Woher wissen wir, was mit Sternen während ihres Lebenszyklus passiert?

Oder wurde all dies nur durch mathematische Ableitung auf der Grundlage von Modellen erreicht, die wir um unser Wissen über Kernfusion und Kernspaltung herum aufgebaut haben?

Das ist so ziemlich alles. Im Allgemeinen entwickeln sich Sterne nicht schnell genug, um es zu sehen*, also bleibt uns ein Problem, das eher der Archäologie ähnelt: Wir sehen Sterne in verschiedenen Zuständen, und es liegt an uns, ein Modell davon zu erstellen, wie sie alle aussehen zusammenpassen. Unsere "Experimente" sind numerisch.

Abgesehen davon, und trotz aller offenen Probleme in der Sternphysik, ist das Modell, das wir haben, ziemlich einfach und funktioniert wirklich gut, um die verschiedenen Klassen von Sternen zu verstehen. Die Grundannahmen sind im Wesentlichen, dass Sterne selbstgravitierende, kugelsymmetrische Kugeln aus undurchsichtigem Plasma im hydrostatischen und lokalen thermischen Gleichgewicht sind. Dies sagt Ihnen bereits, dass die Zentren heiß und dicht genug sind, um Kernreaktionen auszulösen. Das Hinzufügen zu den Gleichungen ergibt die Hauptquelle des langfristigen Druckausgleichs. Sie stellen auch fest, dass das Plasma an einigen Stellen konvektionsinstabil ist, also müssen Sie auch dafür ein Modell anbringen. Von da an geht es nur noch darum, die Modelle sich entwickeln zu lassen (was hauptsächlich daran liegt, dass die Reaktionen die chemische Zusammensetzung ändern), und Sie stellen fest, dass Sie die meisten wichtigen Sterntypen reproduzieren können, und schließen daher, sagen wir, dass die Sonne ein roter Riese wird. Die quantitativen Vorhersagen mögen etwas daneben liegen, aber qualitativ passt alles zusammen.

Es gibt jedoch einige Sterne da draußen, die dieses Bild verwirren. Die schwerwiegendste Komplikation ist meiner Meinung nach, dass Sterne oft nahe genug an anderen Sternen sind, dass sie interagieren, und dies kann dazu führen, dass Sie missverstehen, was vor sich geht. So kann man sich zum Beispiel über das Algol-Paradoxon oder die blauen Nachzügler informieren , die beide Rückschlüsse aus dem Ein-Stern-Bild herausfordern würden.

Sternwinde sind eine weitere Sache, die das Bild verkompliziert. Was sollen wir sonst von Wolf-Rayet-Sternen und Unterzwerg-B- und Unterzwerg-O- Sternen halten? Sie ergeben sich nicht aus dem einfachen Bild, es sei denn, wir fügen dem Modell erhebliche Winde hinzu, und unsere Formeln sind größtenteils immer noch empirisch.

Viele andere Details bleiben ungewiss, aber das einfache Einzelsternbild, das auf vernünftigen physikalischen Annahmen basiert, erklärt das meiste von dem, was wir sehen, woraus wir schließen, dass es zumindest größtenteils richtig sein muss.

*Eine interessante Ausnahme sind Supernovae. Wir sehen nicht nur, wie sich die Supernova entwickelt, sondern wir können jetzt auch Bilder von vor der Supernova betrachten, um festzustellen, welcher Stern der Vorläufer war.

Unsere Vorstellungen darüber, wie sich Sterne entwickeln, werden weitgehend von numerischen Modellen bestimmt – der Lösung der ziemlich gut verstandenen Gleichungen der Sternstruktur .

