Kernprozesse in Sternen


Facharbeit (Schule), 1998

21 Seiten


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Inhalt

Einführung

1.1 Vorbemerkung

1.2. Spezielle Überlegungen zum Thema „Kernprozesse in Sternen"

1. Interstellare Materie - das Baumaterial der Sterne

2. Geburt von Sternen
2.1. Bedingungen für die Entstehung von Sternen
2.2. Verdichtungsprozess
2.3. Die bipolare Phase
2.4. Weitere Verdichtung und beginnende Kernprozesse
2.5. Klassifizierung der Sterne im Hertzsprung-Russel-Diagramm

3. Der Lebensweg eines Sternes und die Kernprozesse
3.1. Energieerzeugung in Sternen
3.2. Späte Phase der Sterne - Veränderung der Energieerzeugung
3.3. Der Lebensweg von Sternen im HRD
3.4. Sternanordnungen - Ein Ausflug zu den Galaxien

4. Der Tod von Sternen

5. Zusammenfassung / Resümee

Literatur / Quellen:

Einführung

1.1 Vorbemerkung

Die folgende Arbeit entstand als Ausarbeitung des o.g. Themas im Rahmen des Seminars. Dabei war die Aufgabe, das gewählte Thema in den Arbeitsgruppen so zu erarbeiten, wie es Schüler im Rahmen eines Projektes leisten könnten.

Das Hauptaugenmerk lag darauf, möglichen Quellen ausfindig zu machen, die sich den Schülern heute bieten und daraus Informationen zum Thema zusammenzustellen.

So ergibt sich für uns als zukünftige Lehrer ein möglicher Fundus an Quellen und Material für den Unterricht zum Thema „Kernphysik".

1.2. Spezielle Überlegungen zum Thema „Kernprozesse in Sternen"

Das gewählte Thema gehört sowohl zum Thema Kernphysik als auch zum großen Bereich der Astronomie, die heute im Unterricht oft nur einen untergeordneten Stellenwert einnimmt. Dabei ist v.a. der Astronomieunterricht in besonderer Weise dazu geeignet, Wissenschaft mit dem Erlebnis zu verknüpfen, ergeben sich doch aus der Astronomie heraus zahlreiche fächerübergreifende Verbindungen zunächst zur Physik, aber nicht nur zu dieser. Dieser interdisziplinäre Charakter der Astronomie, der auch zu Schwierigkeiten führen kann, ist ganz natürlich und wird oft übersehen, da Astrophysik als Teil der Physik gesehen und häufig nur so unterrichtet wird.

Auf einer hohen Stufe der Abstraktion spielen im Astronomieunterricht Konzepte und Begriffe eine Rolle, die spezifische Inhalte beschreiben. Die Begriffe Meridian, Zenit, Ekliptik und Winkelmaße gehören dazu. Zweifellos sind sie ein Teil der Allgemeinbildung und wichtig sind sie auch, denn ohne sie wäre die Kartoffel vielleicht nicht nach Europa gelangt. Dennoch sollte der Astronomie Unterricht nicht von der mathematischen Geographie dominiert werden.

Achtet man auf den Sprachgebrauch der SchülerInnen, so stellt man fest, daß sie Formulierungen benutzen wie: „Die Wissenschaftler haben entdeckt...". Nicht selten wird damit Distanz zum Ausdruck gebracht. „Die Wissenschaftler", - das sind andere, nicht ich. Um diesen Mangel an Identifikation abzuhelfen, muß Unterricht die Gelegenheit bieten, daß der Lernende wissenschaftliche Konzepte für sich neu entdecken kann.

Dazu bieten auch die Sterne eine Möglichkeit. Alle Sterne, die wir als Punkte am Himmel wahrnehmen, sind prinzipiell unserer Sonne vergleichbar. Die Sonne selbst ist ein Studienobjekt, das jeden Schüler in die Astronomie mitnehmen kann, hat doch jeder Schüler ganz eigene Erfahrungen mit der Sonne gemacht, ja kann jeder Lernende die Sonne tagtäglich neu erleben. Die Wärme und Lichtstrahlung der Sonne ist notwendige Voraussetzung für die Ausbildung und den Fortbestand biologischen Lebens auf der Erde. Die Beziehungen zwischen Sonne und Erde lassen sich in Strahlungs- und Gravitationswirkungen gliedern. Dem heutigen Wissensstand entsprechend sind die Sterne (wie unsere Sonne) vollautomatisch arbeitende Fusionsreaktoren, die gewaltige Energiemengen über lange Zeiträume in den Raum hinein abstrahlen. Als massenreichstes Objekt unseres Planetensystems fungiert die Sonne als Zentralgestirn. Sie ist entscheidend für die Art und Stabilität der Planetenbahnen.

Fachdidaktischer Stellenwert zum Aspekt : Sonne als Stern

So wie wir von technischen Geräten in unserer Umwelt stets die Merkmale oder technischen Daten erfahren kann, durch die sie beschrieben werden, so möchte man auch von den Sternen über ihre wichtigsten Eigenschaften wie Masse, Radius, Oberflächentemperatur etc. Bescheid wissen. Diese Zustandsgrößen lassen sich aus der Beobachtung gewinnen. Diese Gewinnung der Zustandsgrößen ist durchaus nicht trivial, denn Sterne sieht der Beobachter auf der Erde auch mit den stärksten Vergrößerungen nur als strukturlose Lichtpunkte. Dagegen lassen sich bei unserer Sonne als nächstgelegenem Stern wesentliche stellare Eigenschaften detailliert leicht erkunden. Informationen über die Sonne erhalten wir aus ihren Bewegungen, aus der Quantität und Qualität ihrer Strahlung und aus den beobachtbaren Erscheinungen auf ihrer Oberfläche. Viele Einzelbeobachtungen ergeben ein zusammenfassendes Bild der Sonne als Stern.

Für eine unterrichtliche Beschäftigung mit der „Sonne als Stern" lassen sich zahlreiche Punkte anführen:

- Die Sonne schafft die Bedingungen für Leben auf unserem Planeten
- Die Sonne ist maßgeblich für den Ablauf von Wetter- und Klimaprozessen auf der Erde
- Die Sonne ist ursächlich an der Schaffung fossiler Energievorräte beteiligt, ihre Strahlung läßt sich über Sonnenkraftwerke direkt technisch nutzen.
- Die Sonne als Sternmodell bildet eine Schlüsselrolle für die weit entfernte Welt der übrigen Sterne. Sie ist Repräsentant der am häufigsten anzutreffenden Hauptreihensterne. Die Erforschung der Sonne ist also die Basis zum Verständnis der Sterne.

