Kinder über den Weltraum. Sterne und Sternbilder. Wissenswertes über Sterne – Himmelskörper Nachricht zum Thema Sterne

Sterne

Sterne sind heiße, leuchtende Himmelskörper von der gleichen Natur wie die Sonne. Die Sonne ist in vielerlei Hinsicht ein typischer Stern. Allerdings erscheint er äußerlich viel größer und heller als die anderen, da er näher an der Erde liegt. Sogar Proxima Centauri, der der Erde am nächsten gelegene Stern, ist 272.000 Mal weiter von der Erde entfernt als die Sonne. Aus diesem Grund erscheinen Sterne als weit entfernte leuchtende Punkte, die über den Himmel verstreut sind. Sie können sie nur nachts sehen und tagsüber sind sie vor dem Hintergrund des hellen Sonnenlichts nicht sichtbar. Mit bloßem Auge kann man etwa 6.000 Sterne am Himmel erkennen, 3.000 auf jeder Hemisphäre. Insgesamt gibt es in unserer Galaxie mehr als 200 Milliarden Sterne. Es hat keinen Sinn, sie alle zu zählen oder ihnen Namen zu geben. Selbst diejenigen, die in großen Teleskopen sichtbar sind, werden nicht alle untersucht oder beschriftet. Die hellsten und berühmtesten Sterne sind Aldebaran, Rigel, Deneb, Sirius, Antares, Ursa Minor und einige andere.

Sobald Wissenschaftler begannen, Spektren von Sternen zu erhalten, begannen sie, sie nach Typ zu klassifizieren. So gibt es zum Beispiel solche Hauptreihensterne . Dies ist die zahlreichste Klasse von Sternen und die Sonne gehört zu ihr. Wissenschaftler unterscheiden auch zwischen Braunen und Weißen Zwergen, Roten Riesen, variablen und Neutronensternen, Doppelsternen und Streusternen sowie einigen anderen Arten von Sternen. Theorie über Braune Zwerge erschien in der Mitte des 20. Jahrhunderts. Dabei handelt es sich um einen besonderen Sterntyp, bei dem Kernreaktionen nicht durch den Energieverlust durch Strahlung kompensiert werden. Wenn sich Sterne zusammenziehen, bis der Druck nicht entarteter Elektronen die Schwerkraft ausgleicht, verwandeln sie sich in Weiße Zwerge . Die Größe des Sterns nimmt um das Hundertfache ab und seine Dichte beginnt die Dichte von Wasser millionenfach zu übertreffen. Rote Riesen - Dies sind Sterne mit einer niedrigen effektiven Temperatur, aber hoher Verträglichkeit. U veränderliche Sterne Im gesamten Beobachtungsverlauf hat sich die Helligkeit mindestens einmal geändert. Neutronensterne erscheinen in einem späten Stadium der Evolution, wenn der Elektronendruck die Kompression des Kerns nicht mehr eindämmt und die meisten Teilchen sich in Neutronen verwandeln. Doppelsterne - das sind zwei gravitativ gebundene Sterne, die sich um einen gemeinsamen Massenschwerpunkt drehen. Verstreute Sterne - Dies sind Sternhaufen, die ziemlich weit voneinander entfernt liegen.

Im Zentrum aller Sterne befinden sich Gas- und Wasserstoffteilchen, die beim Zusammenprall große Mengen nuklearer Energie freisetzen. Dadurch haben sie einen hellen Glanz. Obwohl sie für uns bewegungslos erscheinen, rasen Sterne mit kolossaler Geschwindigkeit durch den Weltraum. Und doch leben Sterne nicht ewig. Sie entstehen ständig aus Gas- und Staubwolken, ihr Lebenszyklus ist jedoch begrenzt. Ein Stern beginnt sich zu verändern und zu sterben, wenn der Wasserstoffbrennstoff in seinem Kern aufgebraucht ist. Einige massereiche Sterne beenden ihre Existenz mit einer großen Explosion und es entstehen Supernovae. In den letzten 1000 Jahren wurden in unserer Galaxie nur drei solcher Sterne registriert.

Dank der Entwicklung der Beobachtungstechnologie können Astronomen nicht nur die sichtbare, sondern auch die Strahlung von für das Auge unsichtbaren Sternen untersuchen. Über den Aufbau und die Entwicklung von Sternen ist heute bereits viel bekannt, vieles bleibt jedoch unbekannt und unverständlich.

Einleitung 3

Star-Konzept. Sternparameter. Struktur der Sterne 4

Die Geburt der Sterne 6

Altern und Tod der Sterne 8

Entwicklung der Sterne 10

Doppelsterne 12

Fazit 13

Bibliographie 14

Einführung

Seit vielen Jahrtausenden überprüfen Astrologen anhand der Sterne das Leben einzelner Menschen und ganzer Staaten, warnen jedoch davor, dass die Rolle der Sterne bei der Bestimmung des Schicksals zwar groß, aber nicht absolut sei. Die Sterne beraten, nicht befehlen, sagten sie.

Doch die Zeit verging und die Menschen begannen, die Sterne zunehmend aus einem anderen, weniger romantischen Blickwinkel zu betrachten. Antoine de Saint-Exupéry sagte dazu: „Du hast die Umlaufbahn des Sterns integriert, oh erbärmliches Forschervolk, und der Stern ist für dich kein lebendiger Stern mehr.“ Tatsächlich begann man Sterne als physikalische Objekte zu betrachten, für deren Beschreibung die bekannten Naturgesetze völlig ausreichten.

Astronomen sind nicht in der Lage, das Leben eines einzelnen Sterns vom Anfang bis zum Ende zu verfolgen. Selbst die kurzlebigsten Sterne existieren Millionen von Jahren – länger als das Leben nicht nur eines Menschen, sondern der gesamten Menschheit. Wissenschaftler können jedoch viele Sterne beobachten, die sich in sehr unterschiedlichen Stadien ihrer Entwicklung befinden – gerade geboren und sterben. Anhand zahlreicher Sternporträts versuchen sie, den Entwicklungsweg jedes Sterns zu rekonstruieren und seine Biografie zu schreiben.

Es gibt Tausende von ihnen, die man in einer dunklen, wolkenlosen Nacht am Himmel sehen kann. Sterne sind riesige heiße Gasbälle, genau wie unsere Sonne, aber sie leuchten viel schwächer als die Sonne, weil sie viel weiter von uns entfernt sind. Selbst von den Sternen, die uns am nächsten sind, breitet sich Licht jahrelang aus. Wir betrachten die Sterne durch eine Luftschicht, die ständig in Bewegung ist, daher ist das Licht der Sterne nicht konstant – es scheint uns, als würden sie flackern.

Star-Konzept. Sternparameter. Der Aufbau von Sternen.

Mehr als neun Zehntel der Materie in unserer Galaxie sind in Sternen konzentriert; Es gibt Galaxien, in denen Sterne 99,9 % der Masse ausmachen. Die Welt der Sterne ist vielfältig, aber die meisten von ihnen ähneln unserer Sonne.

