Überriesensterne – das kosmische Schicksal dieser kolossalen Leuchten führte dazu, dass sie zu einem bestimmten Zeitpunkt als Supernova explodierten.

Alle Sterne werden auf die gleiche Weise geboren. Eine riesige Wolke aus molekularem Wasserstoff beginnt unter dem Einfluss der Schwerkraft zu einer Kugel zusammenzufallen, bis die Innentemperatur die Kernfusion auslöst. Während ihrer gesamten Existenz befinden sich die Leuchten in einem Zustand des Kampfes mit sich selbst, äußere Schicht drückt durch die Schwerkraft und der Kern durch die Kraft erhitzter Materie, die dazu neigt, sich auszudehnen. Während ihrer Existenz verbrennen Wasserstoff und Helium im Zentrum allmählich und gewöhnliche Sterne mit beträchtlicher Masse werden zu Überriesen. Solche Objekte finden sich in jungen Formationen, etwa in unregelmäßigen Galaxien oder offenen Sternhaufen.

Eigenschaften und Optionen

Bei der Entstehung von Sternen spielt die Masse eine entscheidende Rolle – in einem großen Kern wird eine größere Energiemenge synthetisiert, was die Temperatur des Sterns und seine Aktivität erhöht. Wenn sich die letzte Periode ihrer Existenz nähert, werden Objekte mit einem Gewicht, das die Sonnenmasse um das 10- bis 70-fache übersteigt, zu Überriesen. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm, das die Beziehung zwischen Sterngröße, Leuchtkraft, Temperatur und Spektraltyp charakterisiert, befinden sich solche Leuchten oben, was auf eine hohe (von +5 bis +12) scheinbare Helligkeit von Objekten hinweist. Sie sind kürzer als die anderer Sterne, weil sie ihren Endzustand erreichen evolutionärer Prozess wenn die Kernbrennstoffvorräte zur Neige gehen. In heißen Objekten gehen Helium und Wasserstoff aus und die Verbrennung setzt sich auf Kosten von Sauerstoff und Kohlenstoff und weiter bis hin zu Eisen fort.

Klassifizierung von Überriesensternen

Nach der Yerkes-Klassifikation, die die Unterordnung des Leuchtkraftspektrums widerspiegelt, gehören Überriesen zur Klasse I. Sie wurden in zwei Gruppen eingeteilt:

• Ia – helle Überriesen oder Hyperriesen;
• Ib sind weniger leuchtende Überriesen.

Gemäß ihrem Spektraltyp in der Harvard-Klassifikation besetzen diese Sterne den Bereich von O bis M. Blaue Überriesen werden durch die Klassen O, B, A, rote – K, M, mittlere und schlecht untersuchte gelbe – F, G repräsentiert.

Rote Überriesen

Große Sterne verlassen die Hauptreihe, wenn Kohlenstoff und Sauerstoff in ihren Kernen zu verbrennen beginnen – sie werden zu Roten Überriesen. Ihre Gashülle wächst zu enormen Größen und erstreckt sich über Millionen von Kilometern. Chemische Prozesse, die beim Eindringen der Konvektion von der Hülle in den Kern ablaufen, führen zur Synthese schwere Elemente Eisenspitze, die nach der Explosion im Weltraum zerstreut wird. Am Ende sind es meist Rote Überriesen Lebensweg Sterne und explodieren als Supernova. Die Gashülle des Sterns lässt einen neuen Nebel entstehen und der entartete Kern verwandelt sich in einen Weißen Zwerg. Und - größte Objekte unter den sterbenden roten Sternen.

Blaue Überriesen

Im Gegensatz zu den Roten Riesen, die ein langes Leben haben, handelt es sich um junge und heiße Sterne, deren Masse die der Sonne um das 10- bis 50-fache und deren Radius um das 20- bis 25-fache übersteigt. Ihre Temperatur ist beeindruckend – sie beträgt 20-50.000 Grad. Die Oberfläche blauer Überriesen nimmt aufgrund der Kompression schnell ab, während die Strahlung der inneren Energie kontinuierlich zunimmt und die Temperatur des Sterns erhöht. Das Ergebnis dieses Prozesses ist die Umwandlung roter Überriesen in blaue. Astronomen haben festgestellt, dass Sterne in ihrer Entwicklung verschiedene Stadien durchlaufen, wobei sich Zwischenstadien gelb oder weiß verfärben. Der hellste Stern, Orion, ist ein hervorragendes Beispiel für einen blauen Überriesen. Seine beeindruckende Masse ist 20-mal größer als die der Sonne, seine Leuchtkraft ist 130.000-mal höher.