Die Sonne ist zudem ein ideales Unterrichtsobjekt, da sie sich im Gegensatz zum Sternenhimmel, tagsüber zur Unterrichtszeit beobachten läßt. Am besten eignet sich für Sonnenbeobachtungen die letzte Phase des Schuljahres vor den Sommerferien. In dieser Jahreszeit bietet die Sonne wegen der maximalen Länge ihres Tagbogens und ihrer großen Kulminationshöhe die besten Beobachtungsmöglichkeiten, zudem stehen in dieser Jahreszeit wegen der späten Dämmerung abendliche Beobachtungen des Sternenhimmels als Konkurrenzaktivitäten nicht an.

Vor diesem fachdidaktischen Hintergrund bietet das Thema „Kernprozesse in Sternen" eine gute Möglichkeit, die Themen Kernphysik und Astronomie zu kombinieren und am Beispiel der Sonne als Stern mit den Schülern Erfahrungswerte mit wissenschaftlichen Erkenntnissen verknüpfen und schließlich die gewonnenen Ergebnisse auf Sterne im allgemeinen zu übertragen.

Die folgende Ausarbeitung behandelt die wesentlichen Erkenntnisse über Sterne allgemein, die natürlich auch auf die Sonne speziell angewendet werden können.

Da die im Inneren eines Sternes ablaufenden Kernprozesse nicht verstanden werden können, wenn man nichts über die Entstehung des Sternes weiß, behandelt die Ausarbeitung den gesamten Lebenszyklus eines Sternes von seiner Geburt bis hin zu seinem Ende.

Eine Zusammenstellung der benutzten Quellen findet sich am Ende der Ausarbeitung.

weitere Informationen und didaktische Überlegungen zu diesem Thema finden sich in der Zeitschrift:

„Praxis der Naturwissenschaften - PHYSIK - Heft 7 / 45, 1996" S.2 - 38

aus dieser Zeitschrift wurden in obigen Ausführungen einige Passagen entnommen.

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Der Lebenszyklus von Sternen unter besonderer Berücksichtigung der nuklearen Kernprozesse - Eine Projektarbeit im Rahmen der Fachdidaktik Physik -

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1. Interstellare Materie - das Baumaterial der Sterne

Unsere Milchstraße erscheint uns wie ein Meer von Sternen. Unsere Galaxie beherbergt etwa 100 Milliarden Sonnen und durchschnittlich kommen jedes Jahr ein paar neue hinzu. Dabei halten sich jedoch die Geburts- und Sterberaten der Sterne die Waage: Sterbende Sonnen geben etwa soviel Materie in den Raum ab, wie beim Bau neuer Himmelskörper verbraucht wird.

Fünf bis zehn Prozent unseres Sternsystems ist dabei als interstellare Materie (ISM) diffus zwischen den Sternen verteilt. In Form von Gas und Staub steht sie quasi zur Bildung neuer Sonnen bereit. Trotzdem ihre Gesamtmasse etwa zehn Milliarden Sonnenmassen entspricht, ist ihre Dichte äußerst gering: Ein cm3 des interstellaren Raumes beherbergt etwa nur ein Atom. Man müßte also etwa die Materie von einem Volumen mit 1000 km Durchmesser zusammensammeln um nur ein Gramm Materie zu erhalten.

Diese Materie ist aber nicht überall so dünn verteilt. An einigen Stellen verdichtet sie sich zu Wolken, die über tausend Atome pro Kubikzentimeter enthalten können. Diese Wolken können mit dem bloßen Auge bereits entdeckt werden. Das bekannteste Beispiel ist unser Milchstraßenband.

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Die detaillierte Untersuchung der spektralen Absorbtions- und Emmissionslinien und des kontinuierlichen Anteils der Spektren der ISM zeigt, daß wir es mit einem gasförmigen Material zu tun haben, dem etwa 1% an Masse in Form von Festkörperteilchen, dem sogenannten interstellaren Staub, beigemischt ist.

Das interstellare Gas besteht im wesentlichen aus neutralen Wasserstoffatomen (H 1-Gebieten) in den hellen Nebeln auch aus ionisiertem Wasserstoff (h II-Gebiete). Rund 20% des Gases besteht aber aus Helium. Die schweren chemischen Elemente sind dagegen nur zu insgesamt 1-2% vorhanden, obwohl man durch die Linienabsorption zahlreiche chemische Elemente feststellen konnte (z.B. Absorptionslinien von Calcium, Natrium, Kalium, Eisen, Titan).

Das interstellare Gas sendet eine Strahlung auf einer Wellenlänge von 21.2 cm aus. Diese wird erzeugt durch ein Ändern des Spins des Elektrons. Der Spin des Elektrons, das den H-Kern umkreist, kann in bezug zum Spin des Atomkernes (Proton) entweder parallel oder antiparallel stehen. Für ein bestimmtes Wasserstoffatom erfolgt das Umkippen des Elektronenspins in Abständen von etwa 11 Millionen Jahren. Dabei wird ein kleiner Energiebetrag in Form einer Ausstrahlung von 21.2 cm Wellenlänge (Frequenz 1420 MHz) frei, Wegen der großen Zahl der H-Atome ergibt sich aber zu jedem Zeitpunkt eine merkliche Strahlung des interstellaren Wasserstoffes.

Aufgrund der Art, wie wir die ISM wahrnehmen, lassen sich drei verschiedene Arten von Nebeln unterscheiden:

1.Emmissionsnebel: Liegen Nebel in der Nachbarschaft heißer Sterne oder liegen diese Sterne sogar in ihnen, so erscheinen diese Nebel als helle Nebel. Haben diese Sterne eine Oberflächentemperatur von über etwa 30.000 K, so senden sie eine UV-Strahlung aus, die das umliegende Gas zum Leuchten anregt. Die Farbe dieser Nebel ist meist rötlich durch die H-Emmissionslinie bei 656 nm. Diese Nebel weisen ein Linienspektrum auf.
2. Reflexionsnebel: Liegt die Temperatur naher Sterne unter 30.000 K, so können nur die im Nebel eingebetteten Staubwolken das Licht reflektieren. Die Farbe des Nebels entspricht dann fast der des beleuchtenden Sterns. Genaugenommen handelt es sich dabei nicht um eine Reflexion, sondern eine Streuung des Lichtes an den Staubteilchen des Nebels. Diese Nebel zeigen ein kontinuierliches Spektrum.
3. Dunkelwolken: Der interstellare Staub besteht aus kleinen Teilchen, die in das Gas eingebettet sind. Es sind Teilchen aus Wassereis, Graphit, Silikaten oder Magnetit. Der Durchmesser dieser Teilchen liegt nur bei 1/ 10.000 mm, befindet sich also im Bereich der -Wellenlänge des sichtbaren Lichtes. So kommt es zur Absorption. Wolken aus Staub versperren die Sicht in die dahinter liegenden Gebiete. Die Masse von Dunkelwolken beträgt etwa 10 bis 10.000 Sonnenmassen, ihre Ausdehnung 10 bis 300 Lichtjahre.

