Gruppe 1 - Fanny-Leicht
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Gruppe 1 PHASEN DER ENTSTEHUNG Verdichtung -Schockwellen von Supernova Explosionen treffen auf Nebel -Verdichtung der Nebel Teilchen zu Materieansammlungen -Ansammlung kollabiert immer schneller -Entstehung eines Protosterns -Staubwolke formt sich zu scheibe durch rotation PHASEN DER ENTSTEHUNG Protostern -nach 100.000 Jahren bestimmte Dichte erreicht -entstehende wärme wird auf staub der Molekülwolke abgegeben -stern dehnt sich aus und Temperatur steigt NEBELWOLKE PROTOSTERN • Ein Protostern ist ein Bereich innerhalb einer kollabierenden interstellaren Wolke, der bereits annähernd ein hydrostatisches Gleichgewicht erreicht hat und durch einen stetigen, gravitationsbedingten Massezuwachs aus der umgebenden Wolke schließlich zu einem Stern wird. • Bei einem Protostern findet noch keine Kernfusion statt Sobald sie einsetzt wird er zum Stern PROTOSTERN MIT SCHEIBE LEICHTE / SCHWERE STERNE • Leichte Sterne können in allen Molekülwolken entstehen • Schwere Sterne können nur in großen Molekülwolken entstehen -dort können aber auch mehrere kleine Sterne entstehen STERNE IN DER AKTIVEN PHASE Gruppe 2 GLIEDERUNG • Definition Stern • Kernfusion • Dauer Kernfusionen DEFINITION STERN • Massereicher, selbstleuchtender Himmelskörper • Bestehen aus heißen Gas und Plasma • Kugelförmig • Zusammengehalten durch eigene Schwerkraft KERNFUSION • Verschmelzung zweier Atomkerne zu einem • Hohe Energie • Reaktion entweder exotherm oder endotherm FUSIONSPROZESSE • Wasserstoffbrennen: • Heliumbrennen: 3 Heliumkerne verschmilzen zu 1 Kohlenstoffkern • Kohlenstoffbrennen: • Vorraussetzung: Stern viermal Sonnenmassen • 1 heliumkern zu 1 Sauerstoffkern • Weitere Möglichkeiten • 2Kohlenstoffkerne zu 1 Magnesiumkern • Dauer 10.000 Jahre DAUER DER KERNFUSIONEN • Wasserstoffbrennen: 10 mio. Jahre • Heliumbrennen: 1 mio. Jahre • Neonbrennen: 10 Jahre • Sauerstoffbrennen: 5 Jahre • Siliziumbrennen: 1 Woche • Fe-Kernfusion: - SCHWERERE ELEMENTE ALS EISEN • Massereiche Sterne Fusionierung von leichten Elementen zu Eisen • Eisen kann nicht weiter fusioniert werden HERTZSPRUNG-RUSSEL-DIAGRAMM • Klassifizierung in Spektraltyp und Helligkeit • Grobe Entwicklungsverteilung der Sterne TOD EINES STERNS Gruppe 3 SUPERNOVA • Ist das kurzzeitige, helle Aufleuchten eines massenreichen Sterns am Ende der Lebenszeit durch eine Explosion. • Typen: • I : Keine Wasserstofflinien im Spektrum sichtbar • II : Mit Wasserstofflinien NACH DER SUPERNOVA • Neutronenstern: Sternmasse größer als das 1,4 fache der Sonne • Pulsar: schnell rotierender Neutronenstern • Schwarzes Loch: Sternmasse größer als das 3,2 fache der Sonne WEIßER ZWERG • Kleiner, kompakter, alter Stern • Voraussetzung: • Roter Riese mit Masse kleiner als das 1,4 fache der Sonne ROTER RIESE • Groß ausgedehnter Stern mit hoher Leuchtkraft • Voraussetzung: • Kein Wasserstoff mehr vorhanden • Im Kern, Fusion: Helium zu Kohlenstoff NEUTRONENSTERN • Ein astronomisches Objekt, das hauptsächlich aus Neutronen besteht und am Ende einer Sternenentwicklung liegt. • Drehen sich und sind stark magnetisiert • Ab 8 Sonnenmassen • Sehr kompakt • Relativ klein (Durchmesser: 10-20km) SCHWARZES LOCH • ein Objekt, eine so starke Gravitation erzeugt, dass in seiner unmittelbaren Umgebung weder Materie noch Information diese Umgebung verlassen kann. • Kompakte Masse verformt die Raumzeit • Durch Strahlung begrenzte Lebensdauer • entstehen durch Sterne: möglich ab ca. 25 Sonnenmassen garantiert ab ca. 40 QUARKSTERN • Ein Quarkstern ist ein hypothetisches kompaktes Objekt, das als Produkt einer Supernova (Quark-Nova) entstehen könnte.
