Zahid Alam - SU 192 - Sterne
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Sternenentstehung, Sternenleben und Sternenstaub 1 2 Inhaltsverzeichnis Inhaltsverzeichnis......................................................................................................................................... 3 Wortherkunft und Definitionen ........................................................................................................................... 5 Wortherkunft ..................................................................................................................................................... 5 Definitionen ....................................................................................................................................................... 5 Kosmologie ............................................................................................................................................................ 7 Entwicklungsgeschichte des Universums ...................................................................................................... 7 Aufbau und Struktur des Universum ............................................................................................................. 8 Die Milchstraße ............................................................................................................................................. 8 Andere Galaxien ........................................................................................................................................... 9 Das Universum ............................................................................................................................................. 9 Der Blick auf die Milchstraße ...................................................................................................................... 9 Entstehung von Sternen .................................................................................................................................... 10 Molekülwolken ................................................................................................................................................ 10 Interstellare Materie (ISM) ....................................................................................................................... 10 Dichtewellen und Molekülwolkenentstehung ......................................................................................... 11 Molekülwolkenkomplexe ........................................................................................................................... 11 Die Geburt von Sternen ................................................................................................................................. 12 Interstellare Turbulenz .............................................................................................................................. 12 Gravitativer Kollaps / Viralsatz / Viraltheorem ....................................................................................... 12 Zeitliche Sequenz der Sternenbildung ..................................................................................................... 13 Das Leben von Sternen ...................................................................................................................................... 15 Kernfusion ....................................................................................................................................................... 15 Brennphasen ............................................................................................................................................... 15 Lokale Bereiche der Kernfusion - Zwiebelschalensrtuktur ................................................................... 17 Fusionsarten ............................................................................................................................................... 18 Sternenstaub ....................................................................................................................................................... 19 Solare Winde ................................................................................................................................................... 