Die interstellare Materie stellt zwar nur etwa 5% der Gesamtmasse unserer Galaxie, trotzdem ist sie für die Neuentstehung von Sternen bedeutsam, da sie das Rohmaterial zur Verdichtung von Materie liefert. Andererseits erhält sie aber auch Nachschub bei Sternausbrüchen wie Novae und Supernovae. Auch planetarische Nebel sind ein Beispiel dafür, wie von Sternen Materie abgestoßen wird. Wegen der Entwicklung schwerer chemischer Elemente im Laufe der Sternentwicklung (Nukleosynthese) reichert sich die ISM im Laufe der Zeit mit schwereren Elementen an. Sterne, die sich heute aus dem ISM entwickeln, enthalten also von vorne herein mehr schwere Elemente als solche Sterne, die noch vor Milliarden Jahren entstanden.

2. Geburt von Sternen

2.1. Bedingungen für die Entstehung von Sternen

Die Hauptfrage, die sich aus den Betrachtungen der ISM ergibt, lautet: Ist es denkbar, daß eine räumlich begrenzte Konzentration interstellarer Materie gravitativ instabil wird und Sterne bildet?

Noch ohne Bezug zur damals unbekannten ISM hatte J.H.Jeans am Anfang unseres Jahrhunderts ein Kriterium dafür aufgestellt: Im Falle von Stationarität muß sich die Materie in einem betrachteten Volumen mindestens im Gleichgewicht der gravitativen und thermischen Kräfte befinden. Eine vergleichsweise hohe Dichte fördert die gravitative Instabilität, thermischer Druck wirkt stabilisierend, bzw. treibt die Materieanhäufung auseinander. Das Jeansche Kriterium gibt uns zur Entscheidung eine Grenzmasse MJ an die Hand, bei deren Überschreitung, M>MJ , Kontraktion und Kollaps eintritt. Diese Grenzmasse ist dann interessant, wenn MJ in der Größenordnung von einigen 10 bis zu wenigen 100 Mo liegt. An dieser Stelle schränkt das Kriterium die Sternentstehung tatsächlich auf die Verhältnisse in dichten Molekülwolken ein.

Es liegt also nahe, in der Umgebung von solchen dichten Molekülwolken nach noch frühen Stadien der Sternentwicklung zu suchen.

Da die der Sterngeburt vorangehenden Verdichtung der ISM bei nur wenig über dem absoluten Nullpunkt liegenden Temperaturen einsetzen muß, suchen die Astronomen vor allem nach extrem kühlen Quellen. Chancen, solche Frühphasen zu entdecken, bestehen allerdings nur im Infraroten Bereich oder bei noch größeren Wellenlängen. Nach dem Planckschen Strahlungsgesetz senden Körper mit Temperaturen von -170° oder weniger fast ausschließlich Strahlung jenseits von drei Mikrometern Wellenlänge, im sogenannten fernen infraroten aus.

Vor allem durch die heutige Satellitenbeobachtung (die Erdatmosphäre läßt nur in wenigen Fenstern die infrarote Strahlung durch) sind heute eine Vielzahl von Infrarotquellen bekannt, bei denen es sich fast immer um Stätten der Sterngeburt handelt. Darüber hinaus ist deutlich geworden, daß sich die eigentliche Brutstätte neuer Sterne in kalten Molekülwolken befinden. Mit bis zu 100.000 Sonnenmassen und Ausdehnungen bis zu Hunderten von Lichtjahren sind die Molekülwolken die größten und massenreichsten Objekte in der Milchstraße.

Schon Kant hatte vermutet, daß nur mit Hilfe der Schwerkraft die Verdichtung der diffus verteilten Materie zu Sternen möglich ist. Unter günstigen Umständen kann eine zunächst weit ausgedehnte Wolke durch ihre Eigengravitation in den Kollaps getrieben werden und in sich zusammenstürzen. Das läßt sich durch Modellrechungen nachvollziehen.

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Wie die Wärmelehre zeigt, füllt jedes Gas das ihm zur Verfügung gestellte Volumen gleichmäßig aus. Dieser Satz gilt allerdings nur unter Laborbedingungen. Die großen Wolken im Kosmos neigen dazu, sich zusammenzuziehen.

Bei der Temperatur T hat ein Molekül der Gaswolke die mittlere kinetische Energie 3/2 k T. Bei tiefen Temperaturen erreichen die meisten Moleküle nicht die zum Entweichen aus der Gaswolke nötige Fluchtgeschwindigkeit vF, sondern fallen unter Wirkung der Gravitationskraft wieder zurück. Die Gaswolke breitet sich dann nicht im Raum aus, sondern zieht sich zusammen.

2.2. Verdichtungsprozess

Der Anstoß zum Kollaps kommt vermutlich von außerhalb der Wolke. Das interstellare Medium ist in ständiger Bewegung. Turbulente Strömungen aufgrund von Supernova-Explosionen ebenso wie durch die Rotation der Galaxis bedingte großräumige Vorgänge sorgen für Dynamik. Die interstellaren Wolken sind also keinesfalls stabile Gebilde. Ähnlich den Wolken der irdischen Atmosphäre unterliegen sie ständigem Wechsel, sie wachsen und vereinigen sich mit anderen Wolken oder lösen sich vollständig wieder auf. Und so wie auch nur ein Teil der irdischen Wolken sich zu Regen verdichtet, findet auch nur in einigen interstellaren Gaswolken eine Kondensation von Gas und Staub zu Sternen statt.

Durch diese ständige Bewegung sind auch die Atome innerhalb einer Wolke in ständiger Bewegung. Dabei lagern sich die Wasserstoffatome an die Staubteilchen an und verbinden sich aufgrund ihres natürlichen Bestrebens nach Bindungen, beim Aufeinandertreffen mit weiteren H-Molekülen mit diesen. So entstehen quasi Cluster aus Staubteilchen mit umhüllenden Gaswolken. Durch die o.g. angeregte Rotation der Wolken und der inhomogenen Dichteverteilung der Wolke werden durch die Rotation Gebiete mit höherer Dichte erzeugt, die zum Mittelpunkt streben, wodurch die Rotationsgeschwindigkeit der Wolke zunimmt. Ab einer Dichte von etwa einer Milliarden Moleküle pro Kubikzentimeter beginnt ein immer schneller werdender Kollaps und zwar im Inneren schneller als in den äußeren Bereichen. Gleichzeitig nimmt die Rotationsgeschwindigkeit weiter zu. Es bildet sich eine abgeflachte Scheibe, der Protostern.

