|
Der Stern - Referat
Was hat Kernfusionen mit den Sternen zu tun?
Die Umwandlung von Masse in Energie erfolgt durch Kernfusion (Proton-Proton-Reaktion aber auch zu 1.6% durch den ZNO-Zyklus(1.)). Die Kernfusion läuft so ab, dass 4 Wasserstoffatomkerne (die Protonen) zu einem Heliumatomkern fusionieren, wobei Gammastrahlung und Neutrinos entstehen. Es geht einige Masse in Form von Strahlung und den Neutrinos verloren beim Prozess des Bindens. Bei unserer Sonne werden pro Sekunde 564 Mio. t Wasserstoff zu 559,9 Mio. t Helium fusioniert. Man sieht, dass dies bei einem Stern von einer Sonnenmasse wie die Sonne 4,1 Mio. t Masse aufgelöst werden und in Form von Licht (auch UV-Strahlung) uns erscheinen.
Die verschiedenen Lebensphasen eines Sterns
Entstehung von Sternen:
Der Ausgangspunkt zur Entstehung eines Sterns: Eine Gaswolke, die überwiegend aus Wasserstoff besteht, kollabiert. Das heißt, dass das Jeans-Kriterium erfüllt sein muss. (Jeans-Kriterium=Die kontrahierende, kosmische Gaswolke muss eine höhere Gravitationskraft(2.) als die stabilisierende Kraft das Gas-Druckes haben.) Wichtig ist nun für das Kollabieren das die Gaswolke von irgendetwas „angestoßen/ angetrieben“ wird. Das kann eine in der Nähe stattgefundene Supernova(3.) (dessen Druckwelle) oder Strahlungsdruck eines jungen Sternes sein. Durch diese Verengung entstehen einzelne Globulen (Räume von Gas/Nebel). Diese Periode kann bis zu 15 Millionen Jahren dauern. Durch weitere Kontraktionen(4.) steigt die Dichte im Stern. Durch die Steigende Dichte wird auch der Gravitationsdruck größer und die Temperatur steigt als Folge dessen an. Bis die Temperatur in der kosmischen Gaswolke der Hayashi-Linie(5.) entsprechen. Das heißt, dass die Wolke mindestens 4000 Kelvin haben muss. Bei massenreicheren Sternen muss die Temperatur noch höher sein. Weiter geht es mit dem Stern indem er der Hayashi-Linie auf dem Farben-Helligkeits-Diagramm folgt. Solange bis die Kernfusion einsetzt. Wenn die Kernfusion einsetzt, wird diese Phase Hauptreihe genannt. Anschließend dreht sich der Stern um seine eigene Achse. Aus Folge dessen umkreist die Globule den Stern in Form einer Platte. Der Stern nimmt weitere Masse auf. Aus der Globulen-Platte können weitere Sterne und Planeten entstehen. Ebenso bilden sich in beide Richtungen Polachsen Materie-Jets(6.). So entstehen auch Doppel-oder-Mehrfachsysteme. Weitere Forschung ist in diesem Gebiet notwendig. Nun folgen die spezifischen Sternentstehungen für unterschiedliche Sterne unterschiedlicher Massen:
Massenärmere Sterne von 0.07- 3 Sonnenmasse entstehen so, indem sie die Kernfusion bereits in der Phase der Globulen betreiben und sie ziehen trotzdem noch weitere Masse an. Dies ist nur in der Anfangszeit eines Sterns(0-1.000.000Jahre) so. Ebenfalls befindet sich der Stern noch nicht in hydrostatischem Gleichgewicht, was bedeutet, dass in der Astrophysik die leichteren Elemente nicht so stark angezogen werden, wie die schwereren Elemente. (Ein gutes Beispiel dafür ist die Erde, der Kern besteht aus Eisen und Nickel und die Atmosphäre besteht aus verschiedenen Gasen, ebenso ist der Sauerstoff nicht mehr in den höheren Atmosphärenschichten, da er ein recht schweres Element ist.) Ebenfalls kann es zu starken bipolaren Gas-Strömungen, auch Jets genannt, kommen, was ein entweichen einer großen Masse darstellt. Nach den Anfangsjahren eines Sterns(spricht circa 1 Million Jahre) hat er sich eingependelt.
