Sternentwicklung

Schließlich erschöpft der Kern des Sterns seine Zufuhr von Wasserstoff und der Stern beginnt sich aus der Hauptsequenz zu entwickeln., Ohne den äußeren Strahlungsdruck, der durch die Fusion von Wasserstoff erzeugt wird, um der Schwerkraft entgegenzuwirken, zieht sich der Kern zusammen, bis entweder der Elektronendegenerationsdruck ausreicht, um der Schwerkraft entgegenzuwirken, oder der Kern heiß genug wird (um 100 MK), damit die Heliumfusion beginnen kann. Welche davon zuerst passiert, hängt von der Masse des Sterns ab.

Low-mass starsEdit

Was passiert, nachdem ein Low-Mass-Stern aufhört, Energie durch Fusion zu produzieren, wurde nicht direkt beobachtet; das Universum ist um 13.,8 Milliarden Jahre alt, das ist weniger Zeit (um mehrere Größenordnungen, in einigen Fällen) als es dauert, bis die Fusion in solchen Sternen aufhört.

Neuere astrophysikalische Modelle legen nahe, dass rote Zwerge von 0,1 M☉ für etwa sechs bis zwölf Billionen Jahre auf der Hauptsequenz bleiben können, wobei sie sowohl in Temperatur als auch in Leuchtkraft allmählich zunehmen und mehrere hundert Milliarden Jahre länger brauchen, um langsam zu einem weißen Zwerg zusammenzubrechen. Solche Sterne werden nicht zu roten Riesen, da der gesamte Stern eine Konvektionszone ist und keinen degenerierten Heliumkern mit einer Schale entwickelt, die Wasserstoff verbrennt., Stattdessen wird die Wasserstofffusion so lange fortgesetzt, bis fast der gesamte Stern Helium ist.

Etwas massivere Sterne dehnen sich zu roten Riesen aus, aber ihre Heliumkerne sind nicht massiv genug, um die für die Heliumfusion erforderlichen Temperaturen zu erreichen, sodass sie niemals die Spitze des roten Riesenzweigs erreichen. Wenn das Brennen der Wasserstoffschale beendet ist, bewegen sich diese Sterne direkt vom roten Riesenzweig wie ein postasymptotisch-Riesenzweig (AGB) Stern, aber bei geringerer Leuchtkraft, um ein weißer Zwerg zu werden. Ein Stern mit einer Anfangsmasse von etwa 0.,6 M☉ wird in der Lage sein, Temperaturen zu erreichen, die hoch genug sind, um Helium zu verschmelzen, und diese „mittelgroßen“ Sterne gehen auf weitere Evolutionsstufen über den roten Riesenzweig hinaus.

Mittelgroße Sterneedit

Sterne von etwa 0,6-10 M☉ werden zu roten Riesen, die große Nicht–Hauptsequenz-Sterne der Sternenklassifikation K oder M. Rote Riesen liegen am rechten Rand des Sterns.Hertzsprung-Russell–Diagramm aufgrund ihrer roten Farbe und großen Leuchtkraft., Beispiele sind Aldebaran im Sternbild Stier und Arcturus im Sternbild Boötes.

Mittelgroße Sterne sind rote Riesen in zwei verschiedenen Phasen ihrer Evolution nach der Hauptsequenz: rote Riesenzweigsterne mit inerten Kernen aus Helium und wasserstoffverbrennenden Schalen und asymptotisch-Riesenzweigsterne mit inerten Kernen aus Kohlenstoff und heliumverbrennenden Schalen in den wasserstoffverbrennenden Schalen. Zwischen diesen beiden Phasen verbringen Sterne eine Periode auf dem horizontalen Ast mit einem heliumverschmelzenden Kern., Viele dieser heliumverschmelzenden Sterne gruppieren sich gegen das kühle Ende des horizontalen Astes als Riesen vom K-Typ und werden als rote Klumpenriesen bezeichnet.