19 Supernovae ..................................................................................................................................................... 19 Supernovae vom Typ Ia ............................................................................................................................ 19 Supernovae vom Typ IIa .......................................................................................................................... 19 Neutronen-Ketten ........................................................................................................................................... 20 Das Jeans Kriterium ............................................................................................................................................... 21 Mittlere kinetische Energie ............................................................................................................................... 21 Fluchtgeschwindigkeit ...................................................................................................................................... 22 Kollaps............................................................................................................................................................... 22 Herleitung der Jeans-Masse ............................................................................................................................. 23 Referenzen ........................................................................................................................................................... 24 Bücher .............................................................................................................................................................. 24 Internet ............................................................................................................................................................ 24 3 4 Wortherkunft und Definitionen Wortherkunft - Substantiv. Mittelhochdeutsch: „Stern(e)“, „Sterre“. Althochdeutsch: „Sterno“, „sterro“ geht ebenso wie im Englischen „star“, im Niederländischen „ster“ und Schwedischen „stjärna“ in derselben Bedeutung auf die indogermanische Wurzel „ster-„ -> „ausbreiten“ zurück und begreift so die Sterne als „die am Himmel Ausgestreuten“, was eine Verwandschaft mit dem Wort „Strahl“ nahelegt. (Aus: www.wissen.de, „Stern“) Definitionen - Ein Stern (lat. „stella“ und „astrum“) ist in der Astronomie eine massereiche, selbstleuchtende Gaskugel. Sie wird durch ihre eigene Schwerkraft zusammengehalten und ist an der Oberläche 3000 bis 20000 Grad heiß. Die Alltagssprache hingegen meint damit jeden leuchtenden Himmelskörper, der dem bloßen Auge punktförmig erscheint. (Aus: Wikipedia „Stern“) - Ein Stern ist ein leuchtender, sphärischer Körper aus heißem Gas, der durch seine eigene Gravitation zusammengehalten wird und in dessen Innerem nukleare Fusionsprozesse ablaufen. Die dabei erzeugte Energie wird von der Oberfläche in Form von elektromagnetischer Strahlung (Licht) abgestrahlt. (Aus: Achim Weiß, „Sterne“) - Die Sonne (Althochdeutsch: „Sunna“, lateinisch „Sol“, altgriechisch „Helios“) ist ein Stern in der Galaxie Milchstraße. Sie ist ein Hauptreihenstern und steht im Zentrum des Sonnensystems, welches sie durch ihre Gravitation dominiert. Die Erde ist einer der Planeten, die die Sonne umkreisen. Die thermonuklear gespeiste Strahlung des heißen Gasballs ist Grundvoraussetzung für die Entstehung und Entwicklung von Leben auf unserem Planeten. (Aus: Wikipedia „Sonne“) 5 6 Kosmologie Entwicklungsgeschichte des Universums Das Universum entstand vor ungefähr 13,75 Milliarden Jahren mit einem Quantensprung, dem Urknall. Mit heutigen bekannten physikalischen Gesetzen ist es möglich, die Entstehung auf einen kleinen Bruchteil einer Sekunde nachzuvollziehen. Alles davor ist noch unnachvollziehbar. Der Urknall markiert den Beginn von „Raum und Zeit“. Materie und Energie muss sich zu diesem Zeitpunkt in einem unendlich heißen wie dichten Zustand befunden haben. Direkt danach (10 s) kam es zur kosmischen Inflation, einer gewaltig schnellen Expansion des Universums in Überlichtgeschwindigkeit. Seither expandiert es wesentlich langsamer jedoch beschleunigend (Heute: 72 Km/s je Mpc Entfernung; 1pc = 1 Parsec = 3,26 Lichjahre). Unmittelbar nach dem Urknall befand sich die Materie im Zustand eines