Sterne. Eine kurze Zusammenfassung des Sternenlebens. Jörn Lenhardt. Das Leben der Sterne

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Jesko Fleischer
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1 Sterne Eine kurze Zusammenfassung des Sternenlebens Jörn Lenhardt

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3 Entstehung 1/5 Riesige Gas- und Staubwolken Fast Vakuum Durch Gravitation (Schwerkraft) wird die Wolke zusammengehalten Die Temperatur der Wolke drückt alles auseinander

4 Entstehung 2/5 Die Gravitation übt einen nach innen gerichteten Druck auf die Wolke aus Gravitationsdruck für kugelförmige Wolke abhängig von Masse M Radius R Gravitationskonstante G=6,67428*10-11 m 3 kg -1 s -2

5 Entstehung 3/5 Der Gasdruck übt einen nach außen gerichteten Druck auf die Wolke aus Gasdruck ist abhängig von Temperatur T Massendichte ρ (rho) mittlere atomare Massenzahl µ (mü) Masse des Wasserstoffatoms m H Boltzmann-Konstante k B =1,38*10-23 J/K

6 Entstehung 4/5 Der Gravitationsdruck muss größer sein als der Gasdruck Daraus resultiert das Jeanskriterium P Grav > P Gas Mindestmasse einer Wolke abhängig von Dichte ρ Temperatur T

7 Entstehung 5/5 Bei einer Ausdehnung von R=1/2 LJ mit Wasserstoff und Temperatur=100 K Mindestmasse etwa 50 M o Beobachtete Wolken sind viel größer Maximalgröße eines Sterns etwa 50 M o Sterne entstehen in Haufen Lokale Änderungen der Dichte begünstigen die Sternentstehung

8 Protostern 1/8 Die Wolke zieht sich zusammen Der Gasdruck steigt an Diese Temperaturerhöhung ist kontraproduktiv, wird aber nach außen abgestrahlt, wodurch die Temperatur nicht wesentlich ansteigt (isotherm) Mehr an Dichte bei gleicher Temperatur ist optimal (siehe Jeanskriterium)

9 Protostern 2/8 Langsam nimmt die optische Dichte zu, so das die Strahlung nicht mehr nach außen abgegeben werden kann Die Wolke heizt sich auf (adiabatisch=keine Wärmeabgabe nach außen) Der innere Bereich stabilisiert sich wegen dem Kräftegleichgewicht, während der Außenbereich weiter kontrahiert

10 Protostern 3/8 Kernbereich bekommt weiter Material Es entstehen lokale Dichtezentren, aus denen Sonnen hervorgehen (M=1..50 M o ) Solch ein kugelförmiges Gebilde heißt Protostern

11 Protostern 4/8 Bremsung tritt bei etwa T=100 K und ρ=10-7 kg m -3 ein und die Temperatur steigt auf T= K Dissoziation setzt ein (H 2 -> 2H) Nach dieser Phase steigt die Zentraltemperatur wieder steiler an, die Außenbereiche gehen auf T=700 K und das Gebilde wird im Infraroten sichtbar

12 Protostern 5/8 Weiteres Material fällt in den Kern und die Hülle wird optisch dünner Der Zentralbereich wird dadurch sichtbar Die Temperatur im Inneren steigt weiter an

13 Protostern 6/8 Bei etwa T=3.600 K tritt die Ionisation ein, was eine weitere Bremsung (wie bei der Dissoziation) bewirkt Bis T= K ist alles Ionisiert, der Kernbereich (R=100AE..1AE) kommt ins hydrostatische Gleichgewicht Konvektion transportiert die Energie nach außen, die Oberfläche wird heiß

14 Protostern 7/8 Protostern ist optisch sichtbar Im Hertzsprung-Russel-Diagramm läft dieses Gebilde auf die Hayashi-Linie (Gleichgewichtslinie) zu und wandert nach unten

15 Protostern 8/8 Konvektion wird wegen steigender Temperatur durch Strahlung abgelöst Schwankung in Temperatur und Radius (also pulsieren) Diese instabile Phase nennt man die T- Tauri-Phase Bei 10 7 K setzt die Fusion ein, es stabilisiert sich, der Stern ist geboren

16 Das stabile Leben 1/1 Kurzfassung Brenndauer von Masse abhängig Leichte Sterne (M<0,25 M o ) im Kern Konvektion, gute Vermischung von Wasserstoff und Helium; pp-reaktion Mittlere Sterne (M<1,5 M o ) im Kern Strahlung, außen Konvektion; pp-reaktion Schwere Sterne (M>1,5M o ) im Kern Konvektion, außen Strahlung; CNO (Tri-)Zyklus

17 Zum Ende 1/7 Wasserstoff geht aus, damit sinkt die Fusionswahrscheinlichkeit Druck und Temperatur im Kern sinkt Gravitation lässt den Kern schrumpfen, wodurch die Temperatur ansteigen kann

18 Zum Ende 2/7 Leichte Sterne (M<0,25 M 0 ) Fast der gesamte Wasserstoff wird verbraucht Es entsteht nicht genügend Temperatur, so das Helium nicht fusioniert Elektronendruck verhindert einen Kollaps Es entsteht ein Weißer Zwerg Langsame Auskühlung