Dieses Merkmal konnte z.B. am Objekt S 106 im Sternbild Schwan beobachtet werden. S 106 ist als intensive Infrarotquelle inmitten eines leuchtenden Gasnebels aufgefallen, der seinerseits zu einer ausgedehnten Molekülwolke gehört. Die Scheibe zeichnet sich hier als schmaler dunkler Streifen zwischen zwei Gaswolken ab, wir sehen sie also nahezu von der Kante. Nach oben und unten hin ist sie jedoch offen, zumindest aber durchsichtiger als in der Ebene. Deshalb kann das ultraviolette Sternenlicht entweichen und den Nebel zum Leuchten anregen.

Spektroskopische Messungen ergaben, daß sich das Gas dieser beiden Wolken mit bis zu 70 Kilometer pro Sekunde in entgegengesetzten Richtungen entfernt. Den Antrieb dafür liefert der Stern. Diese Phase der Sternentstehung wird als bipolare Phase (s. Folgender Abschnitt) bezeichnet. Man kennt solche bipolaren Materieströme von einer Vielzahl von Quellen.

2.3. Die bipolare Phase

Die bipolare Phase kann einige Jahrtausende anhalten und damit insgesamt bis zu etwa einem Zehntel der Masse des jungen Sternes forttragen. Derweil fällt jedoch eine größere Menge Gas der Dunkelwolke tatsächlich zur Mitte. Allerdings ist dieses Material kalt und dicht und deshalb schwer zu beobachten.

Weil nun aber die ursprünglich weit ausgedehnte Molekülwolke rotiert, treten Zentrifugalkräfte auf, die verhindern, daß das Material direkt zur Mitte stürzt. Es bildet sich zunächst die dichte Scheibe des Protosterns und das Material kann das Zentrum des Systems nur erreichen, wenn der Drehimpuls abgeführt wird, der sie in der um den Drehpunkt rotierenden Scheibe hält.

Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten

Genau diese Aufgabe erfüllt der bipolare Wind: Er trägt den allergrößten Teil des Drehimpulses davon und bremst so das Material in der Scheibe, das nun langsam zur Mitte fallen kann: Der Stern baut sich auf. Bei S 106 ist dieser Prozeß schon weit fortgeschritten und der Stern strahlt heiß und hell und regt das wegströmende Gas zum Leuchten an.

Die Übertragung des Drehimpulses auf den Wind leistet das Magnetfeld, das überall in der Milchstraße die ISM durchsetzt. Wenn eine Gaswolke kollabiert, nimmt sie das Magnetfeld sozusagen mit: Das Feld verstärkt sich in dem Maße, wie sich Gas und Staub verdichten. Die Magnetfeldlinien durchziehen das Gas wie Gummibänder, die sich durch die rotierende Scheibe verdrehen und sich durch die bipolaren Winde wieder entspannen.

Nicht immer ist der Wind aber so kräftig, um große bipolare Nebel zu erzeugen. Junge Sterne zeigen oftmals einen dünneren, aber schnelleren Wind, die sogenannten bipolaren Jets. Das sind scharf gebündelte Strömungen, die den jungen Stern in den Polrichtungen mit hoher Geschwindigkeit verlassen. Sie leuchten nicht, weil sie vom Stern ionisiert werden, vielmehr geschieht hier die Anregung durch Stöße der Atome und Ionen untereinander in der schnellen Strömung. Diese starke Bündelung des Jets bewirkt wiederum ein Magnetfeld. Das Gas breitet sich typischerweise mit Geschwindigkeiten um 200 km/s aus. Die dichte Staubscheibe, die den neuen Stern umgibt, hat eine höhere Lebenserwartung: etwa 10 Millionen Jahre. Zeit genug, damit in ihrem Inneren die Bildung eines Planetensystems einsetzen kann.

2.4. Weitere Verdichtung und beginnende Kernprozesse

Rund 100.000 Jahre dauert es, bis im Inneren einer kollabierenden Wolke eine Dichte von bis zu 100 Milliarden Moleküle pro Kubikzentimeter entsteht. Die Wärme wird dabei auf den umgebenden Staub abgeführt. So hat der Protostern zunächst eine fast konstante niedrige Temperatur. Bei Dichten über 100 Milliarden Moleküle versagt nun aber dieser Kühlprozess. Im Inneren des Protosternes steigen Temperatur und Dichte an. Die Wasserstoffmoleküle werden dort bei etwa 2000 K in atomaren Wasserstoff aufgespalten. In dieser Phase ist die Wolke noch mehrere Millionen km groß. Sodann leuchtet der Stern bei Oberflächentemperaturen von etwa 700 K im Infraroten. Der Stern ist geboren.

Schließlich werden die Wasserstoffatome ionisiert. Bei Temperaturen über etwa 10 Mill. K setzt im Inneren des Sternes die Kernfusion ein. Dies kann nur geschehen, weil die einzelnen Teilchen unter enormen Druck im Inneren quasi gegeneinander gepreßt werden und dabei in der Lage sind, ihre elektrostatische Abstoßung, d.h. den Coulomb-Potentialwall zu überwinden und den Wirkungsbereich der Kernkräfte erreichen. Bei den für die Fusion erforderlichen hohen Temperaturen ist die kinetische Energie infolge der thermischen Bewegung wesentlich höher als die Bindungsenergie zwischen Elektron und Kern der leichten Atome. Dadurch lösen sich durch Stoßionisation die Elektronen von den Kernen und die gesamte Materie besteht aus freien Elektronen und Kernen. Ein derart völlig ionisiertes Gas wird als Plasma bezeichnet.

Ist die Temperatur des Plasmas hoch genug, so kann eine Kettenreaktion entstehen unter der Voraussetzung, daß die Energieproduktion größer ist als die Energieverluste.

Die nun einsetzende Verschmelzungsreaktion wird als thermonukleare Reaktion bezeichnet.

2.5. Klassifizierung der Sterne im Hertzsprung-Russel-Diagramm

Während dieses Prozesses laufen die Protosterne von einem nicht klar definierten Ort im rechten Teil des Herztsprung-Russel-Diagrammes (HRD) nach links zur Hauptreihe.

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Im HRD sind die Spektralklasse (Oberflächentemperatur bzw. Farbe) und die Helligkeit gegeneinander aufgetragen. Das Diagramm zeigt auf seiner Senkrechten die absolute Helligkeit oder die Leuchtkraft bezogen auf die Sonne = 1. Die helleren Sterne stehen oben, die schwächeren unten. Auf der Waagerechten sind die Spektralklassen aufgetragen und zwar derart, daß links die sogenannten frühen Typen O und B, in der Mitte die Klassen F und G und rechts die späten Typen K und M stehen.