Überriesen gehören zu den massereichsten Sternen. Die Massen der Überriesen variieren zwischen 10 und 70 Sonnenmassen, die Leuchtkraft zwischen 30.000 und Hunderttausenden Sonnenmassen. Die Radien können stark variieren – von 30 bis 500 und manchmal über 1000 Sonnen, dann können sie auch Hyperriesen genannt werden. Aus dem Stefan-Boltzmann-Gesetz folgt, dass die relativ kalten Oberflächen roter Überriesen viel weniger Energie pro Flächeneinheit abgeben als heiße blaue Überriesen. Daher wird ein roter Überriese bei gleicher Leuchtkraft immer größer sein als ein blauer.

Im Hertzsprung-Russell-Diagramm, das die Beziehung zwischen Sterngröße, Leuchtkraft, Temperatur und Spektralklasse charakterisiert, befinden sich solche Leuchten oben, was auf eine hohe (von +5 bis +12) scheinbare Helligkeit von Objekten hinweist. Ihr Lebenszyklus ist kürzer als der anderer Sterne, da sie ihren Zustand am Ende des Evolutionsprozesses erreichen, wenn die Kernbrennstoffreserven zur Neige gehen. In heißen Objekten gehen Helium und Wasserstoff aus und die Verbrennung setzt sich auf Kosten von Sauerstoff und Kohlenstoff und weiter bis hin zu Eisen fort.

Große Sterne verlassen die Hauptreihe, wenn Kohlenstoff und Sauerstoff in ihren Kernen zu verbrennen beginnen – sie werden zu Roten Überriesen. Ihre Gashülle wächst zu enormen Größen und erstreckt sich über Millionen von Kilometern. Chemische Prozesse, die beim Eindringen der Konvektion von der Hülle in den Kern ablaufen, führen zur Synthese schwerer Eisenelemente, die nach der Explosion im Weltraum zerstreut werden. Es sind Rote Überriesen, die normalerweise das Leben eines Sterns beenden und in einer Supernova explodieren. Die Gashülle des Sterns lässt einen neuen Nebel entstehen und der entartete Kern verwandelt sich in einen Weißen Zwerg. Antares und Beteigeuze sind die größten Objekte unter den sterbenden roten Sternen.

Abb.74. Die Scheibe des Sterns Beteigeuze. Bild des Hubble-Teleskops.

Im Gegensatz zu Roten Riesen, die ein langes Leben haben, sind Blaue Riesen junge und heiße Sterne mit einer 10- bis 50-fach größeren Masse als die Sonne und einem 20- bis 25-fach größeren Radius. Ihre Temperatur ist beeindruckend – sie beträgt 20-50.000 Grad. Die Oberfläche blauer Überriesen nimmt aufgrund der Kompression schnell ab, während die Strahlung der inneren Energie kontinuierlich zunimmt und die Temperatur des Sterns erhöht. Der hellste Stern im Sternbild Orion, Rigel, ist ein hervorragendes Beispiel für einen blauen Überriesen. Seine beeindruckende Masse ist 20-mal größer als die der Sonne, seine Leuchtkraft ist 130.000-mal höher.

Abb.75. Sternbild Orion.

Im Sternbild Schwan wird der Stern Deneb beobachtet – ein weiterer Vertreter dieser seltenen Klasse. Dies ist ein heller Überriese. Am Himmel ist dieser ferne Stern in seiner Leuchtkraft nur mit Rigel zu vergleichen. Die Intensität seiner Strahlung ist vergleichbar mit 196.000 Sonnen, der Radius des Objekts übertrifft unseren Stern um das 200-fache und seine Masse um das 19-fache. Deneb verliert schnell an Masse, ein Sternwind von unglaublicher Stärke trägt seine Materie durch das Universum. Der Stern ist bereits in eine Phase der Instabilität eingetreten. Im Moment variiert seine Helligkeit in kleinen Amplituden, aber mit der Zeit wird es pulsieren. Nachdem der Vorrat an schweren Elementen, die den Kern stabil halten, aufgebraucht ist, wird Deneb, wie andere blaue Überriesen, zur Supernova, und sein massiver Kern wird zu einem Schwarzen Loch.