Quark-GluonPlasmas. Temperatur und Dichte waren noch so hoch, dass es keinen Unterschied zwischen den Naturkräften gab. Protonen und Neutronen entstanden bereits nach Ablauf der ersten Sekunde. Die Materie befand sich jedoch noch bis ungefähr 300.000 Jahre danach in einen undurchsichtigen Plasmazustand. Mit der Ausdehnung des Universums kühlten die Temperaturen allmählich ab und ermöglichte letzlich die Trennung von Licht und Materie. Die damals entstandene kosmische Hintergrundstrahlung kann noch heute auf der Erde aus allen Richtungen des Universums gemessen werden. Die ersten Sterne und Galaxien bildeten sich 500.000 Jahre nach dem Urknall. Gemessen mit dem Alter des Universums also bereits relativ früh. Die frühen Galaxien waren verglichen mit heutigen sehr unregelmäßig geformt und wesentlich kleiner, da Stöße und gegenseitige Wechselwirkungen noch wesentlich häufiger auftraten. Da sich aus dem Gas stark gestörter Systeme wesentlich effizienter Sterne bilden, wuchs die Sternenentstehungsrate rasant an und erreichte im Alter zwischen 3-4 Milliarden Jahren ihren Höhepunkt. Seither nimmt sie kontinuierlich ab und beträgt mitlererweile nur mehr 1/10 des Maximalwertes. 7 Aufbau und Struktur des Universum Die Milchstraße Die Milchstraße ist eine Scheibengalaxie bzw. zweiarmige Balkenspiralgalaxie, bestehend aus 100 – 300 Milliarden Sternen. Zudem ist Interstellare Materie zwischen 600 Millionen und einigen Milliarden Sonnenmassen vorhanden. Alles Kreist um ein supermassives zentrales gelegenes schwarzes Loch. Grob lässt sie sich in den Bereich der galaktischen Scheibe, der zentralen Verdickung und dem Halo unterteilen. Die Scheibe hat einen Durchmesser von ungefähr 100.000 Lichjahren, ist jedoch nur zwischen 3000 – 16000 Lichjahre dick. Die Scheibe kann vereinfacht in eine dicke und dünne Komponente eingeteilt werden. Neue Sterne bilden sich hauptsächlich nur in der dünnen Scheibe, welche aus jungen Sternen und Gas besteht. Die dicke Scheibe besteht aus Sternen mittleren Alters und weist praktisch keine Sternenentwicklung mehr auf. Der Zentralbereich besteht aus Sternen allen Alters. Um die Scheibe befindet sich ein in alle Richtungen ausgedehnter, ca. 150.000 Lichjahre weiter Bereich in dene ausgedünnt sehr alte Sterne vorkommen, das stellare Halo. Innerhalb dieses Halos kreisen in weit ausgedehnten Bahnen Kugelsternhaufen um die galaktische Scheibe, von denen heute etwa 150 bekannt sind. Kugelsternhaufen sind sphärische Bereiche von 10.000.000 – 100.000.000 Sternen, welche um ein gemeinsames Massezentrum kreisen. Alle Kugelsternhaufen haben gemein, dass ihre Sterne jeweils praktisch gleich alt sind und die gleiche chemische Zusammensetzung aufweisen. Die Sterne der Milchstraße werden vereinfacht in zwei Populationen eingeteilt. Populationen bezeichnen Sterne in einem Sternsystem mit gemeinsamen Eigenschaften. Population I klassifiziert Sterne der Scheibe, Population II Sterne des stellaren Halos. Mehr als 80% der Materie der Milchstraße besteht aus dunkler Materie. Sie bildet jedoch keine Sterne und wirkt nur durch ihre Schwerkraftanziehung. Sie kann nur indirekt nachgewiesen werden. Das dunkle Halo umspannt einen Bereich von mehreren hunderttausenden Lichjahren um die galaktische Scheibe. 8 Um die Milchstraße kreisen gravitativ gebunden mehrere Zwerggalaxien als Satelliten. Zwerggalaxien sind Sternsysteme deren Größe zwischen Kugelsternhaufen und größeren Galaxien wie der Milchstraße eingeordnet sind. Andere Galaxien Von der Erde aus könnten theoretisch bis zu 50 Milliarden Galaxien beobachtet werden. Obwohl sie eine eindrucksvolle optische Vielfalt aufweisen, können sie nach ihren Strukturen in wenige Klassen eingeteilt werden. Beispiele nach der HubbleKlassifizierung wären „elliptische Galaxien“, „Spiralgalaxien“, „irreguläre Galaxien“, „Zwerggalaxien“, „aktive Galaxien“ und besonders interessant für Beobachtungen an Sternenbildungen „wechselwirkende Galaxien“. Galaxien gruppieren sich in klassifizierbaren Galaxienhaufen. Diese umfassen mehrere hundert bis zu einige tausend Einzelgalaxien, welche sich mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten in einem gemeinsamen Schwerefeld bewegen. Galaxiehaufen lassen sich in Supergalaxiehaufen zusammenfassen. Superhaufen bestehen aus mehreren gravitativ gebundenen Galaxienhaufen. Sie sind die größten, heute für uns erkennbaren, Strukturen des Universums. Das Universum Das Universum weißt eine netzartige Struktur mit fraktalen Eigenschaften auf. Der Blick auf die Milchstraße Die Milchstraße ist eine Galaxie vom Typ SB(s)c (zweiarmige Balkenspiralgalaxie) in der Lokalen Gruppe (Galaxiehaufen) des Virgo-Superhaufens (Supergalaxiehaufen). 