Sterne: Entstehung und Entwicklung

Sterne: Entstehung und Entwicklung
Heike Enzmann
∗
9.12.20014
1 Zusammenfassung
Die Entstehung und die Zeit eines Stern in der Hauptreihe werden betrachtet. Hierbei wird die
Sonne als Beispiel eines Hauptreihensterns diskutiert und dabei auf den Wasserstofusionsprozess
sowie dessen Nachweis über solare Neutrinos eingegangen. Zum Schluss wird kurz auf das Ende
von Sternen eingegangen.
2 Sternentstehung
Sterne entstehen aus Molekülwolken, wenn diese durch eine äuÿere Einwirkung verdichtet werden
(Abbildung 1 a, b). Diese Verdichtung kann zum Beispiel durch die Kollision der Wolke mit den
Spiralarmen einer Galaxie oder durch die Explosion eine Supernova zustande kommen. Die Wolke
muss weit genug komprimiert werden und somit das Jeans-Kriterium
|pGas | = |pgrav | überschritten
werden; dabei ist die Masse
M=
3 5kB T
4πρ1/2 Gµ3/2
(2.1)
T die Temperatur, ρ die Dichte, µ molekulare Molekülmasse und G die GravitationskonM ist proportional zu T (wie in Formel 1.1 zu sehen), da bei höheren Temperaturen wegen
3
kinetische Energie Ekin = nkB T und somit der Druck zunimmt. Der Kollaps wird zusätzlich
2
mit
stante.
die
von dem Magnetfeld unterstützt.
Nach dem ersten Kollaps bildet sich ein rotierender Protostern aus (Abbildung 1 c). Der
Protostern verdichtet sich dann weiter, wobei
sich Jets und die Gasscheibe ausbilden (Abbildung 1 d). Die Scheibe entsteht dadurch,
dass die Rotation das Magnetfeld beeinusst
und zum Inneren der Scheibe hin verdichtet.
Hierdurch werden die geladenen Teilchen in der
Scheibe xiert und wandern teilweise entlang
Abbildung 1: Die Entstehung eines Sterns
des Magnetfelds zum neu entstehenden Stern.
Die Jets entstehen auch durch die Verwirbelung des Magnetfelds. Die Magnetfeldlinien, die senkrecht zur Scheibe verlaufen, werden durch die Rotation um den Stern herum zusammengezogen,
so dass sie Materie zu dem Stern führen. Durch die sehr hohe Rotationsgeschwindigkeit nahe des
Zentrums des Sterns kommt es auch zu Verwirbelungen, wodurch Materie ausgestoÿen wird.
∗
[email protected]
1
3 Sternentwicklung
Der
Entwicklungsstand
eines
Sternes
kann
man im Hertzsprung-Russel- Diagramm ablesen (siehe Abbildung 2). Hier wird auf der xAchse die Oberächentemperatur und auf die
y-Achse die Luminosität des Sterns aufgetragen. Sterne benden sich die meiste Zeit ihrer aktiven Zeit in der Hauptreihe, diese Sterne
werden Hauptreihensterne genannt. Diese Sterne brennen je nach Gröÿe verschieden hell und
heiÿ. Sie benden sich in ihrer Hauptlebensphase und erhalten ihre Energie aus der Wasserstofusion. Rote Riesen sind in dem rechAbbildung 2: Hertzsprung-Russel-Diagram
ten oberen Teil des Diagramms lokalisiert (ho-
he Luminosität bei geringere Oberächentemperatur als Hauptreihensterne). Weiÿe Zwerge sind
unten links angeordnet, da sie zwar eine hohe Oberächentemperatur besitzen aufgrund ihrer geringen Gröÿe aber nur schwach leuchten. Beides sind Stadien, die entstehen, nachdem Sterne ihre
Zeit als Hauptreihenstern durchlaufen haben.
Die Luminosität eines Sterns lässt sich über
L = 4πR2 σT 4
(3.1)
beschreiben. Sterne, die heiÿer brennen, leuchten somit bei gleichem Radius auch heller, da
mehr Energie frei wird.
4 Ein Stern der Hauptreihe: Die Sonne
Als Beispiel für einen Stern in der Hauptreihe wird nun die Sonne betrachtet. Die Sonne besteht
aus 6 Bereichen. Im Inneren liegt der Kern. Hier kommt es bei Temperaturen bis 15 Millionen °C
zur Kernfusion. Um den Kern herum bendet sich die Strahlungszone, in der Energie in Form von
Strahlung transportiert wird. Auÿerhalb dieser bendet sich die Konvektionszone. In ihr kommt
es zu Strömungen, da Material im unteren Bereich aufgeheizt wird, nach oben strömt und dort
wieder abgekühlt wird, wodurch es wieder nach innen fällt. Diese drei Bereiche lassen sich zum
Sonneninneren zusammenfassen. Die anderen drei Bereiche bauen die Sonnenatmosphäre auf. Der
unterste Bereich ist hierbei die Photosphäre, auf der die Sonnenecken liegen. Diese wird von der
Chromosphäre umgeben. In diesem Bereich entsteht der Sonnenwind sowie die Protuberanzen,
auf welche im Folgenden genauer eingegangen wird. Die äuÿerste Schicht ist die Korona, welche
aus ionisiertem Plasma besteht und nach auÿen immer dünner wird.
