit tiefer C/C Verhältnissen und veränderten Verhältnissen von Kohlenstoff und Stickstoff. Diese sind mit der Spektroskopie feststellbar und sind für viele entwickelte Sterne gemessen worden.

und erlebt dann eine Zusammenziehungsperiode als ein protostar (2),

vor dem Verbinden der Hauptfolge (3).

Sobald der Wasserstoff am Kern verbraucht wird, breitet es sich in einen roten Riesen (4), aus

dann verschüttet seinen Umschlag in einen planetarischen Nebelfleck und degeneriert zu einem weißen Zwerg (5).]]

Da der Wasserstoff um den Kern verbraucht wird, absorbiert der Kern das resultierende Helium, es veranlassend, sich weiter zusammenzuziehen, der der Reihe nach den restlichen Wasserstoff veranlasst, noch schneller durchzubrennen. Das führt schließlich zu Zünden der Helium-Fusion (der den Prozess des dreifachen Alphas einschließt) im Kern. In Sternen der mehr als etwa 0.5 Sonnenmasse kann Elektronentartungsdruck Helium-Fusion für Millionen oder Dutzende Millionen von Jahren verzögern; in massiveren Sternen bedeutet das vereinigte Gewicht des Helium-Kerns und der liegenden Schichten, dass solcher Druck nicht genügend ist, um den Prozess bedeutsam zu verzögern.

Wenn die Temperatur und der Druck im Kern genügend werden, um Helium-Fusion zu entzünden, wird ein Helium-Blitz vorkommen, wenn der Kern durch den Elektronentartungsdruck (Sterne unter 1.4 Sonnenmasse) größtenteils unterstützt wird. In massiveren Sternen, deren Kern durch den Elektronentartungsdruck nicht überwältigend unterstützt wird, kommt das Zünden der Helium-Fusion relativ ruhig vor. Selbst wenn ein Helium-Blitz wirklich vorkommt, ist die Zeit der sehr schnellen Energieausgabe (auf der Ordnung von 10 Sonnen) kurz, so dass die sichtbaren Außenschichten des Sterns relativ unbeeinträchtigt sind. Die durch die Helium-Fusion veröffentlichte Energie veranlasst den Kern sich auszubreiten, so dass sich die Wasserstofffusion in den liegenden Schichten verlangsamt und Gesamtenergie-Generationsabnahmen. Die Sternverträge, obwohl nicht den ganzen Weg zur Hauptfolge, und es zum horizontalen Zweig auf dem Diagramm der Neuen Tische abwandert, allmählich im Radius zurückweichend und seine Oberflächentemperatur vergrößernd.

Nachdem der Stern das Helium am Kern verbraucht hat, geht Fusion in einer Schale um einen heißen Kern von Kohlenstoff und Sauerstoff weiter. Der Stern folgt dem asymptotischen riesigen Zweig auf dem H-R Diagramm, der ursprünglichen roten riesigen Evolution, aber mit der noch schnelleren Energiegeneration anpassend (der seit einer kürzeren Zeit dauert).

Änderungen in der Energieproduktion veranlassen den Stern, sich in die Größe und Temperatur seit bestimmten Perioden zu ändern. Die Energieproduktion selbst wird ausgewechselt, um Frequenzemission zu senken. Das wird durch den vergrößerten Massenverlust durch starke Sternwinde und gewaltsame Herzschläge begleitet. Diese entwickelten späten Typ-Sterne werden OH/IR Sterne, Mira-Typ-Sterne oder Kohlenstoff-Sterne abhängig von ihren genauen Eigenschaften genannt. Das vertriebene Benzin ist an schweren Elementen relativ reich, die innerhalb des Sterns geschaffen sind, und kann besonders Sauerstoff oder Kohlenstoff bereichert abhängig vom Typ des Sterns sein. Das Benzin entwickelt sich in einer dehnbaren Schale hat einen circumstellar Umschlag genannt und wird kühl, als es vom Stern abrückt, Staub-Partikeln und Molekülen erlaubend, sich zu formen. Mit dem hohen Infrarotenergieeingang vom Hauptstern werden ideale Bedingungen in diesen circumstellar Umschlägen für die Maser-Erregung gebildet.

