4.1. Rote-Riesen-Phase

Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Nukleare Astrophysik
Kapitel 4.1: Die Rote-Riesen-Phase
Betreut durch Prof. em. Dr. Wolfgang Gebhardt & PD Alexander Lenz
Verfasst von Christian Meurer
8. Mai 2007
2
INHALTSVERZEICHNIS
Inhaltsverzeichnis
1 Vom main-sequenz-branch zum red-giant-branch
1.1
1.2
Wohin gehen Sterne, wenn sie den MSB durchlaufen haben? . . . . . . . . . . . . . . .
3
1.1.1
Unter welchen Voraussetzungen kommen Sterne auf welchen Ast . . . . . . . .
4
Die Übergangsphase . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
6
1.2.1
Der Wasserstoffvorrat im Core ist verbraucht . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
7
1.2.2
Entartung des He-Core
9
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2 Die RR-Phase
2.1
3
10
Die Phasen auf dem Red-Giant-Branch . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
10
2.1.1
first-dredge-up . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
11
2.1.2
3-Alpha-Prozess allgemein & helium-core-flush massearmer Sterne . . . . . . .
12
2.1.3
second-dredge-up . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
13
2.1.4
helium-shell-flush & third-dredge-up auf dem AGB . . . . . . . . . . . . . . . .
14
2.1.5
Wie entwickelt sich der C/O-Core weiter? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
16
3 Masse-Leuchtkraft-Gesetz & Zukunft der Sonne
19
3.1
Masse-Leuchtkraft-Gesetz zur Bestimmung der Lebenszeit eines Sterns . . . . . . . . .
19
3.2
Ein Blick in die Zukunft der Sonne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
20
4 Literatur- und Abbildungsverzeichnis
21
3
1
Vom main-sequenz-branch zum red-giant-branch
1.1
Wohin gehen Sterne, wenn sie den MSB durchlaufen haben?
- Es gibt unterschiedliche Nebenäste, insbesondere für
(i) Rote Riesen
Abbildung 1: Betelgeuze, derzeit größter bekannter Roter Riese; aufgenommen am 15.01.1996 mit
Hilfe des Weltraumteleskopes Hubbel;
Bildquelle: http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap990605.html
(ii) Überriesen
Abbildung 2: VVCepheiA ist der derzeit größte bekannte Stern und ein Überriese. Sein Radius wird
auf 1600 bis 1900 Sonnenradien geschätzt. Seine Leuchtkraft entspricht ca 315.000 mal der Sonnenleuchtkraft. Er gehört einem Doppelsternsystem im Sternbild Kepheus an und ist ca 2000 Lichtjahre
von uns entfernt.
Bildquelle: http://jumk.de/astronomie/sterne-2/vv-cephei.shtml
4
1
VOM MAIN-SEQUENZ-BRANCH ZUM RED-GIANT-BRANCH
(iii) Weiße Zwerge
Abbildung 3: Planetarischer Nebel des gerade geschlüpften“ Weißen Zwerges NGC 2440; leicht links
”
zum Zentrum des Bildes verschoben, als kleiner, heller Punkt, der junge Weiße Zwerg; NGC 2440 ist
zur Zeit einer der heißesten Weißen Zwerge, die man kennt;
Bildquelle: http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap060507.html
1.1.1
Unter welchen Voraussetzungen kommen Sterne auf welchen Ast
- Sterne mit Anfangsmasse Ma für die gilt: Ma ≤ 0.08 M
→ Ma zu gering, als dass H-Brennen einsetzt, jedoch liefert Deuteriumfusion kurzzeitig Energie
→ Braune Zwerge, gelten als Gasplanet, nicht als echte“ Sterne
”
Abbildung 4: Die hellen Sterne auf dem Bild sind als Heart of the Trapezium“, einem offenen Ster”
nenhaufen im Zentrum des Orion Nebels, bekannt. Auf die dämmrigeren Objekte wurde man erst vor
kurzem durch Infrarotaufnahmen aufmerksam. Man geht davon aus, dass es sich bei ihnen um braune
Zwerge und freie Planeten handelt.
Bildquelle: http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap000830.html
1.1
Wohin gehen Sterne, wenn sie den MSB durchlaufen haben?
5
- Sterne mit Anfangsmasse Ma für die gilt: 0.08 M < Ma ≤ 8 M
• Rote oder Orange Zwerge1 , falls 0.08 M < Ma ≤ 0.5M
→ verbleiben unter Wasserstofffusion mehrere 100 Milliarden Jahre auf dem MSB
→ glühen in der letzten Brennphase auf um danach Weiße Zwerge zu werden
Abbildung 5: Proxima Centauri, der sonnenächste Stern, ist von der Erde lediglich 4.2 Lichtjahre
entfernt. Er ist so lichtschwach, dass er nur mit Hilfe eines Teleskopes beobachtet werden kann.
Bildquelle: http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap051204.html
• Rote Riesen, falls 0.5 M < Ma ≤ 8M
→ verlassen des MSB nach abgeschlossenem H-Core-Brennen
→ durchlaufen des RGB, bei gleichzeitiger Fusion bis C & O
→ Abstoßung der Umhüllung als planetarischer Nebel
→ Zurückbleiben des entarteten C/O-Core als Weißer Zwerg
Abbildung 6: Der Katzenaugennebel (NGC 6543) war der erste planetarische Nebel, der spektroskopisch untersucht wurde. In seinem Zentrum deutlich sichtbar der Weisse Zwerg. Sein derzeitiger
Tonnen
Masseausstoß beträgt 20 Billionen Sekunde
.
Bildquelle: http://de.wikipedia.org/wiki/Katzenaugennebel
1 Orange
Zwerge sind massereicher als Rote Zwerge
6
1
VOM MAIN-SEQUENZ-BRANCH ZUM RED-GIANT-BRANCH
- Sterne mit Anfangsmasse Ma für die gilt: 8 M < Ma
→ Kernfusionsprozesse auf dem RGB über C/O-Fusion hinaus, bis Fe -Fusion
→ statt Abstoßung der Umhüllung als planetarischer Nebel, Supernovae Typ II
→ letzendlich bleibt Neutronenstern, oder schwarzes Loch, hängt empfindlich von äußeren
Umständen ab
Abbildung 7: Der Krebsnebel (NGC 1952), Überrest einer Supernovae im Sternbild Stier. Im Zentrum gut sichtbar, der Pulsar PSR B0531+21, ein Neutronenstern. Sein Durchmesser wird auf 30km
geschätzt.