Protuberanzen, auch Sonneneruptionen genannt, entstehen durch die Ausbildung von Magnetfeldschläuchen in der Chromosphäre, welche sich mit Plasma füllen und aufreiÿen können. Hierdurch werden dann Teilchen von der Sonne in den Weltraum geschleudert. Dieser Vorgang trägt
deutlich zum Sonnenwind bei. Bis zu 1
Protuberanzen bedeckt sein.
h
der Sonnenoberäche kann zu jedem Zeitpunkt mit
Der Sonnenwind besteht aus Teilchen, die von der Sonne in den Weltraum geweht werden. Da
diese Teilchen aus den äuÿeren Schichten der Sonne stammen, entspricht die Zusammensetzung
des Sonnenwindes in etwa der des Urnebels, aus dem die Sonne entstanden ist. Der Sonnenwind
wurde zuerst postuliert, da auällig ist, dass Kometenschweife immer von der Sonne abgewandt
sind, von der Sonne also ein Wind kommen muss, der sie in eine bestimmte Richtung treibt.
Experimentell wurde der Sonnenwind zuerst von der sowjetischen Linuk 1 nachgewiesen. Um die
Zusammensetzung des Sonnenwindes genauer zu untersuchen und somit Informationen über den
Urnebel zu erhalten, wurden bei den Mondmissionen Sonnenwindsegel aufgestellt, mit denen die
Teilchen des Sonnenwinds eingefangen wurden.
2
4.1 Brennprozess
In der Sonne ndet Kernfusion statt. Der Hauptprozess, und Hauptenergielieferant ist hierbei die
Fusion von Wassersto zu Helium 4. Dieser Prozess läuft in 3 Schritten ab:
1.
H + H ⇒2 H + e+ + νe : Zwei Wasserstokerne fusionieren zu Deuterium, wobei ein Positron
und ein Elektron-Neutrino frei werden. Durch die Annihilation des Positrons mit einem
Elektron wird die Energie von 1,002 MeV frei. Diese Energie trägt wesentlich zur Temperatur
und Luminosität der Sonne bei. Die Neutrinos (Energie von bis zu 0,42 MeV) können auf
der Erde detektiert werden.
2.
H +2 H ⇒3 He + γ :
Fusion von Deuterium mit Wassersto zu Helium-3. Hierbei wird in
Form eines Gammaquants eine Energie von 5,49 MeV frei.
3.
3 He+3 He
⇒ H +4 He: Zwei Helium-3 fusionieren zu Helium-4. Hierbei werden zwei Wasser-
stokerne frei, die nun wieder zu Wasserstokernfusion verwendet werden können. Hierbei
wird eine Energie von 12,86 MeV frei.
Es kommt in der Sonne noch zu zwei weiteren, vor allem für die Neutrinodetektion relevanten
Fusionsprozessen.
Der Proton-Proton-Reaktion II, bei der Helium-3 und Helium-4 über Beryllium und Lithium
wie folgt zu zwei Helium-4 fusionieren:
3
He +4 He ⇒7 Be + γ
7
Be + e− ⇒7 Li + νe
7
(4.1)
4
Li + H ⇒ 2 · He
Hierbei hat das freiwerdende Neutrino eine feste Energie von 0,86 MeV, da es sich um eine
Zweikörperprozess handelt.
Bei der Proton-Proton-Reaktion III wird Helium-3 und Helium-4 über Beryllium und Bohr wie
folgt zu zwei Helium-4 fusioniert:
3
He +4 He ⇒7 Be + γ
7
Be + e− ⇒7 Be + γ
8
7
(4.2)
Be + p ⇒8 B + e− + νe
Li + H ⇒ 2 ·4 He
Das hierbei freiwerdende Neutrino hat mit 14,06 MeV eine deutlich höhere Energie als die Neutrinos der anderen beiden Prozesse. Es lässt sich somit am besten detektieren.
In welcher Verteilung die Neutrinos auf der
Erde ankommen und womit sie sich detektieren lassen, ist in Grak 4 dargestellt. Die
frühen
Experimenten
Superkamiokande
und
SNO (Subury Neutrino Observatory) konnten
nur Neutrinos aus der Reaktion von Beryllium zu Bohr (Proton-Proten-Raktion III) detektieren, sogenannte B-Neutrinos. Die anderen Neutrinos mit niedrigerer Energie lassen
sich zum Beispiel mit Gallium-Experimenten
detektieren.
