Physik compact, Basiswissen 8, Schulbuch

89 23.3 Sternentstehung Sternentwicklung Endstadien der Sterne (end-points of stellar evolution) Der Gleichgewichtszustand zwischen Gravitation und Wärmebewegung kann nicht mehr aufrecht erhalten werden, sobald zu wenig Wasserstoff für die Fusion zur Verfügung steht. Der Kern des Sterns stürzt in sich zusammen, der Stern „stirbt“. Nachdem der Wasser- stoff eines Sternes zu 10% verbraucht wurde, bildet sich im Zentrum ein Kern aus dem schwereren Helium aus. Die Zone der Wasserstofffusion wandert aus dem Zentrum des Sternes nach außen. Dabei bläht sich der Stern wegen der großen thermischen Bewegung der Teilchen in den Randzonen auf. Die Größe des Sternes kann mehr als das Hundertfache seines Anfangszu- standes erreichen – es entsteht ein Riesenstern, ein Roter Riese (red giant), während im Zentrum der Heli- umkern weiter kontrahiert. A1 Schätze die Größe der Sonne als Roter Riese ab und vergleiche mit den Planetenabständen! Die frei werdende Kontraktionsenergie führt unter anderem zu einer Temperatursteigerung im Kern, so- dass ab ≈ 10 8 K eine Kernfusion der Heliumkerne zu Kohlenstoffkernen eintritt. Für eine Zeit von 10 6 Jah- ren (für Sterne von der Größe unserer Sonne) ist der Stern sehr leuchtstark, außerordentlich groß und an der Oberfläche relativ kühl. Die weitere Entwicklung des alternden Sternes ist wie die Zeitskala seiner Existenz durch die Masse be- stimmt: Die Zeitabschnitte der massereichsten Sterne betragen nur etwa ein Hundertstel der oben für unse- re Sonne angegebenen Werte. 23.3.5 A2 Diskutiere mit deinen Klassenkameraden das Folgende: Warum können massereiche Sterne, die höchstens ein Alter von 10 Millionen Jahren erreichen können, heute neben Sternen, wie unsere Sonne, die einige Milliarden Jahre alt sind, beobachtet werden? In der Endphase eines Sternes kommt es zu Pulsa- tionen: Der Stern verändert seine Größe und seine Temperatur. Dabei können Temperatur und Strah- lungsleistung solche Werte annehmen, dass äußere Schichten instabil werden und Sternmaterie wegge- schleudert wird. Ein derartiges astronomisches Ereig- nis lässt sich als Nova beobachten: Während einiger Wochen scheint ein heller Stern aufzuleuchten. Der Rote Riese stößt seine Hülle ab (diese Sternreste las- sen sich als planetarische Nebel (planetary nebulae) beobachten). Je nach der Masse des Sternes können im Heliumkern weitere Kernfusionen bis zum stabilen Eisenkern stattfinden. Die Energiefreisetzung ist dabei jedoch gering im Vergleich mit der ursprünglichen Wasserstofffusion. A3 Suche die Sternbilder Leier und Fuchs in einer Sternkarte und am Abendhimmel. Abb. 89.1 Nach der Zeit der Wasserstoffverschmelzung ent- steht ein Stern, der einen Kern aus Helium aufweist und seine Wasserstoffhülle größtenteils weggeschleudert hat. Sternober äche Wassersto - Brennzone Helium- Brennzone keine atomare Verwandlung Abb. 89.2 Planetarische Nebel sind Sternreste. Sie bestehen aus Sternmaterie, die in der Endphase des Sternenlebens wegge- schleudert wurden. Oben: Ringnebel in der Leier unten: Hantelnebel im Sternbild Fuchs Nur zu Prüfzwecken – Eigentum des Verlags öbv