Bildquelle: http://de.wikipedia.org/wiki/Krebsnebel
1.2
Die Übergangsphase
Abbildung 8: Pollux ist ein gelb-oranger Unterriese. Man findet ihn im Sternbild Zwilling, in ca 34
Lichtjahren Entfernung. Er leuchtet knapp 32 mal so hell wie die Sonne und hat einen ca 16 mal
größeren Radius. Es werden noch viele tausend Jahre vergehen, bis er sich zu seiner vollen Größe
aufgebläht hat.
Bildquelle: http://jumk.de/astronomie/sterne-2/pollux.shtml
1.2
Die Übergangsphase
7
Der Stern, dessen Entwicklung wir auf seinem Weg vom main-sequenz-branch [MSB] über den redgiant-branch [RGB] bis hin zum Ende des asymptotic-giant-branch [AGB] betrachten, wird der
angezeigten Bahn in untigem Herzsprung-Russel-Diagramm [HRD] (Abb.: 9) folgen.
Abbildung 9: Der Vergleich im HRD zeigt, wie empfindlich der Weg von Sternen in der main- &
post-main-sequenz von Ihrer Anfangsmasse beeinflusst wird. Das verwundert nicht weiter, da Sterne
die Energie aus ihrer Masse beziehen.
Bildquelle: [2]; Graph 13.1
1.2.1
Der Wasserstoffvorrat im Core ist verbraucht
Im Zentrum des Sterns, dem Core, ist nahezu der gesamte Wasserstoffvorrat zu Helium verbrannt.
Der Stern befindet sich am Ende seiner Zeit auf dem MSB. Während seiner Entwicklung auf dem MSB
hat sich die mittlere Molmasse des Sterns im Core verändert. Der Anfangswert lag bei µ = 0.61kg2
und galt für den gesamten Stern. Oberhalb des Core, in der Außenhülle des Sterns, hat diese Molmasse
nach wie vor Gültigkeit. Die mittlere Molmasse des Core ist wegen der H-Fusion auf µCore = 1.34kg
angestiegen. Das He-Core-Brennen konnte, wegen zu geringer Dichte im Core, auf dem MSB noch
nicht zünden. Folgende Gleichung zeigt, dass die Erhöhung der Molmasse bei konstantem Druck die
Dichte des Core jedoch kontinuierlich ansteigen ließ.
P =
ρ · kT
µ · mH
Quelle: [2]; Gl. 10.14
Wie lange der Core aus idealem Gas dem Gravitationsdruck der Außenhülle standhalten kann, haben
Chandrasekhar und Schönberg mit dem Quotienten aus Gravitationsdruck der Hülle und Gasdruck
2 Sternzusammensetzung:
≈ 74% Wasserstoff, ≈ 24% Helium, ≈ 2% schwere Elemente
8
1
VOM MAIN-SEQUENZ-BRANCH ZUM RED-GIANT-BRANCH
des Core bestimmt, sie fanden:
MCore ∼
= 0.37 ·
M
µA
µCore
2
= 0.37 ·
0.61
1.34
2
∼
= 0.08
Dabei ist µA die Molmasse der Außenhülle und µCore die Molmasse des isothermen Core. Wird
die Masse des Core nun größer als MCore ∼
= 0.08M , das Chandrasekhar-Schönberg-Limit, beginnen
die Elektronen im Core aufgrund der einsetzenden Kontraktion teilweise oder sogar vollständig zu
entarten3 . Sie bilden ein Fermi-Gas. Für dessen Druck4 gilt:
Pe = Kρ5/3
g
Für Dichten oberhalb von 5 × 104 cm
3 ist der Entartungsdruck groß genug, um dem Gravitationsdruck
der Außenhülle entgegenzuwirken und den Core zu stabilisieren. Durch die Kontraktion freigesetzte
Gravitationsenergie ging zum größten Teil in die Expansion der Außenhülle ein. Die Kontraktion hat
zudem die Temperatur des Core auf über TCore > 20 × 106 K ansteigen lassen, was ausreicht, um die
über ihm liegende, ausgeprägte H-Schale zu zünden. H-Schalen-Brennen5 um den He-Core setzt ein.
Den momentanen Sternaufbau zeigt Abb.: 10.
Abbildung 10: Der Aufbau eines 5M -Sterns während seiner Übertrittsphase vom MSB zum RGB.
Bildquelle: [2]; Graph 13.7
Die Leuchtkraft, die hauptsächlich durch das H-Schalen-Brennen mit Energie versorgt wird steigt
stark an. Der Stern wandert deshalb über Pkt.: 3 im HRD (vgl. Abb.: 9, Seite 7). Die restliche
3 Details
vgl. Kapitel 1.2.2, Seite 9
Druck des Fermi-Gases ist nur von der Dichte abhängig, nicht von der Temperatur. K setzt sich lediglich aus
physikalischen Naturkonstanten zusammen.
5 läuft immer über den CNO-Zyklus ab
4 Der
1.2
Die Übergangsphase
9
Energie erreicht die Sternoberfläche nicht. Sie wird von der Hülle absorbiert, weshalb diese nochmals
expandiert. Die Vergrößerung des Sternvolumens bringt eine Absenkung der Effektivtemperatur Tef f
mit sich6 . Aufgrund der Temperaturabnahme bewegt sich der Stern im HRD (vgl. Abb.: 9, Seite 7)
weiter nach rechts. Die Asche“ des stetigen H-Schalen-Brennen vergrößert kontinuierlich den He-Core
”
und dessen Dichte. Sie ist ja nichts anderes als durch Nukleosynthese erzeugtes Helium. Der Stern
bewegt sich jetzt im HRD (vgl. Abb.: 9, Seite 7) auf dem sogenannten Subgiantbranch7 [SGB]. Im
HRD (Abb.: 9 auf Seite 7) befinden wir uns im Pkt.: 4.
1.2.2
Entartung des He-Core
In Abhängigkeit ihrer Anfangsmasse gehen Sterne unterschiedliche Wege:
- Sterne mit Anfangsmasse Ma für die gilt: 0.08 M < Ma < 0.5 M
Diese Sterne verharren noch viele Milliarden Jahre auf dem MSB. Sie verbrennen weiterhin
Wasserstoff zu Helium. Wenn sie ihren gesamten Wasserstoffvorrat aufgebraucht haben beginnen
sie auszukühlen um letztendlich als Weiße Zwerge zu enden. Während Ihrer aktiven Phase spricht
man von Roten oder Orangen Zwergen.
- Sterne mit Anfangsmassen Ma > 0.5 M :
Wenn die Dichte im Core groß genug ist setzt, wie in Kapitel 1.2.1 auf Seite 7 beschrieben,
Elektronenentartung ein. An dieser Stelle sei bemerkt, dass für einen vollständig entarteten
Core der Druck temperaturunabhängig ist. Handelt es sich nur um ein teilentartetes System so
bleibt der Druck zum Teil temperaturabhängig.