Dabei hat aber die Einteilung in früh und spät nichts mit der Sternentwicklung zu tun. Es werden lediglich die in den Spektren vermessenen Linien dadurch wiedergegeben. Es gibt die Spektralklassen W, O, B , A, F , G , K , M und die Sonderklassen R, N, S, die nur sehr selten auftreten. Die Spektralklassen können noch durch angehängte Ziffern von 0 bis 9 feiner unterteilt werden. Nachgestellte Buchstaben bezeichnen dabei Besonderheiten des vermessenen Spektrums wie z.B. nn: sehr diffuse Linien oder ss: sehr scharfe Linien bzw. e: emissionslinien etc.

Mitunter werden den Klassen auch lateinische Buchstaben vorgestellt, die weitere Feinheiten klassifizieren.

Das HRD ist aber weder zufällig noch gleichmäßig gefüllt. Die meisten Sterne ordnen sich in einem Streifen an, der von links oben nach rechts unten verläuft und der als Hauptreihe bezeichnet wird. Im oberen mittleren und rechten Teil des Diagramms ist ein weiterer stärker gefüllter Bereich zu finden. Hierbei handelt es sich um gelbe und rote Riesensterne. Daher nennt man diesen Bereich den Riesenast. Unten links finden sich vereinzelte Punkte, die auf die weißen Zwergsterne zurückgehen. Die Lücke zwischen dem Riesenast und der Hauptreihe bezeichnet man als Hertzsprung-Lücke. Sie liegt v.a. im Bereich gelbweißer bis gelber Sterne der Klassen A5 bis G0.

Die seltsame Besetzung des HRD wurde im Rahmen der Theorie der Sternentwicklung früher so gedeutet, daß ein Stern als roter Riesenstern seine Entwicklung beginnt, zum linken Teil des Hauptastes läuft und darauf die Hauptreihe entlang nach rechts unten zum roten Zwergenstern schrumpft. Inzwischen weiß man, daß diese Auffassung falsch war. Trotzdem ist das HRD ein Ausdruck für die Sternentwicklung. Die einzelnen Entwicklungswege sind aber weitaus verwickelter.

3. Der Lebensweg eines Sternes und die Kernprozesse

Ist der Stern einmal auf der Hauptreihe des HRD "angekommen", kommen in seinem Inneren die ersten Kernfusionsprozesse in Gang. Neben einigen verhältnismäßig bedeutungslosen Kernreaktionen an denen sehr leichte Elemente wie Lithium, Beryllium, Bor aber auch Deuterium beteiligt sind und die nur sehr wenig Energie liefern, ist es vor allem die Verwandlung von Wasserstoff in Helium, die zur Energieerzeugung in den Sternen dient. Da zu dieser Verwandlung Temperaturen von mehreren Millionen K erforderlich sind, können zu dieser Fusion nur die innersten Teile eines Sternes herangezogen werden. Insgesamt dürften zunächst nur etwa 10% der Gesamtmasse des Sterns in diesen Energieerzeugungsprozess verwickelt sein.

3.1. Energieerzeugung in Sternen

Das Problem, wie Sterne, einschließlich unserer Sonne, über lange Zeiträume Energie produzieren konnte erst gelöst werden, seit die Physik die Atomreaktionen theoretisch verstehen kann. Dies ist seit etwa den 30er Jahren der Fall. Vorher war man der Meinung, die Sterne würden ihre Energie aus einer fortwährenden Kontraktion beziehen. Danach müßte unsere Sonne aber nur eine maximale Lebensdauer von 50 Milliarden Jahren aufweisen, während geologische Untersuchungen zeigen, daß sowohl unsere Sonne als auch die Planeten bereits ein vielfaches dieser Zeit als Alter aufweisen.

In den Sternen sind vor allem die leichtesten chemischen Elemente wie Wasserstoff prozentual am häufigsten vertreten. Es lag daher nahe, anzunehmen, daß die Sterne ihre Energie durch Verschmelzung dieser Elemente zu schwereren Elementen erzeugen. Bei der Fusion ist die Masse des neuerzeugten Kernes meist kleiner als die Summe der Ausgangskerne (Massendefekt). Die dabei scheinbar verlorene Masse hat sich also in Energie umgewandelt.

In den meisten Sternen wird Wasserstoff in Helium umgewandelt. Dazu sind Temperaturen von mindestens 10 Millionen Kelvin erforderlich. Dabei lagern sich jeweils 4 Wasserstoffkerne mit einem Atomgewicht von 1,008 zu einem Heliumkern mit dem Atomgewicht 4,004 zusammen. Es gehen also 0,028 Gewichtseinheiten oder 0,7% der Massen in Energie über. Jedes Gramm Wasserstoff, das sich zu Helium aufbaut, ergibt einen Massendefekt von 7 Milligramm. Das entspricht einer Energie von 200.000 kWh. Unsere Sonne verwandelt pro Sekunde etwa 4,2 Millionen Tonnen Masse in Energie.

Die Verwandlung von H in He ist stark temperaturabhängig. Bei etwas niedrigeren Temperaturen zwischen etwa 10 bis 15 Mill. K überwiegt die Energieausbeute des sogenannten PROTON-PROTON-ZYKLUS. Oberhalb 15Mill. K ist der Bethe-Weizsäcker-Zyklus (Kohlenstoff-Stickstoff-Zyklus) ergiebiger.

Die Kernumwandlungen lassen sich in der in der Kernphysik üblichen Schreibweise darstellen:

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1. Proton-Proton-Zyklus

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(H= Wasserstoff; D=Deuterium; He = Helium; e=Elektron; n=Neutrino; g=Photon)

Am Ende jeder Reaktionsgleichung steht die freiwerdende Energie. Für den letzten Schritt gibt es noch einige weitere Möglichkeiten, die angegebene ist jedoch die häufigste. Für die Gesamtenergiebilanz ist es von Bedeutung, daß um den dritten Schritt zu ermöglichen, die beiden ersten Schritte doppelt ablaufen müssen. Außerdem führen die Neutrinos 0,5 MeV ab. Es werden also insgesamt 26,21 MeV frei.

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2. Bethe-Weizsäcker-Zyklus

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(C=Kohlenstoff; N=Stickstoff;O=Sauerstoff

Hier werden 26,73 MeV freigesetzt, abzüglich einem Neutrinoverlust von 1,96 MeV macht also 25,04 MeV. Auch hier gibt es einen Nebenzyklus, der über Fluor 17 verläuft. Er ist aber 2200mal seltener, ergibt dann mit 24,74 MeV einen ähnlichen Energiewert.

