Entstehung und tod
ENTSTEHUNG UND TOD
EINES STERNS
Entstehung eines Sterns:
Nach heutiger Meinung entstand unser Universum vor etwa 10 bis 20 Milliarden Jahren durch den URKNALL.
Sterne entstehen aus Gas-und Staubwolken im interstellaren Raum. Diese Gas-und Staubwolken werden auch als Nebel bezeichnet. Wenn man helle Nebel genauer betrachtet kann man kleine dunkle Blasen darin entdecken, die nach ihrem Entdecker Bart J. Bo BOK-Globulen genannt werden. Aus diesen Blasen kann man Infrarot- und Radiostrahlung messen.
Daraus schließt man, dass dies die Geburtsstätte von Sternen ist.
Bei Beginn der Entstehung des Universums war die Materie noch zu heiß um Sterne entstehen zu lassen. Jedoch änderte sich dies durch die zunehmende Ausdehnung des Weltalls. Der vorhandene Wasserstoff kühlte immer mehr ab. Etwa zwei Milliarden Jahre nach dem sogenannten Urknall entstanden die Prototypen der Galaxien in denen das Gas zu Nebelwolken verdampfte. An manchen Stellen konzentrierte sich die Dichte des Gases auf
mehrere Milliarden Molekühle pro Kubikmeter.
Diese hochkonzentrierte Dichte des Gases ermöglichte der Schwerkraft die Materie noch weiter zu verdichten. Dabei heizten sich die Mittelpunkte der jeweiligen Globen auf wie die Luft beim Aufpumpen eines Autoreifens. Der Druck auf die Zentralregion stieg mit der Aufnahme neuer Materie weiter an. Dieses Gebilde, welches bereits große Energiemengen produzierte, obwohl noch keine Kernreaktion stattfand,
nannte/nennt man Protostern. Sichtbar war dieser Protostern jedoch noch nicht, da er noch immer von Gas-und Staubwolken umgeben war. Das einzige, was lediglich durchkam waren Infrarotstrahlen.
Im Inneren des Protosterns wurde derweilen die Situation immer kritischer, da sich die Temperatur auf mehrere Millionen Kelvin erhöht und die Dichte milliardenfach verstärkt hatte. Dadurch wurden die positiv geladenen Wasserstoffatome des Kerns, die nun keine Elektronen mehr besaßen so arg aneinander gedrückt, dass diese ihre gegenseitigen Abstoßungskräfte überwanden und zusammenstießen. Dadurch entstand aus dem Wasserstoff Helium und aus dem Protostern wurde ein richtiger Stern. Da der Heliumkern weniger Masse besaß als der Wasserstoffkern aus dem er entstanden war wurde die verschwundene Masse in Energie umgesetzt. Diese Energie versuchte aus dem Kern zu entweichen und dabei erhitzte sich der Stern weiter. Nur seine große Masse verhinderte eine Explosion.
Sein tiefliegendes Gas erhitzte sich nun, stieg an die Oberfläche, kühlte sich dort ab und sank wieder um sich wieder zu erhitzen. Dadurch blies der Stern seine Gas-und Staubhülle fort und wurde nun für den Rest des Alls sichtbar.
Dieser Ablauf der Entstehung eines Sterns findet auch heute noch genauso statt. Jedoch entwickelt sich nicht jede Gas-und Staubwolke zu einem Stern. Wenn die Wolke zu wenig Masse besitzt reicht die Anziehungskraft nicht aus, um eine ausreichende Dichte zu erhalten.
Die Temperatur erreicht nicht die benötigte Hitze und es kann keine Kernfusion stattfinden.
Solche Sterne kann man kaum sehen, aber durch ihre Infrarotstrahlung messen. Man bezeichnet diese Sterne als „braune Zwerge“ oder auch „Jupiters“, da sie oftmals nur die Größe des Planeten Jupiters tragen. Wenn Sterne sich vollständig entwickelt haben, findet man Bestandteile aus ihrer Umgebung aus der sie stammen. Die ersten entstandenen Sterne nach dem Urknall bestanden aus Urmaterie, Wasserstoff und einer geringen Menge an Helium. Erst später entstanden Sterne aus Urmaterie und den Überresten anderer explodierter Sterne. Da unsere Sonne auch aus Bestandteilen anderer Sterne besteht, lässt sich daraus schließen dass sie auch nicht zur ersten Generation gehört.
Tod eines Sterns:
In etwas mehr als 5 Milliarden Jahren wird sich unsere Sonne zu einem Roten Riesen aufblähen. Sie wird dann explodieren und die Erde geht in der Glut der Sonne unter. Dies passiert, wenn im Zentrum der Sonne der ganze Wasserstoff zu Helium verbrannt ist. Der Kern kollabiert dann und heizt sich auf. Eine enorme Hitze und ein stark wachsender Druck von innen schleudern dann die Oberflächen der Sonne weg. Mit einer sehr hohen Geschwindigkeit von nahezu hunderttausend Kilometern pro Stunde fegt der starke Strahlungsdruck die Hülle in den interstellaren Raum.
Diese lassen dann einen planetarischen Nebel bilden. Jedoch so ungleichmäßig, dass sich nicht symmetrische Strukturen bilden.
Das restliche ultraviolett-strahlende Licht lässt die davonfliegenden Oberflächenstückchen, ähnlich wie das Gas in einer Neonröhre, leuchten. Die unterschiedlichen Farben, die dabei entstehen kommen von der verschiedenen chemischen Beschaffenheit der Oberflächenstückchen. Durch dichtere Bereiche der Oberflächenstückchen entstehen je nach Dichte sogenannte „Wattebällchen“. Die Zeit, welcher ein planetarischer Nebel circa besteht beträgt hunderttausend Jahre.
Danach löst er sich auf und wird Bestandteil des Weltalls.
Auch schwerere Sterne wie die Sonne stoßen am Ende ihres Daseins ihre Oberfläche ab. Diese machen es jedoch explosionsartig. Die Energieentladung eines solchen Sterns nennt man SUPERNOVA. Solche massiven Sonnen enden als Neutronensterne.
Von unserer Sonne wird allerdings nach ihrem abgelaufenen Countdown ein fast hunderttausend grad heißer weißer Zwerg zurückbleiben.
Seine Restwärme wird vermutlich noch Milliarden von Jahren Strahlen.
Und irgendwie, irgendwo, irgendwann einmal wird das Gas und der Staub der weggeblasenen Sonnenhülle auf andere Reste anderer Sterne treffen, sich wieder zu einer Gaswolke vereinigen, in ihrer eigenen Last zusammenfallen und einen neuen Stern entstehen lassen.
ENDE
Von: Dominik Kunkler (1BK FH 2 26.4.01 Physik)
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