Deshalb ist es auch hier an der Zeit, eine Fallunterscheidung bezüglich der Anfangsmasse zu
treffen:
(i) Sterne mit Anfangsmasse Ma für die gilt: Ma < 1 M
erreichen einen sehr hohen Entartungsgrad, was einen sehr hohen Entartungsdruck mit sich
bringt. Es wird immer PGravitation ≤ PEntartung gelten.
(ii) Sterne mit Anfangsmasse Ma für die gilt: Ma ∼
= 1 M
gehen lediglich einen teilentarteten Zustand ein. Für solche Sterne kann der Core auf ca
13% der Sonnenmasse anwachsen, bevor er kollabiert. Damit liegt die Massengrenze bei
MCore ≈ 0.13M .
(iii) Sterne mit Anfangsmasse Ma für die gilt: Ma > 1 M
Zusätzlich zur Massengrenze, die hier bei MCore ≈ 1.44M liegt, unterscheidet sich diese
Gruppe von ihren leichteren Geschwistern in einem wichtige Punkt. Ihr Core ist konvektiv.
In dieser konvektiven Zone findet eine ständige Durchmischung der Materie statt. Damit ist
die Zusammensetzung des Core nahezu homogen. Bei ausreichend geringem Wasserstoffanteil im Core beginnt dieser zu kontrahieren. Bei einem Ma = 5M -Stern liegt die Grenze
für den Wasserstoffanteil bei ca X=0.05. Die dabei freiwerdende Gravitationsenergie setzt
die Leuchtkraft des Sterns etwas nach oben. Tef f steigt entsprechend.
Für die unter (ii) & (iii) betrachteten ist mit dieser Gesamtkontraktion ihre Zeit auf dem MSB
abgelaufen. Sie durchlaufen nun die erste Phase des RGB. Sie werden in diesem Stadium Unterriesen
genannt.
6L ∝ T 4
ef f
7 Subgiant
r 2 & L ≈ const.
, Unterriese
10
2
2.1
2
DIE RR-PHASE
Die RR-Phase
Die Phasen auf dem Red-Giant-Branch
Erstmal auf dem RGB angekommen durchlaufen Sterne eine komplizierte Abfolge unterschiedlicher
Entwicklungsstufen. Der Druck auf den Core, damit die Dichte im Core ist mittlerweile so weit angestiegen, dass He-Core-Brennen zünden kann. H-Schalen-Brennen und He-Core-Brennen findet zum
Teil gleichzeitig statt. In den Brennpausen bleibt der Stern weiter aktiv, expandiert z.B. seinen Core
oder kontrahiert seine Außenhülle. Es können auch sehr ausgeprägte Konvektionszonen entstehen. Der
zentrale Stern im Katzenaugennebel (vgl. Bild 6 auf Seite 5) wird als Stern gehandelt, der mit 5M
seine Reise im Pkt.: 1 begann und derzeit als Weisser Zwerg zur Ruhe kommt. Er hat die Bahn in
Abb.: 11 auf Seite 10 vollständig durchlaufen.
Betrachten wir nun die verschiedenen Phasen von Sternen auf dem RGB und folgen ihrer Enwicklung
dabei in Abb.: 11, vorzugsweise am Beispiel eines 5M -Sterns.
Abbildung 11: Die Entwicklung eines 5M -Sterns von der zero-age main sequenz [ZAMS] bis hin zum
AGB branch. Die ZAMS bezeichnet den Punkt, an dem der Stern die pre main sequenz verlässt und
die main sequenz betritt. Zeitlich betrachtet legt dieser Punkt die Geburtsstunde des Sterns fest.
Bildquelle: [2]; Graph 13.4
Pkt.: 1 bis Pkt.: 4 in Abb.: 11 entsprechen Pkt.: 1 bis Pkt.: 3 in Abb.: 9 auf Seite 7. Diese Phase wurde
im Kapitel 1.2 ab Seite 6 diskutiert.
2.1
Die Phasen auf dem Red-Giant-Branch
2.1.1
11
first-dredge-up
Der Stern befindet sich jetzt am Pkt.: 5 und wird ca 8 × 105 a benötigen um Pkt.: 6 zu erreichen.
Sein He-Core ist nun so dicht, dass er zu kolabieren beginnt. Er setzt dadurch Gravitationsenergie
frei. Temperatur und Dichte der H-brennenden Schale steigen, woraufhin ihre Energieerzeugungsrate
rapide anwächst. Der Großteil dieser freigesetzen Energie bläht die Außenhülle8 auf. Leuchtkraft und
Tef f sinken. Dieses Phänomen ist uns schon früher begegnet (vgl. Bahn zwischen Pkt.3 und Pkt.4
im Abb.: 9). Ein zusätzlicher Beitrag von H − -Ionen steigert die photosphärische Opazität9 , was zur
Folge hat, dass der Stern an Transparenz verliert. Nahe seiner Oberfläche bildet der Stern nun eine weitere10 Konvektionszone aus. Im Verlauf der Zeit dringt diese tief in das Sterninnere ein, es
kommt zu Vermischungsprozessen. Die Elementzusammensetzung der in der Photosphäre beobachtbaren Elemente ändert sich. Diesen Austausch von Materie zwischen Core und Sternoberfläche nennt
man first-dredge-up. Messungen zeigen, dass in dieser Phase der 3 Li-Anteil der Photosphäre sinkt
und der 3 He-Anteil steigt. Die Folgen des first-dredge-up werden zur Überprüfung stellarer Evolutionstheorien herangezogen.
Abbildung 12: Entwicklung der Kernprozesse eines 5M -Sterns mit der Zeit. Wolkige Stellen stehen
für konvektive Bereiche, Striche für Bereiche mit hoher Energieerzeugung. Punkte markieren Zonen,
die sich stofflich Verändern. Die Nummern über dem Graph entsprechen den Markierungen in Abb.:
11.
Bildquelle: [2]; Graph 13.5
8 Die
Außenhülle hat eine endliche Photonen-Emissionsrate.
Opazität ist ein Maß für die Trübung eines Stoffes. Seinem Kehrwert entspricht der Transmissionsgrad.