9 Entstehung von Sternen Molekülwolken Sterne entstehen durch gravitativen Kollaps im inneren von Molekülwolken, wo die Dichte hoch genug und die Temperatur niedrig genug ist, dass sich atomarer Wasserstoff in molekularen Wasserstoff umwandeln kann. Dabei enstehen Sterne praktisch nicht als Einzelgänger, sonder in Gruppen. Aus Molekülwolkenkernen bilden sich Sternhaufen. Während der Lebensdauer von Riesenmolekülwolken können sich mehrere Sternhaufen entwickeln. Die Entstehung eines Sternes dauert mehrere Millionen Jahre. Interstellare Materie (ISM) Der größte Anteil des Gases der Milchstraße befindet sich in der dünnen Scheibe. Chemisch setzt sich das Gas normiert auf 1.000.000 Teilchen folgendermaßen zusammen: Wasserstoff (H) 1.000.000, Helium (He) 68.000, Sauerstoff (O) 500, Kohlenstoff (C) 250, Neon (Ne) 100, Stickstoff (N) 80, Silizium (Si) 38, Eisen (Fe) 34, Schwefel (S) 20, Magnesium (Mg) 20, Deuterium 16, Natrium (Na) 2, Nickel (Ni) 2, Aluminium (Al) 0,1, Calcium (Ca) 0,01. Die bedeutenste Komponente der ISM ist also mit über 90% der Gesamtanzahl vorhandener Atome Wasserstoff (H), welcher fast auschließlich in den Phasen HII/ionisierter atomarer Wasserstoff (H+), HI/neutraler atomarer Wasserstoff (H) und molekularer Wasserstoff ( ) vorkommt. Wasserstoff als Bestandteil von Staub ist mit weniger als 1% der Gesamtanzahl vernachlässigbar. Den größten Volumenanteil der ISM trägt atomarer Wasserstoff. Dieser weist jedoch mit einer Dichte von 1-10 Teilchen pro eine sehr geringe Dichte auf. Die Temperaturen sind mit 500K – 5000K relativ hoch. Molekularer Wasserstoff hat einen wesentlich geringeren Volumentanteil an der ISM, tritt unter sehr hohen Dichten bei 100-100.000 Teilchen und niedrigen Temperaturen von 10K-30K auf. Diese Gebiete werden auch „Molekülwolken“ genannt. Molekularer Wasserstoff zerfällt, wenn er Strahlung mit hohem ultraviolettem Anteil ausgesetzt ist, welche von massereichen Sternen abgestrahlt wird. Die 10 Molekülwolken sind jedoch von einer schützenden Schicht aus atomarem Wasserstoff umgeben, welche die ultraviolette Strahlung absorbiert. Molekülwolken können nur existieren, wenn ihre Dichte und Ausdehnung bestimmte Schwellenwerte überschritten hat, da sonst der Absorbationsprozess nicht wirkungsvoll stattfinden könnte. Innerhalb der Wolken befindet sich ein geringer Anteil an Staub, welcher als Regulator des Temperaturhaushaltes sowie als Katalysator für komplexe chemische Reaktionen bedeutend ist. Dichtewellen und Molekülwolkenentstehung Molekülwolken bilden sich aus Dichtewellen, das sind Staustellen des Flusses der ISM, welche ähnlich dem Prinzip der Staubildung auf einer Autostraße entstehen. Durch die Dichteerhöhung entsteht größere gravitative Anziehung. Teilchen die sich der Dichtewelle nähern, werden beschleunigt und auströmendes Gas verzögert. Mit der Zeit stellt sich ein konstanter Wert ein, welcher die Dichtewelle aufrecht erhält. Bei hohen Dichten bildet sich molekularer Wasserstoff aus atomarem Wasserstoff wesentlich häufiger. Molekülwolken bilden sich demnach vorwiegend in den Spiralarmen der Milchstraße. Molekülwolkenkomplexe Riesenmolekülwolken Riesenmolekülwolken befinden sich auf der Ebene der galaktischen Scheibe. Sie dehnen sich zwischen 20 und 60 Lichtjahre weit aus, haben eine Dichte von 1001000 / und weisen eine Masse von 10 bis 10 Sonnenmassen auf. Die Sternenstehung in ihren Wolkenkernen ist sehr effizient. Diffuse Molekülwolken Diffuse Molekülwolken befinden sich ober- und unterhalb der Ebene der galaktischen Scheibe, dehnen sich über 10 – 40 Lichjahre weit aus und weisen eine Dichte von 100-300 / auf. Ihre Gesamtmasse beträgt zwischen 10 und 10 Sonnenmassen. Die Sternentstehungrate ist hier sehr gering. 