Bei Sonnen, die über 8 Sonnenmassen schwer sind, ist es nötig das sich 2 Sterne zusammenschließen. Das erfolgt durch eine Sternkollision. Dieses geschieht aber extrem selten bei uns in der Milchstraße. Bei den 100 Mrd. Sternen in dieser Straße dürfte kaum eine Sternkollision stattgefunden haben in den letzten 10 Mrd. Jahren.
Objekte die unter 0.07 Sonnenmasse (13-75 Jupitermassen) schwer sind könne auch die nötige Temperatur erreichen um Kernfusion zu betreiben, aber nur mit Lithium oder Deuterium. Diese Gasriesen werden daher Braune Zwerge genannt, sie sind weder Stern noch Gasriese, sie werden daher substellare Objekte genannt.
Die Hauptreihe:
Nun ist die Hauptphase eines Sterns erreicht. Je nach Masse verläuft diese unterschiedlich. Die schwersten/größten Sterne verbrauchen ihren „Treibstoff“ in nur wenigen Jahrhunderten, haben aber die hunderttausendfache Strahlleistung. Die Sonne ist ein recht kleiner/massenarmer Stern der seit 4,6 Mrd. Jahren besteht und nicht einmal die Hälfte seiner Strahlungsleistung verloren hat. Daran sieht man, dass die kleineren/ massenärmeren Sterne nicht so stark ihren „Treibstoff“ mit Hilfe der Kernfusion verbrauchen. Die Hauptphase eines Sterns ist die Phase, wo er Wasserstoff zu Helium fusionieren lässt. Wie gesagt diese Phase unterscheidet sich in der Dauer bei den Sternen je nach Masse. Die Hauptreihe endet, wenn Wasserstoffbrennphase vollendet ist.
Die Spätphase:
Unter der Spätphase eines Sterns, versteht man, dass sich der Stern in der Brennphase nach der Wasserstoffbrennphase befindet. Diese Phase läuft ziemlich unterschiedlich bei unterschiedlicher Sonnenmasse ab. Hier die spezifischen Abläufe:
Massenarme Sterne bis 0,3 Sonnenmassen setzen das Wasserstoffbrennen in einer neu entstandenen Schale fort. Dies ist die Phase des Schalenbrennens. Das Wasserstoffbrennen endet vollständig mit dem Ende dieser Phase. Es folgt eine Temperaturabnahme im Inneren des Sterns und sie geben so der Schwerkraft nach. Nun sind diese Sterne weiße Zwerge. Weiße Zwerge haben einen Durchmesser von einigen Tausend km. Da sie der Schwerkraft nachgegeben haben, kommt es zu einer kurzen starken Temperaturzunahme. Sie kühlen nach und nach immer mehr ab und enden als schwarze Zwerge. Das Universum ist nach Meinung der Astrophysik nur 13,7 Milliarden Jahre alt. Dies sagt man, weil es noch keine schwarzen Zwerge hervorgebracht hat, das heißt, dass das Universum noch zu jung ist.
Massenarme Sterne von 0,3 bis 2,3 Sonnenmassen erreichen durch weitere Kontraktionen die Muss-Temperatur und die nötige Dichte um das Helium durch die Kernfusion zu schwereren Elementen bis hin zu Sauerstoff zu fusionieren. Bei dem Start des Heliumbrennens geschehen Prozesse, die die 100 milliardenfache Sonnenleistung haben. Diese Schockreaktion wird Heliumflash genannt. Zu derselben Zeit findet das Wasserstoffbrennen in der Schale um den Kern herum statt. Dann „bläht auf“ bzw. expandiert der Stern zum roten Riesen, der dem hundertfachen Sternradius entspricht. Dies verdankt man dem Helium, das beim Fusionieren noch mehr Energie freisetzt, da mehr Masse in Energie umgewandelt wird. Bei diesem Geschehen werden oft die äußeren Hüllen Abgestoßen. Anschließend wird er ein weißer Zwerg.