10 für M > 1M
a
ist der Core ebenfalls konvektiv, vgl. Kapitel 1.2 (iii), Seite 6
9 Die
12
2
2.1.2
DIE RR-PHASE
3-Alpha-Prozess allgemein & helium-core-flush massearmer Sterne
Aufgrund der sich weiter abkühlenden Oberfläche kommt es zur Rekombination der Elektronen mit
den Wasserstoffionen. Die Opazität sinkt. Die Oberfläche emittiert mehr Strahlung. Energieproduktion
des sich kontinuierlich kontrahierenden Core und der sich weiter verdichtenden H-brennenden Schale
steigt derweil zunehmlich. Diese Effekte lassen Leuchtkraft und Radius des Sterns letztendlich wieder
ansteigen. Pkt.: 6 im HRD (vgl. 11, Seite 10) wird überschritten. Der Stern bläht sich nun endgültig
zum Roten Riesen auf. Nach ca 5 × 105 a erreicht der Rote Riese Pkt.: 7. Die Coretemperatur beträgt
g
nun etwa TCore ∼
= 1.3 × 108 K bei einer Dichte von ca ρCore ∼
= 7700 cm
3 . Diese extremen Bedingungen
11
begünstigen das Einsetzen von QM Tunnelprozessen , was der Startschuß für den 3-α-Prozess ist.
Dabei fusionieren 3 4 He-Kerne zu einem 12 C-Kern.
Die Fusion läuft in zwei Schritten ab:
4
He +4 He →
⇒8 Be +4 He →
8
Be
12
C
Auch Sauerstoff kann und wird in dieser Phase gebildet:
4
He +12 C →
16
O
Die H-brennende Schale ist nun nicht mehr nur Energieliefertant für die Leuchtkraft. Sie gibt auch
einen Teil ihrer Energie an den Core ab. Die vom Core aufgenommene Energie dient der Aufhebung
der Elektronenentartung. Trotz dieser Energieabgabe bleibt die H-brennende Schale Hauptenergielieferant der nun sinkenden Leuchtkraft. Zeitgleich verkleinert sich der Radius der Außenhülle bei nahezu
konstanter Tef f . Im HRD (vgl. 11, Seite 10) wandert der Stern mit dem Zünden des 3-α-Prozesses
von Pkt.: 7 in Richtung Pkt.: 8 um ihn nach ca 6 × 106 a zu erreichen. Mit überschreiten des Pkt.:
7 hat der Stern die Rote-Riesen-Phase beendet. Er befindet sich nun auf dem horizontal-branch
[HB].
Je nach Anfangsmasse laufen im Inneren nun unterschiedliche Prozesse ab. Der entscheidende Grenzwert liegt bei ca Ma ∼
= 2M :
• Ma < 2M Mit Einsetzen der Kontraktion des He-Core auf dem RGB begannen die Elektronen sehr stark zu
entarten. Setzt nun der 3-α-Prozesses ein, läuft die Energiefreisetzung durch den Core innerhalb
weniger Sekunden, nahezu explosionsartig ab. Für einen kurzen Augenblick entwickelt der Core
dabei eine Leuchtkraft von ca 1011 L . Das entspicht der Leuchtkraft einer gesamten Galaxie.
Der größte Teil der dabei freigesetzten Energie wird von höherliegenden Schichten absorbiert,
worauf der Stern über seine Oberfläche Masse abstößt. Diese kurze Phase in der Entwicklung
massearmer Sterne wird auch als helium-core-flush bezeichnet.
Wie kam es zu der explosionsartigen Freisetzung und warum ist sie so kurz?
Der Entartungsdruck der Elektronen ist im Gegensatz zum 3-α-Prozess kaum temperaturabhängig.
Die durch den Core von der H-brennenden Schale aufgenommene Energie wird, anfangs zur Aufhebung der Elektronenentartung genutzt. Zudem hat der Core in seiner Phase vor dem Eintritt
auf den RGB durch starke Neutrinoverluste empfindlich an Temperatur verloren12 , bevor er den
11 Die
Coulombbarriere der 4 He-Kerne kann überwunden werden.
Temperaturverlust wird gerne Temperaturinversion genannt
12 Dieser
2.1
Die Phasen auf dem Red-Giant-Branch
13
isothermen Zustand erreichte. Damit der Core jetzt mit dem 3-α-Prozess beginnen kann, muss er
seine Temperatur erhöhen. Sobald die Aufhebung der Entartung abgeschlossen ist, dient die aufgenommene Energie zur Temperaturerhöhung. Dabei wird der 3-α-Prozess, vermutlich in einer
Schale um das Sternzentrum, schlagartig gezündet. Deshalb gibt der Core für einige Sekunden
explosionsartig Energie ab. Er beginnt nun zu expandieren, senkt somit Dichte und Temperatur,
was die Reaktionsrate und damit die Rate der Energiefreisetzung des 3-α-Prozesses verringert.
∼ 5M )
• Ma > 2M (mittels Ma =
Der Stern liegt mittlerweile zwischen Pkt.: 8 und Pkt.: 9 im HRD (vgl. 11, Seite 10), ohne
dass es zu einem helium-core-flush kam. Es werden ca 106 a vergehen, bis er Pkt.: 9 erreicht.
Die Außenhülle kontrahiert, die H-brennende Schale wird immer dichter. Diese Verdichtung
führt zu einem erhöhten Energieausstoß der Schale, wodurch der gesamte Energieausstoß des
Sterns ansteigt. Mit zunehmender Temperatur zieht sich die äußere Konvektionszone wieder in
Richtung der Oberfläche zurück. Zwischen Pkt.: 9 und Pkt.: 10 wird der größte Teil des He-Core
in Kohlenstoff und Sauerstoff umgewandelt. Die Hauptbrennphase des He-Core ist erreicht. Sie
wird ca 9 × 106 a andauern. Danach ist die mittlere molekulare Masse des Core im Pkt.: 10 so
stark angestiegen, dass er merklich stärker kontrahiert.
