Entwicklung und Ende von Sternen

Transkript

1 Entwicklung und Ende von Sternen Seminarvortrag von Klaus Raab 1.) Nebel und deren Verdichtung zu Protosternen 2.) Kernfusion: Energieerzeugung der Sterne 3.) Massenabhängige Entwicklung und Ende von Sternen Mein Seminarvortrag handelt von der Entwicklung und Ende von Sternen, wobei ich einen besonderen Schwerpunkt auf die Entstehung aus Nebeln, der verschiedenen Entwicklungsstufen und Arten der Sonnen und auf deren Energiequelle, die Kernfusion gelegt habe. 1.) Astronomische Nebel können aus verschiedenen Gasen und Staub bestehen, jedoch ist der Hauptanteil der Nebel aus denen Sterne entstehen aus Wasserstoff, welche H-2-Gebiete genannt werden. Man kann sie auch durch ihre Sichtweise von der Erde aus klassifizieren: Emissionsnebel bestehen aus angeregtem Gas, welches Licht in verschiedener Wellenlänge emittiert. Reflexionsnebel beugen und brechen Licht von nahe gelegenen Sternen. Dunkelwolken verschlucken bestimmte Wellenlängen von Licht und sind somit nur als dunkle Flecken zu erkennen, die Sterne oder sogar eine Sonne im Zentrum des Nebels verdecken. Die Ausdehnung reicht dabei von ca. 15 Parsec zu 0,03 Parsec (ca. 50ly 0,1ly) je nachdem, wie dicht der Nebel ist, also ob er sich schon verdichtet und so der Radius abnimmt oder nicht. Die Dichte variiert hierbei von 10² Teilchen pro cm³ und deren Temperatur zwischen 8K-12K. Da der Übergang von einem Nebel zu einem Stern durch Verdichtung ein laufender Prozess ist, ist die Einteilung schwierig. So haben Sterne später eine Dichte von Teilchen pro cm³ oder höher und Temperaturen im Millionen Kelvin Bereich im Kern. Durch äußere Beeinflussung von Schockwellen, Rotationen oder elektromagnetischen Feldern, kann es durch Gravitation zu lokalen Verdichtungen kommen. Diese bilden sich in großen Wolken zu sogenannten Filamenten aus, in denen wie an einer Perlenkette sich Verdichtungen und somit später auch Sterne bilden. Hat sich erst einmal eine lokale Verdichtung ausgebildet, so sammelt sich immer mehr Masse im Zentrum an, was die gravitative Anziehung weiter verstärkt. Durch die Verdichtung der Gase im Zentrum steigen deren Temperatur und damit ihre kinetische Energie an. Durch diese Eigenbewegung der Teilchen entsteht ein Druck der dem gravitativen Potential entgegenwirkt. Bei Massen von 0,1 50 Sonnenmassen können durch einen Kollaps Protosterne entstehen, sofern das Jeans-Kriterium erfüllt ist. Dabei beschreibt dieses Kriterium, dass der gravitative Druck stärker sein muss als der thermische Druck des Gases, da sich sonst ein Gleichgewicht einstellen würde und es zu keiner weiteren Verdichtung (Kollaps) kommen würde. Hier möchte ich nun stark vereinfacht die Jeans-Masse, also der Masse bei der sich ein Stern entwickeln kann, herleiten. Aus dem idealen Gasgesetz für ein ein-atomiges Gas und dem Gravitationsdruck einer Kugel kommt man auf den jeweilig ausgeübten Druck: Zusammen mit der kinetischen Energie der Teilchen und deren gravitative Bindungsenergie für eine Kugel bekommen wir durch umformen auf die Jeans-Masse:

2 Wie man sieht ist die Jeans-Masse, welche für eine Sternentstehung überschritten werden muss, abhängig von der Temperatur und der Dichte und nicht von dem Radius der Teilchenwolke. Wenn es zu einem Kollaps kommt und sich immer mehr Masse im Zentrum anordnet, fallen Teilchen von außen auf den Kern und heizen diesen weiter auf. Ab diesem Zeitpunkt ist der Stern von mehreren hundert Radien in kurzer Zeit ( Jahre) auf einige wenige Radien seines Endradius R in seiner Hauptphase geschrumpft. Irgendwann kann die im Kern emittierte Strahlung nicht mehr durch die äußeren Schichten des Protosterns entweichen und die Temperatur steigt rapide an. 1. Radiusreduktion und Dichtezunahme 2.) Ist der Protostern in einem hydrostatischen Gleichgewicht, heißt der gravitative Druck wirkt dem Temperaturdruck entgegen, wird die weitere Entwicklung von der Masse bestimmt. Kann die Dichte durch weitere Masse ansteigen und wird die Temperatur heiß genug, kann es zur Kernfusion des Wasserstoffs kommen. Andernfalls entwickelt sich der Protostern zu einem braunen Zwerg. Die Kernfusion läuft primär durch den sogenannten Proton-Proton-Zyklus ab: Einfacher Wasserstoff ( kann durch die von extremer Temperatur und Dichte erhöhte Chance auf Tunneleffekt zu schwerem Wasser ( Deuterium) fusionieren, bei der ein Proton durch Abgabe eines Positrons und Elektron-Neutrino zu einem Neutron wird. Dieses schwere Wasser kann mit einem Proton zu einem Helium ( fusionieren. Treffen zwei dieser Helium 3 aufeinander, kann es in einer weiteren Fusionsreaktion zu einem Helium 4 ( mit hoher Bindungsenergie fusionieren. Hierbei werden auch zwei Protonen frei, die den Zyklus von vorn beginnen können. Zusammen mit der Positron-Elektron Annihilation ergibt solch ein Zyklus durch den Massendefekt 26,204 MeV an Energie. Das Helium bleibt als Asche zurück.

3 2. Bindungsenergieen von Elementen Wenn es sich um massereiche Sonnen handelt kann es im Kern auch zum Heliumbrennen kommen, sodass das Helium weiterfusioniert wird. In Abhängigkeit seiner Temperatur und seiner Masse kann ein Stern so Elemente bis Eisen fusionieren (dem Maximum der Bindungsenergie, siehe Abbildung 2.). Die Entwicklung eines Sterns ist insgesamt stark abhängig von seiner Masse. Astronomen rechnen hierbei mit Vielfachen von der Sonnenmasse, welche ca. M 0 = 2x10 30 kg beträgt. Stabile Sterne besitzen eine Masse von ca. 0,05 M 0 bis 50 M 0. In Abbildung 3.) ist die Entwicklung eines Sterns in Abhängigkeit seiner Masse dargestellt: Bei niedrigen Massen <0,08M 0 kommt es zu keiner Kernfusion und der Protostern wird zu einem braunem Zwerg, der schwach durch die angeregten Teilchen leuchtet (vor allem im Infraroten Bereich). Ist die Masse etwas größer kann es zu der Kernfusion kommen, jedoch wird die Hitze aus dem Kern durch Konvektion nach außen getragen, sodass der gesamte Wasserstoffvorrat fusioniert wird und nicht genug Energie im Kern bleibt um das Helium Brennen einzusetzen. Daher wird dieser Protostern nach seiner Fusionsphase zu einem weißen Zwerg. Ist die Masse größer als 0,26 M 0 kommt es im dichten Kern zu weiteren Fusionsprozessen außer dem pp-zyklus. Je nach Masse kann die Helium Asche zu schwereren Elementen weiterfusioniert werden. Das Maximum liegt hierbei bei Eisen Fe, dem Maximum der Bindungsenergie, da bei Fusionen zu schwereren Elementen Energie benötigt wird und die Dichte sowie Temperatur in den Sternen zu niedrig ist. Ist die Energie im Kern sehr hoch, steigt der thermische Druck stark an und bläht den Stern auf. Dabei kann er mehrere Vielfache seines Ursprungsradius anwachsen. Dieses Stadium des Sterns wird Roter Riese genannt. Wenn im Kern die Fusion zu schweren Elementen einsetzt, werden diese Fusionen sehr schnell umgesetzt (je schwerer die Produkte, desto schneller die Fusion), sodass in kurzen Zeiträumen (Jahre bis wenige Tage, abhängig von der Fusion) sehr viel Energie frei wird und sich die Dichte im Kern schlagartig erhöht. Setzt diese Fusion aus, führt es je nach Masse des Sterns zu einer Prellwirkung der äußeren Schichten auf den Kern, da der thermische Druck nachlässt. Durch die weitere Verdichtung kommt es zu einem weiteren Druck: dem sogenannten Fermi-Druck. Dieser führt zu einer Abstoßung des Hüllenmaterials bei kleineren Massen und so zu einem weißen Zwerg. Bei schweren Sternen jedoch kann diese Prellwirkung so stark sein, dass es den Stern in einer großen Explosion bzw. Implosion zerreißt. Diesen Prozess nennt man Supernova. Zurück bleibt je nach ehemaliger Masse des Sterns ein Neutronenstern oder ein schwarzes Loch.