Die Sonne und jeder andere Stern wie sie ist eine kugelförmige Masse aus heißem Gas, die durch ihre eigene Schwerkraft zusammengehalten wird. Die Schwerkraft tendiert dazu, das Gas zu komprimieren und alle seine Teilchen so nah wie möglich zusammenzubringen. Der Druck des heißen Gases wirkt offensichtlich in die entgegengesetzte Richtung; er hat die Tendenz, das Gas auszudehnen. Die Gravitationskraft ist auf das Zentrum des Sterns gerichtet und die Druckkraft ist nach außen gerichtet; In ihrer Konfrontation wird ein Gleichgewicht hergestellt und aufrechterhalten, in dem ein Stern Millionen und Abermilliarden von Jahren bestehen bleiben kann. In den Tiefen der Sonne erreicht der Druck zehn Milliarden Atmosphären und die Temperatur erreicht vierzehn Millionen Grad. Aufgrund der ständig stattfindenden Kernreaktionen, bei denen Wasserstoff in Helium umgewandelt wird, herrschen in der Zentralregion ein hoher Druck und eine hohe Temperatur.

PARAMETER

Die Hauptparameter von Sternen sind Masse, Radius, Leuchtkraft, effektive Temperatur, Spektralklasse und Helligkeit. Aufgrund ihrer beträchtlichen Entfernung ist es äußerst schwierig und manchmal sogar unmöglich, die genauen Zahlenwerte einiger Parameter von Sternen zu bestimmen. Daher werden bei ihrer Beschreibung häufig relative Werte verwendet, beispielsweise im Vergleich zu die Sonne als typischer Hauptreihenstern.

Die Masse ist der Hauptparameter, der die gesamte Entwicklung eines Sterns, die in ihm ablaufenden Prozesse, die Lebenserwartung sowie andere Parameter in allen Stadien seiner Existenz bestimmt. Die Massen von Sternen liegen zwischen etwa dem 1/20- und 100-fachen der Sonnenmasse. Die Untergrenze ist eigentlich der minimale Massenwert, bei dem sich der Kern des zukünftigen Sterns dank der Gravitationsenergie auf eine Temperatur erwärmen kann, bei der eine thermonukleare Reaktion aufrechterhalten werden kann.

Die Radien von Sternen variieren in einem größeren Bereich als ihre Massen. Zwergsterne können einen Radius haben, der zehnmal kleiner als der der Sonne ist, während Riesensterne 1000-mal größer sind. Infolgedessen kann die Leuchtkraft entweder 10.000 Mal geringer oder 100.000 Mal größer als die der Sonne sein. Je nach Entwicklungsstadium kann die Größe eines Sterns erheblich variieren.

Ein wichtiges Merkmal eines Sterns als Objekt am Himmel ist Größe. Es ist ein Maß für die Helligkeit eines Sterns, von der Erde aus gesehen. Mit bloßem Auge sind unter günstigen Bedingungen Sterne bis zur Stärke 6 zu erkennen, die hellsten Sterne am Himmel haben die Stärken 0 und –1. Beispielsweise sind die Sterne des bekannten Eimers Ursa Major im Durchschnitt Sterne der 2. Größe. Zusätzlich zu diesem Parameter gibt es auch absolute Größe. Sie spiegelt die eigene Leuchtkraft des Sterns wider und ist definiert als die visuelle Helligkeit, die dieser Stern hätte, wenn er aus einer Entfernung von 10 Parsec (1 Parsec = 3,2616 Lichtjahre) beobachtet würde.

STRUKTUR

Sterne sind heiße Gasbälle, die Energie- und Strahlungsquelle sind und in denen thermonukleare Reaktionen stattfinden, hauptsächlich die Umwandlung von Wasserstoff in Helium. Dieser Prozess findet im Zentrum des Sterns statt, wo die Temperatur 15 Millionen Kelvin erreicht (0,01 Grad Celsius entsprechen 273,16 Kelvin). Alle Materie befindet sich bei einer solchen Temperatur und einem solchen erheblichen Druck tatsächlich im Zustand von Plasma, ionisiertem Gas. Der Prozess der thermonuklearen Reaktion ist bei Sternen mit der Masse der Sonne etwas anders als bei massereicheren (schwerere Elemente wie Kohlenstoff und Stickstoff sind daran beteiligt), aber das Ergebnis ist überall die Synthese eines Heliumkerns aus vier Wasserstoffatomen Kerne unter Freisetzung von Energie. Der Massengehalt von Wasserstoff in Sternen der Sonnenklasse beträgt etwa 70–75 %, der Rest sind Helium und andere Elemente, deren Gehalt normalerweise 1,5–2 % nicht überschreitet.

Die sichtbare Oberfläche des Sterns ist Photosphäre. Die Temperatur der Photosphäre hängt mit Eigenschaften des Sterns zusammen wie Spektralklasse. Insgesamt gibt es sieben Hauptklassen: O, B, A, F, G, K, M (plus zehn Unterklassen von 0 bis 9). Es gibt auch eine Unterteilung in C0-C9 (Kohlenstoffsterne), S-Sterne (mit ZrO-Bändern im Spektrum) und einige andere, weniger häufige Sterne. O sind die heißesten mit einer effektiven Temperatur von mehr als 25000 K und haben eine weiß-blaue Farbe, M sind die kältesten mit einer effektiven Temperatur von weniger als 3500 K und haben eine rote Farbe. Beispielsweise gehört die Sonne zur Klasse G2 mit einer effektiven Temperatur von etwa 5700 K. Spektralklasse ist zugeordnet Leuchtkraftklasse Sterne werden mit römischen Ziffern von Ia und Ib (Überriesen) bis VII (Weiße Zwerge) bezeichnet. Dieser Zusammenhang lässt sich nachvollziehen Hertzsprung-Russell-Diagramm. Dieses Diagramm kann auch die Beziehung zwischen der Farbe oder Temperatur eines Sterns und seiner absoluten Helligkeit darstellen.

Die Geburt der Sterne

Sonne, Mond, Planeten und Sterne sind den Menschen seit der Antike bekannt. Dank der jahrtausendelangen Entwicklung der Wissenschaft konnte jedoch erkannt werden, dass die Sterne der Sonne mehr oder weniger ähnlich sind, nur viel weiter von der Erde entfernt. Jetzt wissen wir: Sterne sind Plasmakugeln im stabilen Gleichgewichtszustand, deren Strahlung von einer inneren Energiequelle unterstützt wird. Aber diese Quelle ist nicht ewig und wird nach und nach erschöpft. Was bedeutet das für die Sterne? Welche Veränderungen erwarten sie?

Das Alter selbst des kurzlebigsten Sterns ist um ein Vielfaches länger als die Ära der menschlichen Existenz. Daher ist es einfach unmöglich, den Weg eines Sterns von seiner Geburt bis zu seinem Tod zu verfolgen. Astronomen sammeln nach und nach Informationen über Weltraumobjekte und deren Schicksal – mit Hilfe von Teleskopen, die auf der Erde installiert und in fernen Umlaufbahnen platziert sind. Und doch reden die Stars sparsam über sich. Viele von ihnen verhalten sich ruhig, aber es gibt auch solche, deren Leben voller Überraschungen ist: Entweder flammen sie auf, dann verblassen sie, dann nehmen sie zu, dann nehmen sie ab, es kommt vor, dass sie explodieren – dann nimmt ihre Helligkeit vor unseren Augen buchstäblich um Dutzende, Hunderte zu mal. Vor nicht allzu langer Zeit wurden Pulsare entdeckt, die in kurzen Ausbrüchen Energie abgeben ...

