Moin,
in diesem Thread beschäftigen wir uns mit dem Leben der Sterne.
Über die Entstehung hatten wir schon diskutiert. Festgestellt haben wir, dass bei der Verdichtung einer Gaswolke einzelne Globulen entstehen aus denen anschließend Protosterne hervorgehen. Während der langsamen Kontraktion setzt der Protostern Gravitationsenergie in Wärme um, die in Form von Infrarotstrahlung abgestrahlt wird, er ist aber noch nicht in einem stabilen Zustand. Die Kontraktion dauert solange, bis die Temperatur im Inneren 3 Mio Kelvin übersteigt, wodurch das Wasserstoffbrennen beginnt und der Strahlungsdruck den Stern stabilisiert. Erst jetzt beginnt sein wahres Leben.
Den Wissenschaftlernist sei langem bekannt, dass massereiche Sterne seltener als massearme Sterne entstehen. Einige Sterne sind sehr massereich, dies aber nicht durch ihre Geburt, sondern durch Sternkollision.
Massereiche und damit heiße Sterne mit mehr als 8 M
So kontrahieren vergleichsweise schnell. Nach der Zündung der Kernfusion treibt die UV-reiche Strahlung die umgebende Globule schnell auseinander und der Stern akkretiert keine weitere Masse mehr.
Sterne zwischen etwa 3 und 8 M
So durchlaufen eine Phase, in der sie Herbig-Ae/Be-Sterne genannt werden, in dieser Phase ist er als Stern schon fertig, akkretiert aber noch einige Zeit Masse aus der noch vorhandenen Globule / Akkretionsscheibe. Auch die masseärmeren Sterne zwischen 0,07 und 3 M
So bleiben nach der Zündung der Kernfusion noch einige Zeit in die Globule eingebettet und akkretieren weiter Masse. In dieser Zeit sind sie nur im infraroten Spektralbereich erkennbar.
Sterne mit nur 0,07 M
So erreichen ebenfalls die nötige Temperatur, um eine Kernfusion zu zünden, allerdings nicht die Fusion von Wasserstoff, sondern nur die von Lithium und Deuterium.
Im Frühstadium des Universums standen für die Sternentstehung nur Wasserstoff und Helium zur Verfügung. Diese Sterne zählt man zur so genannten *Population III*, diese Sterne waren zu massereich und somit kurzlebig, um bis heute zu existieren. Die nächste Generation, *Population-II*-Sterne genannt, existieren noch heute, man findet sie vor allem im Halo der Milchstraße, aber auch in Sonnennähe wurden sie nachgewiesen. Sterne, die später entstanden sind, enthalten von Anfang an einen gewissen Anteil an schweren Elementen, die in früheren Sterngenerationen durch Kernreaktionen erzeugt wurden und beispielsweise über SN-Explosionen die interstellare Materie mit schweren Elementen anreicherten. Die meisten Sterne in der Scheibe der Milchstraße gehören dazu. Man bezeichnet sie als Sterne der *Population I*. (nach WIKIPEDIA zitiert)
Eine Zusammenfasung über Sterne gibt es im Portal von Raumfahrer.net >>>
Jerry