Die einzelnen Schritte der beiden Zyklen können sehr unterschiedlich lang sein. Beim Bethe-Weizsäcker-Zyklus ist am schnellsten der Zerfall der instabilen Stickstoff- und Sauerstoffisotope mit 7 Minuten bzw. 82 Sekunden. Am trägsten sind die Prozesse, bei denen Protonen eingefangen werden. Der Einfang des 3. Protons dauert 320 Millionen Jahre. Der ganze Zyklus nimmt 336 Millionen Jahre in Anspruch. So lange dauert es im Mittel, bis sich aus 4 H-Kernen ein He-Kern gebildet hat. Lediglich die riesige Zahl der stets in Umwandlung begriffenen Kerne führt zu der erwarteten Energieproduktion.

Beim Proton-Proton-Zyklus ist der erste Schritt, die Entstehung des schweren Wasserstoffes (Deuterium) mit 14 Milliarden Jahren am langsamsten.

Bei unserer Sonne ergibt sich mit einer Mittelpunktstemperatur von etwa 15Mill. K die stärkste Ausbeute aus dem Proton-Proton-Zyklus. Sterne größerer Masse, die höhere Zentraltemperaturen aufweisen, beziehen ihre Energie aus dem Bethe-Weizsäcker-Zyklus. Im Inneren der Sterne wird die Energie v.a. in Gestalt von Gammastrahlung frei.

3.2. Späte Phase der Sterne - Veränderung der Energieerzeugung

In späteren Entwicklungsphasen der Sterne können Zenraltemperaturen von über 100 Mill. K erreicht werden. Hier kommt es dann auch zu Reaktionen von Heliumkernen untereinander und damit zu einem Aufbau von noch schwereren Atomkernen.

Am wichtigsten ist dabei zunächst das sogenannte „Heliumbrennen", die Verwandlung von Helium zu Kohlenstoff, die über Beryllium (Be) führt:

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Bei der ersten Reaktion wird dabei ein Energiebetrag verbraucht. Da nun das Beryllium 8 instabil ist und schnell wieder in die beiden Heliumkerne zerfällt, verwandelt sich nur ein Zehnmilliardstel aller Be8-Kerne in C12. Man nennt diesen Prozeß auch 3-a-Prozeß oder , nach dem amerikanischen Physiker E.E. Salpeter, Salpeterprozeß.

Die Verschmelzung mit Heliumkernen oder a-Teilchen geht aber noch weiter zu Sauerstoff 16, Neon 20, Magnesium 24 usw. Bis Calcium 40. Bei sehr hohen Temperaturen, wie sie bei roten Riesen vorkommen (1 - 3 Milliarden K) , reagieren auch zwei Kohlenstoffkerne miteinander:

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Die Erzeugung von Energie im Inneren der Sterne durch Fusion leichter zu schweren Atomkernen erfolgt aber nur bis zum Eisen. Der Aufbau noch schwererer Elemente ist in der Regel nur durch Energiezufuhr möglich. Das passiert fast ausschließlich im Inneren von Supernovae.

3.3. Der Lebensweg von Sternen im HRD

Aus der Geschwindigkeit der Verwandlung von Wasserstoff zu Helium bei den einzelnen Sterntypen läßt sich ausrechnen, wann der Wasserstoffvorrat in seinem Inneren zuende geht.

Dieser Umstand stört das mechanische Gleichgewicht im Inneren des Sternes wesentlich. Der Gasdruck und evtl. Auch Strahlungsdruck läßt nach. Die daraus folgende Kontraktion des Sternenkerns hat eine deutliche Erhöhung der Zentraltemperatur zur Folge. Schließlich werden etwa 100 Milliarden K erreicht. Das im Kern angereicherte Helium kann sich, wie gezeigt, zu schwereren Elementen verbinden. Damit schiebt sich die Wasserstoffbrennzone immer weiter nach außen, so daß nunmehr zwei nukleare Brennzonen vorliegen. Die gesamte Energieerzeugung des Sternes und der innere Gasdruck wachsen wieder an, die äußeren Schichten blähen sich auf. Aus dem ursprünglichen Hauptreihenstern des HRD wird nunmehr ein roter Riesenstern.

Die Aufenthaltsdauer eines Sternes auf der Hauptreihe hängt von seiner Masse ab. JE massenreicher ein Stern, desto höher die Zentraltemperatur und um so schneller geschieht die Verwandlung von Wasserstoff in Helium. Die massenreichen Sterne sind also jene, die bereits nach relativ kurzer Zeit dieses wichtigste Entwicklungsstadium ihrer Existenz durchlaufen. Wesentlich sparsamer sind die massenarmen Zwergsterne. Ihre geringe Zentraltemperatur verursacht eine langsamere Verbrennung, sie leben also länger.

Der genaue Entwicklungsweg eines Sternes von der Hauptreihe zum Riesenast zeigt bei den Sternen verschiedener Masse jedoch Unterschiede. Bereits vor dem Beginn des Heliumbrennens zieht sich der Kern der Sterne allmählich zusammen und die Energieerzeugungsrate wird erhöht. Der Stern „läuft" also auf der Hauptreihe zunächst sehr langsam nach rechts oben, später schneller zum Riesenast ab. Dabei erfolgt bei schweren Sternen das Heliumbrennen im Zustand normaler Materie. Bei kleinen Sternen erfolgt aber das Heliumbrennen in entarteter Materie. Dabei ist der Druck des Gases nur noch von der Dichte, nicht mehr von der Temperatur abhängig. Das heißt, daß ein sogenannter Helium-Flash entsteht. Dabei sind die Sterne in das Stadium eines roten Riesen eingetreten. Während einiger Minuten oder Stunden wird im Inneren des Sternes eine enorme Energieproduktion in Gang gesetzt. Die Energie gelangt jedoch nicht zur Sternoberfläche. Die absolute Leuchtkraft des Sternes nimmt zunächst sogar leicht ab. Schließlich ist ein Punkt erreicht, an dem der Gasdruck soweit angestiegen ist, daß der Kern des Sternes expandiert. Damit wird aber das entartete Gas im Kern wieder in ein normales zurückverwandelt und der Heliumflash hört auf.

Hat sich durch das Heliumbrennen im Kern des Sternes genügend schweres Material gebildet, so kollabiert der Stern und es entsteht ein weißer Zwerg, ein Neutronenstern oder ein schwarzes Loch. (S. Kapitel „Tod von Sternen").

Dabei wandert der Stern im HRD vom Riesenast nach links unten in den Bereich der Zwergsterne.