Im
fassung
kann
tektion
der
Rahmen
hier
jedoch
B-Neutrinos
dieser
nur
Zusammenauf
die
eingegangen
Dewer-
den.
Abbildung 3: Neutrionos auf der Erde
3
Das erste Experiment zur Neutrinodetektion war das Homstake-Experiment. Das Experiment
wurde 1478 m unter der Erde durchgeführt, um andere Strahlung abzuschirmen. In einem Tank
mit 615 t Tetrachlorethylen kam es durch die Wechselwirkung der Elektron-Neutrinos mit Chlor
zum inversen Beta-Zerfall
ν − e +3 7Cl ⇒3 7Ar + e− .
Das hierbei entstehende Argon hat eine
Halbwertszeit von 35 Tagen und zerfällt dann wieder zu Chlor
Ar + e− ⇒ Cl + νe .
Daher wurde
der Tank regelmäÿig in Wochenabständen mit Helium gespült, und das Argon in einer Kühlfalle
gesammelt. Aus der Anzahl der Argonteilchen lässt sich dann die Anzahl der eingefallen Neutrinos
bestimmen. Das Experiment wurde von 1970 bis 1995 durchgeführt und hatte eine Einfangrate
von 0.5 Neutrinos pro Tag. Dies war etwa ein Drittel der erwarteten Einfangrate und der Ursprung des sogenannten solaren Neutrinoproblems. Das solare Neutrinoproblem ist heute durch
die Neutrinooszillation gelöst. Die Theorie der Neutrinooszillation wurde mit dem Subury Neutrino Observatory bestätigt.
Das Subury Neutrino Observatory bestimmt über die Wechselwirkung der Neutrinos mit schwerem Wasser das Verhältnis von Elektron-, Myon- und Tau-Neutrinos. Dies geschieht über dreierlei
Reaktionen. Elektron-Neutrinos wechselwirken über ein W-Boson schwach mit dem Neutron im
Deuterium, wodurch dieses in ein freies Proton umgewandelt wird und das Elektron-Neutrino zu
einem Elektron. Myon- und Tau-Neutrinos können nicht auf diese Art wechselwirken, da sie nicht
genügend Energie haben, damit ein Myon oder Tau entsteht. Diese sind nämlich deutlich schwerer
als die Elektronen. Daher können sie nur über elastische Stöÿe entweder mit dem Deuterium-Kern
oder mit einem Elektron wechselwirken. Wenn sie mit einem Elektron wechselwirken, so werden
das Neutrino sowie das Elektron abgelenkt. Kommt es zur Wechselwirkung mit dem Deuterium-
0
kern, wird über ein Z -Boson Energie an diesen übertragen und der Kern bricht auseinander, so
dass ein freies Neutron und ein freies Proton entstehen. Über diese lässt sich der Prozess nun
nachweisen. Über diese Reaktionen lässt sich nun das Verhältnis von Elektron-, Myon- und TauNeutrinos nachweisen.
5 Sternenende
Nachdem die Wasserstokernfusion in einem Stern abgelaufen ist, entwickelt sich der Stern je nach
seiner Masse zu einem Roten Riesen oder einem Roten Überriesen weiter und danach zu einem
Weiÿen Zwerg, Neutronenstern oder Schwarzen Loch.
Rote Riesen entstehen aus Hauptreihen-Sternen bis zu 10 Sonnenmassen. Der Rote Riese hat
einen Kohlensto-Sauerstokern, um den herum sich eine Schicht bendet, in der Helium fusioniert wird. Um diese ist eine Hülle, in der weiterhin Wasserstobrennen stattndet. Während die
Zentralregion des Roten Riesen kontrahiert, expandiert die Hülle und der Radius des Stern nimmt
stark zu. Durch die Gröÿe des Sterns ist die Luminosität auch bei niedrigeren Temperaturen hoch.
Nach Ende seiner Brennphase sprengt der Rote Riese die äuÿere Hülle ab, und der Kern bleibt
als Weiser Zwerg übrig. Die Masse von Weisen Zwergen liegt unterhalb von 1,44 Sonnenmassen.
Er hat eine Radius von ungefähr 10.000km.
Hauptreihen-Sterne mit einer Masse von über 10 Sonnenmassen werden nach ihrer Lebenszeit
zur Supernova und gehen dann durch Gravitationskollaps entweder in einen Neutronenstern bis
zu 10 Sonnenmassen, oder oberhalb hiervon in ein Schwarzes Loch über.
Quellen
mpifr-bonn.mpg.de/473576/starform
le.ac.uk/ph/faulkes/web/stars/r_st_overview.html
astro-photography.net/solar-neutrino-problem.html
H. Scheer, H. Elsässer Physik der Sterne und der Sonne BI-Wiss.-Verlag 1990
M. S. Longair Our Evolving Universe Caimbrige University Press 1996
Spektrum der Wissenschaft Die Entstehung der Sterne
4