11 Bok Globulen Bok-Globulen sind isolierte, kompakte Dunkelwolken. Sie erreichen eine Ausdehnung von 0,1 -2 Lichjahren, eine Dichte von 10 bis 10 / und eine äußerst geringe Masse von 1 bis 30 Sonnenmassen. Aufbau von Molekülwolken Molekülwolken sind hierarchisch aufgebaut. Die dichten Bereiche der Molekülwolken sind die heißen Wolkenkerne. Die dichten Bereiche von Molekülwolkenkernen sind prästellare Kerne. Heiße Wolkenkerne Heiße Wolkenkerne haben eine Ausdehnung von 0,1 – 3 Lichtjahre, eine dichte von mehr als 10 / und eine Gesamtmasse von mehr 10-1000 Sonnenmassen. Wegen der Strahlungseinwirkung bereits gebildeter Sterne liegt die Temperatur in diesen Bereichen zwuschen 50K -200 K. Prästellare Kerne Prästellare Kerne sind die unmittelbaren Vorgänger von Einzel- und Doppelsternen. Sie erreichen eine Ausdehnung von weniger als 0,1 Lichtjahren, eine Dichte von mehr als 10 / und eine Gesammtmasse von 0,1 bis 10 Sonnenmassen, welche ungefähr der Masse des resultierenden Sterns entspricht. Die Geburt von Sternen Interstellare Turbulenz Die Bewegungsenergie des Gases der ISM gleicht sich mit der gravitativen Bindungsenergie aus und verhindert damit einen gravitativen Kollaps der gesamten Wolke. Da sich das Gas jedoch in überschallgeschwindigkeit bewegt, ist es ständigen Stoßwellen ausgesetzt, welche lokale Verdichtungen ermöglichen und so einen gravitativen Kollaps in einem spezifischen Gebiet auslösen können. Somit hat die interstellare Turbulenz zwei Bedeutungen: Die Stabilisation der Wolke gegen gravitative Kontraktion auf großen Skalen, sowie die Sternbildung durch turbulente Verdichtung auf kleinen Skalen. Gravitativer Kollaps / Viralsatz / Viraltheorem (siehe Jeans-Kriterium) Molekülwolkenkerne befinden sich in einem Gleichgewicht zwischen der potentiellen zum Zentrum wirkenden Gravitationsnenergie und der entgegenwirkenden 12 kinetischen Energie (Temperatur, thermische Energie, die Eigenbewegung der Teilchen). Durch Anreicherung weiteren Materials wird die Graviationsenergie zunehmend erhöht. Die Eigenbewegung der Teilchen kann ihr nicht mehr entgegenwirken, wenn ein kritischer Massewert (die „Jeans Masse“) überschritten worden ist, was somit einen gravitativen Kollaps auslöst. Da die Dichte im Zentrum höher ist, breitet sich der Kollaps von innen nach außen aus. Die äußeren Gasschichten stürzen praktisch ungebremst (im freien Fall) nach innen. Dabei wird die gravitative Energie in thermische umgewandelt. Die dadurch erzeugte Lichtenergie kann anfangs noch ungehindert entweichen, da die äußeren Gasschichten in diesem Stadium für diese Strahlung noch durchlässig sind. Der Gasdruck erhöht sich jedoch zunehmend was letztlich zur Undurchsichtigkeit des Gases führt. Da die Strahlung dann nicht mehr ungehindert entweichen kann, kommt es zu einer erhöhen der Temperatur. Der gravitative kollaps wird zunehmend verlangsamt und letztlich gestoppt, wenn sich das Gas in einem hydrostatischen Gleichgewicht befindet. Das heißt der durch die Temperatur aufrecht erhaltene Gasdruck wirkt gleichermaßen der Gravitationsenergie entgegen. Während dieser Aufheizung wird molekularer Wasserstoff in atomaren Wasserstoff umgewandelt. Da die daraus gewonnene Energie dann nicht mehr für die Stabilisierung des Kerns verfügbar ist, kommt es noch zu einem zweiten gravitativen Kollaps, nach welchem der Kern letztlich fast ausschließlich nur mehr aus Wasserstoffatomen besteht. Zeitliche Sequenz der Sternenbildung Turbulente Kompression Durch konvergente Strömungen in der turbulenten Gaswolke bilden sich sehr Dichte Bereiche, welche den Grenzwert zu einem gravitativen Kollaps überschreiten. Während sich die Wolke zusammemzieht fällt mit höheren Dichten dieser Grenzwert zunehmend ab. Dadurch werden immer kleinere Teilmassen instabil, was zu einer Fragmentation der Wolke zu mehreren prästellaren Kernen führt. 13 (gravitativer Kollaps) Durch Verdichtung des Gases in dem prästellaren Kern kommt es zu gravitativen Kollaps. Es bildet sich ein Protostern, welcher weiterhin an Masse zunimmt. Da in diesem Stadium die Strahlung noch gut entweichen kann, bleibt die Temperatur Konstant bei ungefähr 100 Grad Kelvin. Nach einiger Zeit wird das Zentrum Strahlungsundurchlässig, was zu einer Erhöhung von Druck und Temperatur im Inneren führt. Es kommt zu einem vorläufigen Gleichgewicht zwischen Gravitation und Druck. Der gravitative Kollaps setzt kurzfristig aus. Ein Materialzuwachs findet weiterhin statt. Bei 2000 Grad Kelvin zerfällt der molekulare Wasserstoff zu atomarem Wasserstoff. Der dafür notwendige Energieaufwand verlangsamt den Temperaturanstieg. Das Gleichgewicht zerfällt wieder, da sich die Gravitationskraft wieder durchsetzen kann und setzt den gravitativen Kollaps fort. Akkretion