Entwicklung und Ende von Sternen

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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 5
10 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
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Dichte von 10 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:
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 (500 000
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.
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,
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welche ca. M0 = 2x10 kg beträgt. Stabile Sterne besitzen eine Masse von ca. 0,05 M0 bis 50 M0.
In Abbildung 3.) ist die Entwicklung eines Sterns in Abhängigkeit seiner Masse dargestellt: Bei niedrigen Massen
<0,08M0 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 M0 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.
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
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, SpringerLehrbuch, 2. Auflage
„Physik für Wissenschaftler und Ingenieure“ – Paul A. Tipler, Gene Mosca, Spektrum, 6. Auflage
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