Überriesensterne - das kosmische Schicksal dieser kolossalen Koryphäen bestimmte sie dazu, zu einem bestimmten Zeitpunkt in eine Supernova auszubrechen.

Alle Sterne werden auf die gleiche Weise geboren. Eine riesige Wolke aus molekularem Wasserstoff beginnt unter dem Einfluss der Schwerkraft zu einer Kugel zu schrumpfen, bis die Innentemperatur die Kernfusion auslöst. Während ihrer gesamten Existenz befinden sich die Koryphäen in einem Zustand des Kampfes mit sich selbst, äußere Schicht zerkleinert durch die Schwerkraft und der Kern - durch die Kraft einer erhitzten Substanz, die dazu neigt, sich auszudehnen. Im Laufe der Existenz brennen Wasserstoff und Helium allmählich in der Mitte aus und gewöhnliche Leuchten mit einer beträchtlichen Masse werden zu Überriesen. Es gibt solche Objekte in jungen Formationen, wie unregelmäßigen Galaxien oder offenen Haufen.

Eigenschaften und Optionen

Bei der Entstehung von Sternen spielt die Masse eine entscheidende Rolle – in einem großen Kern wird mehr Energie synthetisiert, was die Temperatur des Sterns und seine Aktivität erhöht. Wenn Sie sich dem letzten Segment der Existenz nähern, fallen Objekte mit einem Gewicht, das die Sonne um das 10-70-fache übersteigt, in die Kategorie der Überriesen. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm, das das Verhältnis von Helligkeit, Helligkeit, 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 Zustand am Ende des Evolutionsprozesses erreichen, wenn die Reserven an Kernbrennstoff zur Neige gehen. In heißen Objekten gehen Helium und Wasserstoff aus, und die Verbrennung setzt sich durch Sauerstoff und Kohlenstoff und weiter bis 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 das Intervall von O bis M. Blaue Überriesen werden durch die Klassen O, B, A, Rot - K, M, mittleres und schlecht untersuchtes Gelb - F, G dargestellt.

Rote Überriesen

Große Sterne verlassen die Hauptreihe, wenn Kohlenstoff und Sauerstoff in ihrem Kern zu brennen beginnen – sie werden zu roten Überriesen. Ihre Gashülle wächst zu enormen Ausmaßen heran und erstreckt sich über Millionen von Kilometern. Chemische Prozesse, die beim Durchdringen der Konvektion von der Schale in den Kern ablaufen, führen zur Synthese schwere Elemente Eisenspitzen, die nach der Explosion im Weltraum zerstreut werden. Es sind die roten Überriesen, die normalerweise enden Lebensweg Koryphäen und explodieren in einer Supernova. Die Gashülle des Sterns lässt einen neuen Nebel entstehen, und der entartete Kern verwandelt sich in einen Weißen Zwerg. und - größten Einrichtungen unter den sterbenden roten Koryphäen.

Blaue Überriesen

Im Gegensatz zu roten, langlebigen Riesen sind dies junge und heiße Sterne, die die Masse der Sonne um das 10- bis 50-fache und den Radius um das 20- bis 25-fache überschreiten. 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 ständig zunimmt und die Temperatur des Sterns erhöht. Das Ergebnis dieses Prozesses ist die Umwandlung von roten Überriesen in blaue. Astronomen haben festgestellt, dass Sterne in ihrer Entwicklung verschiedene Stadien durchlaufen, in Zwischenstadien werden sie gelb oder weiß. Orions hellster Stern ist ein großartiges 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 von 10 bis 70 Sonnenmassen, Leuchtkräfte - von 30.000 bis zu Hunderttausenden von Sonnenmassen. Die Radien können stark variieren - von 30 bis 500 und manchmal über 1000 Sonnen, dann können sie immer noch als Hyperriesen bezeichnet 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 das Verhältnis von Helligkeit, Helligkeit, Temperatur und Spektraltyp 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, weil sie ihren Zustand am Ende des Evolutionsprozesses erreichen, wenn die Vorräte an Kernbrennstoff zur Neige gehen. In heißen Objekten gehen Helium und Wasserstoff aus, und die Verbrennung setzt sich durch Sauerstoff und Kohlenstoff und weiter bis zu Eisen fort.

