Geburt & Tod von Sternen

SN 1987A - Remnant of Supernova 1987A

  • Physik Q4 (sp, 14.03.2019)

Interstellare Materie

  • Interstellare Materie → Gas-Staub-Gemisch
  • Zusammensetzung: 72 % H, 26 % He, 2 % schwerere Elemente
  • Milchstraße → Anteil der interstellaren Materie → 2%
  • Sterne werden gebildet aus interstellarer Materie

Sternentstehung

  • Gravitationsinstabilitäten bewirken lokale Verdichtungen im Gas-Staub-Gemisch
  • Zunahme der mittleren Dichte um den Faktor 1020 (!)
  • Gas-Staub-Gemisch → Wettstreit zw. Eigengravitation und Gasdruck

Protostern I

  • Protostern bildet sich um das Dichtezentrum
  • Zunehmende Dichte bewirkt stärkere Absorption der Strahlung
  • Stärkere Absorption bewirkt Temperaturerhöhung
  • Durch Temperaturerhöhung werden H- und He-Atome ionisiert

Protostern II

  • Nach ca. 106 Jahren ist der größte Teil der Gaswolke auf den Protostern gefallen.
  • Protostern ist nach aussen wahrnehmbar
  • Nach ca. 107 Jahren finden erste Kernfusionsprozesse im Innern statt
  • Strahlungsdruck beendet Kontraktionsvorgang
  • Protostern → Stern: erreicht die Hauptreihe im HR-Diagramm.

Hauptreihenstadium

  • Hauptreihenstadium = längstes Stadium im Leben eines Sternes
  • Beispiel Sonne: ca. 1010 Jahre
  • Energie stammt aus Kernfusionsprozessen
  • Masse entscheidet über die Verweildauer im Hauptreihenstadium
  • größere Masse → höhere Leuchtkraft → Wasserstoff wird schneller "verbrannt"

Riesenstadium

  • Im Sternzentrum ist das H-Vorrat verbraucht → Kernfusion verlagert sich in Kugelschale um das Zentrum
  • Sternzentrum aus reinem Helium kontrahiert
  • Bei ca. 108 K beginnt im Sternzentrum das He-Brennen
  • größerer Energiestrom → Temperaturerhöhung → starke Zunahme der Ausdehnung
  • HR-Diagramm → Stern wandert zu den Riesen- bzw. Überriesensternen

Planetarische Nebel

Planetarische Nebel
  • Planetarischer Nebel → abgeblasene Gashülle eines Riesensternes
  • Wird durch UV-Strahlung des Sternes zum Leuchten angeregt.

Weiße Zwerge

  • M ≤ 1.4 ⋅ M☉
  • Radius r: zw. 5 000 bis 10 000 km
  • Dichte ca. 106​ ​ g ⁄ ​cm3​ ​
  • Kernenergiequellen erloschen → Temperatur sinkt → Leuchtkraft nimmt ab → Stern wird "unsichtbar"! (Schwarzer Zwerg)

Neutronensterne

  • M ≥ 1.4 ⋅ M☉
  • Radius r: wenige km (!)
  • Dichte ca. 1014​ ​ g ⁄ ​cm3​ ​ - 1015​ ​ g ⁄ ​cm3 (!)
  • Elektronen werden in Atomkern "gequetscht" → Neutronen
  • Wg. Drehimpulserhaltung extrem kurze Rotationsperiode im ms-Bereich
  • Pulsar: Neutronenstern → sendet streng periodische Radioimpulse aus

Supernovae

Krebsnebel 1054
  • Kernfusion bis zu Eisen-56 möglich
  • reiner Eisenkern bricht unter der Eigengravitation zusammen
  • Helligkeit erhöht sich um mehr als 20 Größenklassen (!)
  • Supernova → Neutronenstern → Pulsar

Schwarze Löcher

  • M ≥ 3 ⋅ M☉
  • Kollaps geht weiter . . .
  • Allgemeine Relativitätstheorie: Raum um Sternoberfläche wird gekrümmt
  • Radius R < RS (S: Schwarzschild) mit $$ R_S = \frac {2 \cdot G \cdot m} {c^2} $$
  • Schwarzes Loch: Aus dem Bereich innerhalb von RS kann kein Licht mehr nach außen kommen!

Quellen

  • Die Präsentation ist eine Zusammenfassung von Bardo Diehl u. a.: Physik Oberstufe, Cornelsen, 2008, Kapitel 13.2.4 Sternentstehung und Sternentwicklung.
  • Die Bilder stammen alle aus Wikipedia und sind gemeinfrei.

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