Das rotierende Gas bildet eine Akkretionsscheibe um das Zentrum (Magnetfeldlinien). Neues Material wird über diese Scheibe dem Stern zugeführt. (Fragmentation und Jetbildung) Erreicht die Dichte der Scheibe einen bestimmten Schwellenwert können Fragmentationen stattfinden, aus denen Doppelsterne oder Gasplaneten entstehen. Während der Phase des größten Massezuwachs kommt es in der Regel zu protostellaren Jets. Dabei wird hinzugekommenes Materieal entlang der Rotationsachse teilweise wieder abgegeben. Wasserstoffbrennen Die dynamische Phase der Sternbildung endet, wenn alles vorhande Material zum Protostern gelangt ist. Von nun an findet eine langsame aber stetige Verdichtung des Gases statt, was zu einer Erhöhung von Temperatur und Druck führt. Bei ungefähr 10 Millionen Grad zündet der Wasserstoff und der Fusionsprozess beginnt. Das Gas befindet sich in einem Plasmazustand. Die Elektronen der Wasserstoffatome konnten sich vom Wasserstoffkern lösen, da die kinetische Energie mit der Temperaturerhöhung größer als die elektrische Wechselwirkung geworden ist. 14 Das Leben von Sternen Kernfusion Brennphasen Der Kern hat mit der letzten Phase der Sternentstehung, der Zündung des Wasserstoffbrennens, mit der Kernfusion begonnen. Der Energieverlust kann somit durch Kernenergie gedeckt werden. Thermische und gravitative Energie befinden sich einigermaßen im Gleichgewicht. Da durch die Fusion aus mehreren Teilen weniger Teile (höherwertige Elemente) erschaffen werden, kommt es zu einer Verringerung des Drucks. Die Gravitationsenergie nimmt leicht die Überhand und sorgt dafür, dass es zu einer weiteren Verdichtung des Gases kommt. Dichte- und Druckverhältnisse werden so konstant ausgeglichen Der Stern wird dabei fortwährend heißer und dichter. Die Energieerzeugung aus Kernfusion ist sehr sensibel auf Temperaturschwankungen. Eine geringe Temperaturerhöhung würde bereits eine signifikante Steigerung der Energieausbeute bedeuten. Der Fusionsprozess wirkt also Temperaturausgleichend. Dadurch wird das Material gleichmäßig über einen langen Zeitraum hinweg verbannt. Es werden dabei aufbauend immer höherwertigere Elemente aus den Atomkernen erschaffen. Aus Wasserstoffkernen werden während der Wasserstoffbrennphase Heliumkerne fusioniert. Ist der Brennstoffvorrat aufgebraucht, versiegt die Kernfusion und es kommt zu einer erneuten Kontraktion der Gaswolke wie im Viraltheorem beschrieben. Erst wenn die notwendige Temperatur für die nächste Brennphase erreicht wurde, zündet der neue Kern und die Fusion zu wiederum höherwertigen Elementen wird fortgesetzt. Dabei sind immer höhere Temperaturen für die jeweils nächste Brennphase notwendig. Die Atomkerne sind elektrisch positiv geladen und erhalten mit fortschreitender Fusion weitere positive Ladungen. Wegen der elektrostatischen Wechselwirkung stoßen sich die Kerne ab. Es muss also immer mehr Energie aufgewendet werden, 15 die Kerne zu fusionieren. Die Energie wird aus der thermischen Energie gewonnen, die mit der Temperatur des Materials ansteigt (siehe Viral-Theorem). Schematisch kann man die Brennphasen in: 1.Kontraktion nach dem Viraltheorem, 2. Nukleares Brennen 3. Erlöschen des Brennens und 4. Weitere Erhitzung bis die nächste Brennphase zündet, unterteilen. Ob ein Stern die jeweils nächste Brennphase erreicht, hängt von seiner Anfangsmasse ab. Hat ein Stern weniger als 0,08 Sonnenmassen, erreicht er nicht einmal das Wasserstoffbrennen (Braune Zwerge). Bei 0,8 Sonnenmassen gibt es nach dem Wasserstoffbrennen keine weitere Brennphase mehr. Elemente bis hin zum Eisen (Fe) werden in Sternen von einer Masse von 8 Sonnenmassen erzeugt. Die Brennphasen werden Phase für Phase kurzlebiger. Das Wasserstoffbrennen dauert einige Milliarden Jahre, das Kohlenstoffbrennen bis zu 100.000 Jahre und das Siliziumbrennen schließlich nur mehr wenige Stunden. Eisen wird bereits unter Energieverlust erzeugt. Die Bindungsenergie pro Nukleon hat beim Eisen das Maximum, die Differenzen sind bei Elementen geringerer Ordnungszahl noch relativ groß und werden mit ansteigender Ordnungszahl geringer. Die Gesamtbindungsenergie , welche gleich der Freisetzung der Energie durch die Kernreaktion darstellt, wird mit jeder Brennphase geringer. Die freigesetzten Energien können die Strahlungsverluste des Sterns für einen immer geringer werdenden Zeitraum decken. Die Energiesausbeute der