Große Sterne verlassen die Hauptreihe, wenn Kohlenstoff und Sauerstoff in ihrem Kern zu brennen beginnen – sie werden zu roten Überriesen. Ihre Gashülle wächst zu enormen Ausmaßen heran und erstreckt sich über Millionen von Kilometern. Chemische Prozesse, die beim Eindringen der Konvektion von der Hülle in den Kern stattfinden, führen zur Synthese schwerer Elemente der Eisenspitze, 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 der sterbenden roten Sterne.

Abb.74. Die Scheibe des Sterns Beteigeuze. Bild vom Hubble-Teleskop.

Im Gegensatz zu roten, langlebigen Riesen sind blaue Riesen junge und heiße Sterne, die die Masse der Sonne um das 10- bis 50-fache und den Radius um das 20- bis 25-fache überschreiten. 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 ständig 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, die Leuchtkraft ist 130.000-mal höher.

Abb.75. Sternbild Orion.

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

Hyperriesen übertreffen die Größe der Überriesen geringfügig, aber gleichzeitig überwiegen sie die Masse um das Zehnfache, und ihre Helligkeit reicht von 500.000 bis 5 Millionen Sonnenhelligkeiten. Diese Sterne haben die meisten kurzes Leben, manchmal Hunderttausende von Jahren alt. Etwa 10 solcher hellen und mächtigen Objekte wurden in unserer Galaxie gefunden.

Abb.76. Deneb.

Der bisher hellste Stern (und der massereichste) ist die Leuchte R136a1. Die Eröffnung wurde 2010 angekündigt. Es ist ein Wolf-Rayet-Stern mit einer Leuchtkraft von etwa 8.700.000 Sonnenleuchtkräften und einer 265-mal größeren Masse als unser eigener Stern. 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, „brauchen Planeten länger, um sich zu bilden, als ein solcher Stern leben und sterben muss. Selbst wenn es Planeten gäbe, gäbe es keine Astronomen auf ihnen, denn der Nachthimmel war so hell wie der Tageshimmel.“

Abb.77. Computerverarbeitung eines Fotos des Sterns R136a1.

Sterne sind sehr unterschiedlich: 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 die Beziehung zwischen absoluter Helligkeit, Leuchtkraft, Spektraltyp und Oberflächentemperatur eines Sterns. Die Sterne in diesem Diagramm sind nicht zufällig angeordnet, sondern bilden wohldefinierte Bereiche.

Die meisten Sterne befinden sich auf dem sogenannten Hauptsequenz . Die Existenz der Hauptsequenz ist darauf zurückzuführen, dass das Stadium der Wasserstoffverbrennung ~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 zur Roten-Riesen-Bühne und der Abschied des Stars von der Hauptsequenz. Verhältnismäßig kurze Entwicklung Rote Riesen führt je nach Masse zur Entstehung von Weißen Zwergen, Neutronensternen oder Schwarzen Löchern.

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

Normale Sterne sind die Hauptreihensterne. Unsere Sonne ist eine davon. Manchmal werden solche normalen 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 im Durchschnitt 10 Milliarden Jahre.

Nachdem der gesamte Wasserstoffvorrat ausgebrannt ist, vergrößert sich der Stern um ein Vielfaches und verwandelt sich in einen Roten Riesen. Ein Beispiel für diese Art von Stern ist Aldebaran.

Der Rote Riese stößt die äußeren Gasschichten aus und bildet dadurch planetarische Nebel, und der Kern kollabiert zu einem kleinen, dichten Nebel weißer Zwerg.

Der rote Riese ist großer Star rötlich bzw orange Farbe. Die Bildung 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 das Einsetzen einer thermonuklearen Reaktion gestoppt wird.