2.1.3
second-dredge-up
Während der Kontraktion beginnt die Außenhülle zu expandiert, kühlt entsprechend ab. Die zur Vergrößerung der Außenhülle notwendige Energie bezieht der Stern dabei aus seiner Leuchtkraft, bis er
schließlich nach ca 106 a Pkt.: 11 überschreitet und den HB verlässt. Wie schon vom H-Ausstoß am
Ende des MSB bekannt, kontrahiert der gesamte Stern während des nun in dieser Phase einsetzenden
He-Ausstoßes. Bei zahlreichen Sternen setzt während den Phasen zwischen Pkt.: 7 und Pkt.: 11 eine
messbare, periodische Pulsation ein13 . Nahe Pkt.: 12, wenn fast alles Helium aus dem Core ausgestoßen wurde, zündet He-Schalenbrennen. Die Ursache der Zündung liegt hier ebenfalls wieder im
stark kontrahierten Core und der damit verbundenen Temperatur- & Druckerhöhung. Der Core kontrahiert indess weiter, was die He-brennende Schale immer schmäler und fester werden lässt und die
darüberliegenden Schalen weiter zur Expansion und Abkühlung bewegt. Während dieser Expansion
erlischt die H-brennende Schale. Im Core kommt es ein weiteres Mal zu einem Neutrinoausstoß, der
eine Temperaturabsenkung des Core mit sich bringt. Mit abnehmender Temperatur des Core nimmt
der Beitrag des Gasdrucks am Gesamtdruck ab. Der Entartungsdruck der Elektronen gewinnt zunehmend an Bedeutung. Im Pkt.: 13 angekommen nimmt die expandierende Außenhülle sehr viel Energie
der He-brennenden Schale auf, während Leuchtkraft und Tef f geringer werden. Die Konvektionszone
der Außenhülle dehnt sich unterdes das zweite Mal weit ins Sterninnere, leitet damit den seconddredge-up ein. Beim second-dredge-up reicht die Konvektionszone bis in die heliumreiche Region
über der He-brennenden Schale und transportiert Helium & Stickstoff in Richtung der Außenhülle.
Der Stickstoffanteil hängt dabei von der Stickstoffproduktion durch Kohlenstoff & Sauerstoff in der
Zwischenschalenregion ab. Der Stern tritt nun über Pkt.: 14, schwenkt somit unaufhaltsam auf den
AGB, der sich an die Hayashi-Linie14 anschmiegt. Ein Schnitt des Sterns, wie er kurz vor, oder
13 Dabei verändern sich insbesondere Leuchtkraft, Radius, Temperatur und die Oberflächengeschwindigkeit. Auch
diese Phänomene dienen zur Überprüfung theoretischer Vorhersagen.
14 Die Hayashi-Linie unterteilt das HRD in zwei Hälften. Auf einer Seite ist es den Sternen möglich ein hydrostatisches
Gleichgewicht einzunehmen, auf der anderen nicht. In diesem, dem zweiten Gebiet wird man keine Sterne finden.
14
2
DIE RR-PHASE
Abbildung 13: Der Aufbau eines 5M -Sterns kurz bevor oder während er seine AGB-Phase durchlebt.
Bildquelle: [2]; Graph 13.8
während seiner AGB-Phase aufgebaut ist zeigt Abb.: 13 auf Seite 14. Den beeindruckenden Abstand
zwischen Core und Außenhülle, den man anhand der angetragenen relativen Radienverhältnisse ablesen kann, vermag das Bild nicht wiederzugeben.
2.1.4
helium-shell-flush & third-dredge-up auf dem AGB
Die Temperatur im Core ist mit TCore ∼
= 2 × 108 K etwa 1.5 mal so hoch wie in Pkt.: 7 (vgl. 2.1.2, Seite
6 g
∼
12), während seine Dichte mit ρC = 10 cm3 130 mal so hoch ist. Die zuvor erloschene H-Schale zündet
erneut. Bei der He-brennende Schale setzt der helium-shell-flush ein, d.h. sie beginnt periodisch
mit dem Brennvorgang auszusetzen, dann wieder zu zünden. Der helium-shell-flush wird durch die
H-brennenden Schale ausgelöst. Wie schon beim helium-core-flush regnet“ Helium auf die Region
”
unter der H-brennenden Schale, was bei ausreichendem Massenzuwachs in der Zwischenregion zu einer
Entartung führt. Der Ablauf des helium-shell-flush ist nun im weiteren der gleiche, wie der des heliumcore-flush (vgl. Kapitel 2.1.2; Seite 12) in masseärmeren Sternen, jedoch ist die Energiefreisetzung
wesentlich geringer. Die freigesetzte Energie pustet“ nun die H-brennende Schale aus, die daraufhin
”
an Temperatur verliert. Mit Abflauen des He-brennens nach dem flush erholt sich die darüberliegende
H-Schale, zündet erneut und der Vorgang wiederholt sich. Die Dauer zwischen zwei Pulsen hängt dabei
insbesondere von der Sternmasse ab. Je geringer dabei die Masse ist, desto größer ist die Periodendauer.
Für unseren 5M -Stern vergehen einige tausend Jahre bis der nächste helium-shell-flush einsetzt15 .
15 für
Ma ∼
= 0.6M ⇒ Tf lush ≈ einige 100.000 a
2.1
Die Phasen auf dem Red-Giant-Branch
15
Abbildung 14: Die Oberflächenleuchtkraft eines 0.6M -Sterns, aufgetragen als Funktion der Zeit
während des Einsetzens des helium-shell-flush.
Bildquelle: [2]; Graph 13.9
Die Amplitude der Leuchtkraft steigt mit jedem neu einsetzenden helium-shell-flush an (vgl. Abb.:
14, Seite 15).
Woher kommt nun die charakteristische Absenkung mit dem unmittelbar darauffolgendem Anstieg der Leuchtkraft und wie erklärt sich der Amplitudenanstieg?
Mit Einsetzen des helium-shell-flush wird die Hauptquelle der Leuchtkraft, die H-brennende
Schale, schlagartig gelöscht, was den Rückgang der Leuchtkraft erklärt16 . Der rapide Anstieg
erklärt sich in der durch den helium-shell-flush freigesetzten Energie durch die He-Schale. Wie
schon beim helium-core-flush ist diese explosionsartige Freisetzung nur von kurzer Dauer, was
den anschließenden rapiden Rückgang erklärt. Mit erneutem Zünden der H-Schale steigt auch
die Leuchtkraft wieder auf ihren ursprünglichen Wert17 . Der Anstieg der Amplituden hängt mit
der Zwischenschalenmasse zusammen, die ja während jedem H-Schalenbrennen mehr an Masse
gewinnt. Das hat zur Folge, dass der Entartungsgrad der Zwischenschale nach jedem heliumshell-flush anwächst.
Aufgrund des helium-shell-flush hat man kurzzeitig einen erhöhten Energiefluss von der He-brennenden
Schale nach außen. Aufgrund dessen bildet sich in der Zwischenregion eine konvektive Zone, die bis
zur Geburtstätte der Elemente C & O reichen kann. Die Konvektionszone der Außenhülle weitet
sich ebenfalls in Richtung des Core aus, dringt dabei in die konvektiv gewordene Zwischenregion
vor und transportiert ähnlich dem first- & second-dredge-up C & O aus dem Sterninneren an die
Oberfläche. Dieser Vorgang wird entsprechend third-dredge-up genannt. Nach dem third-dredge-up
16 entsprechend
17 was
sinkt der Radius und Tef f steigt
den Radius wieder vergrößert und Tef f herabsetzt
16
2
DIE RR-PHASE
kann man spektroskopisch feststellen, ob es sich bei dem beobachteten Objekt um einen sauerstoffoder kohlenstoffreichen Riesen handelt.