Subgiant phaseEdit

Wenn ein Stern den Wasserstoff in seinem Kern erschöpft, verlässt er die Hauptsequenz und beginnt Wasserstoff in einer Schale außerhalb des Kerns zu verschmelzen. Der Kern nimmt an Masse zu, wenn die Schale mehr Helium produziert., Abhängig von der Masse des Heliumkerns dauert dies mehrere Millionen bis ein oder zwei Milliarden Jahre, wobei sich der Stern bei einer ähnlichen oder etwas niedrigeren Leuchtkraft zu seinem Hauptsequenzzustand ausdehnt und abkühlt. Schließlich wird entweder der Kern degeneriert, in Sternen um die Masse der Sonne, oder die äußeren Schichten kühlen ausreichend ab, um in massereicheren Sternen undurchsichtig zu werden. Jede dieser Änderungen führt dazu, dass die Wasserstoffhülle an Temperatur zunimmt und die Leuchtkraft des Sterns zunimmt, An diesem Punkt dehnt sich der Stern auf den roten Riesenzweig aus.,

Red-giant-branch phaseEdit

Die expandierenden äußeren Schichten des Sterns sind konvektiv, wobei das Material durch Turbulenzen aus der Nähe der Fusionsbereiche bis zur Oberfläche des Sterns gemischt wird. Für alle außer den Sternen mit der niedrigsten Masse ist das verschmolzene Material vor diesem Punkt tief im Sterninneren geblieben, so dass die Konvektionshülle Fusionsprodukte zum ersten Mal an der Sternoberfläche sichtbar macht., In diesem Stadium der Evolution sind die Ergebnisse subtil, mit den größten Auswirkungen, Veränderungen an den Isotopen von Wasserstoff und Helium, die nicht beobachtbar sind. Die Auswirkungen des CNO-Zyklus treten während des ersten Baggers an der Oberfläche auf, mit niedrigeren 12C/13C-Verhältnissen und veränderten Anteilen an Kohlenstoff und Stickstoff. Diese sind mit Spektroskopie nachweisbar und wurden für viele entwickelte Sterne gemessen.

Der Heliumkern wächst weiter auf dem roten Riesenzweig., Es befindet sich nicht mehr im thermischen Gleichgewicht, entweder degeneriert oder über der Schönberg-Chandrasekhar-Grenze, so dass die Temperatur zunimmt, wodurch die Fusionsrate in der Wasserstoffhülle zunimmt. Der Stern erhöht die Helligkeit in Richtung der Spitze des roten-Riesen-ast. Rote Riesenzweigsterne mit einem degenerierten Heliumkern erreichen alle die Spitze mit sehr ähnlichen Kernmassen und sehr ähnlichen Luminositäten, obwohl die massigeren der roten Riesen heiß genug werden, um die Heliumfusion vor diesem Punkt zu entzünden.,

Horizontal branchEdit

In den Heliumkernen von Sternen im Bereich von 0,6 bis 2,0 Sonnenmassen, die weitgehend durch Elektronendegenerationsdruck unterstützt werden, entzündet sich die Heliumfusion auf einer Zeitskala von Tagen in einem Heliumblitz. In den nicht degeneraten Kernen massiverer Sterne erfolgt die Zündung der Heliumfusion relativ langsam ohne Blitz., Die während des Heliumblitzes freigesetzte Kernkraft ist sehr groß, in der Größenordnung des 108-fachen der Leuchtkraft der Sonne für einige Tage und des 1011-fachen der Leuchtkraft der Sonne (ungefähr der Leuchtkraft der Milchstraße) für einige Sekunden. Die Energie wird jedoch durch die Wärmeausdehnung des anfänglich degenerierten Kerns verbraucht und kann daher nicht von außerhalb des Sterns gesehen werden. Durch die Ausdehnung des Kerns verlangsamt sich die Wasserstofffusion in den darüber liegenden Schichten und die Gesamtenergieerzeugung nimmt ab., Der Stern zieht sich zusammen, wenn auch nicht bis zur Hauptsequenz, und er wandert zum horizontalen Zweig des Hertzsprung–Russell-Diagramms, schrumpft allmählich im Radius und erhöht seine Oberflächentemperatur.