In den späteren Stadien der Entwicklung von Sternen, nachdem der Wasserstoff in ihrem Inneren ausgebrannt ist, steigen die Sterne von der Hauptreihe ab und bewegen sich in die Region der Roten Riesen und Überriesen des Hertzsprung-Russell-Diagramms: Dieses Stadium dauert etwa 10% von die Zeit des „aktiven“ Lebens von Sternen, also die Stadien ihrer Evolution, in denen im Sterninneren Nukleosynthesereaktionen ablaufen.

Der Riesenstern hat relativ niedrige Temperatur Oberfläche, etwa 5000 Grad. Ein riesiger Radius, der 800 Sonnen erreicht, und aufgrund dieser Größe eine enorme Leuchtkraft. Die maximale Strahlung fällt auf die roten und infraroten Bereiche des Spektrums, weshalb sie als Rote Riesen bezeichnet werden.

Die größten der Riesen verwandeln sich in rote Überriesen. Ein Stern namens Beteigeuze im Sternbild Orion ist der größte ein Paradebeispiel roter Überriese.

Zwergsterne sind das Gegenteil von Riesen und können wie folgt sein.

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

Aufgrund des Fehlens von Wasserstoff findet im Kern solcher Sterne keine thermonukleare Reaktion statt.

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

Dies sind unglaublich heiße Sterne, die Temperaturen von 100.000 Grad oder mehr erreichen. Sie glänzen mit ihrer verbleibenden Energie, aber mit der Zeit geht sie zur Neige und der Kern kühlt ab und verwandelt sich in einen schwarzen Zwerg.

Rote Zwerge sind die häufigsten stellaren Objekte im Universum. Schätzungen ihrer Häufigkeit reichen von 70 bis 90 % der Anzahl aller Sterne in der Galaxie. Sie sind ganz anders als andere Sterne.

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 einen Spektraltyp M oder spätes K. Sterne davon Typ emittieren sehr wenig Licht, manchmal in 10.000-mal kleiner als die Sonne.

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

Aufgrund der geringen Verbrennungsrate von Wasserstoff haben Rote Zwerge eine sehr lange Lebensdauer - von zig Milliarden bis zu zig Billionen Jahren (ein Roter Zwerg mit einer Masse von 0,1 Sonnenmassen brennt 10 Billionen Jahre).

Bei Roten Zwergen unmöglich thermonukleare Reaktionen unter Beteiligung von Helium, damit sie sich nicht in rote Riesen verwandeln können. Mit der Zeit schrumpfen sie und erwärmen sich immer mehr, bis sie den gesamten Vorrat an Wasserstoff als Brennstoff aufgebraucht haben.

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

Braune Zwerge sind substellare Objekte (mit Massen im Bereich von etwa 0,01 bis 0,08 Sonnenmassen bzw. von 12,57 bis 80,35 Jupitermassen und einem Durchmesser, der ungefähr dem des Jupiter entspricht), in dessen Tiefen sich im Gegensatz zu Haupt Sequenzsterne 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 ihr ganzes Leben lang ständig ab, je größer der Zwerg, desto langsamer kühlt er ab.

subbraune Zwerge

Subbraune Zwerge oder Braune Unterzwerge sind kalte Formationen, die in ihrer Masse unterhalb der Braunen-Zwerge-Grenze liegen. Ihre Masse beträgt weniger als etwa ein Hundertstel der Sonnenmasse bzw. 12,57 Jupitermassen, die untere Grenze ist nicht definiert. Sie werden häufiger als Planeten betrachtet, obwohl die wissenschaftliche Gemeinschaft noch nicht zu einer endgültigen Schlussfolgerung darüber gekommen ist, was als Planet und was als subbrauner Zwerg gilt.

schwarzer zwerg

Schwarze Zwerge sind weiße Zwerge, die abgekühlt sind und daher nicht im sichtbaren Bereich strahlen. Stellt das letzte Stadium in der Evolution der Weißen Zwerge dar. Die Masse der Schwarzen Zwerge wird wie die Masse der Weißen Zwerge von oben durch 1,4 Sonnenmassen begrenzt.