2.1.5
Wie entwickelt sich der C/O-Core weiter?
AGB-Sterne haben sehr hohe Massenverlustraten18 , Tef f jedoch liegt sehr niedrig, bei ca 3000 K. Der
Masseverlust auf dem AGB trägt entscheidend, wie die Ma selbst, zum weiteren Leben des Riesen bei.
Für Sterne oberhalb einer Massengrenze kann die nukleare C/O-Core-Brennphase zünden, bei ihren
leichteren Geschwister nicht. Die Massengrenze liegt diesmal um 8M .
Betrachten wir zunächst jene, mit Ma < 8M :
Die He-brennende Schale lässt den C/O-Core stetig anwachsen. Der Druck auf den Core steigt dabei, er kontrahiert. Unter bestimmten Umständen kommt es nochmals zu einer Core-Abkühlung
durch Neutrinoverluste19 . So oder so, im Core wird der Druck derart hoch, dass er vollständig
entartet. Der nach außen gerichtete Druck wird nun nur noch vom Entartungsdruck getragen.
Diese Situation ist uns von der Elektronenentartung im He-Core von den massearmen Sternen
schon vertraut.
Die Gruppe der Sterne mit Ma < 8M lässt sich nochmals in zwei Gruppen unterteilen:
(i) Sterne mit einer Anfangsmasse Ma < 4M :
Der C/O-Core wird nie groß genug werden (MCore < 1.44M ), damit C/O-Core-Brennen
einsetzt.
→ C/O-Core endet als Weißer Zwerg
(ii) Sterne mit einer Anfangsmasse 4M < Ma < 8M :
Theoretisch kann der C/O-Core schwer genug werden, so dass der Stern sein hydrostatisches
Gleichgewicht verliert. Die Folge ein fataler Kollaps des Core, so wie es beim helium-coreflush (vgl. 2.1.2, Seite 12) der Fall ist. Die benötigte Masse um einen vollständig entarteten
Core kollabieren zu lassen ist die sog. Chandrasekhar-Masse. Sie liegt bei MC = 1.44M .
Im Unterschied zum helium-core-flush würde die Energieerzeugungsrate nicht sofort durch
eine Expansion des Core abgebremmst, sondern ließe den gesamten Stern in einer gewaltigen Supernovae zerbersten. Nach heutigem Wissen wird sich solch ein Ereigniss jedoch nicht
zutragen. Die Massenverluste sind zu groß. Für den starken Massenverlust wird Sternwind
verantwortlich gemacht. Er wird von der eigentlichen Masse, dem Anteil an schweren Elementen (Metallizität) und dem Entwicklungsstadium des Sterns beeinflusst. In Abhängigkeit der genannte Faktoren beträgt er zwischen 10−7 < Ṁ < 10−4 Sonnenmassen pro Jahr.
Dieser Massenverlust ist für die Existenz von Objekten verantwortlich, die als OH/IRQuellen bezeichnet werden. OH/IR-Quellen sind von optisch sehr dichten Staubwolken eingehüllt. Diese Objekte fungieren einerseits als OH-Maser20 , nachgewiesen durch Detektion
der dabei entstehenden Mikrowellen, andererseits emittieren sie Infrarotstrahlung. Mit der
Zeit treibt die Staubhülle auseinander, bis sie eines Tages dünn genug geworden ist und den
Blick in das Innere gewährt. Zum Vorschein kommt der entartete C/O-Core des Riesen,
≈ 10−4 M
nach Anfangsmasse des Sterns.
20 Maser , Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation
18 Ṁ
19 Je
2.1
Die Phasen auf dem Red-Giant-Branch
17
noch leicht umhüllt von dünnen Schichten aus Wasserstoff und Helium. Dieser noch sehr
heiße, ausgebrannte Stern verliert stark an Leuchtkraft und begibt sich auf eine neue Reise,
die er als Weißer Zwerg beenden wird.
Abbildung 15: Der Helix-Nebel (auch NGC 7293), abgebildet mittels einer Infrarotaufnahme des Weltraumteleskops Spitzer. Im seinem Zentrum der zurückgebliebene C/O-Core. Man kann den Weißen
Zwerg kaum erkennen, da er noch immer von einer dichten Gaswolke (rötlich dargestellt) umgeben
ist.
Bildquelle: http://www.spiegel.de/wissenschaft/weltall/0,1518,grossbild-800587-466045,
00.html
Nun zu den Sterne mit Ma > 8M :
Bei diesen schwereren Sternen setzt durch den stetigen Massenzuwachs des C/O-Core die Fusion von Kohlenstoff und Sauerstoff zu den Elementen Neon, danach Magnesium anschließend
Silizium und zuletzt Eisen ein. Wie schon einst eine He-brennende Schale um den C/O-Core
entstand, umgeben den Fe-Core letztendlich auch brennende Schalen (vgl. Abb.: 16).
Dabei liegt auf dem Core die Si-brennende Schale, über ihr die Mg-brennende, gefolgt von
einer Schale in der Neon fusioniert wird. Es folgt eine Zone, in der Sauerstoff fusioniert wird.
Darüber liegt die C-brennende Schale. Über ihr findet nach wie vor He-Schalenbrennen statt.
In der äußersten brennenden Schale wird, wie ganz zu Beginn über dem He-Core, Wasserstoff
in Helium umgewandelt. Der Eisenkern wird sich keinem Fusionsprozess mehr unterziehen, er
würde damit Energie verschlingen, statt diese zu erzeugen. Wenn der Fe-Core die kritische
Masse überschreitet, kommt es zu einem Kollaps, der als Supernovae Typ II endet. Je nach
seiner Anfangsmasse und insbesondere seiner Core-Masse bei Einsetzen der Supernovae bleibt
ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch zurück.
(i) Fe-Core, für den gilt: 1.44M < MCore < 3M
→ Neutronenstern (vgl. Abb.: 17, Seite 18)
(ii) Fe-Core, für den gilt: 3M < MCore
→ Schwarzes Loch (vgl. Abb.: 18, Seite 19)
18
2
DIE RR-PHASE
Abbildung 16: Darstellung der Zwiebelschalenstruktur eines Roten Riesen mit Fe-Core.
Bildquelle: http://abyss.uoregon.edu/~js/ast122/lectures/lec16.html
Abbildung 17: Bilder des Krebsnebels, aufgenommen von Chandra (links, Röntgenspektrum) und dem
Hubbel-Teleskop (rechts, optisches Spektrum). Der helle Punkt im Zentrum der linken Bilderserie ist
der entstandene Neutronenstern.