Kern Heliumblitzsterne entwickeln sich bis zum roten Ende des horizontalen Astes, wandern jedoch nicht zu höheren Temperaturen, bevor sie einen degenerierten Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern erhalten und mit der Verbrennung der Heliumschale beginnen. Diese Sterne werden oft als roter Sternklumpen im Farbgrößendiagramm eines Clusters beobachtet, heißer und weniger leuchtend als die roten Riesen., Sterne höherer Masse mit größeren Heliumkernen bewegen sich entlang des horizontalen Astes zu höheren Temperaturen, wobei einige zu instabilen pulsierenden Sternen im gelben Instabilitätsstreifen (RR Lyrae Variablen) werden, während einige noch heißer werden und einen blauen Schwanz oder einen blauen Haken zum horizontalen Ast bilden können. Die Morphologie des horizontalen Zweigs hängt von Parametern wie Metallizität, Alter und Heliumgehalt ab, aber die genauen Details werden noch modelliert.,

Asymptotic-giant-branch phaseEdit

Nachdem ein Stern das Helium im Kern verbraucht hat, setzt sich die Wasserstoff-und Heliumfusion in Schalen um einen heißen Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff fort. Der Stern folgt dem asymptotischen Riesenzweig auf dem Hertzsprung–Russell-Diagramm und verläuft parallel zur ursprünglichen Entwicklung des roten Riesen, jedoch mit einer noch schnelleren Energieerzeugung (die für eine kürzere Zeit anhält). Obwohl Helium in einer Schale verbrannt wird, wird der Großteil der Energie durch Verbrennen von Wasserstoff in einer Schale weiter vom Kern des Sterns erzeugt., Helium aus diesen wasserstoffverbrennenden Schalen fällt in Richtung Zentrum des Sterns und periodisch steigt die Energieabgabe aus der Heliumschale dramatisch an. Dies wird als thermischer Impuls bezeichnet und sie treten gegen Ende der asymptotisch-Riesen-Ast-Phase auf, manchmal sogar in die postasymptotisch-Riesen-Ast-Phase. Je nach Masse und Zusammensetzung kann es mehrere bis Hunderte von thermischen Impulsen geben.

Es gibt eine Phase auf dem Aufstieg des asymptotisch-riesigen Zweiges, in der sich eine tiefe konvektive Zone bildet und Kohlenstoff vom Kern an die Oberfläche bringen kann., Dies ist bekannt als der zweite Bagger, und in einigen Sternen kann es sogar einen dritten Bagger geben. Auf diese Weise entsteht ein Kohlenstoffstern, sehr kühle und stark gerötete Sterne mit starken Kohlenstofflinien in ihren Spektren. Ein Prozess, der als Heißbodenverbrennung bekannt ist, kann Kohlenstoff in Sauerstoff und Stickstoff umwandeln, bevor er an die Oberfläche ausgebaggert werden kann, und die Wechselwirkung zwischen diesen Prozessen bestimmt die beobachteten Helligkeiten und Spektren von Kohlenstoffsternen in bestimmten Clustern.,

Eine weitere bekannte Klasse asymptotisch-riesiger Aststerne sind die Mira-Variablen, die mit genau definierten Perioden von zehn bis Hunderten von Tagen und großen Amplituden bis zu etwa 10 Größen pulsieren (in der visuellen ändert sich die Gesamtleuchtkraft um einen viel geringeren Betrag). In massereicheren Sternen werden die Sterne leuchtender und die Pulsationsperiode ist länger, was zu einem verstärkten Massenverlust führt, und die Sterne werden bei visuellen Wellenlängen stark verdeckt. Diese Sterne können als OH/IR-Sterne beobachtet werden, die im Infrarot pulsieren und OH-Maser-Aktivität zeigen., Diese Sterne sind im Gegensatz zu den Kohlenstoffsternen eindeutig sauerstoffreich, aber beide müssen durch Baggerarbeiten hergestellt werden.