Ein Doppelstern besteht aus zwei gravitativ gebundenen Sternen, die um einen gemeinsamen Massenmittelpunkt kreisen.

Manchmal gibt es Systeme von drei oder mehr Sternen, in solchen Allgemeiner Fall Das System wird als Mehrfachstern bezeichnet.

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

Neuer Stern

Sterne, deren Leuchtkraft plötzlich um den Faktor 10.000 zunimmt. Eine Nova ist ein binäres System, das aus einem Weißen Zwerg und einem Begleitstern der Hauptreihe besteht. In solchen Systemen strömt Gas aus dem Stern allmählich in den Weißen Zwerg und explodiert dort periodisch, wodurch ein Ausbruch von Leuchtkraft entsteht.

Supernova

Eine Supernova ist ein Stern, der seine Entwicklung in einem katastrophalen Explosionsprozess beendet. Die Flare kann in diesem Fall mehrere Größenordnungen größer sein als in diesem Fall neuer Stern. So starke Explosion ist eine Folge der Prozesse, die im Stern auf der letzten Stufe der Evolution 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, dicht komprimiert Gravitationskräfte. Die Dichte solcher Sterne ist extrem hoch, sie ist angemessen und kann nach einigen Schätzungen um ein Vielfaches höher sein als die durchschnittliche Dichte Atomkern. Ein Kubikzentimeter Neuseeländische Materie wird Hunderte von Millionen Tonnen wiegen. Die Schwerkraft auf der Oberfläche eines Neutronensterns ist etwa 100 Milliarden Mal größer als auf der Erde.

Laut Wissenschaftlern kann es in unserer Galaxie zwischen 100 Millionen und 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 treffen.

Nach dem vorherrschenden astrophysikalischen Modell rotieren Pulsare Neutronensterne mit Magnetfeld, die zur Rotationsachse geneigt ist. Wenn die Erde in den von dieser Strahlung gebildeten Kegel fällt, ist es möglich, einen Strahlungsimpuls aufzuzeichnen, der sich in Abständen wiederholt, die der Umlaufdauer des Sterns entsprechen. Einige Neutronensterne machen bis zu 600 Umdrehungen pro Sekunde.

Cepheiden

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

Die obige Liste der Haupttypen (Typen) von Sternen mit ihren kurze Beschreibung erschöpft natürlich nicht die gesamte mögliche Sternenvielfalt im Universum.

Die Ergebnisse der Bestimmung der Sterndurchmesser erwiesen sich als wirklich erstaunlich. habe vorher nicht vermutet, dass es so etwas geben könnte riesige Sterne. Der erste Stern, dessen wahre Größe (1920) bestimmt werden konnte, war der helle Stern im Sternbild Orion, der den arabischen Namen Beteigeuze trug. Sein Durchmesser erwies sich als größer als der Durchmesser der Marsbahn! Ein weiterer Riesenstern ist Antares, der hellste Stern im Sternbild Skorpion: Sein Durchmesser beträgt etwa das Anderthalbfache des Durchmessers der Erdumlaufbahn. Zu den bisher entdeckten Sternriesen gehört auch die sogenannte Marvelous „Mira“, ein Stern im Sternbild Cetus, dessen Durchmesser 330-mal größer ist als der Durchmesser unserer Sonne. Normalerweise haben Riesensterne Radien von 10 bis 100 Sonnenradien und Leuchtstärken von 10 bis 1000 Sonnenleuchtkräften. Sterne mit einer Leuchtkraft, die größer ist als die von Riesen, werden Überriesen und Hyperriesen genannt.