Wie lässt sich eine solche Vielfalt an Leuchten erklären? Ist das nicht eine Laune der Natur – eine Fülle völlig unterschiedlicher Weltraumobjekte? Oder sind das alles unterschiedliche Formen, die den unterschiedlichen Lebensstadien der Sterne entsprechen?

Die Geburt eines Sterns wird normalerweise von einem Vorhang aus kosmischem Staub verdeckt, der Licht absorbiert. Erst mit dem Aufkommen der Infrarot (IR)-Photometrie und der Radioastronomie wurde es möglich, Phänomene in Gas-Staub-Komplexen zu untersuchen, die aller Wahrscheinlichkeit nach mit der Geburt von Sternen zusammenhängen. Die Forscher identifizierten Bereiche, in denen es sich überwiegend um junge, sich bildende Objekte handelt – Protosterne. Die meiste Zeit ihres Lebens werden sie von einer Staubhülle verdeckt, die sich langsam auf ihnen niederlässt. Es „löscht“ die Strahlung des Kerns, erwärmt sich auf Hunderte Grad und emittiert sich entsprechend dieser Temperatur. Es ist diese Strahlung, die im IR-Bereich beobachtet werden kann, und dies ist möglicherweise die einzige Möglichkeit, Protosterne zu erkennen.

Im Jahr 1967 wurde im Orionnebel ein Infrarotstern (mit einer Strahlungstemperatur von 700 Grad Kelvin) entdeckt, dessen Leuchtkraft und Durchmesser etwa tausendmal größer sind als die Sonne. Diese Entdeckung markierte den Beginn der Erforschung einer ganzen Klasse protostellarer Objekte.

Später stellte sich heraus, dass es in den Regionen der Milchstraße (das ist unsere Galaxie), in denen die Entstehung von Sternen am wahrscheinlichsten erscheint, kompakte Quellen gibt, die nicht nur im Infrarot-, sondern auch im Radiobereich emittieren. Dies war ermutigend, da Funksignale im Gegensatz zu anderen Frequenzen nicht durch die Aufnahme von Staubmassen verzerrt werden. Von Radioteleskopen gesammelte Informationen ermöglichten es Astronomen zu behaupten: Der Orionnebel, gesättigt mit Objekten, die im optischen Bereich völlig unsichtbar sind, ist eine der „Fabriken zur Herstellung von Sternen“.

Es wird angenommen, dass der komplexe Prozess der Sternentstehung in jeder ausreichend großen Gas- und Staubwolke ablaufen kann. Auslöser für den Beginn der Sternentstehung kann beispielsweise eine Stoßwelle sein – eine Art Echo einer fernen Supernova-Explosion. Eine solche Welle stört das prekäre Gleichgewicht – die Wolke wird in Fragmente geteilt, von denen jedes beginnt zu schrumpfen. Die Geschwindigkeit der Gaskompression hängt von der Dichte der Materie und dem Vorhandensein eines Magnetfelds ab. Dies ist der allererste Abschnitt auf dem Weg der Sternentstehung.

Es müssen Millionen von Jahren vergehen, bis in den Tiefen des sich bildenden Objekts die notwendigen Bedingungen für die Auslösung der ersten Kernreaktionen geschaffen sind. Dann wird der „Geburtstag“ des Stars kommen. Es wird jedoch noch weitere Millionen Jahre dauern, bis es Energie ansammelt und aus dem ihn umgebenden Staubkokon freigesetzt wird. Der beschriebene Prozess der Entstehung von Leuchten aus dem interstellaren Medium wird durch ausgedehnte Cluster – Ansammlungen massereicher heißer Sterne mit hoher Leuchtkraft – bestätigt.

Für 90 % der Sterne sowie für die Sonne sind thermonukleare Reaktionen, nämlich die Umwandlung von Wasserstoff in Helium, die Energiequelle. Die bereits 4,5 Milliarden Jahre alte Sonne ist recht stabil: Größe, Masse und Oberflächentemperatur ändern sich praktisch nicht.

Astronomen, die die Eigenschaften unseres Sterns beobachten, kommen zu dem Schluss: Die in den Tiefen der Sonne erzeugte Energie reicht aus, um die Strahlung über einen sehr langen Zeitraum konstant zu halten. Doch die Wasserstoffreserven sind begrenzt, und wenn sie zur Neige gehen, beginnt eine neue Phase im Leben der Sterne.

Alterung und Tod von Sternen

Bei Sternen unterschiedlicher Masse verläuft der Alterungsprozess unterschiedlich. In denen, deren Masse ein oder zwei Sonnenmassen beträgt, entsteht ein Heliumkern. Auf seiner Oberfläche setzt sich die Wasserstoffverbrennung in einer dünnen kugelförmigen Schicht fort, die für die Leuchtkraft des Sterns sorgt. Seine äußeren Bereiche beginnen sich auszudehnen und die Oberflächentemperatur sinkt. Wenn Wasserstoff ausbrennt, zieht sich der Heliumkern zusammen, seine Dichte nimmt zu und die Temperatur steigt, aber die Masse des Sterns reicht nicht aus, um eine für die Verbrennung ausreichende Temperatur im Kern zu gewährleisten. Und irgendwann, obwohl noch Wasserstoff vorhanden ist, hört seine Verbrennung auf. Der Kern verliert seine Fähigkeit, die expandierende Hülle zu halten, und ihre Trennung beginnt allmählich.

Ein planetarischer Nebel ist eine gasförmige Hülle, in deren Zentrum sich ein Stern mit relativ hoher Temperatur befindet. Die Hülle ist der äußere Teil der Atmosphäre des ehemaligen Roten Riesen, und der Zentralstern ist sein Kern, der nach der Trennung der Atmosphäre übrig bleibt. Das Hüllgas leuchtet unter dem Einfluss der ionisierenden Strahlung des Sterns. Im Laufe der Evolution dehnt sich die Hülle mit einer Geschwindigkeit von 10 bis 50 Kilometern pro Sekunde aus, der Stern zieht sich zusammen und seine Temperatur steigt. So entsteht am Ende im Zentrum jedes planetarischen Nebels ein Weißer Zwerg – ein kompakter Stern mit einer Temperatur von etwa 100.000 Grad Kelvin.

Theoretiker sagen voraus, dass das Schicksal massereicherer Sterne recht dramatisch sein könnte. Bei Sternen mit zehnfacher Sonnenmasse erfolgt die Umwandlung von Wasserstoff in Helium also sehr schnell, dann beginnt die nächste Stufe: Helium wird zu Kohlenstoff und Kohlenstoffatome bilden schwerere Elemente. Die Reaktionen laufen kontinuierlich ab, klingen aber bei der Bildung von Eisen allmählich ab. In diesem Stadium besteht der Kern des Sterns aus Eisenionen.