Bildquelle: http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/2002/24/images/c/formats/full_tif.tif
19
Abbildung 18: Eine Zeichnung des Blauen Sterns Cygnus X-1 A im Vordergrund, mit seinem Begleiter
Cygnus X-1 B, einem Schwarzen Loch. Das Schwarze Loch ist bei einem Durchmesser von lediglich
15 km 12 Sonnenmassen schwer und saugt Cygnus X-1 A seine Masse ab. Cygnus X-1 B konnte als
erstes Schwarzes Loch tatsächlich nachgewiesen werden.
Bildquelle: http://www.spacetelescope.org/goodies/posters/html/cygnus_x1.html
3
3.1
Masse-Leuchtkraft-Gesetz & Zukunft der Sonne
Masse-Leuchtkraft-Gesetz zur Bestimmung der Lebenszeit eines Sterns
Abbildung 19: Wie aus dem Graph hervor geht, befindet sich die Großzahl der Sterne auf dem MSB.
Bildquelle: [2]; Graph 8.11
Wie in Abb.: 19 deutlich erkennbar ist findet man die meisten Sterne auf dem MSB. Die Ursache
liegt in der Dauer der einzelnen Prozesse. Ein Stern befindet sich in der Phase des H-Core-Brennens
auf dem MSB. Diese Dauer kann man mittels des Masse-Leuchtkraft-Gesetzes bestimmen. Man geht
davon aus, dass der Stern in Abhängigkeit seiner Masse eine bestimmte Menge Energie freisetzen
20
3
MASSE-LEUCHTKRAFT-GESETZ & ZUKUNFT DER SONNE
kann. Die während der H-Fussion gewonnene Energie gibt er in erster Linie als Leuchtkraft ab. Die
Leuchtkraft ist per Definiton Energie pro Zeit. Bildet man nun den Quotienten aus gesamter auf dem
MSB zur Verfügung stehender Energie und Leuchtkraft die er auf dem MSB hat, erhält man eine
Abschätzung für die Zeit, die der Stern auf dem MSB verbringen kann.
τM SB =
EM SB
L
Dabei ist EM SB die Energie, die der Stern auf dem MSB produziert, L seine Leuchtkraft. Die verfügbare Energie berechnet sich zu:
EM SB = 0.08 · 0.007 · Ma c2
0.08 steht hierbei für die Core-Masse und der Faktor 0.007 berücksichtigt die Ausbeute des H-Brennens.
Das Masse-Leuchtkraftgesetz lautet:
L
L
=
M
M
⇒ L = L
3.5
M
M
3.5
Einsetzten liefert:
τM SB
∼
=
h
1010
i2.5
M
M
τM SB entspricht ca 90% der gesamten Lebensdauer eines Sterns. Die letzten 10% verbringt er auf dem
RGB. Dabei verbrennt er gerade mal den zehnten Teil seiner Anfangsmasse, das jedoch bei zehnfacher
Leuchtkraft. Für die Zeit auf dem RGB erhält man:
τRGB = 0.1 · τM SB
Diese einfache Rechnung erklärt, warum die meisten Sterne auf dem MSB zu finden sind.
3.2
Ein Blick in die Zukunft der Sonne
Die Sonne hat mit ca 4.5 Milliarden Jahren etwa die Hälfte ihres Lebens auf dem MSB zurückgelegt.
Pro Sekunde verbrennt sie in etwa 4.2 Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium. Forscher rechnen
damit, dass ca in 5.0 Milliarden Jahren ihr Wasserstoffvorrat zu Neige geht, worauf hin sie zu einem
Roten Riesen expandiert, mit verheerenden Folgen für ihre Nachbarn. Sie wird nach Beendigung
des He-Core-Brennen im Zuge der Expansion erst Merkur und dann auch die Venus verschlucken. Der
drittnächste Planet nach Merkur und Venus ist die Erde. In ca 1 Milliarde Jahren wird die Leuchtkraft
der Sonne so stark angestiegen sein, dass alles Wasser auf der Erde verdampft ist, die Oberfläche wird
dann nur noch aus Lava bestehen. Über die Antwort, ob auch die Erde verschluckt wird sind die
Meinungen der Forschern verschieden.
Eine Animation zum Thema findet man unter http://www.myvideo.de/watch/114746.
21
4
Literatur- und Abbildungsverzeichnis
Abbildungsverzeichnis
1
2
3
4
5
6
7
8
9
Betelgeuze, derzeit größter bekannter Roter Riese; aufgenommen am 15.01.1996 mit
Hilfe des Weltraumteleskopes Hubbel;
Bildquelle: http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap990605.html . . . . . . . . . . .
3
VVCepheiA ist der derzeit größte bekannte Stern und ein Überriese. Sein Radius wird
auf 1600 bis 1900 Sonnenradien geschätzt. Seine Leuchtkraft entspricht ca 315.000 mal
der Sonnenleuchtkraft. Er gehört einem Doppelsternsystem im Sternbild Kepheus an
und ist ca 2000 Lichtjahre von uns entfernt.
Bildquelle: http://jumk.de/astronomie/sterne-2/vv-cephei.shtml . . . . . . . .
3
Planetarischer Nebel des gerade geschlüpften“ Weißen Zwerges NGC 2440; leicht links
”
zum Zentrum des Bildes verschoben, als kleiner, heller Punkt, der junge Weiße Zwerg;
NGC 2440 ist zur Zeit einer der heißesten Weißen Zwerge, die man kennt;
Bildquelle: http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap060507.html . . . . . . . . . . .
4
Die hellen Sterne auf dem Bild sind als Heart of the Trapezium“, einem offenen Ster”
nenhaufen im Zentrum des Orion Nebels, bekannt. Auf die dämmrigeren Objekte wurde
man erst vor kurzem durch Infrarotaufnahmen aufmerksam. Man geht davon aus, dass
es sich bei ihnen um braune Zwerge und freie Planeten handelt.
Bildquelle: http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap000830.html . . . . . . . . . . .
4
Proxima Centauri, der sonnenächste Stern, ist von der Erde lediglich 4.2 Lichtjahre
entfernt. Er ist so lichtschwach, dass er nur mit Hilfe eines Teleskopes beobachtet werden
kann.
Bildquelle: http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap051204.html . . . . . . . . . . .
5
Der Katzenaugennebel (NGC 6543) war der erste planetarische Nebel, der spektroskopisch untersucht wurde. In seinem Zentrum deutlich sichtbar der Weisse Zwerg. Sein
Tonnen
derzeitiger Masseausstoß beträgt 20 Billionen Sekunde
.