Post-AGBEdit

Diese Mittelstern erreichen letztendlich die Spitze des asymptotisch-riesigen Zweigs und haben keinen Treibstoff mehr.für Shell brennen., Sie sind nicht massiv genug, um eine vollständige Kohlenstofffusion zu beginnen, und ziehen sich daher erneut zusammen, während sie eine Periode postasymptotischen Superwinds durchlaufen, um einen planetarischen Nebel mit einem extrem heißen Zentralstern zu erzeugen. Der Zentralstern kühlt dann zu einem weißen Zwerg ab. Das ausgestoßene Gas ist relativ reich an schweren Elementen innerhalb des Sterns und kann je nach Art des Sterns besonders mit Sauerstoff oder Kohlenstoff angereichert sein. Das Gas baut sich in einer expandierenden Hülle auf, die als circumstellare Hülle bezeichnet wird, und kühlt ab, wenn es sich vom Stern wegbewegt, wodurch sich Staubpartikel und Moleküle bilden können., Mit der hohen Infrarotenergie, die vom Zentralstern eingespeist wird, bilden sich in diesen Umstandshüllen ideale Bedingungen für die Maser-Erregung.

Es ist möglich, dass thermische Impulse erzeugt werden, sobald die Evolution des postasymptotischen Riesenzweigs begonnen hat und eine Vielzahl ungewöhnlicher und schlecht verstandener Sterne hervorbringt, die als wiedergeborene asymptotische Riesenzweigsterne bekannt sind. Diese können zu extremen horizontalen Aststernen (Subdwarf-B-Sternen), Wasserstoffmangel-postasymptotisch-riesigen Aststernen, variablen planetarischen Nebelzentralsternen und R Coronae Borealis-Variablen führen.,

Massive Sterne >

In massiven Sternen ist der Kern bereits zu Beginn der wasserstoffbrennenden Hülle groß genug, dass eine Heliumzündung auftritt, bevor der Druck der Elektronendegeneration vorherrscht. Wenn sich diese Sterne ausdehnen und abkühlen, erhellen sie nicht so dramatisch wie Sterne mit niedrigerer Masse; Sie waren jedoch in der Hauptsequenz leuchtender und entwickeln sich zu hochleuchtenden Überriesen., Ihre Kerne werden so massiv, dass sie sich nicht durch Elektronendegeneration unterstützen können und schließlich zusammenbrechen, um einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch zu erzeugen.

Supergiant evolutionEdit

Extrem massive Sterne (mehr als etwa 40 M☉), die sehr hell sind und somit sehr schnelle Sternwinde aufweisen, verlieren durch Strahlungsdruck so schnell an Masse, dass sie dazu neigen, ihre eigenen Hüllkurven abzustreifen, bevor sie sich zu roten Überriesen ausdehnen können, und behalten somit ab ihrer Hauptreihenzeit extrem hohe Oberflächentemperaturen (und blau-weiße Farbe) bei., Die größten Sterne der aktuellen Generation sind etwa 100-150 M☉, weil die äußeren Schichten durch die extreme Strahlung ausgestoßen würden. Obwohl Sterne mit geringerer Masse normalerweise ihre äußeren Schichten nicht so schnell abbrennen, können sie es ebenfalls vermeiden, rote Riesen oder rote Überriesen zu werden, wenn sie sich in binären Systemen nahe genug befinden, so dass der Begleitstern die Hülle abstreift, wenn er sich ausdehnt, oder wenn sie sich schnell genug drehen, so dass sich die Konvektion vom Kern bis zur Oberfläche erstreckt, was dazu führt, dass aufgrund gründlicher Vermischung kein separater Kern und keine separate Hülle vorhanden sind.,