Die Stabilität eines Sterns wird durch das Gleichgewicht zwischen der Schwerkraft und dem Druck des erhitzten Gases bestimmt, das durch Elektronen erzeugt wird. Doch die Eisenkerne können Elektronen aus dem umgebenden Gas einfangen, der Druck sinkt und die Schwerkraft übernimmt. Allmählich stellt sich heraus, dass die gesamte Materie im Zentrum des Sterns aus Neutronen besteht. Bei Erreichen eines kritischen Wertes kommt es zum Kollaps – einer irreversiblen, nahezu augenblicklichen Kompression. In diesem Fall wird eine große Energiemenge freigesetzt, die äußere Hülle des Sterns explodiert, zerstreut sich im Weltraum und legt den zentralen Kern – den Neutronenstern – frei. Es kommt zu einer Supernova-Explosion. (Das Ergebnis einer solchen Explosion, die 1054 auf der Erde beobachtet wurde, war der sogenannte Krebsnebel.)

Heutzutage besteht kein Zweifel mehr an der Existenz von Neutronensternen und ihrem Zusammenhang mit Supernova-Explosionen. Und 1932 wurde die Hypothese des sowjetischen Physikers L.D. Landau über die Entstehung solcher Weltraumobjekte wurde als rein theoretische Abstraktion wahrgenommen.

Wenn man über den Tod von Sternen spricht, kommt man nicht umhin, Schwarze Löcher zu erwähnen. Theoretisch scheint es möglich, dass ein Stern am Ende seines Lebens zu viel Masse hat, um ein Weißer Zwerg oder ein stabiler Neutronenstern zu werden, und dass seine Überreste daher in ein Schwarzes Loch kollabieren – ein Objekt mit einem starken Gravitationsfeld, das jegliche Strahlung verhindert vor der Flucht.

Sterbende Sterne verwandeln sich in kompakte Objekte, die einen Teil ihrer Masse in den Weltraum schleudern und so für die Geburt der nächsten Sterngenerationen sorgen.

Entwicklung der Sterne

Sterne entstehen in Gas- und Staubwolken des interstellaren Mediums aufgrund von Materieklumpen, die sich infolge äußerer Störungen, beispielsweise nach einer Supernova-Explosion, bilden. Unter dem Einfluss der Schwerkraft beginnt sich die Substanz zu verdicken und zu erhitzen. Wenn der Protostern eine bestimmte Masse erreicht, erreicht die Temperatur den Wert, bei dem Kernreaktionen beginnen. Die Dauer dieses Vorgangs hängt von der Masse ab. Bei Sternen mit der Masse der Sonne dauert dies bis zu 30 Millionen Jahre, bei massereicheren Sternen dauert es hundertmal weniger. Es ist zu beachten, dass bei Sternen mit größerer Masse alle Prozesse viel schneller ablaufen als bei Sternen mit weniger Masse. Die anschließende Lebensphase des Sterns verläuft ziemlich lange ohne merkliche äußere Veränderungen (etwa 10 Milliarden Jahre für Sterne wie die Sonne und nicht mehr als 0,5 Milliarden Jahre für Sterne mit einer um ein Vielfaches größeren Masse). Während dieser Zeit findet im Kern des Sterns der Prozess der Wasserstoffverbrennung statt. Gleichzeitig bleiben Helligkeit und Größe konstant, da die Gravitationskräfte durch den Druck des Gases im Inneren des Sterns ausgeglichen werden. Die Parameter des Sterns während dieser Zeit werden durch einen der Punkte des sogenannten bestimmt Hauptfolge auf dem Hertzsprung-Russell-Diagramm.

Da sich der gesamte Wasserstoff im Kern in Helium umwandelt, schrumpft er und erwärmt sich aufgrund der Zunahme des Molekulargewichts. Unter dem Einfluss der erhöhten Temperatur dehnt sich das den Kern umgebende Gas aus und der Stern wird deutlich größer, das an die äußeren Schichten angrenzende Gas kühlt ab und der Stern wird zu einem Roten Riesen, dessen Leuchtkraft ungefähr gleich bleibt aufgrund seiner beträchtlichen Größe dasselbe. Die Größe des Sterns führt zu einem großen Energieverlust, der mit der Zeit wieder abnehmen kann. In diesem Stadium bewegt sich der Stern im Hertzsprung-Russell-Diagramm entlang einer der sogenannten evolutionäre Spuren. Wenn während der Expansion innere Instabilität auftritt, trennen sich die äußeren Schichten des Sterns und bilden sich Planetennebel, sichtbar durch leistungsstarke Teleskope, ähnlich den Scheiben von Planeten. Der verbleibende Kern wird weißer Zwerg und wird allmählich abkühlen. Trotz ihrer erheblichen Temperatur ist die Leuchtkraft von Weißen Zwergen aufgrund ihrer geringen Größe, vergleichbar mit der Größe der Erde, gering. Die maximal mögliche Masse solcher Sterne überschreitet nicht 1,4 Sonnenmassen.

All dies gilt für Sterne mit der Masse der Sonne. Wenn die Masse des Sterns die Sonnenmasse um mindestens das Achtfache übersteigt, sind die Endstadien seiner Entwicklung etwas anders. Nachdem sich also der gesamte Wasserstoff im Kern in Helium verwandelt hat, zieht sich der Kern zusammen und die Temperatur in seinem Inneren steigt so stark an, dass nicht nur die Verbrennung von Wasserstoff in fast dem gesamten Volumen des Sterns beginnt, sondern auch die Umwandlung von Helium in schwerere Elemente wie Kohlenstoff und Sauerstoff und dann in Silizium. Die Kerntemperatur kann mehrere hundert Millionen Kelvin erreichen. Irgendwann ist der gesamte Treibstoff aufgebraucht, der Kern wird zu Eisen, das System wird instabil und der Stern schrumpft innerhalb von Sekundenbruchteilen. Die Kompression erfolgt, bis die Dichte ein kritisches Niveau erreicht. Danach kommt es zu einem Rückstoß, begleitet von einer riesigen Explosion, die als Explosion beobachtet wird Supernova(lat. Supernova).

Die Helligkeit des Blitzes einer Supernova-Explosion kann die Helligkeit einer ganzen Galaxie übertreffen, und die Leuchtkraft ist milliardenfach höher als die der Sonne. Die Granate wird mit einer Geschwindigkeit von mehreren tausend km/s ausgestoßen. Der beobachtete Ausbruch ist mehrere Wochen lang sichtbar. Im Allgemeinen handelt es sich bei einer Supernova-Explosion um ein äußerst seltenes Phänomen, das ohne entsprechende Ausrüstung nur wenige Male pro Jahrtausend beobachtet werden kann. Ein Beispiel ist die Supernova 1987A, die seit Februar 1987 in der Galaxie der Großen Magellanschen Wolke im südlichen Sternbild Doradus in einer Entfernung von 170.000 Lichtjahren beobachtet wird.