Brennende Reaktionen von Helium sind zur Temperatur äußerst empfindlich, die große Instabilität verursacht. Riesige Herzschläge entwickeln sich und geben schließlich die Außenschichten des Sterns genug kinetische Energie, vertrieben zu werden, potenziell einen planetarischen Nebelfleck bildend. Am Zentrum des Nebelflecks bleibt der Kern des Sterns, der sich beruhigt, um ein kleiner, aber dichter weißer Zwerg zu werden.

Massive Sterne

In massiven Sternen ist der Kern bereits am Anfall der Wasserstoffbrennen-Schale groß genug dieses Helium-Zünden wird vorkommen, bevor Elektronentartungsdruck eine Chance hat, überwiegend zu werden. So, wenn sich diese Sterne ausbreiten und kühl werden, hellen sie sich so viel nicht auf wie niedrigere Massensterne; jedoch waren sie viel heller als niedrigere Massensterne zunächst, und sind so noch heller als die roten von weniger massiven Sternen gebildeten Riesen. Diese Sterne werden kaum als rote Superriesen überleben; stattdessen werden sie sich als Supernova des Typs II zerstören.

Äußerst massive Sterne (mehr als etwa 40 Sonnenmassen), die sehr leuchtend sind und so sehr schnelle Sternwinde haben, verlieren Masse so schnell wegen des Strahlendrucks, dass sie dazu neigen, ihre eigenen Umschläge auszuziehen, bevor sie sich ausbreiten können, um rote Superriesen zu werden, und so äußerst hohe Oberflächentemperaturen (und blau-weiße Farbe) von ihrer Hauptfolge-Zeit vorwärts zu behalten. Sterne können nicht mehr als ungefähr 120 Sonnenmassen sein, weil die Außenschichten durch die äußerste Radiation vertrieben würden. Obwohl niedrigere Massensterne normalerweise ihre Außenschichten so schnell nicht abbrennen, können sie ebenfalls vermeiden, rote Riesen oder rote Superriesen zu werden, wenn sie in binären Systemen nahe genug sind, so dass der dazugehörige Stern den Umschlag auszieht, als es sich ausbreitet, oder wenn sie schnell genug rotieren, so dass sich Konvektion den ganzen Weg vom Kern bis die Oberfläche ausstreckt, ohne einen getrennten Kern und Umschlag wegen des gründlichen Mischens resultierend.

Der Kern wächst heißer und dichter, weil er Material von der Fusion von Wasserstoff an der Basis des Umschlags gewinnt. In allen massiven Sternen ist Elektronentartungsdruck ungenügend, um Zusammenbruch allein so zu halten, weil jedes Hauptelement im Zentrum verbraucht wird, entzünden sich progressiv schwerere Elemente, provisorisch Zusammenbruch haltend. Wenn der Kern des Sterns nicht zu massiv ist (weniger als etwa 1.4 Sonnenmasse, Massenverlust in Betracht ziehend, der zu diesem Zeitpunkt vorgekommen ist), kann es dann einen weißen Zwerg (vielleicht umgeben durch einen planetarischen Nebelfleck), wie beschrieben, oben für weniger massive Sterne mit dem Unterschied bilden, dass der weiße Zwerg hauptsächlich Sauerstoffes, Neons und Magnesiums zusammengesetzt wird.

Über einer bestimmten Masse (geschätzt auf etwa 2.5 Sonnenmassen, und dessen Ahn des Sterns ungefähr 10 Sonnenmassen war) wird der Kern die Temperatur erreichen (etwa 1.1 gigakelvins), an dem Neon teilweise zusammenbricht, um Sauerstoff und Helium zu bilden, dessen Letzterer sofort mit etwas vom restlichen Neon durchbrennt, um Magnesium zu bilden; dann brennt Sauerstoff durch, um Schwefel, Silikon und kleinere Beträge anderer Elemente zu bilden. Schließlich wird die Temperatur hoch genug, dass jeder Kern teilweise gebrochen werden kann, meistens ein Alphateilchen veröffentlichend (Helium-Kern), der sofort mit einem anderen Kern durchbrennt, so dass mehrere Kerne in eine kleinere Zahl von schwereren Kernen mit der Nettoausgabe der Energie effektiv umgeordnet werden, weil die Hinzufügung von Bruchstücken zu Kernen die Energie überschreitet, die erforderlich ist, sie von den Elternteilkernen zu brechen.