Es gibt jedoch mehrere ineinandergreifende Tests und Einschränkungen bei diesen Modellen, die uns sagen, dass wir mehr oder weniger die richtigen Ideen haben. Natürlich müssen noch "Details" geklärt werden (Theorien über die Vermischung im Inneren von Sternen, die Rolle der Rotation, Magnetfelder usw.), aber der breite Bogen darüber, wie die Sternentwicklung abläuft, ist ein gelöstes Problem. Der erste Test besteht darin, zu sehen, wie unsere Modelle die Eigenschaften der Sonne jetzt vorhersagen. Dies ist wichtig, weil (a) wir diese Eigenschaften sehr genau messen können und (b) wir das Alter der Sonne mithilfe der Radioisotopen-Datierung von Material des Sonnensystems direkt abschätzen können. Obwohl es einige einstellbare Parameter gibt, stellen wir im Grunde fest, dass wir die Struktur, den Radius, die Leuchtkraft, den Neutrino-Ausgang und die helioseismologischen Beobachtungen der Sonne mit unseren Modellen erklären können, mit der Masse, der Zusammensetzung und dem Alter der Sonne als Eingaben.

Jetzt können diese Modelle mit einiger Sicherheit verwendet werden, um die Eigenschaften anderer Sterne in anderen Altersstufen vorherzusagen. Die zweite wichtige Einschränkung für die Modelle ergibt sich dann aus der Betrachtung von Gruppen von Sternen mit demselben Alter , aber mit unterschiedlichen Massen. Diese sind in Sternhaufen zu finden, wobei wir zunächst davon ausgehen können, dass alle Sterne gleichzeitig mit der gleichen chemischen Zusammensetzung geboren wurden. Unsere Modelle sagen voraus, wie die Leuchtkraft, der Radius und die effektive Temperatur solcher Sterne von ihrer Masse abhängen sollten. Die Modelle und Daten können im Hertzsprung-Russell-Diagramm (Leuchtkraft vs. Temperatur) oder, wenn wir die Entfernung zum Cluster nicht kennen, im Oberflächengravitationsdiagramm (das aus Spektren bestimmt werden kann) vs. Temperatur verglichen werden. Der einzige freie Parameter ist das Alter, das dann durch Anpassung der Modelle an die Daten bestimmt wird.

Sternhaufen lassen sich so nach ihrem Alter anordnen und wir können sehen, wie die Sternentwicklung von einem Alter zum nächsten fortschreitet. Wir können sehen, dass sehr junge Haufen keine Roten Riesen und keine Weißen Zwerge enthalten , was darauf hinweist, dass dies spätere Stadien der Sternentwicklung sind. Cluster, die etwas älter sind, enthalten keine massereichen Hauptreihensterne (daher müssen sie ein kurzes Leben haben) und tun esenthalten rote Riesen. dh die massereichen Hauptreihensterne haben sich zu roten Riesen entwickelt. Haufen, die viel älter sind, enthalten keine Hauptreihensterne, die massereicher sind als die Sonne, ein paar Rote Riesen und viele Weiße Zwerge. Dies sagt uns, dass die Lebensdauer der Hauptreihe umgekehrt von der Masse abhängt, dass die Phase des Roten Riesen relativ kurzlebig ist und dass die meisten Sterne ihr Leben als langsam abkühlende Weiße Zwerge beenden. Usw...

Ein dritter kritischer Test ist die Verfinsterung von Doppelsternen. In diesen Systemen können wir die Masse und den Radius beider Sterne messen und wir können auch davon ausgehen, dass sie gleichzeitig geboren wurden. Die Sternentwicklungsmodelle müssen in der Lage sein, die Massen und Radien beider Komponenten in einem einzigen Alter und unter Verwendung einer chemischen Zusammensetzung abzugleichen, die anhand spektroskopischer Beobachtungen geschätzt werden kann. In vielen Fällen haben wir möglicherweise Doppelsterne mit unterschiedlichen Komponentenmassen, bei denen sich die beiden Sterne in unterschiedlichen Entwicklungsstadien befinden.

Es gibt keine einzige magische Beobachtung, die uns sagt, ob die Modelle richtig sind. Sie müssen das Ensemble der Beobachtungen unterschiedlicher Populationen erklären. Nur dann haben wir die Gewissheit, dass unser Verständnis der Sternentwicklung grundsätzlich richtig ist.