3.4. Sternanordnungen - Ein Ausflug zu den Galaxien

Die ISM, die für die Entstehung der Sterne das Material darstellt, ist auch beteiligt, wenn sich Sterne und ISM zu Gruppen formieren und Sternenhaufen oder Galaxien bilden.

Die Ursache solcher Gruppierungen ist vor allem in der Anziehung durch die Gravitationskräfte zu suchen. Dabei entstehen durch die unterschiedlichen Gravitationskräfte ganz unterschiedliche Anordnungen.

Unser Sonnensystem ist vor etwa viereinhalb Milliarden Jahren entstanden. Seitdem hat es das Zentrum der Milchstraße erst 19mal umrundet. Die Galaxis hat zuvor schon etliche Umdrehungen ohne Sonne und Erde vollführt. Wann aber war die Geburtststunde unserer Milchstraße ? Wie sah ihre Jugendzeit aus ? Während die Entstehung von Sternen schon sehr weit erforscht ist, liegt die Bildung von Galaxien für die Astronomen noch weitgehend im Dunkeln. Damit wir uns den Antworten auf diese Fragen nähern können, müssen die Himmelsforscher zunächst verstehen, welcher Zusammenhang zwischen den verschiedenen Arten von Galaxien besteht.

Wir auf der Erde nehmen unsere Galaxie von innen wahr. Da sie die Form einer flachen Scheibe hat, sehen wir bei Blickrichtung längs der Scheibe viele Sterne, senkrecht dazu weniger. Aus diesem Grund wird unser Himmel von einem dichten Sternenband durchzogen, die Milchstraße, von der unsere Galaxie ihren Namen erhielt.

Die Milchstraße enthält vielerorts leuchtende Gasnebel, in denen fortwährend neue Sterne entstehen. Auch in anderen Spiralgalaxien ist der Prozeß der Sternentstehung noch nicht abgeschlossen, wie Aufnahmen des Hubble-Space-Telescope (HST) zeigen. Ausgang für die Sternentstehung ist die ISM. Die Dichte der ISM ist in den Spiralarmen der Galaxie besonders hoch, so daß sich hier auch viele neue Sterne bilden. Die Spiralarme sind dabei sogenannte Dichtewellen, die unabhängig von der Rotation die Galaxie umlaufen. Es handelt sich um ein Wellenphänomen, bei dem im Maximum die Sternentstehungsaktivität am häufigsten ist.

Unsere Milchstraße ist in jeder Hinsicht eine typische Vertreterin der Klasse der Spiralgalaxien. Aber es gibt selbst innerhalb dieser Klasse unterschiede. Je nach Ausprägung der Spiralstruktur und der Größenverhältnisse von Zentrum (Bulge) und Scheibe unterscheidet man die Typen Sa bis Sd. Unsere Milchstraße liegt dabei zwischen Sb und Sc.

Weitere Galaxienklassen finden sich bereits in 60 Millionen Lichtjahren Entfernung im Sternbild Fornax (Brennofen). Hier findet sich ein Haufen Galaxien, die sich um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Besonders deutlich sticht eine Z-förmige Spiralgalaxie ins Auge: NGC 1365. Sie zeigt balkenartige Gebilde in der Zentralen Region. Man spricht daher bei ihr von einer Balkenspirale. Neben verschiedenen Spiralgalaxien sieht man im Fornax-Haufen auch linsenförmige-S0-Galaxien und elliptische Galaxien.

Berechnungen der Astrophysiker lassen vermuten, daß in einigen Milliarden Jahren einige Spiralgalaxien ihre ISM durch Sternentstehung verbraucht haben werden und dann in den Zustand der S0-Galaxien übergehen werden.

Elliptische Galaxien enthalten, ebenso wie Spiral- und S0-Galaxien, Scheiben aus Sternen. Was das Verhältnis von Scheibe zu Bulge angeht, gibt es vermutlich einen kontinuierlichen Übergang von elliptischen Galaxien über S0-Galaxien zu Spiralgalaxien.

Wird also auch unsere Milchstraße einst eine S0-Galaxie werden ? Nein. Da das Universum expandiert, entfernen sich die meisten Galaxien von der Milchstraße. Nicht so die Andromeda-Galaxie. Diese unserer Milchstraße am nächsten liegende Galaxie kommt auf uns zu. Durch die gegenseitige Schwerkraftanziehung nähern sich beide Galaxien mit etwa 120km /s. In etwa 4 Milliarden Jahren wird Andromeda die Entfernung von 2 Millionen Lichtjahren überbrückt haben und mit einigen hundert km pro sec mit der Milchstraße zusammenstoßen.

Dabei wird es aber kaum zu Sternenkollisionen kommen. Sogar unser Sonnensystem wird aller Wahrscheinlichkeit nach die Katastrophe überstehen. Aber beide Galaxien werden deformiert und zu einem neuen Gebilde verschmelzen. Computersimulationen lassen erwarten, daß eine elliptische Galaxie entstehen wird.

4. Der Tod von Sternen

Wie schon bei der Energieerzeugung besprochen, wird irgendwann einmal dem Stern der Wasserstoffvorrat ausgehen und es kommt zum Heliumbrennen und schließlich, bei Anreicherung des Kernes mit genügend schwerer Materie, zum Kollaps des Sternes.

Dabei ist es bei den Sternen nicht anders als bei den Menschen: Einige sterben leise und verschwinden quasi über Nacht, andere sterben einen aufsehenerregenden und spektakulären Tod.

Während ihres ganzen Lebens kämpfen die Sterne gegen die Kraft der Gravitation. Der Kern übt eine große Anziehung auf die äußeren Regionen aus. Alleine die nukleare Reaktion, die vom Kern des Sternes nach außen hin Energie freisetzt, hält den Stern im Gleichgewicht.

Die Lebensdauer und auch die Art, wie ein Stern stirbt, ist von seiner Masse abhängig.

Kleine Sterne bis etwa 1,4 Sonnenmassen kollabieren, wodurch die Temperatur im Stern ansteigt. Diese starke Temperaturerhöhung wirkt gegen die Gravitationskräfte an und die äußeren Sternschichten werden nach außen gedrückt. Der Stern expandiert und wird größer als je zuvor. Er wird zu einem roten Riesenstern. Während dieser Expansion zieht sich der Kern zusammen und Helium verschmilzt zu Kohlenstoff oder schwereren Elementen. Wenn Kohlenstoff gebildet wird, kann der Kern nicht weiter komprimiert werden und stabilisiert sich.