Der Kern eines massiven Sterns, definiert als die von Wasserstoff abgereicherte Region, wird heißer und dichter, da er Material aus der Fusion von Wasserstoff außerhalb des Kerns ansammelt. In ausreichend massiven Sternen erreicht der Kern Temperaturen und Dichten, die hoch genug sind, um Kohlenstoff und schwerere Elemente über den Alpha-Prozess zu verschmelzen. Am Ende der Heliumfusion besteht der Kern eines Sterns hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff., In Sternen, die schwerer als etwa 8 M☉ sind, entzündet sich der Kohlenstoff und verschmilzt zu Neon, Natrium und Magnesium. Sterne, die etwas weniger massiv sind, können Kohlenstoff teilweise entzünden, sind aber nicht in der Lage, den Kohlenstoff vollständig zu verschmelzen, bevor die Elektronendegeneration einsetzt, und diese Sterne werden schließlich einen Sauerstoff-Neon-Magnesium-weißen Zwerg hinterlassen.

Die genaue Massenbegrenzung für die Vollkohlenstoffverbrennung hängt von mehreren Faktoren wie Metallizität und der detaillierten Masse ab, die auf dem asymptotischen Riesenzweig verloren geht, beträgt jedoch ungefähr 8-9 M☉. Nachdem die Kohlenstoffverbrennung abgeschlossen ist, erreicht der Kern dieser Sterne etwa 2.,5 M☉ und wird heiß genug für schwerere Elemente zu fusionieren. Bevor Sauerstoff zu verschmelzen beginnt, fängt Neon an, Elektronen einzufangen, die Neonverbrennung auslösen. Für einen Bereich von Sternen von ungefähr 8-12 M☉ ist dieser Prozess instabil und erzeugt eine außer Kontrolle geratene Fusion, die zu einer Elektronenfang-Supernova führt.

Bei massiveren Sternen verläuft die Verschmelzung von Neon ohne eine außer Kontrolle geratene Deflagration. Es folgt wiederum eine vollständige Sauerstoffverbrennung und Siliziumverbrennung, wodurch ein Kern entsteht, der größtenteils aus Eisen-Peak-Elementen besteht. Um den Kern herum befinden sich Schalen leichterer Elemente, die noch verschmelzen., Die Zeitspanne für die vollständige Verschmelzung eines Kohlenstoffkerns mit einem Eisenkern ist in nur wenigen hundert Jahren so kurz, dass die äußeren Schichten des Sterns nicht reagieren können und das Aussehen des Sterns weitgehend unverändert bleibt. Der Eisenkern wächst, bis er eine effektive Chandrasekhar-Masse erreicht, die aufgrund verschiedener Korrekturen für die relativistischen Effekte, Entropie, Ladung und die umgebende Hülle höher ist als die formale Chandrasekhar-Masse. Die effektive Chandrasekhar-Masse für einen Eisenkern variiert von etwa 1,34 M☉ in den am wenigsten massiven roten Überriesen bis zu mehr als 1,8 M☉ in massiveren Sternen., Sobald diese Masse erreicht ist, beginnen Elektronen in die Eisen-Peak-Kerne eingefangen zu werden und der Kern wird nicht in der Lage, sich selbst zu unterstützen. Der Kern kollabiert und der Stern wird entweder in einer Supernova oder direkt in ein Schwarzes Loch zerstört.,

