Hauptreihenfolge Sterne: Definition & Lebenszyklus

Dieses Bild des Hubble-Weltraumteleskops zeigt Sirius A, den hellsten Stern an unserem Nachthimmel, zusammen mit seinem schwachen, winzigen stellaren Begleiter Sirius B.

Dieses Bild des Hubble-Weltraumteleskops zeigt Sirius A, den hellsten Stern an unserem Nachthimmel, zusammen mit seinem schwachen, winzigen stellaren Begleiter Sirius B. Astronomen haben das Bild von Sirius A überbelichtet, sodass der schwache Sirius B (kleiner Punkt unten links) gesehen werden. Die kreuzförmigen Beugungsspitzen und konzentrischen Ringe um Sirius A und der kleine Ring um Sirius B sind Artefakte, die im Abbildungssystem des Teleskops erzeugt werden. Die beiden Sterne drehen sich alle 50 Jahre umeinander. Sirius A, nur 8,6 Lichtjahre von der Erde entfernt, ist das fünftnächste bekannte Sternensystem. (Bildnachweis: NASA, H.E. Bond und E. Nelan (Space Telescope Science Institute, Baltimore, Md.); M. Barstow und M. Burleigh (University of Leicester, UK) und J.B. Holberg (University of Arizona))



Hauptreihensterne verschmelzen Wasserstoffatome zu Heliumatomen in ihren Kernen. Ungefähr 90 Prozent der Sterne im Universum, einschließlich der Sonne, sind Hauptreihensterne. Diese Sterne können von etwa einem Zehntel der Masse der Sonne bis zur 200-fachen Masse reichen.



Sterne beginnen ihr Leben als Wolken aus Staub und Gas. Die Schwerkraft zieht diese Wolken zusammen. Ein kleiner Protostern bildet sich, angetrieben durch das zusammenbrechende Material. Protosterne bilden sich oft in dicht gepackten Gaswolken und können schwer zu entdecken sein.

'Die Natur bildet keine Sterne isoliert', sagte Mark Morris von der University of California in Los Angeles (UCLS) in einem Stellungnahme . 'Es bildet sie in Clustern aus Geburtswolken, die unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammenbrechen.'



Kleinere Körper – mit weniger als 0,08 Sonnenmasse – können in ihrem Kern das Stadium der Kernfusion nicht erreichen. Stattdessen werden sie zu Braunen Zwergen, Sternen, die sich nie entzünden. Wenn der Körper jedoch genügend Masse hat, brennen das kollabierende Gas und der Staub heißer und erreichen schließlich Temperaturen, die ausreichen, um Wasserstoff zu Helium zu verschmelzen. Der Stern schaltet sich ein und wird zu einem Hauptreihenstern, angetrieben von Wasserstoff Verschmelzung . Die Fusion erzeugt einen Druck nach außen, der mit dem durch die Schwerkraft verursachten Druck nach innen ausgleicht und den Stern stabilisiert.

Wie lange ein Hauptreihenstern lebt, hängt von seiner Masse ab. Ein Stern mit höherer Masse kann mehr Material haben, aber er brennt aufgrund der höheren Kerntemperaturen, die durch größere Gravitationskräfte verursacht werden, schneller durch. Während die Sonne etwa 10 Milliarden Jahre auf der Hauptreihe verbringt, bleibt ein 10-mal so massiver Stern nur 20 Millionen Jahre bestehen. EIN roter Zwerg , das halb so massiv ist wie die Sonne, kann 80 bis 100 Milliarden Jahre dauern, was weit länger ist als das Alter des Universums von 13,8 Milliarden Jahren. (Diese lange Lebensdauer ist einer der Gründe, warum Rote Zwerge als gute Quellen für Planeten, die Leben beherbergen , weil sie so lange stabil sind.)

Offener Sternhaufen Messier 50



Hell leuchtender Stern

Vor mehr als 2.000 Jahren war der griechische Astronom Hipparchus der erste, der einen Katalog von Sternen nach ihrer Helligkeit erstellte, so Dave Rothstein, der 2003 an der Website „Ask An Astronomer“ der Cornell University teilnahm.

„Grundsätzlich betrachtete er die Sterne am Himmel und klassifizierte sie danach, wie hell sie erscheinen – die hellsten Sterne waren 'Magnitude 1', die nächsthellsten waren 'Magnitude 2' usw die schwächsten Sterne, die er sehen konnte“, schrieb Rothstein.