4 3. Zusammenfassung: Entwicklung eines Sterns Zur Einteilung und Charakterisierung der Sterne benutzt man vor allem deren emittiertes Spektrum und Leuchtkraft. Das Hertzsprung Russel Diagramm (Abbildung 4.) stellt dabei die einzelnen Sternsorten dar, die in Abhängigkeit ihrer Leuchtkraft und Spektralklasse aufgetragen sind. Hierbei wird der nahezu lineare Bereich in der Mitte Hauptreihe genannt. Auf der Hauptreihe bewegen sich die Sterne in ihren stabilen Brennphasen, bis sie sich zu einem roten Riesen aufblähen oder zu einem weißen Zwerg entwickeln. Die Einteilung in verschiedene Buchstaben als Spektralklasse ist hierbei historisch und dient Astronomen nur zur Farbklassifizierung. Da die Spektralklasse grob mit der Temperatur des jeweiligen Sterns zusammenhängt, kann man das Hertzsprung Russel Diagramm auch als Temperatur-Leuchtkraft-Diagramm interpretieren. Im oberen linken Bereich brennen Sterne sehr schnell aus, da sie sehr hohe Temperaturen besitzen und so hochenergetische Fusionsprozesse in ihnen von statten gehen. Im unteren rechten Bereich geht die Hauptreihe über in die roten Zwerge; würde man dieser Linie folgen, käme man zu den braunen Zwergen und den Protosternen, in denen es noch nicht zur Kernfusion gekommen ist. 4. Hertzsprung Russel Diagramm

5 Zusammenfassung: - Sterne entstehen durch die Verdichtung von Nebeln (Teilchenansammlungen) - Teilchenansammlungen müssen das Jeans Kriterium erfüllen um stabil zu bleiben und zu einem Protostern zu werden (hydrostatisches Gleichgewicht) - Kernfusion kann bei entsprechender Masse einsetzen und ist die primäre Energiequelle des Sterns (andernfalls brauner Zwerg) - Schwerste Element, welches in einem Stern entstehen kann ist Eisen (Fe) - Entwicklung des Sterns ist stark Masseabhängig - Sterne können zu Roten Riesen anwachsen, zu weißen Zwergen auskühlen oder in einer Supernova implodieren - Sterne bleiben während ihrer stabilen Brennphasen auf der Hauptreihe des Hertzsprung Russel Diagramms Quellen: Astronomie II SS13 Skript - Dieter Breitschwerdt, Zentrum für Astronomie und Astrophysik Berlin, TU Berlin Experimentalphysik 4 - Kern-, Teilchen- und Astrophysik - Wolfgang Demtröder, Springer- Lehrbuch, 2. Auflage Physik für Wissenschaftler und Ingenieure Paul A. Tipler, Gene Mosca, Spektrum, 6. Auflage Wikipedia - die freie Enzyklopädie Wikimedia Commons - Mediensammlung