Physik compact, Basiswissen 8, Schulbuch

90 Makrokosmos 23 Weiße Zwerge (white dwarfs) Für Sterne mit einer Masse, die kleiner als das 1,4-fa- che der Sonnenmasse ( Chandrasekhar-Grenze ) ist, bildet sich nach dem Abklingen der Kernfusionen ein kompakter Kern aus Helium und möglicherweise einigen schwereren Elementen aus. Ein solcher Stern wird Weißer Zwerg genannt, weil ein Stern von der Masse der Sonne in diesem Endstadium nur mehr den Durchmesser von 10 7 m aufweist. A1 Nenne astronomische Objekte, deren Durchmes- ser von der gleichen Größenordnung wie der der Wei- ßen Zwerge ist! A2 Gib an, wodurch die Größe eines Hauptreihen- sternes bestimmt ist! Wodurch ist die Größe der Son- ne festgelegt? In einemWeißen Zwerg ist die Kompensation des Gra- vitationsdruckes wegen der fehlenden Kernfusionen nicht mehr durch den thermischen Druck der Stern- materie möglich. A3 Wiederhole die Heisenberg´schen Ungleichun- gen (Kapitel 21.3)! A4 Wiederhole, warum sich Elektronen nicht im Atomkern aufhalten können! Ausgehend von der Heisenberg´schen Unschärfere- lation lässt sich für ein Elektronengas der Druck p berechnen: p ≈ h · c 0 · m e –4/3 · t 4/3 h … Planck´sches Wirkungsquantum c 0 … Lichtgeschwindigkeit m e … Elektronenmasse t … Sterndichte Beachte: Dieser Druck des im Sterninneren relativis- tisch entarteten Elektronengases ist von der Tempe- ratur unabhängig. Er ist neben den Konstanten durch die Dichte t bestimmt! Weiße Zwerge wurden zunächst als Partner von Dop- pelsternen, später auch als Einzelsterne entdeckt. (Vgl. Kap. 23.1, Sternbild Großer Hund) Da imWeißen Zwerg der Elektronendruck dem Gravi- tationsdruck das Gleichgewicht hält, bleibt einWeißer Zwerg auch nach dem Auskühlen stabil. Es ist daher anzunehmen, dass in unserer Milchstraße weitere ab- gekühlteWeiße Zwerge existieren, die unsichtbar sind (Man sollte sie daher besser Schwarze Zwergsterne nennen). Ein weißer Zwerg ist weitgehend plasmatisch, je nach Temperatur und Größe kann er einen kristallinen, fes- ten Kern aufweisen. Neutronensterne (neutron stars) Bei Sternen mit einer Masse über 1,4 Sonnenmassen kann der Gravitationsdruck nicht mehr durch den Druck der entarteten Elektronen kompensiert wer- den, der Stern kollabiert. Der Heliumkern des Sterns kontrahiert unter Kernverschmelzungen von Helium- kernen zu schwereren Kernen weiter, bis der Stern beinahe die Dichte des Atomkerns erreicht hat. Die bei diesem Kollaps frei werdende Gravitationsenergie kann zu einer gewaltigen Abstoßung von Sternma- terie der äußeren Sternhüllen führen: Bei derartigen Sternexplosionen kann die abgegebene Strahlungs- leistung die gesamte Strahlungsleistung einer Galaxie übertreffen. Die ausgestoßene Materie kann bis zu 90% der Gesamtmaterie des Sternes ausmachen und sich mit hohen Geschwindigkeiten von 10 7 m · s –1 vom Stern entfernen. Das Sterninnere kollabiert jedoch weiter, die Dichte des Sternes wächst. Bei einer Sterndichte zwischen 10 14 kg · m –3 und 10 18 kg · m –3 kommt es zu einem inversen b -Zerfall (in- verse b -decay process) : e – + p → n + o e e – … Elektron p …Proton n …Neutron o e … Elektronneutrino Die dabei entstehenden Neutrinos sind gemeinsam mit den Neutrinos aus Elektron-Positron-Annihilati- onen als Neutrinoschauer (large flux of neutrinos) vor dem Lichtblitz einer Supernovaexplosion nachweis- bar (vgl. Kap. 23.3.4,Seite 88). Dadurch entstehen immer neutronenreichere Atom- kerne, bis bei einer Dichte über 10 16 kg · m –3 nur mehr Neutronenmaterie vorliegt. Bei einer Sterngröße von ≈ 10 4 m kommt der Kollaps zum Stillstand, vorausgesetzt, die übrig gebliebene Sternmasse ist kleiner als 2,5 Sonnenmassen. Die Kom- pensation des Gravitationsdruckes erfolgt durch den Druck der Neutronen, der ähnlich dem Entartungs- druck der Elektronen der Weißen Zwerge durch Er- kenntnisse der Quantenphysik erklärt werden kann. A5 Berechne die mittlere Dichte der in der Übersicht angegebenen Objekte! Sterntyp Radius Masse Normalstern 10 9 m ≈ 1–10 M s Roter Riese 10 11 m ≈ 1–10 M s Weißer Zwerg 10 7 m ≤ 1,4 M s Neutronenstern 10 4 m ≤ 2,5 M s Schwarzes Loch 10 4 m > 2,5 M s M s … Sonnenmasse, M s ≈ 2 · 10 30 kg Nur zu Prüfzweck n – Eigentum des Verlags öbv