19 Zum Ende 3/7 Mittlere Sterne (M<2,5 M o ) Temperatur steigt so weit an, das in den Schalen um den Heliumkern das Wasserstoff zu fusionieren beginnt (=Wasserstoffschalenbrennen) Expansion zum Roten Riesen Heliumkern fängt bei 10 8 K (min. 0,5 M o ) an zu fusionieren; 3-α-Prozess über Berylium ( 8 Be) zu Kohlenstoff ( 12 C)

20 Zum Ende 4/7 Mittlere Sterne (M<2,5 M o ) Bei Sternen M<1,4 M o setzt das Heliumbrennen schlagartig ein (=Heliumflash) und dauert ca. 100 Sekunden Leuchtkraft steigt auf fache an Über instabile Phase wird es ein Roter Riese

21 Zum Ende 5/7 Mittlere Sterne (M<2,5 M o ) Wenn das Helium zu Kohlenstoff fusioniert ist, schrumpft der Kern, bis in der Schale um den Kern das Helium zu fusionieren anfängt Instabile Phase führt zu Pulsation, Hüllen werden abgestoßen (=Planetarischer Nebel) Wenn die Restmasse kleiner als 1,4 M o ist, so bildet sich ein Weißer Zwerg

22 Zum Ende 6/7 Schwere Sterne (M>2,5 M o ) Die Wasserstoff-Fusion ist gleich Die Helium-Fusion setzt aber wegen der höheren Temperaturen bereits ein, während das Wasserstoff noch fusioniert Da der Kern noch nicht kontrahiert, kommt es auch nicht zum Heliumflash

23 Zum Ende 7/7 Schwere Sterne (M>2,5 M o ) Jeweiliges Schalenbrennen Bei Sternen mit M>8 M o fusioniert Kohlenstoff zu Sauerstoff ( 16 O) und Neon ( 20 Ne) Bei 10 9 K (M>13 M o ) wird Neon zu Magnesium ( 24 Mg) und Silizium ( 28 Si) verbrannt Weitere Brennprozesse sind Silizium ( 28 Si) zu Nickel ( 56 Ni) und Eisen mit Helium ( 52 Fe+ 4 H)

24 Das Finale 1/10 Wenn ein Protostern nicht genügend Masse hat (M<0,08 M o ), so kommt es im Kern nicht zur Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium Ein solches Gebilde ist ein Brauner Zwerg Dieser Zwerg kühlt dann im Laufe der Zeit einfach aus

25 Das Finale 2/10 Sterne mit einer Masse von M<2,5 M o stoßen nach der Rote-Riese-Phase die Hüllen zum Planetarischen Nebel ab Der zurückbleibende Kern erzeugt keine Energie mehr und strahlt die Restwärme einfach ab Dieses Gebilde ist ein Weißen Zwerg

26 Das Finale 3/10 Weiße Zwerge haben etwa noch eine Masse der Sonne (M=M o ) Der Radius eines Weißen Zwerg ist etwa so groß wie die Erde Die Massendichte liegt bei diesen Verhältnissen in der Größenordnung von ρ=10 9 kg m -3

27 Das Finale 4/10 Die Stabilität des Weißen Zwerg ist gegeben durch den Entartungsdruck- Druck und den Gravitationsdruck Heraus ergibt sich eine Obergrenze für die Masse eines Weißen Zwerg Diese Grenze nennt man Chandrasekhar-Grenze (und liegt bei etwa 1,5 M o )

28 Das Finale 5/10 Bei schwereren Restkernen wird die Materie so stakt komprimiert, das sich Elektronen und Protonen zu Neutronen verbinden Der Fermi-Druck stabilisiert den Kern gegen die Gravitation Solch ein Gebilde nennt man einen Neutronenstern

29 Das Finale 6/10 Neutronensterne haben eine Masse von 2..3 M 0 (1,8 M 0 ) Der Radius eines Neutronenstern liegt bei etwa 10 km Die Massendichte liegt bei ρ=10 16 kg m -3 Die Obergrenze für Neutronensterne wird mit der Oppenheimer-Volkow- Grenzmasse bestimmt

30 Das Finale 7/10 Rotierende Neutronensterne sind als Pulsar bekannt Die Pulsation entsteht durch sehr starke Magnetfelder Die Pulsare drehen bis zu 1000-mal in der Sekunde

31 Das Finale 8/10 Wenn der Fermi-Druck der Gravitation nicht mehr standhält, so wird der Kern im freien Fall weiter kollabieren Es kommt zu einer Supernova vom Typ 2 Die Kollapszeit des Gesamten Stern dauert etwa 20 Minuten, der Kernbereich kollabiert in 70ms Der Kollaps geht in einen Punkt, das Schwarze Loch ist da

32 Das Finale 9/10 Das Entweichen von Licht ist innerhalb des Schwarzschildradius nicht mehr möglich Über die Photonenenergie und die relativistische Betrachtung der Frequenzverschiebung lässt sich der Schwarzschildradius bestimmen (Entweichgeschwindigkeit größer als Lichtgeschwindigkeit)

33 Das Finale 10/10 Die Supernova-Explosion stößt seine Hüllen mit bis zu km/s ab Das abgestoßene Gas wird sehr stark erhitzt (T=10 6 K)

34 Wir sind durch

35 Quellen Der neue Kosmos, Springer (A. Unsöld / B. Baschek; ISBN ) Experimentalphysik 4, Springer (W. Demtröder; ISBN ) Internet, Internet, Internet,

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