Moderne Instrumente haben verbesserte Helligkeitsmessungen und machen sie präziser.



Im frühen 20. Jahrhundert erkannten Astronomen, dass die Masse eines Sterns mit seiner Leuchtkraft zusammenhängt oder wie viel Licht er produziert. Diese hängen beide mit der Sterntemperatur zusammen. Sterne, die zehnmal so massiv sind wie die Sonne, leuchten mehr als tausendmal so viel.

Die Masse und Leuchtkraft eines Sterns hängt auch von seiner Farbe ab. Massivere Sterne sind heißer und blauer, während weniger massereiche Sterne kühler sind und ein rötliches Aussehen haben. Die Sonne fällt zwischen das Spektrum, wodurch es gelblicher erscheint.

'Die Oberflächentemperatur eines Sterns bestimmt die Farbe des Lichts, das er aussendet', so die weltweite Las Cumbres-Observatorium . 'Blaue Sterne sind heißer als gelbe Sterne, die heißer sind als rote Sterne.'

Dieses Verständnis führte zur Erstellung eines Diagramms, das als Hertzsprung-Russell (H-R)-Diagramm bekannt ist, ein Diagramm von Sternen basierend auf ihrer Helligkeit und Farbe (das wiederum ihre Temperatur anzeigt). Die meisten Sterne liegen auf einer Linie, die als „Hauptreihe“ bekannt ist und von links oben (wo heiße Sterne heller sind) nach unten rechts (wo kühle Sterne tendenziell dunkler sind) verläuft. [Video: Aufbau des Hertzsprung-Russell-Diagramms (Hubble-Site)]

Wenn die Sterne ausgehen

Schließlich verbrennt ein Hauptreihenstern den Wasserstoff in seinem Kern und erreicht das Ende seines Lebenszyklus. An dieser Stelle verlässt es die Hauptsequenz.

Sterne, die kleiner als ein Viertel der Sonnenmasse sind, kollabieren direkt zu Weißen Zwergen. Weiße Zwerge verbrennen keine Fusion mehr in ihrem Zentrum, aber sie strahlen immer noch Wärme aus. Irgendwann sollten Weiße Zwerge abkühlen in schwarze Zwerge , aber Schwarze Zwerge sind nur theoretisch; Das Universum ist nicht alt genug, um die ersten Weißen Zwerge ausreichend abzukühlen und den Übergang zu vollziehen.

Größere Sterne stellen fest, dass ihre äußeren Schichten nach innen kollabieren, bis die Temperaturen heiß genug sind, um Helium zu Kohlenstoff zu verschmelzen. Dann sorgt der Fusionsdruck für einen nach außen gerichteten Schub, der den Stern um ein Vielfaches größer als seine ursprüngliche Größe ausdehnt und ein bildet roter Riese . Der neue Stern ist viel dunkler als er als Hauptreihenstern war. Irgendwann wird die Sonne einen roten Riesen bilden, aber keine Sorge – es wird nicht passieren für noch eine Weile .

'In ungefähr fünf Milliarden Jahren, nachdem die Sonne zu einem Roten Riesen geworden ist und die Erde zu Asche verbrannt hat, wird sie ihren eigenen schönen Nebel ausstoßen und dann als weißer Zwergstern verschwinden', Howard Bond vom Space Telescope Science Institute in Maryland, sagte in a Stellungnahme .

Hätte der ursprüngliche Stern die bis zu 10-fache Masse der Sonne, brennt er innerhalb von 100 Millionen Jahren durch sein Material und kollabiert zu einem superdichten Weißen Zwerg. Massivere Sterne explodieren in einem gewaltsamen Supernova-Tod und spucken die schwereren Elemente, die sich in ihrem Kern gebildet haben, durch die Galaxie. Der verbleibende Kern kann a Neutronenstern , ein kompaktes Objekt, das in a come kommen kann verschiedene Formen .

Die lange Lebensdauer der Roten Zwerge führt dazu, dass auch solche, die kurz nach dem Urknall entstanden sind, heute noch existieren. Irgendwann werden diese massearmen Körper jedoch ihren Wasserstoff durchbrennen. Sie werden dunkler und kühler, und irgendwann gehen die Lichter aus.

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