Bildquelle: http://de.wikipedia.org/wiki/Katzenaugennebel . . . . . . . . . . . .
5
Der Krebsnebel (NGC 1952), Überrest einer Supernovae im Sternbild Stier. Im Zentrum
gut sichtbar, der Pulsar PSR B0531+21, ein Neutronenstern. Sein Durchmesser wird
auf 30km geschätzt.
Bildquelle: http://de.wikipedia.org/wiki/Krebsnebel . . . . . . . . . . . . . . . .
6
Pollux ist ein gelb-oranger Unterriese. Man findet ihn im Sternbild Zwilling, in ca 34
Lichtjahren Entfernung. Er leuchtet knapp 32 mal so hell wie die Sonne und hat einen
ca 16 mal größeren Radius. Es werden noch viele tausend Jahre vergehen, bis er sich
zu seiner vollen Größe aufgebläht hat.
Bildquelle: http://jumk.de/astronomie/sterne-2/pollux.shtml . . . . . . . . . .
6
Der Vergleich im HRD zeigt, wie empfindlich der Weg von Sternen in der main- & postmain-sequenz von Ihrer Anfangsmasse beeinflusst wird. Das verwundert nicht weiter,
da Sterne die Energie aus ihrer Masse beziehen.
Bildquelle: [2]; Graph 13.1 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
7
22
ABBILDUNGSVERZEICHNIS
10
11
12
13
Der Aufbau eines 5M -Sterns während seiner Übertrittsphase vom MSB zum RGB.
Bildquelle: [2]; Graph 13.7 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
8
Die Entwicklung eines 5M -Sterns von der zero-age main sequenz [ZAMS] bis hin
zum AGB branch. Die ZAMS bezeichnet den Punkt, an dem der Stern die pre main
sequenz verlässt und die main sequenz betritt. Zeitlich betrachtet legt dieser Punkt die
Geburtsstunde des Sterns fest.
Bildquelle: [2]; Graph 13.4 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
10
Entwicklung der Kernprozesse eines 5M -Sterns mit der Zeit. Wolkige Stellen stehen
für konvektive Bereiche, Striche für Bereiche mit hoher Energieerzeugung. Punkte markieren Zonen, die sich stofflich Verändern. Die Nummern über dem Graph entsprechen
den Markierungen in Abb.: 11.
Bildquelle: [2]; Graph 13.5 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
11
Der Aufbau eines 5M -Sterns kurz bevor oder während er seine AGB-Phase durchlebt.
Bildquelle: [2]; Graph 13.8 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
14
14
Die Oberflächenleuchtkraft eines 0.6M -Sterns, aufgetragen als Funktion der Zeit während
des Einsetzens des helium-shell-flush.
Bildquelle: [2]; Graph 13.9 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
15
Der Helix-Nebel (auch NGC 7293), abgebildet mittels einer Infrarotaufnahme des Weltraumteleskops Spitzer. Im seinem Zentrum der zurückgebliebene C/O-Core. Man kann
den Weißen Zwerg kaum erkennen, da er noch immer von einer dichten Gaswolke (rötlich
dargestellt) umgeben ist.
Bildquelle: http://www.spiegel.de/wissenschaft/weltall/0,1518,grossbild-800587-466045,
00.html . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
16
Darstellung der Zwiebelschalenstruktur eines Roten Riesen mit Fe-Core.
Bildquelle: http://abyss.uoregon.edu/\protect\unhbox\voidb@x\penalty\@M\{}js/
ast122/lectures/lec16.html . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
17
Bilder des Krebsnebels, aufgenommen von Chandra (links, Röntgenspektrum) und dem
Hubbel-Teleskop (rechts, optisches Spektrum). Der helle Punkt im Zentrum der linken
Bilderserie ist der entstandene Neutronenstern.
Bildquelle: http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/2002/24/images/c/formats/full_
tif.tif . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
18
Eine Zeichnung des Blauen Sterns Cygnus X-1 A im Vordergrund, mit seinem Begleiter
Cygnus X-1 B, einem Schwarzen Loch. Das Schwarze Loch ist bei einem Durchmesser
von lediglich 15 km 12 Sonnenmassen schwer und saugt Cygnus X-1 A seine Masse ab.
Cygnus X-1 B konnte als erstes Schwarzes Loch tatsächlich nachgewiesen werden.
Bildquelle: http://www.spacetelescope.org/goodies/posters/html/cygnus_x1.html 19
19
Wie aus dem Graph hervor geht, befindet sich die Großzahl der Sterne auf dem MSB.
Bildquelle: [2]; Graph 8.11 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
19
LITERATUR
23
Literatur
[1] Abenteuer Universum; W. Kasper; 05.2007;
http://www.abenteuer-universum.de/index.html
[2] An Introduction to Modern Stellar Astrophysics (insbes. Kapitel 13 & 15.1 - 15.3); Dale A.
Ostlie, Bradley W. Carroll; Addison-Wesley Publishing Company, Inc., 1996;
(Physik-Bib Rgb.: 84 US 2000 C 319 oder 84 US 4000 C 319)
[3] Astronomy 122: Birth and Death of Stars (insbes. 16. Stellar Evolution: RGB); Jim Schombert; 2004;
http://abyss.uoregon.edu/~js/ast122/index.html
[4] Astronomy Picture of the Day (insbes. Bildunterschriften);
http://apod.nasa.gov/apod/archivepix.html
[5] Astronomie: Die Sterne; J. Kummer;
http://jumk.de/astronomie/index.shtml
[6] Die Wiedergeburt der Roten Riesen; K. Werner, Th. Rauch; Sterne und Weltraum, Wissenschaftsverlag 2/2007;
[7] Ein Streifzug durch das Universum im 21.Jahrhundert; D. Schwarzer;
http://astro.goblack.de/index.html
[8] Introduction to Astronomy (insbes. Classnotes 15); David L. Lambert; 2001;
http://www.as.utexas.edu/astronomy/education/spring01/lambert/syllabus.html
[9] Skript zur Vorlesung: Sterne“ (insbes. Sterne.10 & Sterne.11); W. Gebhardt; WS 01/02;
”
http://www-nw.uni-regensburg.de/~.gew24501.wegscheider.physik.
uni-regensburg.de/skripten/index.htm
[10] Skript zur Vorlesung: Einführung in die Astrophysik“ (insbes. Kapitel 6a & 6b) ; F. Kupka;
”
WS 04/05;
http://www.mpa-garching.mpg.de/lectures/EASTRO_WS04/