Supernova-Überreste
Weitere astronomische Objekte
Supernovae: Letzter Lebensabschnitt massereicher Sterne
Eine kosmische Biografie ...
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Der Lebenslauf eines Sterns wird vollständig von seiner Geburtsmasse bestimmt . Jeder Stern verbringt sein Leben im permanenten Kampf zwischen zwei Kräften:
1. die Schwerkraft (Gravitation), die ihn von außen zusammenpresst, und
2. einem Strahlungsdruck durch die Verbrennung von Wasserstoff zu Helium im Inneren, der nach außen drückt und der Schwerkraft entgegen wirkt. Sobald dieses Gleichgewicht kippt, beginnt die Endphase seines Daseins.
1. die Schwerkraft (Gravitation), die ihn von außen zusammenpresst, und
2. einem Strahlungsdruck durch die Verbrennung von Wasserstoff zu Helium im Inneren, der nach außen drückt und der Schwerkraft entgegen wirkt. Sobald dieses Gleichgewicht kippt, beginnt die Endphase seines Daseins.
Die Geburt
Vom Nebel zum Protostern ...
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Alle Sterne teilen sich den gleichen Anfang im interstellaren Medium:
- Kosmische Wolken: Riesige Gas- und Staubwolken (hauptsächlich Wasserstoff) kollabieren durch ihre eigene Schwerkraft.
- Protostern: Die Masse zieht sich im Zentrum immer dichter zusammen. Druck und Temperatur steigen extrem an.
- Die Zündung: Erreicht der Kern etwa 15 Millionen Grad, zündet die Kernfusion. Wasserstoff verschmilzt zu Helium. Ein Stern ist geboren.
Das Erwachsenenalter
In dieser Phase verbringen Sterne ...
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In dieser Phase verbringen Sterne etwa 90 % ihres Lebens. Sie verhalten sich je nach Masse jedoch völlig unterschiedlich:
- Massearme Sterne (wie unsere Sonne): Sie brennen sehr sparsam. Ihre Lebensspanne auf der Hauptreihe beträgt rund 10 Milliarden Jahre.
- Massereiche Sterne (Blaue
- Giganten): Sie besitzen extrem viel Treibstoff, verbrennen diesen durch den enormen Druck aber rasant. Ihr Leben währt oft nur wenige Millionen Jahre.
Sterne sterben unterschiedlich
Prinzipiel sterben Sterne auf zwei unterschiedliche Arten ...
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Sobald der Wasserstoff im Kern verbraucht ist, unterscheidet sich der Vorgang des Sterbens grundsätzlich:
| Phase / Zustand | Kleine & Mittlere Sterne (< 8 Sonnenmassen) | Massereiche Sterne (> 8 Sonnenmassen) |
|---|---|---|
| Spätphase | Blähen sich zum Roten Riesen auf. | Werden zu gigantischen Roten Überriesen. |
| Elementfusion | Fusionieren Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff. | Fusionieren schwerere Elemente bis hin zu Eisen. |
| Das Finale | Die äußere Hülle wird als Planetarischer Nebel abgestoßen. | Der Kern kollabiert abrupt; es folgt eine Supernova-Explosion. > 20 - 25 Sonnenmassen: Wolf-Rayet-Phase: Stern bläst äußere Wasserstoffhüllen durch extrem schnelle Sternwinde (bis zu 4.000 km/s) ins All. |
| Endstadium | Der nackte Kern bleibt als Weißer Zwerg zurück. | Endet je nach Restmasse von 8 bis 25 Sonnenmassen: als extrem dichter Neutronenstern über 25 Sonnenmassen: als Schwarzes Loch. |
Geburtenrate versus Sterberate
Pro Sekunde explodieren im beobachtbaren Universum ...
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Pro Sekunde explodieren im beobachtbaren Universum 20 bis 30 Sterne in einer Supernova. Das sind über 1,7 bis 2,6 Millionen Supernovae pro Tag. Dabei handelt es sich hauptsächlich um sehr massereiche Sterne. Kleinere Sterne sterben über Milliarden von Jahren sehr viel langsamer.
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Verhältnis von Geburt und Tod
In vielen Bereichen des Universums sterben derzeit mehr Sterne, als neue geboren werden, da die Sternentstehungsrate insgesamt abnimmt.
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Himmelsbeobachtung
Viele Sterne, die wir nachts sehen, sind Riesensterne mit kurzer Lebensdauer.
Schätzungsweise 10% - 20% davon könnten bereits gestorben sein, wobei das Licht noch zu uns unterwegs ist.
Wie ist das mit unserer Sonne ?
Vor ca. 4,6 Milliarden Jahren ist ...
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Vor ca. 4,6 Milliarden Jahren ist die Sonne aus einer kosmischen Wolke aus Gas- und Staubteilchen entstanden. Mit ihr entstand unser Sonnensystem mit den Planeten, Monden und anderen Himmelskörpern.
Um ihren zehnmilliardsten Geburtstag herum – das heißt in etwas mehr als fünf Milliarden Jahren – wird der Wasserstoffvorrat im Kern der Sonne erschöpft sein, und die Energieerzeugung wird sich in ihre äußeren Schichten verlagern.
Ein Planetarischer Nebel aus einer leuchtenden Gaswolke mit einem heißen Zentralstern (Weißer Zwerg) wird übrig bleiben.
Um ihren zehnmilliardsten Geburtstag herum – das heißt in etwas mehr als fünf Milliarden Jahren – wird der Wasserstoffvorrat im Kern der Sonne erschöpft sein, und die Energieerzeugung wird sich in ihre äußeren Schichten verlagern.
Ein Planetarischer Nebel aus einer leuchtenden Gaswolke mit einem heißen Zentralstern (Weißer Zwerg) wird übrig bleiben.