Riesige Sterne haben eine interessante physikalische Struktur. Die Berechnung zeigt, dass solche Sterne trotz ihrer monströsen Größe überproportional wenig Materie enthalten. Sie sind nur wenige Male schwerer als unsere Sonne; und da zum Beispiel der Band von Beteigeuze mehr Sonne 40.000.000 Mal, dann muss die Dichte dieses Sterns vernachlässigbar sein. Und wenn sich die Materie der Sonne im Durchschnitt an Dichte nähert, dann ist die Materie der Riesensterne in dieser Hinsicht wie verdünnte Luft. Riesige Sterne, so ein Astronom, „ähneln einem riesigen Ballon geringer Dichte, viel geringer als die Dichte von Luft“.

Ein Stern wird zu einem Riesen, nachdem der gesamte Wasserstoff, der im Kern des Sterns für eine Reaktion zur Verfügung steht, aufgebraucht ist. Ein Stern, dessen Anfangsmasse etwa 0,4 nicht überschreitet Sonnenmassen Ein Riesenstar wird sie nicht werden. Dies liegt daran, dass die Materie in solchen Sternen durch Konvektion stark durchmischt ist und der Wasserstoff so weiter reagiert, bis er die gesamte Masse des Sterns aufgebraucht hat, an welchem ​​Punkt er zu einem Weißen Zwerg wird, der hauptsächlich aus Helium besteht. Wenn der Stern massereicher ist als diese untere Grenze, dann beginnt der Kern zu schrumpfen, wenn er den gesamten im Kern für die Reaktion verfügbaren Wasserstoff verbraucht. Nun reagiert der Wasserstoff mit Helium in einer Hülle um den heliumreichen Kern, und der Teil des Sterns außerhalb der Hülle dehnt sich aus und kühlt ab. An diesem Ort seiner Entwicklung bleibt die Leuchtkraft des Sterns annähernd konstant und die Temperatur seiner Oberfläche nimmt ab. Der Stern beginnt, ein roter Riese zu werden. Bereits zu diesem Zeitpunkt bleibt ein Roter Riese in der Regel ungefähr konstant, während seine Leuchtkraft und sein Radius erheblich zunehmen und der Kern weiter schrumpft und seine Temperatur erhöht.

Wenn die Masse des Sterns unter etwa 0,5 Sonnenmassen lag, wird angenommen, dass er niemals die zentralen Temperaturen erreichen wird, die zum Schmelzen von Helium erforderlich sind. Daher wird er ein roter Riesenstern mit Wasserstofffusion bleiben, bis er beginnt, sich in einen weißen Heliumzwerg zu verwandeln.

Die Geburt eines jeden Sterns erfolgt auf ungefähr die gleiche Weise - als Ergebnis der Kompression und Verdichtung einer Wolke, die hauptsächlich aus interstellarem Gas und Staub besteht, unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft. Wissenschaftlern zufolge ist es dieser Kompressionsprozess, der zur Entstehung neuer Sterne beiträgt. Gegenwärtig können Wissenschaftler diesen Prozess dank moderner Ausrüstung beobachten. In einem Teleskop sieht es aus wie bestimmte Zonen, die wie dunkle Flecken auf hellem Hintergrund aussehen. Sie werden als "riesige Molekülwolkenkomplexe" bezeichnet. Diese Zonen haben einen solchen Namen, weil 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 Verdichtungsprozess des Nebels bilden sich auch dichte, dunkle, rundliche Gas- und Staubwolken, die Bok-Globuli genannt werden. Es war der amerikanische Astronom Bock, der diese Kügelchen erstmals beschrieb, dank denen sie heute so genannt werden. Anfangs beträgt die Masse der Kugel das 200-fache der Masse der Sonne. Allmählich verdicken sich die Kügelchen jedoch weiter, gewinnen an Masse und ziehen aufgrund ihrer Schwerkraft Materie aus benachbarten Regionen an. Es lohnt sich, darauf zu achten Innenteil Globuli verdickt sich um ein Vielfaches schneller als die äußere. Dies wiederum führt zu einer Erwärmung und Rotation des Kügelchens. Dieser Prozess dauert mehrere hunderttausend Jahre, danach entsteht ein Protostern.