Massenreiche Sterne von 2,3 bis 8 Sonnenmassen betreiben nach der Phase des Heliumbrennens die Phase des Kohlenstoffbrennens, wo Elemente bis Eisen entstehen können. Eisen ist ein Produkt des Sterns, dass nicht weiter fusioniert werden kann, die sogenannte Sternenasche. Durch entstehende Sternenwinde oder durch die Bildung von Nebel besteht die Möglichkeit für eine Supernova. Und wenn dies nicht der Fall sein sollte, dann werden sie durch die Messeverluste zu einem weißen Zwerg.
Extrem Massenreiche Sterne die über 8 Sonnenmassen schwer sind fusionieren in den letzten Jahrtausenden fast alle leichten Elemente zu Eisen. Auch diese stoßen die äußeren Schichten ab, diese sind oft von bipolarer Struktur. Sobald im der Eisenkern, der einen Durchmesser von 10.000 km hat, die Masse von 1,44 Sonnenmassen überschreitet, dann explodiert er in Form von einer Supernova Type 2. Die äußeren Schichten werden durch die freigesetzte Energie, nämlich Neutrinos und Strahlung, zu einer expandierenden Explosionswolke gemacht. Es besteht die Möglichkeit, dass unter ungeklärten Umständen ein schwarzes Loch oder ein Neutonstern entstehen kann.
Wo steht unsere Sonne im Moment?
Die Sonne ist ein recht kleiner/massenarmer Stern der seit 4,6 Mrd. Jahren besteht und nicht einmal die Hälfte seiner Strahlungsleistung verloren hat. Ihre Masse besteht zu 73.5% aus Wasserstoff und zu 25% aus Helium und die restlichen 1.5% sind andere schwerere Elemente bis hin zu Eisen. Im Kern, der nur 1.6% des Volumens ausmacht, befinden sich über 50% der Gesamtmasse und unter diesem enormen Druck findet die Kernfusion bei 15.6 Millionen Kelvin statt. Die Zukunft der Sonne wird so aussehen, dass, wenn der Großteil des Wasserstoffes zu Helium fusioniert ist, Heliumatomkerne zu Elementen bis 16u fusioniert werden und schließlich nach reichlichem abstoßen äußerer Schichten ein weißer Zwerg entsteht. Dies wird allerdings noch ziemlich lange dauern, da der Wasserstoffatomkernanteil noch 92% sind. Und die Sonne hat in 4.7 Mrd. Jahren ungefähr nur 8% zu Helium fusioniert.
Erläuterungen:
1.Der ZNO-Zyklus ist eine Kernfusion, bei dem man einen fremden Atomkern benötigt als Katalysator. Bis ein Heliumatomkern entsteht sind sechs Schritte nötig.
2.Gravitation ist die Anziehung von Massen. Bewirken tut sie, dass „Sachen“ auf den Boden fallen.
3.Die Supernova ist das schnelle eintreten einer Explosion eines Sternes der zu diesem Zeitpunkt so hell wie eine Galaxie leuchtet und auch 1 Million mal heller strahlt.
4.Kontraktion heißt zusammenziehen. In diesem Fall verengt sich der Raum des Gase bzw. des Nebels.
5.Die Hayashi-Linie ist in dem Farben-Helligkeits-Diagramm eine bestimmte Linie, die es möglich macht hydrostatische Gleichgewichtsgebiete abzugrenzen, von denen wo es nicht möglich ist. Einfach gesagt es hilft einem Gebiete zu finden, wo ein Stern entstehen kann.
6.Polachsen Materie-Jets sind ein entweichen heißer Gase, die bipolar aus dem Stern austreten.
7.Von mir sogenannte x-Fachsysteme sind Doppel-oder-Mehrfachsysteme, wo die Sterne gegenseitig umeinander kreisen. Man schätzt, dass etwa 2/3 aller planetaren Systeme aus mehreren Sternen bestehen.
Quelle:
Wikipedia
Dieses Referat wurde eingesandt vom User: nero089
Kommentare zum Referat Der Stern:
|