Hyperriesen sind etwas größer als Überriesen, haben aber gleichzeitig eine zehnfache Masse und ihre Helligkeit reicht von 500.000 bis 5 Millionen Sonnenleuchtkräften. Diese Sterne haben am meisten kurzes Leben, manchmal wird sie auf Hunderttausende Jahre geschätzt. In unserer Galaxie wurden etwa zehn solcher hellen und leistungsstarken Objekte gefunden.

Abb.76. Deneb.

Der bisher hellste Stern (und der massereichste) gilt als R136a1. Die Eröffnung wurde 2010 angekündigt. Es ist ein Wolf-Rayet-Stern mit einer Leuchtkraft von etwa 8.700.000 Sonnenstrahlen und einer Masse, die 265-mal größer ist als die unseres Heimatsterns. Einst betrug seine Masse 320 Sonnen. R136a1 ist eigentlich Teil eines dichten Sternhaufens namens R136, der sich in der Großen Magellanschen Wolke befindet. Laut Paul Crowther, einem der Entdecker, „dauert die Entstehung von Planeten länger als das Leben und Sterben eines solchen Sterns.“ Selbst wenn es dort Planeten gäbe, gäbe es keine Astronomen auf ihnen, denn der Nachthimmel wäre genauso hell wie der Tageshimmel.“

Abb.77. Computerverarbeitung eines Fotos des Sterns R136a1.

Sterne können sehr unterschiedlich sein: klein und groß, hell und nicht sehr hell, alt und jung, heiß und „kalt“, weiß, blau, gelb, rot usw.

Das Hertzsprung-Russell-Diagramm ermöglicht es Ihnen, die Klassifizierung von Sternen zu verstehen.

Es zeigt den Zusammenhang zwischen absoluter Helligkeit, Leuchtkraft, Spektraltyp und Oberflächentemperatur des Sterns. Die Sterne in diesem Diagramm sind nicht zufällig angeordnet, sondern bilden deutlich sichtbare Bereiche.

Die meisten Sterne befinden sich auf der sogenannten Hauptfolge . Die Existenz der Hauptreihe ist auf die Tatsache zurückzuführen, dass die Wasserstoffverbrennungsphase etwa 90 % der Evolutionszeit der meisten Sterne ausmacht: Die Verbrennung von Wasserstoff in den zentralen Regionen des Sterns führt zur Bildung eines isothermen Heliumkerns. der Übergang zum Roten Riesenstadium und das Verlassen des Sterns aus der Hauptreihe. Verhältnismäßig kurze Entwicklung Rote Riesen führen je nach Masse zur Entstehung von Weißen Zwergen, Neutronensternen oder Schwarzen Löchern.

Sterne, die sich in verschiedenen Stadien ihrer evolutionären Entwicklung befinden, werden in normale Sterne, Zwergsterne und Riesensterne unterteilt.

Normale Sterne sind Hauptreihensterne. Dazu gehört auch unsere Sonne. Manchmal werden normale Sterne wie die Sonne als gelbe Zwerge bezeichnet.

Gelber Zwerg

Ein Gelber Zwerg ist eine Art kleiner Hauptreihenstern mit einer Masse zwischen 0,8 und 1,2 Sonnenmassen und einer Oberflächentemperatur von 5000–6000 K.

Die Lebensdauer eines Gelben Zwergs beträgt durchschnittlich 10 Milliarden Jahre.

Nachdem der gesamte Wasserstoffvorrat verbrannt ist, vergrößert sich der Stern um ein Vielfaches und verwandelt sich in einen Roten Riesen. Ein Beispiel für diesen Sterntyp ist Aldebaran.