Mit zunehmender Masse des Sterns wird immer mehr Materie angezogen. Außerdem wird Energie aus dem Gas freigesetzt, das sich im Inneren zusammenzieht, was zu einer Wärmebildung führt. Dabei nehmen Druck und Temperatur des Sterns zu, was dazu führt, dass er mit einem dunkelroten Licht leuchtet. Der Protostern zeichnet sich durch seine ziemlich großen Abmessungen aus. Obwohl sich die Wärme gleichmäßig über die gesamte Oberfläche verteilt, gilt sie dennoch als relativ kalt. Im Kern steigt die Temperatur weiter an. Außerdem tritt seine Drehung auf und er erhält eine etwas flache Form. Dieser Prozess dauert mehrere Millionen Jahre.

Junge Sterne sind sehr schwer zu erkennen, besonders mit bloßem Auge. Sie sind nur mit Spezialausrüstung zu sehen. Dies liegt daran, dass das Leuchten junger Sterne aufgrund der dunklen Staubwolke, die die Sterne umgibt, fast unsichtbar ist.

So werden Sterne geboren, entwickeln sich und sterben. In jeder Phase ihrer Entwicklung haben Sterne ihre eigene spezifische Masse, Temperatur und Helligkeit. In dieser Hinsicht werden alle Sterne normalerweise klassifiziert in:

Hauptreihensterne;

Sterne sind Zwerge;

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 mit gleicher Oberflächentemperatur. Riesensterne haben typischerweise einen Radius von 10 bis 100 Sonnenradien und eine Leuchtkraft zwischen 10 und 1000 Sonnenleuchtkräften. Die Temperatur von Riesensternen ist aufgrund der Masse des Sterns, da sie über die gesamte Sternoberfläche verteilt ist, relativ niedrig und erreicht etwa 5000 Grad.

Es gibt aber auch Sterne, die eine um ein Vielfaches größere Leuchtkraft haben als Riesensterne. Solche Sterne werden Überriesen und Hyperriesen genannt.

Ein Überriese gilt als einer der massereichsten Sterne. Sterne dieses Typs besetzen oberer Teil Hertzsprung-Russell-Diagramme. Diese Sterne haben eine Masse von 10 bis 70 Sonnenmassen. Ihre Leuchtkraft beträgt 30.000 Sonnenleuchtkräfte oder mehr. Aber die Radien von Überriesensternen können erheblich variieren – sie reichen von 30 bis 500 Sonnenradien. Es gibt aber auch Sterne mit einem Radius von über 1000 Sonnen. Diese Überriesen bewegen sich jedoch bereits in der Kategorie der Hyperriesen.

Da diese Sterne sehr große Massen haben, ist ihre Lebenserwartung extrem kurz und reicht von 30 bis zu 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 später Spektralklassen, der eine hohe Leuchtkraft und ausgedehnte Hüllen hat. Die bekanntesten roten Riesen sind Arcturus, Aldebaran, Gacrux, Mira.

Rote Riesen gehören zu den Spektralklassen K und M. Sie haben auch eine relativ niedrige Temperatur der strahlenden Oberfläche, die bei etwa 3000 - 5000 Grad Kelvin liegt. Dies deutet wiederum darauf hin, dass der Energiefluss pro Strahlungsfläche 2-10 Mal geringer ist als der der Sonne. Der Radius der Roten Riesen liegt im Bereich von 100 bis 800 Sonnenradien.

Die Spektren der Roten Riesen sind durch das Vorhandensein molekularer Absorptionsbanden gekennzeichnet, da einige Moleküle in ihrer relativ kalten Photosphäre stabil sind. Die maximale Strahlung fällt auf die roten und infraroten Bereiche 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. Eine solche Kombination von Sternen wird als Double oder Multiple bezeichnet und besteht in der Regel aus Sternen verschiedener Art.