Der nach der Explosion verbleibende Kern verwandelt sich in Neutronenstern mit einer Masse von 1,5 bis 3 Sonnenmassen und einem Durchmesser von mehreren Kilometern. Aufgrund ihres starken Magnetfelds und ihrer schnellen Rotation werden Neutronensterne als Ausbrüche von Radio- und Röntgenstrahlung beobachtet; sie werden manchmal auch als „Neutronensterne“ bezeichnet Pulsare. Wenn die Masse des verbleibenden Kerns 3 Sonnenmassen überschreitet, entsteht ein Stern schwarzes Loch. Die Gravitationskräfte eines Schwarzen Lochs sind so groß, dass sie jegliche Lichtstrahlung absorbieren und eine direkte Beobachtung dieser Objekte mit optischen Mitteln unmöglich ist. Der Fall von Materie in Schwarze Löcher geht mit der Freisetzung enormer Energie einher, die in Form von Röntgen- und Gammastrahlung nachgewiesen werden kann. In solchen Gebieten, unter Bedingungen der Schwerkraft, die ins Unendliche tendieren, können natürlich alle unsere Vorstellungen von Raum und Zeit keine Bestätigung finden, und die Gebiete selbst können möglicherweise eine Art räumliche Löcher darstellen, durch die man in andere Gebiete des Planeten eindringen kann Möglich ist ein Universum oder ein Antiversum, bei dem die Komponente der Gravitationskraft im Verhältnis zu unseren Vorstellungen einen negativen Wert hat. Es ist jedoch möglich, dass Schwarze Löcher räumliche Energiefallen sind, die, nachdem sie eine bestimmte kritische Masse und Energie erreicht haben, eine grandiose universelle Katastrophe auslösen, wenn die angesammelte Energie freigesetzt wird. Es wird angenommen, dass sich in den Zentren vieler Galaxien, auch unserer, Schwarze Löcher befinden.

Doppelsterne

Im Universum sind etwa die Hälfte aller Sterne Teil eines Doppel- oder Mehrfachsystems. In ihnen rotieren die Sterne um einen gemeinsamen Massenschwerpunkt. Visuelle Doppelsterne liegen weit genug voneinander entfernt und können separat beobachtet werden; ihre Umlaufzeit beträgt mehrere zehn Jahre. Wenn ein Stern deutlich kleiner ist als der andere und nicht direkt beobachtet werden kann, kann seine Anwesenheit durch die nichtlineare Bewegung des helleren Sterns erkannt werden. Normalerweise werden binäre Systeme durch periodische Verschiebungen der Spektrallinien erkannt. Die meisten Doppelsterne sind enge Paare. In solchen Systemen ist es möglich, dass Materie von den Oberflächenschichten eines massereichen Sterns zum Begleiter fließt. Unter dem Einfluss der Gravitationskräfte eines rotierenden Kleinsterns wirbelt die Materie um ihn herum und es entsteht eine sogenannte Akkretionsscheibe. Ein großer Stern kann erhebliche Masse verlieren und sich sogar in einen Weißen Zwerg verwandeln. Manchmal führen solche Prozesse zur Bildung neuer Prozesse (lat. Nova), wenn es zu einer erheblichen Erwärmung des Sterns und einem anschließenden Ausbruch kommt, begleitet vom Ausstoß der Hülle mit einer Geschwindigkeit von bis zu 2.000 km/s und einer Zunahme mehrfache Sterngröße (bis zu 10 - 15), aber natürlich nicht annähernd vergleichbar mit einer Supernova-Explosion. Dieser Prozess kann wiederholt auftreten, wobei sich wiederholte Novae bilden, aber auch novaähnliche Novae mit einer weniger signifikanten Zunahme der Sterngröße.

In direktem Zusammenhang mit Doppelsternen steht auch das Konzept eines veränderlichen Sterns. Allerdings ist zu beachten, dass diese Definition vollständig auf Einzelsterne angewendet werden kann, vor allem in späteren Entwicklungsstadien (Beispiel: Cepheiden, analog zu Delta-Cephei, wenn die Leuchtkraft über mehrere Tage hinweg um fast eine ganze Sterngröße zunimmt und dann abnimmt ), am häufigsten ist es jedoch auf Doppel- oder Mehrfachsysteme anwendbar. Dies drückt sich in einer periodischen Änderung der Leuchtkraft des Sterns aus, die vor allem mit der Heterogenität seiner inneren Struktur und seinem evolutionären Entwicklungsstadium sowie dem Einfluss des Begleitsterns auf ihn zusammenhängt. Bei verdunkelnden Doppelsternen erfolgt die Rotation des Paares also so, dass ein Stern relativ zum Beobachter periodisch vor dem anderen vorbeizieht, was zu einer Änderung der scheinbaren Leuchtkraft führt. Das auffälligste Beispiel: Algol – Beta Persei, Distanz 92,8 sv. Jahr, bestehend aus einem Riesen der Klasse B und einem Zwerg der Klasse G, zwischen denen Materie übertragen wird, sowie einem dritten Stern. Die scheinbare Leuchtkraft in diesem System variiert zwischen 3,5 und 2,2 Magnituden über einen Zeitraum von etwa drei Tagen. Im Allgemeinen kann die Periodizität von Änderungen in binären und multiplen Systemen von mehreren Tagen bis zu mehreren Monaten beobachtet werden, und die Änderung der Leuchtkraft kann bis zu mehreren Größenordnungen betragen, obwohl sich die Leuchtkraft normalerweise um viel mehr ändert.

Abschluss

Unsere Sonne ist der gewöhnlichste Stern unter Millionen anderer Sterne. Im Zentrum aller Sterne kollidieren Gas- und Wasserstoffteilchen miteinander und setzen enorme Mengen nuklearer Energie frei. Deshalb leuchten die Sterne so hell. Sterne rasen mit kolossalen Geschwindigkeiten durch den Weltraum, für uns erscheinen sie jedoch bewegungslos – das liegt auch an ihrer unglaublichen Entfernung von uns.

Ständig tauchen Sterne auf. Zunächst sind es nur Gas- und Staubwolken im Weltraum. Sobald sich solche Materieklumpen zu sammeln beginnen, verstärkt die daraus resultierende Anziehungskraft diesen Prozess. Im Zentrum einer solchen Formation wird das Gas heißer und dichter, und schließlich steigen seine Temperatur und sein Druck so stark an, dass der Prozess der Kernfusion beginnt. Sein Beginn markiert die Geburt eines neuen Sterns. Oft erscheinen viele Sterne nahe beieinander in einer riesigen Wolke.

Und doch leben Sterne nicht ewig. Schließlich geht der Wasserstoffbrennstoff in ihren Kernen zur Neige. Wenn dies geschieht, verändert sich der Stern und stirbt allmählich. Alte Sterne schwellen an und verwandeln sich in Rote Riesen. Sie können einen Teil ihres Gases in Form eines großen Nebelrings im Weltraum verteilen. Sterne, die viel massereicher sind als die Sonne, beenden ihre Existenz in einer grandiosen Explosion – einer Supernova. Wenn ein solcher Stern erscheint, strahlt er in wenigen Tagen eine Million Mal mehr Licht aus als die Sonne. In den letzten 1000 Jahren wurden in unserer Galaxie nur drei Supernovae zuverlässig aufgezeichnet.

Dank der Entwicklung von Beobachtungstechnologien haben Astronomen die Möglichkeit, nicht nur sichtbare, sondern auch unsichtbare Strahlung von Sternen zu untersuchen. Über ihre Struktur und Entwicklung ist mittlerweile viel bekannt, vieles bleibt jedoch unklar.