Der Rote Riese stößt seine äußeren Gasschichten aus, wodurch planetarische Nebel entstehen, und der Kern kollabiert zu einem kleinen, dichten weißer Zwerg.

Der Rote Riese ist großer Stern rötlich oder orange Farbe. Die Entstehung solcher Sterne ist sowohl im Stadium der Sternentstehung als auch in späteren Stadien ihrer Existenz möglich.

In einem frühen Stadium strahlt der Stern aufgrund der bei der Kompression freigesetzten Gravitationsenergie, bis die Kompression durch die begonnene thermonukleare Reaktion gestoppt wird.

In den späteren Stadien der Sternentwicklung, nach dem Verbrennen von Wasserstoff in ihren Kernen, verlassen die Sterne die Hauptreihe und bewegen sich in die Region der Roten Riesen und Überriesen des Hertzsprung-Russell-Diagramms: Dieses Stadium dauert etwa 10 % der Zeit Zeit des „aktiven“ Lebens von Sternen, also die Phasen ihrer Entwicklung, in denen Nukleosynthesereaktionen im Sterninneren stattfinden.

Der Riesenstern hat eine vergleichsweise niedrige Temperatur Oberfläche, etwa 5000 Grad. Ein riesiger Radius, der 800 Sonnen erreicht, und aufgrund dieser Größe eine enorme Leuchtkraft. Das Strahlungsmaximum liegt im roten und infraroten Bereich des Spektrums, weshalb sie Rote Riesen genannt werden.

Die größten Riesen verwandeln sich in rote Überriesen. Ein Stern namens Beteigeuze aus dem Sternbild Orion ist der meiste leuchtendes Beispiel roter Überriese.

Zwergsterne sind das Gegenteil von Riesen und könnten die nächsten sein.

Ein Weißer Zwerg ist das, was von einem gewöhnlichen Stern mit einer Masse von weniger als 1,4 Sonnenmassen übrig bleibt, nachdem er das Stadium des Roten Riesen durchlaufen hat.

Aufgrund des Wasserstoffmangels finden im Kern solcher Sterne keine thermonuklearen Reaktionen statt.

Weiße Zwerge sind sehr dicht. Sie sind nicht gleich groß mehr als die Erde, aber ihre Masse kann mit der Masse der Sonne verglichen werden.

Das sind unglaublich heiße Sterne, ihre Temperaturen erreichen 100.000 Grad und mehr. Sie leuchten mit ihrer verbleibenden Energie, aber mit der Zeit geht diese zur Neige und der Kern kühlt ab und verwandelt sich in einen Schwarzen Zwerg.

Rote Zwerge sind die häufigsten sternartigen Objekte im Universum. Schätzungen zufolge macht ihre Zahl zwischen 70 und 90 % der Zahl aller Sterne in der Galaxie aus. Sie unterscheiden sich deutlich von anderen Sternen.

Die Masse der Roten Zwerge überschreitet nicht ein Drittel der Sonnenmasse (die untere Massengrenze liegt bei 0,08 Sonnenmassen, gefolgt von Braunen Zwergen), die Oberflächentemperatur erreicht 3500 K. Rote Zwerge haben eine Spektralklasse von M- oder späten K-Sternen Dieser Typ emittiert sehr wenig Licht, manchmal sogar 10.000 Mal kleiner als die Sonne.

Aufgrund ihrer geringen Strahlung ist keiner der Roten Zwerge mit bloßem Auge von der Erde aus sichtbar. Sogar der sonnennächste Rote Zwerg, Proxima Centauri (der sonnennächste Stern im Dreifachsystem), und der nächste einzelne Rote Zwerg, Barnards Stern, haben scheinbare Helligkeiten von 11,09 bzw. 9,53. In diesem Fall kann ein Stern mit einer Helligkeit von bis zu 7,72 mit bloßem Auge beobachtet werden.

Aufgrund der geringen Geschwindigkeit der Wasserstoffverbrennung haben Rote Zwerge eine sehr lange Lebensdauer, die zwischen mehreren zehn Milliarden und mehreren zehn Billionen Jahren liegt (ein Roter Zwerg mit einer Masse von 0,1 Sonnenmassen brennt 10 Billionen Jahre lang).