Brennphasen wird mit fortlaufendem Stadium somit immer uneffizienter. Die Erzeugung neuer Elemente läuft bis zum Eisen über exotherme Reaktionen ab, wobei Eisen selbst bereits durch endotherme Reaktionen produziert wird. Ab dem Eisen können Elemente nur durch endotherme Reaktionen erfolgen, wofür einem Stern jedoch im Kampf gegen einen Kollaps die Energie fehlen würde. Exotherme Reaktionen sind Reaktionen bei denen Wärme abgegeben wird. Bei einem Stern wird dadurch die Stabilität aufrecht erhalten, damit es nicht zu einem gravitativen Kollaps kommt. Bei endothermen Reaktionen hingegen muss Energie zugeführt werden, was aber nicht möglich ist, da der Stern sonst kollabieren würde. 16 Das Wasserstoffbrennen fusioniert aus Wasserstoff (H) Helium (He). Das Heliumbrennen aus Helium (He) Kohlenstoff (C), Sauerstoff (O) und Neon (Ne). Kohlenstoff (C) und Sauersstoff (O) werden während des Kohlenstoffbrennens zu Neon (Ne), Natrium (Na), Magnesium (Mg), Silicium (Si) und Schwefel (S) fusioniert. Aus Sauerstoff (O) und Neon (Ne) werden durch das Sauerstroffbrennen Silicium (Si), Schwefel (S) und Phosphor (P) erzeugt. Die letzte Brennphase, das Siliziumbrennen erzeugt aus Silicium (Si) letzlich Nickel (Ni), Cobalt (Co) und Eisen (Fe). Lokale Bereiche der Kernfusion - Zwiebelschalensrtuktur Der Ertrag aus Fusionsprozessen hängt von der Temperatur und der Häufigkeit des Ausgangsmaterials ab. Die Temperatur ist im Zentrum am höchsten. Der Kern brennt also stets als erstes aus. Um den Kern entsteht dann ein Bereich (Schalenquelle) in denen die Ausgangsbedingungen für das Wasserstoffbrennen optimal sind. Diese Schale brennt von innen nach außen und reichert dabei den Heliumanteil des Sterns weiterhin an. Der Stern kontrahiert sich wieder und strukturiert die Elementarschichten um. Das zündende Helium befindet sich nun im Zentrum. Sterne entwickeln sich so zu immer kleineren, heißeren und leuchtschwächeren Körpern, welche sich von einer Brennphase zur nächsten stets umstrukturieren Gegen Ende des Heliumbrennens befinden sich im Zentrum je ca. 50% Kohlenstoff und Sauerstoff mit Spuren schwererer Elemente aus der ursprünglichen Zusammensetzung. Darüber befindet sich eine aktiv fusionierende Schalenquelle aus Helium auf die eine nicht brennende Schale aus Helium folgt. Dann folgt eine Wasserstoffschalenquelle in der wiederum Fusionsprozesse stattfinden. Die äußerste Schale eines Sterns bestehts nahezu aus der ursprünglichen Zusammensetzung des Ausgangsmaterials. Die Elemeente werden also teilweise gleichzeitig in unterschiedlichen Schalen fusioniert. Je weiter die Brennphasen fortgeschritten sind, desto mehr Elemente entsehen gleichzeitig. Durch die steten Umstrukturierungen sind die Elemente nach ihrer Wertigkeit sortiert. 17 Fusionsarten Die Fusion von Wasserstoff kann auf zwei Wegen erfolgen. Über die Proton-Proton Kette (pp-Kette) und den Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff Zyklus (CNO-Zyklus). Während der pp-Kettenreaktionen werden schrittweise vier Protonen unter Erzeugung von Positronen, Elektroneutrinos und Licht in einen Heliumkern fusioniert. Der CNO-Zyklus läuft erst bei höheren Temperaturen, also bei späteren Brennphasen, effektiv ab und ist zu Beginn des Sternenlebens eher selten. Dabei werden nacheinander vier Protonen an Isotope des Kohlenstoffs (C), Stickstoffs (N) und Sauerstoffs (O) angehängt sowie zwei Protonen in Neutronen umgewandelt. Der Kreis wird geschlossen indem sich anstelle eines Sauerstoffkerns ein Heliumkern und wiederum ein Kohlenstoffkern bilden. 18 Sternenstaub Solare Winde Sonnen verlieren während ihrer Lebenszeit einen Teil ihrer Masse durch solare Winde. Dabei werden auch die von ihnen fusionierten Elemente an das interstellare Medium übergeben. Der Verlust nimmt proportional zur Größe eines Sternes zu. Bei einem Stern mit einer Sonnenmasse von 1,0 werden 0,4 der Masse abgegeben. Ein Stern von 5 Sonnenmassen verliert bereits 4,0 der Masse an seine Umgebung. Elemente bis Eisen (Fe) können herkömmich durch die Kernfussionsprozesse während der Lebzeit eines Sterns produziert werden. Alle anderen Elemente können wegen der hohe elektrostatische Abstoßung schwererer Kerne nur in Supernovae Typ IIa produziert werden. Supernovae Supernovae werden grob in die beiden Typen Ia und IIa unteteilt. Supernovae vom Typ Ia Sterne mit einer Ausgangsmasse von bis zu 0,8 Sonnenmassen