Referenzliste

Energiequellen und Mechanismen der Evolution Sterne, stellar... empirische Abhängigkeiten zwischen Parameter Sterne(Hertzsprung-Russell-Diagramm... die Grundschwingung Konzepte, erscheint in der Kosmologie: ...

Die Menschheit erforscht intensiv alles, was uns umgibt, insbesondere den Weltraum. Die Sterne am Himmel locken mit ihrer Schönheit und ihrem Geheimnis, weil sie so weit entfernt sind. Wissenschaftler und Forscher haben bereits viele Informationen über Sterne gesammelt, daher möchte ich in diesem Artikel die interessantesten Fakten über Sterne hervorheben.

1. Welcher Stern ist der Erde am nächsten? Das ist die Sonne. Er befindet sich nur 150 Millionen Kilometer von der Erde entfernt und ist nach kosmischen Maßstäben ein durchschnittlicher Stern. Er wird als Gelber Zwerg der G2-Hauptreihe klassifiziert. Es wandelt seit 4,5 Milliarden Jahren Wasserstoff in Helium um und wird dies wahrscheinlich noch weitere 7 Milliarden Jahre tun. Wenn der Sonne der Treibstoff ausgeht, wird sie zu einem Roten Riesenstern, dessen Größe um ein Vielfaches zunimmt. Wenn es sich ausdehnt, wird es Merkur, Venus und vielleicht sogar die Erde verschlingen.

2. Alle Sterne haben die gleiche Zusammensetzung. Die Geburt eines Sterns beginnt in einer Wolke aus kaltem molekularem Wasserstoff, der sich durch die Schwerkraft zu komprimieren beginnt. Wenn eine Wolke aus molekularem Wasserstoff in Fragmente zerfällt, bilden viele dieser Teile einzelne Sterne. Das Material sammelt sich zu einer Kugel, die aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft weiter schrumpft, bis in der Mitte eine Temperatur erreicht ist, die eine Kernfusion zünden kann. Das ursprüngliche Gas entstand beim Urknall und besteht zu 74 % aus Wasserstoff und zu 25 % aus Helium. Mit der Zeit wird ein Teil des Wasserstoffs in Helium umgewandelt. Deshalb besteht unsere Sonne aus 70 % Wasserstoff und 29 % Helium. Sie bestehen aber zunächst zu 3/4 aus Wasserstoff und zu 1/4 aus Helium, mit Beimischungen weiterer Spurenelemente.

3. Die Sterne sind in perfekter Balance. Jeder Stern scheint in ständigem Konflikt mit sich selbst zu stehen. Einerseits komprimiert die gesamte Masse des Sterns ihn durch seine Schwerkraft ständig. Doch das heiße Gas übt von innen einen enormen Druck aus und stört seinen Gravitationskollaps. Die Kernfusion im Kern erzeugt enorme Energiemengen. Bevor Photonen ausbrechen, wandern sie in etwa 100.000 Jahren vom Zentrum zur Oberfläche. Wenn ein Stern heller wird, dehnt er sich aus und verwandelt sich in einen Roten Riesen. Wenn die Kernfusion im Zentrum stoppt, kann nichts mehr den zunehmenden Druck der darüber liegenden Schichten aufhalten und der Kern kollabiert und verwandelt sich in einen Weißen Zwerg, einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. Es ist möglich, dass die Sterne am Himmel, die wir sehen, nicht mehr existieren, weil sie sehr weit entfernt sind und ihr Licht Milliarden von Jahren braucht, um die Erde zu erreichen.

4. Die meisten Sterne sind Rote Zwerge. Vergleicht man alle bekannten Sterne, kann man argumentieren, dass es sich bei der Mehrzahl um Rote Zwerge handelt. Sie haben weniger als 50 % der Sonnenmasse und Rote Zwerge können bis zu 7,5 % wiegen. Unterhalb dieser Masse kann der Gravitationsdruck das Gas im Zentrum nicht komprimieren, um eine Kernfusion auszulösen. Sie werden Braune Zwerge genannt. Rote Zwerge emittieren weniger als 1/10.000 der Energie der Sonne und können mehrere zehn Milliarden Jahre lang brennen.

5. Die Masse ist gleich ihrer Temperatur und Farbe. Die Farbe der Sterne kann von Rot über Weiß bis Blau variieren. Die rote Farbe entspricht den kältesten Temperaturen mit Temperaturen unter 3500 Kelvin. Unser Stern ist gelblich-weiß und hat eine Durchschnittstemperatur von etwa 6000 Kelvin. Die heißesten sind blau mit Oberflächentemperaturen über 12.000 Kelvin. Somit hängen Temperatur und Farbe zusammen. Die Masse bestimmt die Temperatur. Je größer die Masse, desto größer der Kern und desto aktiver wird die Kernfusion stattfinden. Das bedeutet, dass mehr Energie an die Oberfläche gelangt und die Temperatur steigt. Aber es gibt eine Ausnahme, das sind Rote Riesen. Ein typischer Roter Riese könnte die Masse unserer Sonne haben und sein ganzes Leben lang ein weißer Stern sein. Gegen Ende seiner Lebensdauer nimmt die Leuchtkraft jedoch um den Faktor 1000 zu und erscheint unnatürlich hell. Blaue Riesen sind einfach große, massereiche, heiße Sterne.

6. Die meisten Sterne sind doppelt. Viele Sterne werden paarweise geboren. Dabei handelt es sich um Doppelsterne, bei denen zwei Sterne um einen gemeinsamen Schwerpunkt kreisen. Es gibt andere Systeme mit 3, 4 und noch mehr Teilnehmern. Denken Sie nur daran, was für wunderschöne Sonnenaufgänge man auf einem Planeten in einem Vier-Sterne-System sehen kann.

7. Die Größe der größten Sonnen entspricht der Umlaufbahn des Saturn. Sprechen wir über Rote Riesen, genauer gesagt über Rote Überriesen, vor denen unser Stern sehr klein aussieht. Der Rote Überriese ist Beteigeuze im Sternbild Orion. Es ist 20-mal so groß wie die Masse der Sonne und gleichzeitig 1000-mal größer. Der größte bekannte Stern ist VY Canis Majoris. Er ist 1800-mal größer als unsere Sonne und würde in die Umlaufbahn des Saturn passen!

Allerdings hat der größte Stern im Universum zu unserer Zeit bereits mehr als die Hälfte seiner Masse verloren. Das heißt, der Stern altert und sein Wasserstoffbrennstoff geht bereits zur Neige. Der äußere Teil von VY ist größer geworden, da die Schwerkraft eine Gewichtsabnahme nicht mehr verhindern kann. Wissenschaftler sagen, dass, wenn einem Stern der Treibstoff ausgeht, er wahrscheinlich in eine Supernova explodiert und sich in einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch verwandelt. Beobachtungen zufolge verliert der Stern seit 1850 an Helligkeit.
Heutzutage hören Wissenschaftler keine Minute damit auf, das Universum zu erforschen. Daher wurde dieser Rekord gebrochen. Astronomen haben in den Weiten des Weltraums einen noch größeren Stern gefunden. Die Entdeckung wurde Ende Sommer 2010 von einer Gruppe britischer Wissenschaftler unter der Leitung von Paul Crowther gemacht. Forscher untersuchten die Große Magellansche Wolke und fanden den Stern R136a1. Das Hubble-Weltraumteleskop der NASA hat zu dieser unglaublichen Entdeckung beigetragen.