Bei Roten Zwergen nicht möglich thermonukleare Reaktionen unter Beteiligung von Helium, sodass sie sich nicht in Rote Riesen verwandeln können. Mit der Zeit schrumpfen sie allmählich und erhitzen sich immer mehr, bis der gesamte Vorrat an Wasserstoffbrennstoff aufgebraucht ist.

Nach und nach, gem theoretische Ideen, verwandeln sie sich in blaue Zwerge – eine hypothetische Klasse von Sternen, während es keinem der roten Zwerge bisher gelungen ist, sich in einen blauen Zwerg und dann in weiße Zwerge mit einem Heliumkern zu verwandeln.

Brauner Zwerg - substellare Objekte (mit Massen im Bereich von etwa 0,01 bis 0,08 Sonnenmassen bzw. 12,57 bis 80,35 Jupitermassen und einem Durchmesser, der ungefähr dem Durchmesser von Jupiter entspricht), in dessen Tiefen im Gegensatz zur Hauptreihe In Sternen gibt es keine thermonukleare Fusionsreaktion mit der Umwandlung von Wasserstoff in Helium.

Die Mindesttemperatur von Hauptreihensternen liegt bei etwa 4000 K, die Temperatur von Braunen Zwergen liegt im Bereich von 300 bis 3000 K. Braune Zwerge kühlen im Laufe ihres Lebens ständig ab, und je größer der Zwerg, desto langsamer kühlt er ab.

Subbraune Zwerge

Subbraune Zwerge oder Braune Unterzwerge sind kühle Formationen, die unter die Massengrenze Brauner Zwerge fallen. Ihre Masse beträgt weniger als etwa ein Hundertstel der Sonnenmasse bzw. 12,57 der Jupitermasse, die untere Grenze ist nicht definiert. Sie gelten im Allgemeinen als Planeten, obwohl die wissenschaftliche Gemeinschaft noch nicht zu einer endgültigen Schlussfolgerung darüber gelangt ist, was als Planet und was als subbrauner Zwerg gilt.

Schwarzer Zwerg

Schwarze Zwerge sind Weiße Zwerge, die abgekühlt sind und daher keine Strahlung im sichtbaren Bereich abgeben. Stellt die letzte Phase der Entwicklung der Weißen Zwerge dar. Die Massen der Schwarzen Zwerge sind ebenso wie die Massen der Weißen Zwerge auf über 1,4 Sonnenmassen begrenzt.

Ein Doppelstern besteht aus zwei gravitativ gebundenen Sternen, die einen gemeinsamen Massenschwerpunkt umkreisen.

Manchmal gibt es Systeme mit drei oder mehr Sternen, in denen Allgemeiner Fall das System wird als Mehrfachstern bezeichnet.

In Fällen, in denen ein solches Sternensystem nicht allzu weit von der Erde entfernt ist, können einzelne Sterne durch ein Teleskop unterschieden werden. Wenn die Entfernung erheblich ist, dann verstehen die Astronomen das Doppelstern Dies ist nur durch indirekte Zeichen möglich - Helligkeitsschwankungen, die durch periodische Verfinsterungen eines Sterns durch einen anderen und einige andere verursacht werden.

Neuer Stern

Sterne, deren Leuchtkraft plötzlich um das 10.000-fache zunimmt. Die Nova ist ein Doppelsternsystem, das aus einem Weißen Zwerg und einem Begleitstern auf der Hauptreihe besteht. In solchen Systemen strömt Gas vom Stern nach und nach zum Weißen Zwerg und explodiert dort regelmäßig, was zu einem Leuchtkraftausbruch führt.

Supernova

Eine Supernova ist ein Stern, der seine Entwicklung in einem katastrophalen Explosionsprozess beendet. Der Flare kann in diesem Fall mehrere Größenordnungen größer sein als in diesem Fall Nova. Also mächtige Explosion ist eine Folge der Prozesse, die in einem Stern im letzten Entwicklungsstadium ablaufen.

Neutronenstern

Neutronensterne (NS) sind Sternformationen mit Massen in der Größenordnung von 1,5 Sonnenmassen und deutlich kleiner als Weiße Zwerge; der typische Radius eines Neutronensterns liegt vermutlich in der Größenordnung von 10–20 Kilometern.