Ein Stern mit einer Kernmasse, die zu groß ist, um ein Weiß zu bilden, Zwerg-, aber ungenügend, um gestützte Konvertierung von Neon zu Sauerstoff und Magnesium zu erreichen, wird Kernzusammenbruch (wegen der Elektronfestnahme) vor dem Erzielen der Fusion der schwereren Elemente erleben. Die sowohl Heizung als auch das Abkühlen verursacht durch die Elektronfestnahme auf geringe konstituierende Elemente (wie Aluminium und Natrium) vor dem Zusammenbruch können einen bedeutenden Einfluss auf Gesamtenergie-Generation innerhalb des Sterns kurz vor dem Zusammenbruch haben. Das kann eine erkennbare Wirkung auf den Überfluss an Elementen und in der nachfolgenden Supernova vertriebenen Isotopen erzeugen.

Sobald der Nucleosynthesis-Prozess Eisen 56 erreicht, verbraucht die Verlängerung dieses Prozesses Energie (die Hinzufügung von Bruchstücken zu Kernen veröffentlicht weniger Energie als erforderlich, um sie von den Elternteilkernen zu brechen). Wenn die Masse des Kerns die Grenze von Chandrasekhar überschreitet, wird Elektronentartungsdruck unfähig sein, sein Gewicht gegen die Kraft des Ernstes zu unterstützen, und der Kern wird plötzlichen, katastrophalen Zusammenbruch erleben, um einen Neutronenstern zu bilden, oder (im Fall von Kernen, die die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze überschreiten), ein schwarzes Loch. Durch einen Prozess, der nicht völlig verstanden wird, wird etwas von der potenziellen durch diesen Kernzusammenbruch veröffentlichten Gravitationsenergie in einen Typ Ib, Typ Ic oder Supernova des Typs II umgewandelt. Es ist bekannt, dass der Kernzusammenbruch eine massive Woge von neutrinos, wie beobachtet, mit der Supernova SN 1987A erzeugt. Das äußerst energische neutrinos Bruchstück einige Kerne; etwas von ihrer Energie wird in der Ausgabe von Nukleonen einschließlich Neutronen verbraucht, und etwas von ihrer Energie wird in die Hitze und kinetische Energie umgestaltet, so die Stoß-Welle vermehrend, die mit dem Rückprall von etwas vom infalling Material vom Zusammenbruch des Kerns angefangen ist. Die Elektronfestnahme in sehr dichten Teilen der infalling Sache kann zusätzliche Neutronen erzeugen. Da etwas von der zurückprallenden Sache durch die Neutronen bombardiert wird, gewinnen einige seiner Kerne sie, ein Spektrum des als Eisen schwereren Materials einschließlich der radioaktiven Elemente bis zu (und wahrscheinlich darüber hinaus) Uran schaffend. Obwohl das Nichtsprengen roter riesiger Sterne bedeutende Mengen von Elementen erzeugen kann, die schwerer sind als Eisen mit Neutronen, die in Seitenreaktionen von früheren Kernreaktionen, dem Überfluss an Elementen veröffentlicht sind, die schwerer sind als Eisen (und insbesondere bestimmter Isotope von Elementen, die vielfache stabile oder langlebige Isotope haben) erzeugt in solchen Reaktionen, ist davon ziemlich verschieden, das in einer Supernova erzeugt ist. Kein Überfluss allein passt zusammen, der im Sonnensystem gefunden hat, so sind sowohl supernovae als auch Ausweisung von Elementen von roten riesigen Sternen erforderlich, den beobachteten Überfluss an schweren Elementen und Isotopen davon zu erklären.