beenden ihr Leben als weiße Zwerge und kühlen langsam aus. In einem Doppelsternsystem kann es allerdings zu einer Masseanreicherung durch den Nachbarstern kommen, was zu einer Temperaturerhöhung führt. Bei einer akkumulierten Masse von 1,4 Sonnenmassen wird durch die besonderen Materialeigenschaften des weißen Zwerges eine thermonukleare Explosion ausgelöst, bei der er völlig zerissen wird. Während dieser Explosion finden explosiv Brennphasen statt, welche vor allem Eisen (Fe) und Nickel (Ni) erzeugen. Supernovae vom Typ IIa Sterne mit einer Masse von mehr als 8 Sonnenmassen beenden ihr Leben in einer Supernova vom Typ IIa. Mit dem Versiegen des Siliziumbrennens gibt es keine Kraft mehr, die der Gravitation entgegenwirkt, es kommt wieder zu einem gravitativen Kollaps. Dabei wandeln sich Protonen in Neutronen um und erschaffen aus dem Kern einen stabilen Neutronenkern, der als Hindernis der nachfallenden Hülle auftritt. Die Bewegung des mit dem Kern kollidierenden Materials wird explosionsartig reflektiert, 19 die Hülle expandiert. Die freigesetzte Gravitationsenergie wird fast ausschließlich in Form von Neutrinos abgegeben. In der Hülle entwickeln sich dabei Termperaturen, welche hoch genug sind, um explosive endotherme Kernreaktionen (Reaktionen bei denen Energie zugeführt werden muss) auslösen zu können. So werden Elemente jenseits des Eisens erschaffen. Neutronen-Ketten Freie Neutronen zerfallen innerhalb von 10 Minuten in Protonen und Elektronen. Um einen konstanten Strom an Neutronen zu gewährleisten, sind einigermaßen konstant ablaufende Kernprozesse notwendig. Freie Neutronen kommen in der interstellaren Materie praktisch nicht vor. Während einer Supernova werden hochwertige Elemente durch Anlagerung von Neutronen an deren Kerne erzeugt. Da Neutronen ungeladen sind, müssen sie nicht der elektromagnetischen Kraft des positiv geladenen Kerns entgegenwirken. Mit der Anreihung von Neutronen werden erst schwerere Isotope (Bewegung nach rechts im Periodensystem der Elemente) erzeugt. Wenn ein Kern relativ zur Protonenzahl zu viele Neutronen fasst, wandeln sich die Neutronen spontan zu Protonen um (Bewegung nach links oben im Periodensystem der Elemente). Dieses Endprodukt ist nun ein neues Element, welches für sich wieder Neutronen einfangen kann. Wenn der Neutroneneinfang schneller als die Zerfallszeit ist, können mehrere Neutronen akkumuliert werden. Man spricht hier von einem r-Prozess (Engl. „r“ für „rapid“) Bei dem langsameren s-Prozess (“s” für “slow”) findet die Protonenumwandlung schneller statt als der Neutroneneinfang. Er findet noch vor einer Supernovae in der Riesenphase bei Sternen von Massen zwischen 2-6 Sonnenmassen statt. 20 Das Jeans Kriterium Das Jeans-Kriterium ist die Bedingung für die Stabilität einer Gaswolke (siehe Sternenentstehung), ab welchem Wert die kinetische Energie aus der Eigenbewegung der Teilchen der ins Zentrum wirkenden gravitativen Energie nicht mehr standhalten kann und somit ein gravitativer Kollaps ausgelöst wird. Die „Jeans Masse wurde“ vom englischen Wissenschaftler James Jean definiert und nach ihm benannt. Mittlere kinetische Energie Die kinetische Energie wird durch die Eigenbewegung der Teilchen erzeugt. Sie wirkt nach außen. 21 Fluchtgeschwindigkeit Die Fluchtgeschwindigkeit ist die in das Zentrum wirkende gravitative Energie der Teilchen. Kollaps Zu einem Kollaps kommt es, wenn die Fluchtgeschwindigkeit größer ist, als die kinetische Energie. 22 Herleitung der Jeans-Masse 23 Referenzen Bücher „Sternentstehung“, Ralf Klessen, ISBN-10: 3-8274-1801-1 „Sterne“, Achim Weiß, ISB-13: 978-3-8274-1968-2 Internet http://de.wikipedia.org/wiki/Stern http://de.wikipedia.org/wiki/Sternentstehung http://de.wikipedia.org/wiki/Hydrostatischer_Druck http://de.wikipedia.org/wiki/Universum#Alter_und_Zusammensetzung http://de.wikipedia.org/wiki/Quark-Gluon-Plasma http://de.wikipedia.org/wiki/Galaxie http://de.wikipedia.org/wiki/Exzentrizit%C3%A4t_%28Mathematik%29 http://de.wikipedia.org/wiki/Galaxienhaufen http://de.wikipedia.org/wiki/Galaxiensuperhaufen http://de.wikipedia.org/wiki/Zwerggalaxie http://de.wikipedia.org/wiki/Millennium-Simulation http://de.wikipedia.org/wiki/Lokale_Gruppe http://de.wikipedia.org/wiki/Milchstra%C3%9Fe http://de.wikipedia.org/wiki/Liste_der_Satellitengalaxien_der_Milchstra%C3%9Fe Andere http://sciencev1.orf.at/science/news/14701 24
