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, … Das Leben der Sterne