Sie bestehen hauptsächlich aus neutralen subatomaren Teilchen – Neutronen, die eng komprimiert sind Gravitationskräfte. Die Dichte solcher Sterne ist extrem hoch, vergleichbar und kann einigen Schätzungen zufolge um ein Vielfaches höher sein als die durchschnittliche Dichte Atomkern. Eins Kubikzentimeter Die neuseeländischen Substanzen werden Hunderte Millionen Tonnen wiegen. Die Schwerkraft auf der Oberfläche eines Neutronensterns ist etwa 100 Milliarden Mal höher als auf der Erde.

Wissenschaftlern zufolge könnte es in unserer Galaxie 100 Millionen bis 1 Milliarde Neutronensterne geben, also etwa einen von tausend gewöhnlichen Sternen.

Pulsare

Pulsare sind kosmische Quellen elektromagnetischer Strahlung, die in Form periodischer Ausbrüche (Pulse) auf die Erde gelangen.

Nach dem vorherrschenden astrophysikalischen Modell rotieren Pulsare Neutronensterne Mit Magnetfeld, die zur Rotationsachse geneigt ist. Wenn die Erde in den durch diese Strahlung gebildeten Kegel fällt, ist es möglich, einen Strahlungsimpuls zu erkennen, der sich in Abständen wiederholt, die der Umlaufperiode des Sterns entsprechen. Manche Neutronensterne rotieren bis zu 600 Mal pro Sekunde.

Cepheiden

Cepheiden sind eine Klasse pulsierender veränderlicher Sterne mit einer ziemlich genauen Beziehung zwischen Periode und Leuchtkraft, benannt nach dem Stern Delta Cephei. Einer der berühmtesten Cepheiden ist Polaris.

Das Folgende ist eine Liste der Haupttypen (Typen) von Sternen mit ihren kurze Beschreibung Natürlich erschöpft es nicht die gesamte mögliche Vielfalt der Sterne im Universum.

Die Ergebnisse der Bestimmung der Sterndurchmesser erwiesen sich als wirklich erstaunlich. Dass es so etwas geben könnte, hatten wir vorher nicht vermutet riesige Sterne. Der erste Stern, dessen wahre Dimensionen bestimmt wurden (1920), war der helle Stern im Sternbild Orion, der den arabischen Namen Beteigeuze trägt. Es stellte sich heraus, dass sein Durchmesser den Durchmesser der Marsumlaufbahn übertraf! Ein weiterer Riesenstern ist Antares, der hellste Stern im Sternbild Skorpion: Sein Durchmesser beträgt etwa das Eineinhalbfache des Durchmessers der Erdumlaufbahn. Zu den derzeit entdeckten Sternriesen gehört auch die sogenannte Wunderbare „Mira“, ein Stern im Sternbild Wal, dessen Durchmesser 330-mal größer ist als der Durchmesser unserer Sonne. Typischerweise haben Riesensterne Radien von 10 bis 100 Sonnenradien und Leuchtstärken von 10 bis 1000 Sonnenleuchtstärken. Sterne mit einer größeren Leuchtkraft als die der Riesen werden Überriesen und Hyperriesen genannt.

Riesensterne haben interessante Dinge physikalische Struktur. Berechnungen zeigen, dass solche Sterne trotz ihrer ungeheuren Größe unverhältnismäßig wenig Materie enthalten. Sie sind nur ein paar Mal schwerer als unsere Sonne; und da zum Beispiel der Band von Beteigeuze größer als die Sonne 40.000.000 Mal, dann dürfte die Dichte dieses Sterns vernachlässigbar sein. Und wenn sich die Materie der Sonne im Durchschnitt der Dichte nähert, dann ähnelt die Materie der Riesensterne in dieser Hinsicht verdünnter Luft. Riesensterne ähneln, wie ein Astronom es ausdrückte, „einem riesigen Ballon mit geringer Dichte, viel geringer als die Dichte von Luft“.