8. Die massereichsten Sterne haben ein sehr kurzes Leben. Wie oben erwähnt, könnte die geringe Masse eines Roten Zwergs zig Milliarden Jahre lang brennen, bevor ihm der Treibstoff ausgeht. Das Gegenteil gilt auch für die massivsten, die wir kennen. Riesige Leuchten können die 150-fache Masse der Sonne haben und enorme Energiemengen freisetzen. Beispielsweise befindet sich einer der massereichsten Sterne, die wir kennen, Eta Carinae, etwa 8.000 Lichtjahre von der Erde entfernt. Es setzt 4 Millionen Mal mehr Energie frei als die Sonne. Während unsere Sonne Milliarden von Jahren sicher Treibstoff verbrennen kann, kann Eta Carinae nur einige Millionen Jahre lang leuchten. Und Astronomen gehen davon aus, dass Eta Carinae jederzeit explodieren könnte. Wenn es erlischt, wird es zum hellsten Objekt am Himmel.

9. Die Anzahl der Sterne ist riesig. Wie viele Sterne gibt es in der Milchstraße? Es könnte Sie überraschen, zu erfahren, dass es in unserer Galaxie etwa 200 bis 400 Milliarden davon gibt. Jeder kann Planeten haben, und auf einigen ist Leben möglich. Es gibt etwa 500 Milliarden Galaxien im Universum, von denen jede genauso viele oder mehr haben kann als die Milchstraße. Multiplizieren Sie diese beiden Zahlen miteinander und Sie werden sehen, wie viele es ungefähr sind.

10. Sie sind sehr, sehr weit weg. Der der Erde am nächsten (mit Ausnahme der Sonne) ist Proxima Centauri, 4,2 Lichtjahre von der Erde entfernt. Mit anderen Worten: Das Licht selbst braucht über vier Jahre, um die Reise von der Erde abzuschließen. Wenn wir das schnellste jemals von der Erde gestartete Raumschiff starten würden, würde es über 70.000 Jahre dauern, bis es dort ankommt. Heutzutage ist das Reisen zwischen den Sternen einfach nicht mehr möglich.

Die Sonne ist der einzige Stern im Sonnensystem; alle Planeten des Systems sowie ihre Satelliten und andere Objekte, einschließlich kosmischer Staub, bewegen sich um sie. Wenn wir die Masse der Sonne mit der Masse des gesamten Sonnensystems vergleichen, beträgt sie etwa 99,866 Prozent.

Die Sonne ist einer der 100.000.000.000 Sterne unserer Galaxie und der viertgrößte unter ihnen. Der sonnennächste Stern, Proxima Centauri, liegt vier Lichtjahre von der Erde entfernt. Die Entfernung von der Sonne zum Planeten Erde beträgt 149,6 Millionen km; das Licht eines Sterns erreicht ihn in acht Minuten. Der Stern befindet sich in einer Entfernung von 26.000 Lichtjahren vom Zentrum der Milchstraße, während er sich alle 200 Millionen Jahre mit einer Geschwindigkeit von 1 Umdrehung um ihn dreht.

Präsentation: So

Gemäß der spektralen Klassifizierung handelt es sich bei dem Stern um den Typ „Gelber Zwerg“, nach groben Berechnungen ist er knapp über 4,5 Milliarden Jahre alt, er befindet sich in der Mitte seines Lebenszyklus.

Die Sonne besteht zu 92 % aus Wasserstoff und zu 7 % aus Helium und hat eine sehr komplexe Struktur. In seinem Zentrum befindet sich ein Kern mit einem Radius von etwa 150.000–175.000 km, was bis zu 25 % des Gesamtradius des Sterns ausmacht; in seinem Zentrum nähert sich die Temperatur 14.000.000 K.

Der Kern dreht sich mit hoher Geschwindigkeit um seine Achse, und diese Geschwindigkeit übertrifft die der Außenhüllen des Sterns deutlich. Hier findet die Reaktion der Heliumbildung aus vier Protonen statt, was dazu führt, dass eine große Energiemenge durch alle Schichten geht und in Form von kinetischer Energie und Licht aus der Photosphäre emittiert wird. Oberhalb des Kerns befindet sich eine Zone des Strahlungstransfers, in der die Temperaturen im Bereich von 2 bis 7 Millionen K liegen. Daran schließt sich eine etwa 200.000 km dicke Konvektionszone an, in der es zur Energieübertragung keine Rückstrahlung mehr gibt, sondern Plasma mischen. An der Oberfläche der Schicht beträgt die Temperatur etwa 5800 K.

Die Atmosphäre der Sonne besteht aus der Photosphäre, die die sichtbare Oberfläche des Sterns bildet, der Chromosphäre, die etwa 2000 km dick ist, und der Korona, der letzten äußeren Hülle der Sonne, deren Temperatur im Bereich von liegt 1.000.000-20.000.000 K. Aus dem äußeren Teil der Korona treten ionisierte Teilchen aus, die als Sonnenwind bezeichnet werden. .

Wenn die Sonne ein Alter von etwa 7,5 bis 8 Milliarden Jahren erreicht (d. h. in 4 bis 5 Milliarden Jahren), wird sich der Stern in einen „Roten Riesen“ verwandeln, dessen äußere Hüllen sich ausdehnen und die Erdumlaufbahn erreichen, was möglicherweise dazu führt, dass die Sonne ansteigt Planet weiter weg.

Unter dem Einfluss hoher Temperaturen wird Leben, wie wir es heute verstehen, schlichtweg unmöglich. Die Sonne wird den letzten Zyklus ihres Lebens im Zustand des „Weißen Zwergs“ verbringen.

Die Sonne ist die Quelle des Lebens auf der Erde

Die Sonne ist die wichtigste Wärme- und Energiequelle, dank derer es zusammen mit anderen günstigen Faktoren Leben auf der Erde gibt. Unser Planet Erde dreht sich um seine Achse, sodass wir jeden Tag, wenn wir uns auf der Sonnenseite des Planeten befinden, die Morgendämmerung und das unglaublich schöne Phänomen des Sonnenuntergangs beobachten können, und nachts, wenn ein Teil des Planeten auf die Schattenseite fällt, können wir kann die Sterne am Nachthimmel beobachten.

Die Sonne hat einen großen Einfluss auf das Leben auf der Erde, sie beteiligt sich an der Photosynthese und hilft bei der Bildung von Vitamin D im menschlichen Körper. Der Sonnenwind verursacht geomagnetische Stürme und sein Eindringen in die Schichten der Erdatmosphäre verursacht ein so schönes Naturphänomen wie das Nordlicht, auch Polarlicht genannt. Die Sonnenaktivität ändert sich etwa alle 11 Jahre in Richtung einer Abnahme oder Zunahme.

Seit Beginn des Weltraumzeitalters interessieren sich Forscher für die Sonne. Für die professionelle Beobachtung werden spezielle Teleskope mit zwei Spiegeln verwendet, internationale Programme wurden entwickelt, aber die genauesten Daten können außerhalb der Schichten der Erdatmosphäre gewonnen werden, weshalb die Forschung am häufigsten von Satelliten und Raumfahrzeugen aus durchgeführt wird. Die ersten derartigen Untersuchungen wurden bereits 1957 in mehreren Spektralbereichen durchgeführt.