Die Energie, die vom Zusammenbruch des Kerns zum zurückprallenden Material nicht nur übertragen ist, erzeugt schwere Elemente, aber (durch einen Mechanismus, der nicht völlig verstanden wird), sorgt für ihre Beschleunigung gut außer der Flucht-Geschwindigkeit, so einen Typ Ib, Typ Ic oder Supernova des Typs II verursachend. Bemerken Sie, dass das aktuelle Verstehen dieser Energieübertragung noch immer nicht befriedigend ist; obwohl aktuelle Computermodelle des Typs Ib, Typ Ic und Typ II supernovae für einen Teil der Energieübertragung verantwortlich sind, sind sie nicht im Stande, für genug Energieübertragung verantwortlich zu sein, um die beobachtete Ausweisung des Materials zu erzeugen. Einige Beweise haben von der Analyse der Massen- und Augenhöhlenrahmen von binären Neutronensternen gewonnen (die zwei solche supernovae verlangen), deutet an, dass der Zusammenbruch eines Kerns des Sauerstoff-Neonmagnesiums eine Supernova erzeugen kann, die sich erkennbar (auf Weisen außer der Größe) von einer durch den Zusammenbruch eines Eisenkerns erzeugten Supernova unterscheidet.

Die massivsten Sterne können durch eine Supernova mit einer Energie völlig zerstört werden, die außerordentlich seine Gravitationsbindungsenergie überschreitet. Dieses seltene Ereignis, das durch die Paar-Instabilität verursacht ist, lässt keinen schwarzen Loch-Rest zurück.

Sternreste

Nachdem ein Stern seine Kraftstoffversorgung ausgebrannt hat, können seine Reste eine von drei Formen abhängig von der Masse während seiner Lebenszeit annehmen.

Weiß und schwarz ragt über

Für einen Stern von 1 Sonnenmasse ist der resultierende weiße Zwerg von ungefähr 0.6 Sonnenmasse, die in ungefähr das Volumen der Erde zusammengepresst ist. Weiß ragt über sind stabil, weil das innerliche Ziehen des Ernstes durch den Entartungsdruck der Elektronen des Sterns erwogen wird. (Das ist eine Folge des Ausschluss-Grundsatzes von Pauli.) Elektronentartungsdruck stellt eine ziemlich weiche Grenze gegen die weitere Kompression zur Verfügung; deshalb, für eine gegebene chemische Zusammensetzung, weiß ragt der höheren Masse über haben ein kleineres Volumen. Ohne zu Brandwunde verlassenen Brennstoff strahlt der Stern seine restliche Hitze in den Raum seit Milliarden von Jahren aus.

Ein weißer Zwerg ist sehr heiß, wenn es sich zuerst, mehr als 100,000 Grade K an der Oberfläche und noch heißer in seinem Interieur formt. Es ist so heiß, dass viel von seiner Energie in der Form von neutrinos seit den ersten 10 Millionen Jahren seiner Existenz verloren wird, aber den grössten Teil seiner Energie nach einer Milliarde Jahren verloren haben wird.

Die chemische Zusammensetzung des weißen Zwergs hängt von seiner Masse ab. Ein Stern von einigen Sonnenmassen wird Kohlenstoff-Fusion entzünden, um Magnesium, Neon und kleinere Beträge anderer Elemente zu bilden, auf einen weißen Zwerg zusammengesetzt hauptsächlich aus Sauerstoff, Neon und Magnesium hinauslaufend, vorausgesetzt, dass es genug Masse verlieren kann, um unter der Grenze von Chandrasekhar (sieh unten) zu kommen, und vorausgesetzt, dass das Zünden von Kohlenstoff nicht so gewaltsam ist, um den Stern einzeln in einer Supernova zu blasen. Ein Stern der Masse auf der Größenordnung der Sonne wird unfähig sein, Kohlenstoff-Fusion zu entzünden, und wird einen weißen Zwerg zusammengesetzt hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff, und aus der Masse zu niedrig erzeugen, um zusammenzubrechen, wenn Sache dazu später (sieh unten) nicht hinzugefügt wird. Ein Stern weniger als ungefähr Hälfte der Masse der Sonne wird unfähig sein, Helium-Fusion (wie bemerkt, früher) zu entzünden, und wird einen weißen Zwerg zusammengesetzt hauptsächlich aus Helium erzeugen.