SupernovaEdit

Wenn der Kern eines massiven Sterns zusammenbricht, bildet er einen Neutronenstern oder im Fall von kerne, die die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze überschreiten, ein Schwarzes Loch. Durch einen Prozess, der nicht vollständig verstanden wird, wird ein Teil der durch diesen Kernkollaps freigesetzten Gravitationspotentialenergie in eine Supernova vom Typ Ib, Typ Ic oder Typ II umgewandelt., Es ist bekannt, dass der Kernkollaps einen massiven Anstieg von Neutrinos erzeugt, wie er mit der Supernova SN 1987A beobachtet wird. Die extrem energetischen Neutrinos fragmentieren einige Kerne; Ein Teil ihrer Energie wird bei der Freisetzung von Nukleonen, einschließlich Neutronen, verbraucht, und ein Teil ihrer Energie wird in Wärme und kinetische Energie umgewandelt, wodurch die Stoßwelle verstärkt wird, die durch das Zurückprallen eines Teils des Infallmaterials aus dem Zusammenbruch des Kerns ausgelöst wird. Elektronenfang in sehr dichten Teilen der infalling Materie kann zusätzliche Neutronen erzeugen., Da ein Teil der rückprallenden Materie von den Neutronen bombardiert wird, fangen einige ihrer Kerne sie ein und erzeugen ein Spektrum von schwerem Material, einschließlich der radioaktiven Elemente bis hin zu (und wahrscheinlich darüber hinaus) Uran., Obwohl nicht explodierende rote Riesen unter Verwendung von Neutronen, die in Nebenreaktionen früherer Kernreaktionen freigesetzt werden, signifikante Mengen von Elementen produzieren können, die schwerer als Eisen sind (und insbesondere von bestimmten Isotopen von Elementen, die mehrere stabile oder langlebige Isotope aufweisen), die in solchen Reaktionen erzeugt werden, unterscheiden sich erheblich von denen, die in einer Supernova erzeugt werden., Weder Fülle allein entspricht, dass im Sonnensystem gefunden, so dass sowohl Supernovae und Auswurf von Elementen aus roten Riesen sind erforderlich, um die beobachtete Fülle von schweren Elementen und Isotope davon zu erklären.

Die vom Kollaps des Kerns auf Rückprallmaterial übertragene Energie erzeugt nicht nur schwere Elemente, sondern sorgt für deren Beschleunigung weit über die Fluchtgeschwindigkeit hinaus, wodurch eine Supernova vom Typ Ib, Typ Ic oder Typ II verursacht wird., Das derzeitige Verständnis dieser Energieübertragung ist immer noch nicht zufriedenstellend; Obwohl aktuelle Computermodelle vom Typ Ib, Typ Ic und Typ II Supernovae einen Teil der Energieübertragung ausmachen, sind sie nicht in der Lage, genügend Energie zu übertragen, um den beobachteten Materialausstoß zu erzeugen. Neutrinoschwingungen können jedoch eine wichtige Rolle im Energietransferproblem spielen, da sie nicht nur die in einem bestimmten Neutrinogeschmack verfügbare Energie beeinflussen, sondern auch durch andere allgemein-relativistische Effekte auf Neutrinos.,

Einige Erkenntnisse aus der Analyse der Massen-und Orbitalparameter von binären Neutronensternen (die zwei solche Supernovae erfordern) deuten darauf hin, dass der Zusammenbruch eines Sauerstoff-Neon-Magnesium-Kerns eine Supernova erzeugen kann, die sich (auf andere Weise als die Größe) von einer Supernova unterscheidet, die durch den Zusammenbruch eines Eisenkerns erzeugt wird.

Die massivsten Sterne, die heute existieren, können durch eine Supernova vollständig zerstört werden, wobei eine Energie ihre Gravitationsbindungsenergie erheblich übersteigt. Dieses seltene Ereignis, verursacht durch Paarinstabilität, hinterlässt keinen Schwarzen Lochrest., In der vergangenen Geschichte des Universums waren einige Sterne sogar größer als die größten, die es heute gibt, und sie würden am Ende ihres Lebens aufgrund der Photodisintegration sofort in ein Schwarzes Loch zusammenbrechen.