Heutzutage werden Satelliten in die Umlaufbahn gebracht, bei denen es sich um Observatorien im Miniaturformat handelt, die es ermöglichen, sehr interessante Materialien für die Untersuchung des Sterns zu erhalten. Schon in den Jahren der ersten bemannten Weltraumforschung wurden mehrere Raumfahrzeuge zur Erforschung der Sonne entwickelt und gestartet. Die ersten davon waren eine Reihe amerikanischer Satelliten, die 1962 gestartet wurden. 1976 wurde die westdeutsche Raumsonde Helios-2 gestartet, die sich dem Stern zum ersten Mal in der Geschichte in einer Mindestentfernung von 0,29 AE näherte. Gleichzeitig wurde das Auftreten leichter Heliumkerne während Sonneneruptionen sowie magnetischer Stoßwellen im Bereich von 100 Hz bis 2,2 kHz aufgezeichnet.

Ein weiteres interessantes Gerät ist die 1990 gestartete Sonnensonde Ulysses. Es wird in eine sonnennahe Umlaufbahn gebracht und bewegt sich senkrecht zum Ekliptikstreifen. Acht Jahre nach dem Start absolvierte das Gerät seine erste Umlaufbahn um die Sonne. Er zeichnete die Spiralform des Magnetfelds der Leuchte sowie dessen ständige Zunahme auf.

Im Jahr 2018 plant die NASA den Start des Solar Probe+-Geräts, das sich der Sonne in der größtmöglichen Entfernung nähern wird – 6 Millionen km (das ist siebenmal weniger als die von Helius-2 erreichte Entfernung) – und eine kreisförmige Umlaufbahn einnehmen wird. Zum Schutz vor extremen Temperaturen ist es mit einem Carbonfaser-Schutzschild ausgestattet.

Es gibt kaum einen Menschen, der noch nie die Sterne beim Blick in den funkelnden Nachthimmel bewundert hat. Man kann sie ewig bewundern, sie sind geheimnisvoll und attraktiv. In diesem Thema lernen Sie ungewöhnliche Fakten über Sterne kennen und erfahren viel Neues.

Wussten Sie, dass die meisten Sterne, die Sie nachts sehen, Doppelsterne sind? Zwei Sterne umkreisen einander und erzeugen so einen Schwerpunkt, oder ein kleinerer Stern umkreist einen größeren „Hauptstern“. Manchmal entziehen diese großen Sterne Materie von kleineren, wenn sie sich einander nähern. Es gibt eine Grenze für die Masse, die ein Planet tragen kann, ohne eine Kernreaktion auszulösen. Wenn Jupiter groß gewesen wäre, hätte er sich vor vielen Monden möglicherweise in einen Braunen Zwerg, eine Art Halbstern, verwandelt

Solche Prozesse treten häufig auch in anderen Sonnensystemen auf, was durch das Fehlen von Planeten in diesen Systemen belegt wird. Der Großteil der Materie, die sich im Gravitationsfeld des Hauptsterns befindet, sammelt sich an einem Ort und bildet schließlich einen neuen Stern und ein Doppelsternsystem. In einem System gibt es möglicherweise mehr als zwei Sterne, dennoch sind binäre Zahlensysteme weiter verbreitet

Weiße Zwerge, sogenannte „tote Sterne“. Nach der Phase des Roten Riesen wird auch unser eigener Stern, die Sonne, zu einem Weißen Zwerg. Weiße Zwerge haben den Radius eines Planeten (wie die Erde, nicht wie Jupiter), aber die Dichte eines Sterns. Diese spezifischen Gewichte werden dadurch ermöglicht, dass Elektronen von den Atomkernen, die sie umgeben, getrennt werden. Dadurch vergrößert sich der Raum, den diese Atome einnehmen, und es entsteht eine große Masse mit kleinem Radius

Wenn Sie den Kern eines Atoms in der Hand halten könnten, würde das Elektron Sie in einer Entfernung von 100 Metern oder mehr umkreisen. Bei der Elektronenentartung bleibt dieser Raum frei. Dadurch kühlt der Weiße Zwerg ab und sendet kein Licht mehr aus. Man kann diese massiven Körper nicht sehen, und niemand weiß, wie viele es davon im Universum gibt.

Wenn der Stern groß genug ist, um die letzte Phase des Weißen Zwergs zu vermeiden, aber zu klein, um nicht zu einem Schwarzen Loch zu werden, entsteht ein exotischer Sterntyp, der als Neutronenstern bekannt ist. Der Entstehungsprozess von Neutronensternen ähnelt in gewisser Weise dem von Weißen Zwergen, da auch sie allmählich abgebaut werden – allerdings auf andere Weise. Neutronensterne entstehen aus zerfallender Materie namens Neutronen, wenn alle Elektronen und positiv geladenen Protonen eliminiert werden und nur die Neutronen den Kern des Sterns bilden. Die Dichte eines Neutronensterns ist vergleichbar mit der Dichte von Atomkernen.

Neutronensterne können eine sonnenähnliche oder etwas größere Masse haben, ihr Radius beträgt jedoch weniger als 50 Kilometer, normalerweise 10–20. Ein Teelöffel dieses Neutrons hat die 900-fache Masse der Großen Pyramide von Gizeh. Wenn Sie einen Neutronenstern direkt beobachten würden, würden Sie beide Pole sehen, da der Neutronenstern wie eine Gravitationslinse wirkt und aufgrund seiner starken Schwerkraft das Licht um sich selbst beugt. Ein Sonderfall eines Neutronensterns ist ein Pulsar. Pulsare können sich mit 700 Umdrehungen pro Sekunde drehen und dabei blinkende Strahlung aussenden – daher ihr Name

Eta Carinae ist einer der größten bisher entdeckten Sterne. Es ist 100-mal schwerer als unsere Sonne und hat ungefähr den gleichen Radius. Eta Carinae kann eine Million Mal heller strahlen als die Sonne. Diese hypermassereichen Sterne halten meist nur kurze Zeit, weil sie sich regelrecht ausbrennen, weshalb sie Supernovae genannt werden. Wissenschaftler gehen davon aus, dass die Grenze bei der 120-fachen Sonnenmasse liegt – mehr als jeder Stern wiegen kann.

Der Pistol-Stern ist ein Hyperriesen ähnlich wie Eta Carinae, der keine Möglichkeit hat, sich selbst abzukühlen. Der Stern ist so heiß, dass er kaum durch seine Schwerkraft zusammengehalten wird

Dadurch strahlt der Pistolenstern sogenannten „Sonnenwind“ aus (hochenergetische Teilchen, die beispielsweise das Nordlicht erzeugen). Sie scheint 10 Milliarden Mal stärker als unsere Sonne. Aufgrund der enormen Strahlung ist es unmöglich, sich überhaupt vorzustellen, dass in diesem Sternensystem jemals Leben existieren könnte

In diesem Thema habe ich die interessantesten Fakten über Sterne vorgestellt, die ich finden konnte. Ich hoffe, Sie fanden es interessant