Schließlich ist alles, was bleibt, eine kalte dunkle Masse manchmal hat einen schwarzen Zwerg genannt. Jedoch ist das Weltall für irgendwelche schwarzen Zwergsterne nicht alt genug, um noch zu bestehen.

Wenn die Masse des weißen Zwergs über der Grenze von Chandrasekhar zunimmt, die 1.4 Sonnenmasse für einen weißen Zwerg zusammengesetzt hauptsächlich aus Kohlenstoff, Sauerstoff, Neon und/oder Magnesium ist, dann scheitert Elektronentartungsdruck wegen der Elektronfestnahme und der Sternzusammenbrüche. Abhängig von chemischer Zusammensetzung und Vorzusammenbruch-Temperatur im Zentrum wird das führen, entweder um in einen Neutronenstern oder flüchtiges Zünden von Kohlenstoff und Sauerstoff zusammenzubrechen. Schwerere Element-Bevorzugung hat Kernzusammenbruch fortgesetzt, weil sie verlangen, dass sich eine höhere Temperatur entzündet, weil die Elektronfestnahme auf diese Elemente und ihre Fusionsprodukte leichter ist; höhere Kerntemperaturen bevorzugen flüchtige Kernreaktion, die hinkt, Kern brechen zusammen, und führt zu einem Typ Ia Supernova. Diese supernovae können oft heller sein als die Supernova des Typs II, die den Tod eines massiven Sterns kennzeichnet, wenn auch der Letztere die größere Gesamtenergie-Ausgabe hat. Diese Unfähigkeit, Mittel zusammenzubrechen, dass kein weißer Zwerg, der massiver ist als etwa 1.4 Sonnenmasse, bestehen kann (mit einer möglichen geringen Ausnahme, um weiß sehr schnell zu spinnen, ragt über, wessen Zentrifugalkraft wegen der Folge teilweise dem Gewicht ihrer Sache entgegenwirkt). Die Massenübertragung in einem binären System kann einen am Anfang stabilen weißen Zwerg veranlassen, die Grenze von Chandrasekhar zu übertreffen.

Wenn ein weißer Zwerg ein nahes binäres System mit einem anderen Stern bildet, kann sich der Wasserstoff vom größeren Begleiter ringsherum und auf einen weißen Zwerg vereinigen, bis es heiß genug wird, um in einer flüchtigen Reaktion an seiner Oberfläche durchzubrennen, obwohl der weiße Zwerg unter der Grenze von Chandrasekhar bleibt. Solch eine Explosion wird ein nova genannt.

Neutronensterne

Wenn ein Sternkern zusammenbricht, verursacht der Druck Elektronfestnahme, so die große Mehrheit der Protone in Neutronen umwandelnd. Die elektromagnetischen Kräfte, die getrennte Kerne einzeln behalten, sind weg (proportional, wenn Kerne die Größe von kleinen Staub-Dingen wären, würden Atome so groß sein wie Fußballstadion), und der grösste Teil des Kerns des Sterns wird ein dichter Ball von aneinander grenzenden Neutronen (in mancher Hinsicht wie ein riesiger Atomkern) mit einer dünnen liegenden Schicht der degenerierten Sache (hauptsächlich Eisen, wenn die Sache der verschiedenen Zusammensetzung später nicht hinzugefügt wird). Die Neutronen widerstehen weiterer Kompression durch den Pauli Ausschluss-Grundsatz in einem Weg, der dem Elektronentartungsdruck analog ist, aber stärker ist.

