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Stern-Entstehung und Stern-Entwicklung

Sterne werden aus riesigen Gas- und Staubwolken geboren, aus der sogenannten interstellaren Materie, die größtenteils aus Wasserstoff besteht. Durch die gegenseitige Anziehung der Masseteilchen entstehen starke Gasverdichtungen, aus denen sich die ersten Protosterne bilden, die mit bis zu 1000°C noch relativ kühl sind.

Aufgrund der Schwereanziehung seiner Teilchen zieht sich ein Protostern stetig zusammen, wodurch die Temperatur im Sterneninneren ansteigt. Ein Protostern mit der Masse unserer Sonne erreicht nach 10 Mio. Jahren ungefähr 10 Mio. Grad. Hier beginnt die Kernfusion, das Wasserstoff-Brennen, bei der Wasserstoff zu Helium verschmilzt.

Im Zentrum unserer Sonne herrschen heute etwa 15 Mio. Grad. Während der letzten 5 Mrd. Jahren hat die Sonne etwa die Hälfte ihres Wasserstoffvorrats verbraucht. In weiteren 5 Mrd. Jahren endet das sogenannte stabile Stadium der Sonne. Der gesamte Wasserstoffvorrat ist dann in Helium umgewandelt.

Über einen Zeitraum von weiteren 2 Mrd. Jahren bläht sich die Sonnen zu einem Roten Riesen auf und das Stadium der Helium-Verbrennung beginnt, wodurch die ersten schwereren Elemente gebildet werden.

Supernova Findet nach mehreren Mrd. Jahren keine Kernfusion mehr statt, zieht der schwere Kern zunehmend Masse aus der Sternenhülle ab. Erreicht ein Stern durch die Kontraktion eine Größe von 1,4 Sonnenmassen, der sogenannten Chandrasekhar-Grenze, kollabiert der Stern im Bruchteil einer Sekunde als Supernova-Explosion.

Die abgesprengte Sternenhülle bildet dabei oft einen Ring aus Sternenstaub, einen planetarischen Nebel aus interstellarer Materie, der vom Zentrum der Explosion nach außen driftet. Im Zentrum ist durch die Supernova-Explosion ein Stern von relativ geringer Größe, aber einer enorm hohen Dichte entstanden, ein sogenannter Neutronenstern.

Wenn die Masse eines Sterns vor der letzten Kollapsphase unter 1,4 Sonnenmassen liegt, bläht sich der Stern in seiner Sterbephase zu einem Roten Riesen auf, der dann zu einem Weissen Zwerg kollabiert. Ein Weisser Zwerg kühlt mit der Zeit ab und wird zu einem Schwarzen Zwerg. Dieser ist dann am Sternenhimmel nicht mehr optisch sichtbar.

Ein Stern mit mehr als 2,5 Sonnenmassen nach der Supernova-Explosion kollabiert unter seinem eigenen Gewicht weiter und erreicht irgendwann eine kritische Größe, bei der die Fluchtgeschwindigkeit gerade gleich der Lichtgeschwindigkeit ist. Ein Schwarzes Loch entsteht.

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