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Aufbau und Entwicklung
der Sterne
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Wegskizze





Wie ist ein Stern aufgebaut
Kernreaktionen auf der Hauptreihe
Energietransport
Entwicklung nach der Hauptreihe
Verschiedene Todesszenarios
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Aufbau




Masseerhaltung
Impulserhaltung
Energieerhaltung
Chemische
Zusammensetzung
4
Aufbau

Masseerhaltung
dm   4r dr
2
5
Aufbau

Impulserhaltung
 Hydrostatisches
Gleichgewicht
 4r dP
2
6
Aufbau
Lr
T  P
     c P

m
t  t

Energieerhaltung
7
Aufbau

X i mi 
   rji   rik 
t
 j
k

Chemische Zusammensetzung:



Wasserstoff
Helium
Metalle
Massenprozent
ab 70%
bis zu 30%
Spuren
8
Zustandsgrößen der Sterne




Masse
Radius
Leuchtkraft
Effektivtemperatur
R~M
n 1
n 3
9
Zustandsgrößen der Sterne

Masse
Radius
Leuchtkraft
Effektivtemperatur

L~M3,2-3,88



10
Zustandsgrößen der Sterne

Masse
Radius
Leuchtkraft
Effektivtemperatur

L=4R2T4



11
Die Hauptreihe

Für Sternmassen
zwischen 0,08 und
90 Sonnenmassen
PV  NkT
12
Kernreaktionen

Wasserstoffbrennen ~ 25MeV
E  mc
13
2
Kernreaktionen
Wasserstoffbrennen (ppI-Kette) ~T4
14
Kernreaktionen
Wasserstoffbrennen (ppII – Kette)
15
Kernreaktionen
Wasserstoffbrennen (CNO-Zyklus) ~T16
16
Kernreaktionen
pp und CNO im Vergleich
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Zeit auf der Hauptreihe



Je massereicher
ein Stern ist, desto
schneller wird sein
Brennstoff
verbraucht.
Da der Brennstoff
nur ~M, der
Verbrauch aber
~M>3 wächst.
Hausmarke: 107a
= 15M(sonne)
19
Energietransport


Strahlung H  H 0 e r
()-1 ist die mittlere freie Weglänge
Konvektion
20
Energietransport
Möglichkeiten für Energietransport in Sternen


Strahlung
Konvektion
21
Energietransport




Strahlung
Konvektion
M<0,25MΘ
vollkonvektiv
M>1,2MΘ Kern
konvektiv
23
Nach der Hauptreihe
24
Nach der Hauptreihe




H-Brennen im Kern
setzt aus
H-Schalenbrennen
beginnt
Der Stern dehnt sich
aus, während sein
Kern kontrahiert
Ein Roter Riese ist
entstanden
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Nach der Hauptreihe



Zwischen 0,5 und 0,7MΘ setzt das
He-Brennen ein
(Aber für M<0,7MΘ ist die
Verweildauer auf der Hauptreihe
größer als das Alter des Universums)
M<2MΘ der Kern entartet  He-Flash
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Helium-Flash



Entarteter Kern
5/ 3
P

K

- nichtrelativistisch
1
4/3
- relativistisch
P  K2 
Explosives Zünden des
He-Brennens
Kern kühlt ab, Hülle
schrumpft
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Nach der Hauptreihe

Zwischen 0,5 und 0,7MΘ setzt das
He-Brennen ein
(Aber für M<0,7MΘ ist die
Verweildauer auf der Hauptreihe
größer als das Alter des Universums)
M<2MΘ der Kern entartet  He-Flash

M>2MΘ der Kern entartet nicht


28
Nach der Hauptreihe




Bei 108K setzt das
He-Brennen im
Kern ein
3a-Prozess
~²T40
E=7,162MeV
29
Nach der Hauptreihe
Am Beispiel eines 5MΘ Sterns
30
Nach der Hauptreihe
Am Beispiel eines 5MΘ Sterns




H-Brennen im Kern
setzt aus
H-Schalenbrennen
beginnt
Der Stern dehnt sich
aus, während sein
Kern kontrahiert
Ein Roter Riese ist
entstanden
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Nach der Hauptreihe
Am Beispiel eines 5MΘ Sterns
33
Nach der Hauptreihe
Am Beispiel eines 5MΘ Sterns





He-Brennen im
Kern erlischt
He-Schalenbrennen
beginnt
H-Schalenbrennen
erlischt
Der Stern dehnt
sich wieder aus
AGB erreicht
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Nach der Hauptreihe
Am Beispiel eines 5MΘ Sterns



Jetzt findet das Hund He-Brennen
zyklisch statt
Dies führt zu
thermischen
Instabilitäten
Folge: Superwinde
und Massenverlust,
Planetarischer
Nebel
35
Planetarer Nebel
36
Weiße Zwerge





Ausgangsmasse: 0,5
bis 8±2MΘ
Der Entartete C/OKern bleibt als weißer
Zwerg übrig
Keine Kernfusion, nur
Wärmestrahlung
R~M-1/3
Grenzmasse:
Mmax=MCh=1,46MΘ
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Weitere Kernreaktionen massiver
Sterne


Ab M>8MΘ werden
weitere Fusionen
möglich
Starker
Massenverlust durch
Sonnenwinde
39
40
Neutronensterne



M>8MΘ
Bleibt die Kernmasse >
1,46MΘ so entsteht ein
Neutronenstern, der ~106a
als Pulsar auf sich
aufmerksam macht
R~M1/3
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Noch massivere Sterne!




M>60MΘ
Im Kern bleiben mehr als 2-3
Sonnenmassen zurück
Es bildet sich ein Schwarzes
Loch
R~3km M/MΘ
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Zusammenfassung
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





M<0,08MΘ keine Fusion  kein Stern
M<0,5MΘ He-Brennen wird nicht
zünden
M<2MΘ es kommt zum He-Flash
M<8MΘ Stern endet als weißer Zwerg
M<60MΘ Stern endet als
Neutronenstern
M>60MΘ Stern endet als Schwarzes
Loch
M~100MΘ Stabilitätsgrenze
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Das Ende?
45
Literatur




Dina Prialnik: A Introduction to the Theory
of Stellar Structure and Evolution;
Cambridge University Press 2000
Ralf Napiwotzki; Skript zur Vorlesung:
Aufbau und Entwicklung der Sterne; SS
2003
Friedmann; Die Sonne – Aus der
Perspektive der Erde; Spektrum 1987
Begelman; Schwarze Löcher im Kosmos;
Spektrum 1997
46