Diese Sterne, die als Neutronensterne bekannt sind, sind - auf der Ordnung des Radius 10 km äußerst klein, nicht größer als die Größe einer Großstadt - und sind phänomenal dicht. Ihre Periode der Revolution wird drastisch kürzer, weil die Sterne (wegen der Bewahrung des winkeligen Schwungs) zurückweichen; beobachtete Rotationsperioden von Neutronensternen erstrecken sich von ungefähr 1.5 Millisekunden (mehr als 600 Revolutionen pro Sekunde) zu mehreren Sekunden. Wenn die magnetischen Pole dieser schnell rotierenden Sterne nach der Erde ausgerichtet werden, entdecken wir einen Puls der Radiation jede Revolution. Solche Neutronensterne werden Pulsars genannt, und waren die ersten zu entdeckenden Neutronensterne. Obwohl elektromagnetische von Pulsars entdeckte Radiation meistenteils in der Form von Funkwellen ist, sind Pulsars auch am sichtbaren, dem Röntgenstrahl und den Gammastrahl-Wellenlängen entdeckt worden.

Schwarze Löcher

Wenn die Masse des Sternrests hoch genug ist, wird der Neutronentartungsdruck ungenügend sein, um Zusammenbruch unter dem Radius von Schwarzschild zu verhindern. Der Sternrest wird so ein schwarzes Loch. Die Masse, an der das vorkommt, ist mit der Gewissheit nicht bekannt, aber wird zurzeit auf zwischen 2 und 3 Sonnenmassen geschätzt.

Schwarze Löcher werden durch die Theorie der allgemeinen Relativität vorausgesagt. Gemäß der klassischen allgemeinen Relativität, ganz gleich oder Information kann vom Interieur eines schwarzen Loches einem Außenbeobachter fließen, obwohl Quant-Effekten Abweichungen aus dieser strengen Regel erlauben können. Die Existenz von schwarzen Löchern im Weltall wird gut unterstützt sowohl theoretisch als auch durch die astronomische Beobachtung.

Da der Kernzusammenbruch-Supernova-Mechanismus selbst unvollständig verstanden wird, ist es noch immer nicht bekannt, ob es für einen Stern möglich ist, direkt zu einem schwarzen Loch zusammenzubrechen, ohne eine sichtbare Supernova zu erzeugen, oder ob einige supernovae am Anfang nicht stabile Neutronensterne bilden, die dann in schwarze Löcher zusammenbrechen; die genaue Beziehung zwischen der anfänglichen Masse des Sterns und dem Endrest ist auch nicht völlig sicher. Die Entschlossenheit dieser Unklarheiten verlangt die Analyse von mehr supernovae und Supernova-Resten.

Modelle

Ein Sternentwicklungsmodell ist ein mathematisches Modell, das verwendet werden kann, um die Entwicklungsphasen eines Sterns von seiner Bildung zu schätzen, bis es ein Rest wird. Die chemische und Massenzusammensetzung des Sterns wird als die Eingänge verwendet, und die Lichtstärke und Oberflächentemperatur sind die einzigen Einschränkungen. Die Musterformeln basieren auf das physische Verstehen des Sterns gewöhnlich unter der Annahme des hydrostatischen Gleichgewichts. Umfassende Computerberechnungen werden dann geführt, um den sich ändernden Staat des Sterns mit der Zeit zu bestimmen, einen Tisch von Daten nachgebend, die verwendet werden können, um die Entwicklungsspur des Sterns über das H-R Diagramm zusammen mit anderen sich entwickelnden Eigenschaften zu bestimmen. Genaue Modelle können verwendet werden, um das aktuelle Alter eines Sterns durch das Vergleichen seiner physikalischen Eigenschaften mit denjenigen von Sternen entlang einer zusammenpassenden Entwicklungsspur zu schätzen.

Siehe auch

• Milchstraße-Bildung und Evolution
• Nucleosynthesis
• Standardsonnenmodell
• Zeitachse der Sternastronomie

Weiterführende Literatur

• Astronomie 606 (Sternstruktur und Evolution) hält Zeichen, Cole Miller, Abteilung der Astronomie, Universität Marylands Vorlesungen
• Astronomie 162, Einheit 2 (Die Struktur & Evolution von Sternen) hält Zeichen, Richard W. Pogge, Abteilung der Astronomie, Ohio Staatliche Universität Vorlesungen