Sterne - Querbeet Astronomie

Sterne
Eine kurze Zusammenfassung
des Sternenlebens
Jörn Lenhardt
Das Leben der Sterne
Willkommen
Das Leben der Sterne
Entstehung 1/5
• Riesige Gas- und Staubwolken
• Fast Vakuum
• Durch Gravitation (Schwerkraft) wird die
Wolke zusammengehalten
• Die Temperatur der Wolke drückt alles
auseinander
Das Leben der Sterne
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 m3kg-1s-2
Das Leben der Sterne
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 mH
• Boltzmann-Konstante kB=1,38*10-23 J/K
Das Leben der Sterne
Entstehung 4/5
• Der Gravitationsdruck muss größer sein
als der Gasdruck
• Daraus resultiert das Jeanskriterium
PGrav > PGas
• Mindestmasse einer Wolke abhängig von
– Dichte ρ
– Temperatur T
Das Leben der Sterne
Entstehung 5/5
• Bei einer Ausdehnung von R=1/2 LJ mit
Wasserstoff und Temperatur=100 K
– Mindestmasse etwa 50 Mo
• Beobachtete Wolken sind viel größer
– Maximalgröße eines Sterns etwa 50 Mo
– Sterne entstehen in Haufen
• Lokale Änderungen der Dichte
begünstigen die Sternentstehung
Das Leben der Sterne
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)
Das Leben der Sterne
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
Das Leben der Sterne
Protostern 3/8
• Kernbereich bekommt weiter Material
• Es entstehen lokale Dichtezentren, aus
denen Sonnen hervorgehen (M=1..50 Mo)
• Solch ein kugelförmiges Gebilde heißt
Protostern
Das Leben der Sterne
Protostern 4/8
• Bremsung tritt bei etwa T=100 K und
ρ=10-7 kg m-3 ein und die Temperatur
steigt auf T=1.000..3.000K
• Dissoziation setzt ein (H2 -> 2H)
• Nach dieser Phase steigt die
Zentraltemperatur wieder steiler an, die
Außenbereiche gehen auf T=700 K und
das Gebilde wird im Infraroten sichtbar
Das Leben der Sterne
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
Das Leben der Sterne
Protostern 6/8
• Bei etwa T=3.600 K tritt die Ionisation ein,
was eine weitere Bremsung (wie bei der
Dissoziation) bewirkt
• Bis T=10.000 K ist alles Ionisiert, der
Kernbereich (R=100AE..1AE) kommt ins
hydrostatische Gleichgewicht
• Konvektion transportiert die Energie nach
außen, die Oberfläche wird heiß
Das Leben der Sterne
Protostern 7/8
• Protostern ist optisch sichtbar
• Im Hertzsprung-Russel-Diagramm läft
dieses Gebilde auf die Hayashi-Linie
(Gleichgewichtslinie) zu und wandert nach
unten
Das Leben der Sterne
Protostern 8/8
• Konvektion wird wegen steigender
Temperatur durch Strahlung abgelöst
• Schwankung in Temperatur und Radius
(also pulsieren)
• Diese instabile Phase nennt man die TTauri-Phase
• Bei 107 K setzt die Fusion ein, es
stabilisiert sich, der Stern ist geboren
Das Leben der Sterne
Das stabile Leben 1/1
• Kurzfassung
– Brenndauer von Masse abhängig
• Leichte Sterne (M<0,25 Mo) im Kern Konvektion,
gute Vermischung von Wasserstoff und Helium;
pp-Reaktion
• Mittlere Sterne (M<1,5 Mo) im Kern Strahlung,
außen Konvektion; pp-Reaktion
• Schwere Sterne (M>1,5Mo) im Kern Konvektion,
außen Strahlung; CNO –(Tri-)Zyklus
Das Leben der Sterne
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
Das Leben der Sterne
Zum Ende 2/7
• Leichte Sterne (M<0,25 M0)
– 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
Das Leben der Sterne
Zum Ende 3/7
• Mittlere Sterne (M<2,5 Mo)
– 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 108 K (min. 0,5 Mo) an
zu fusionieren; 3-α-Prozess über Berylium
(8Be) zu Kohlenstoff (12C)
Das Leben der Sterne
Zum Ende 4/7
• Mittlere Sterne (M<2,5 Mo)
– Bei Sternen M<1,4 Mo setzt das
Heliumbrennen schlagartig ein
(=Heliumflash) und dauert ca. 100 Sekunden
– Leuchtkraft steigt auf 104-..106-fache an
– Über instabile Phase wird es ein Roter Riese
Das Leben der Sterne
Zum Ende 5/7
• Mittlere Sterne (M<2,5 Mo)
– 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 Mo ist, so
bildet sich ein Weißer Zwerg
Das Leben der Sterne
Zum Ende 6/7
• Schwere Sterne (M>2,5 Mo)
– 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
Das Leben der Sterne
Zum Ende 7/7
• Schwere Sterne (M>2,5 Mo)
– Jeweiliges Schalenbrennen
– Bei Sternen mit M>8 Mo fusioniert Kohlenstoff
zu Sauerstoff (16O) und Neon (20Ne)
– Bei 109 K (M>13 Mo) wird Neon zu
Magnesium (24Mg) und Silizium (28Si)
verbrannt
– Weitere Brennprozesse sind Silizium (28Si) zu
Nickel (56Ni) und Eisen mit Helium (52Fe+4H)
Das Leben der Sterne
Das Finale 1/10
• Wenn ein Protostern nicht genügend
Masse hat (M<0,08 Mo), 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
Das Leben der Sterne
Das Finale 2/10
• Sterne mit einer Masse von M<2,5 Mo
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
Das Leben der Sterne
Das Finale 3/10
• Weiße Zwerge haben etwa noch eine
Masse der Sonne (M=Mo)
• Der Radius eines Weißen Zwerg ist etwa
so groß wie die Erde
• Die Massendichte liegt bei diesen
Verhältnissen in der Größenordnung von
ρ=109 kg m-3
Das Leben der Sterne
Das Finale 4/10
• Die Stabilität des Weißen Zwerg ist
gegeben durch den EntartungsdruckDruck 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 Mo)
Das Leben der Sterne
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
Das Leben der Sterne
Das Finale 6/10
• Neutronensterne haben eine Masse von
2..3 M0 (1,8 M0)
• Der Radius eines Neutronenstern liegt bei
etwa 10 km
• Die Massendichte liegt bei ρ=1016 kg m-3
• Die Obergrenze für Neutronensterne wird
mit der Oppenheimer-VolkowGrenzmasse bestimmt
Das Leben der Sterne
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
Das Leben der Sterne
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
Das Leben der Sterne
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)
Das Leben der Sterne
Das Finale 10/10
• Die Supernova-Explosion stößt seine
Hüllen mit bis zu 10.000 km/s ab
• Das abgestoßene Gas wird sehr stark
erhitzt (T=106 K)
Das Leben der Sterne
Wir sind durch…
Das Leben der Sterne
Quellen
• Der neue Kosmos, Springer (A. Unsöld /
B. Baschek; ISBN 3-540-42177-7)
• Experimentalphysik 4, Springer (W.
Demtröder; ISBN 978-3-642-015977)
• Internet, Internet, Internet, …
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