Ein Stern wird zu einem Riesen, wenn der gesamte für die Reaktion im Kern des Sterns verfügbare Wasserstoff aufgebraucht ist. Ein Stern, dessen Anfangsmasse etwa 0,4 nicht überschreitet Sonnenmassen Er wird kein Riesenstar werden. Dies liegt daran, dass die Materie im Inneren solcher Sterne durch Konvektion stark vermischt wird und Wasserstoff daher weiterhin an der Reaktion teilnimmt, bis die gesamte Masse des Sterns verbraucht ist und er dann zu einem Weißen Zwerg wird, der überwiegend aus Helium besteht. Wenn ein Stern massereicher als diese Untergrenze ist, beginnt der Kern zusammenzuziehen, wenn er den gesamten im Kern für die Reaktion verfügbaren Wasserstoff verbraucht. Der Wasserstoff reagiert nun mit dem Helium in der Hülle um den heliumreichen Kern, und der Teil des Sterns außerhalb der Hülle dehnt sich aus und kühlt ab. An diesem Punkt seiner Entwicklung bleibt die Leuchtkraft des Sterns annähernd konstant und seine Oberflächentemperatur nimmt ab. Der Stern beginnt sich zu einem Roten Riesen zu entwickeln. Zu diesem Zeitpunkt ist er in der Regel bereits ein roter Riese und bleibt annähernd konstant, während seine Leuchtkraft und sein Radius deutlich zunehmen und der Kern sich weiter zusammenzieht, wodurch seine Temperatur steigt.

Wenn die Masse des Sterns unter etwa 0,5 Sonnenmassen läge, wird angenommen, dass er niemals die für die Heliumfusion erforderlichen Zentraltemperaturen erreichen würde. Daher bleibt er ein roter Riesenstern mit Wasserstofffusion, bis er beginnt, sich in einen Helium-Weißen Zwerg zu verwandeln.

Die Geburt eines jeden Sterns erfolgt auf ungefähr die gleiche Weise – als Ergebnis der Kompression und Verdichtung einer Wolke unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft, die hauptsächlich interstellares Gas und Staub enthält. Laut Wissenschaftlern ist es dieser Kompressionsprozess, der zur Entstehung neuer Sterne beiträgt. Dank moderner Ausrüstung können Wissenschaftler diesen Prozess derzeit beobachten. Im Teleskop sieht es so aus, als ob bestimmte Zonen wie dunkle Flecken auf hellem Hintergrund aussehen. Sie werden „riesige Molekülwolkenkomplexe“ genannt. Diesen Namen erhielten diese Zonen aufgrund der Tatsache, dass sie Wasserstoff in Form von Molekülen enthalten. Diese Komplexe oder Systeme sind zusammen mit Kugelsternhaufen die größten Strukturen in der Galaxie mit einem Durchmesser von bis zu 1300 Lichtjahren.

Gleichzeitig mit dem Kompressionsprozess des Nebels bilden sich auch dichte dunkle runde Gas- und Staubwolken, die „Bockkügelchen“ genannt werden. Es war der amerikanische Astronom Bok, der diese Kügelchen erstmals beschrieb, weshalb sie heute so genannt werden. Die Masse der Kugel beträgt zunächst das 200-fache der Sonnenmasse. Allerdings verdichten sich die Kügelchen nach und nach weiter, gewinnen an Masse und ziehen aufgrund ihrer Schwerkraft Materie aus benachbarten Gebieten an. Es lohnt sich, darauf zu achten Innenteil Die Kügelchen kondensieren um ein Vielfaches schneller als die äußeren. Dies wiederum führt zu einer Erwärmung und Rotation der Kügelchen. Dieser Prozess dauert mehrere hunderttausend Jahre, danach entsteht ein Protostern.

Mit zunehmender Masse des Sterns wird immer mehr Materie angezogen. Auch aus dem darin komprimierten Gas wird Energie freigesetzt, was zur Entstehung von Wärme führt. Dabei steigen Druck und Temperatur des Sterns, was zu seinem dunkelroten Leuchten führt. Der Protostern zeichnet sich durch seine recht große Größe aus. Trotz der gleichmäßigen Wärmeverteilung über die gesamte Oberfläche gilt es dennoch als relativ kalt. Im Kern steigt die Temperatur weiter an. Außerdem dreht es sich und nimmt eine etwas flachere Form an. Dieser Prozess dauert mehrere Millionen Jahre.

Junge Sterne sind besonders mit bloßem Auge sehr schwer zu erkennen. Sie können nur mit speziellen Geräten untersucht werden. Dies liegt daran, dass das Leuchten junger Sterne aufgrund der dunklen Staubwolke, die die Sterne umgibt, praktisch unsichtbar ist.

Auf diese Weise werden Sterne geboren, entwickeln sich und sterben. In jedem Stadium ihrer Entwicklung haben Sterne ihre eigene spezifische Masse, Temperatur und Helligkeit. In dieser Hinsicht werden alle Sterne normalerweise in folgende Kategorien eingeteilt:

Hauptreihensterne;

Zwergsterne;

Riesige Sterne.

Welche Sterne sind Riesen?

Riesensterne sprechen also für sich und haben dementsprechend einen deutlich größeren Radius und eine hohe Leuchtkraft, im Gegensatz zu Hauptreihensternen, die die gleiche Oberflächentemperatur aufweisen. Der Radius von Riesensternen liegt normalerweise im Bereich von 10 bis 100 Sonnenradien und sie haben eine Leuchtkraft von 10 bis 1000 Sonnenleuchtkräften. Die Temperatur von Riesensternen ist aufgrund der Masse des Sterns relativ niedrig, da sie über die gesamte Sternoberfläche verteilt ist, und erreicht etwa 5000 Grad.

Allerdings gibt es auch Sterne, deren Leuchtkraft um ein Vielfaches größer ist als die von Riesensternen. Solche Sterne werden üblicherweise Überriesen und Hyperriesen genannt.

Der Überriese gilt als einer der massereichsten Sterne. Zu diesem Typ gehörende Sterne besetzen Oberer Teil Hertzsprung-Russell-Diagramme. Diese Sterne haben eine Masse von 10 bis 70 Sonnenmassen. Ihre Leuchtkraft beträgt 30.000 Sonnenhelligkeiten oder mehr. Die Radien von Überriesensternen können jedoch erheblich variieren und zwischen 30 und 500 Sonnenradien liegen. Es gibt aber auch Sterne, die einen Radius von mehr als 1000 Sonnen haben. Allerdings rücken diese Überriesen bereits in die Kategorie der Hyperriesen vor.

Aufgrund der Tatsache, dass diese Sterne sehr große Massen haben, ist ihre Lebenserwartung extrem kurz und liegt zwischen 30 und mehreren hundert Millionen Jahren. Überriesen können in der Regel in Regionen aktiver Sternentstehung beobachtet werden – offene Sternhaufen, Arme Spiralgalaxien sowie in irregulären Galaxien.

roter Riese

Ein Roter Riese ist ein Stern der späten Spektralklassen mit hoher Leuchtkraft und ausgedehnten Hüllen. Die bekanntesten Roten Riesen sind Arcturus, Aldebaran, Gacrux und Mira.

Rote Riesen gehören zu den Spektralklassen K und M. Sie haben auch eine relativ niedrige Temperatur der emittierenden Oberfläche, die etwa 3000 – 5000 Grad Kelvin beträgt. Dies wiederum deutet darauf hin, dass der Energiefluss pro Strahlungsflächeneinheit zwei- bis zehnmal geringer ist als der der Sonne. Der Radius der Roten Riesen liegt zwischen 100 und 800 Sonnenradien.

Die Spektren roter Riesen sind durch das Vorhandensein molekularer Absorptionsbanden gekennzeichnet, da in ihrer relativ kalten Photosphäre einige Moleküle stabil sind. Das Strahlungsmaximum liegt im roten und infraroten Bereich des Spektrums.

Neben Roten Riesen gibt es auch Weiße Riesen. Ein Weißer Riese ist ein Hauptreihenstern, der ziemlich heiß und hell ist. Manchmal kann sich ein weißer Riesenstern mit einem roten Zwerg verbinden. Diese Sternenkombination nennt man Doppel- oder Mehrfachsterne und besteht in der Regel aus Sternen unterschiedlicher Art.