Dann beginnt der Stern seine äußeren Schichten abzustoßen, wobei er etwa ein Zehntel seiner Masse pro Abstoßung verliert. Der Stern schrumpft dabei auf die Hälfte seiner Ursprünglichen Größe. In diesem Zustand wird er als weißer Zwergstern bezeichnet. Er hat nun etwa Erdgröße und dabei etwa eine Sonnenmasse. Die Dichte in diesen Sternen beträgt 105 - 106g / cm3.

Die Oberflächentemperaturen liegen bei etwa 10.000 K, was den Stern weiß erscheinen läßt. Weiße Zwerge enthalten keinen Wasserstoff mehr und zeigen nur geringe Rotationsgeschwindigkeiten. Aufgrund ihrer thermischen Energie können sie noch etwa 10 Mrd. Jahre weiter leuchten. Sind sie dann ausgekühlt, werden sie zu schwarzen Zwergen.

Sterne mit einer Masse zwischen 1,4 und 3 Sonnenmassen zeigen zunächst den gleichen Verlauf wie die masseärmeren Sterne, durch den Kollaps bildet sich hier allerdings kein weißer Zwerg, sondern es entsteht ein sogenannter Neutronenstern:

Die quasi Explosion eines solchen Sternes, d.h. das Abstoßen seiner äußeren Hülle, wird in diesem Falle bereits als Supernova des Typs II bezeichnet. Dabei gibt der Typ nur eine Klassifizierung nach der absoluten Maximalhelligkeit der Explosion sowie der Expansionsgeschwindigkeit des Sternes an.

Neutronensterne bestehen im wesentlichen aus Neutronen. Sie haben einen Durchmesser von etwa nur 20 bis 24 km (fast unabhängig von der Masse) und eine Dichte von 1013 bis 1014 g/cm3. Ihre Dichte ist damit vergleichbar mit der in Atomkernen üblicher Dichte. Elektronen und Protonen kommen unter diesen extremen Zuständen nicht mehr nebeneinander vor. Vielmehr verwandeln sie sich in einem inversen Betazerfall in Neutronen. Es ist ein fast rein entartetes Neutronengas. Das bedeutet: keine Reibung, keinen Widerstand beim Fließen. Außen besteht der Neutronenstern aus einer Schale von einigen hundert Meter Dicke aus Eisen, das in dem starken Magnetfeld Polymere in einem festen Gitter bildet. Das Eisen hat hier eine 104fache Dichte gegenüber den Zuständen auf der Erde und eine rund 1 Million mal größere Festigkeit als Stahl. Der innerste Kern des Neutronenstern ist allerdings physikalisch noch sehr wenig verstanden. Man weiß nicht, ob er flüssig oder fest ist. Das Magnetfeld eines Neutronensternes erreicht eine Stärke von rund 1000 Millionen Tesla. Seine Zentraltemperatur beträgt bei der Entstehung rund 100 Milliarden K. In der Folge kühlt der Neutronenstern durch seine Neutrinostrahlung rasch ab. Schon nach 1 Million Jahren sind es nur noch 10 Millionen K. Neutronen sind optisch wesentlich lichtschwächer als z.B. weiße Zwerge.

Sterne mit einer Masse > 3 Sonnenmassen gleichen wiederum in ihrem Ende den beiden schon genannten Formen. Auch sie kollabieren und stoßen letztendlich in Form einer Supernova ihre äußere Hülle ab. Dabei kann es sich hier sowohl um eine Typ I oder eine Typ II Supernova handeln. Das hängt meist davon ab, wieviel Ausgangsmasse der Stern besitzt und wieviel davon dann in dieser gigantischen Explosion fortgeschleudert wird.

Nach diesem Supernova-Ausbruch erfolgt bei diesen schweren Sternen ein Gravitationskollaps.

Er tritt dann ein, wenn die inneren Energiereserven des Sternes aufgebraucht sind und der Druck im Inneren nicht mehr ausreicht, um die Gravitation auszugleichen.

Durch diesen Kollaps entsteht letztendlich eine Singularität, d.h. ein Punkt mit unendlicher Dichte, ein sogenanntes „schwarzes Loch".

An der Oberfläche dieses schwarzen Loches herrscht eine so starke Gravitation, daß nicht nur materielle Teilchen sondern auch sämtliche elektromagnetischen Strahlen das Gebilde nach außen nicht verlassen können. Insgesamt besitzen schwarze Löcher drei Eigenschaften:

Masse, Drehimpuls und elektrische Ladung. Im Falle der Masse müßte man genauer von „materiefreier" Masse sprechen, denn sie besitzt keine Eigenschaften, die an irgendwelche feste Materie erinnern.

Schwarze Löcher können auf direktem Wege nicht nachgewiesen werden, höchstens als Komponenten eines Doppelsternsystemes. In diesem Fall kann Materie von dem sichtbaren Stern auf das schwarze Loch stürzen. Bei diesem Vorgang wird eine Röntgenstrahlung erzeugt.

Obwohl die Existenz schwarzer Löcher von der Theorie der Sternentwicklung geradezu gefordert wird, sind sie praktisch im All noch nicht mit absoluter Sicherheit nachzuweisen. Neuere Untersuchungen zeigen, daß auch schwarze Löcher noch eine weitere Entwicklung aufweisen. Es ist z.B. prinzipiell möglich, daß sich schwarze Löcher später wieder auflösen. Dieser Effekt wird als Hawking-Strahlung bezeichnet.

Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten

5. Zusammenfassung / Resümee

Unsere Sonne wurde vor 4.6 Billionen Jahren geboren und wie alle Sterne hat sie sich einst aus der ISM geformt, indem eine Gas- und Staubwolke kollabierte und bei Erreichen von ausreichender Dichte und Temperatur der Kernfusionsprozess gezündet wurde. In dieser Entstehungsphase eines Sternes kann sich, wie bei unserer Sonne, aus der restlichen ISM der Wolke ein System aus Planeten bilden..

Sterne und Planeten bilden Galaxien verschiedenster Arten. Der häufigste Typ ist die Spiralgalaxie. Außerdem existieren noch elliptische Galaxien und sogenannte Balkenspiralen. Egal welcher Art eine Galaxie auch ist, sie rotiert immer um ihr dichtestes Objekt in ihrem Zentrum.

Die Lebensdauer eines Sternes ist abhängig von seinem Vorrat an Wasserstoff. All seinen Wasserstoff bekommt der Stern im Moment seiner Geburt durch die ISM. Alleine die Kernfusion in seinem Innern schützt den Stern davor, Opfer seiner eigenen Gravitation zu werden. Geht der Wasserstoffvorrat zu neige, dann siegt die Gravitation und der Stern wird kollabieren und zu einem weißen Zwerg, ,einem Neutronenstern oder gar einem schwarzen Loch mutieren.

Sterne sind ein unglaubliches Naturphänomen, das sich sehr lohnt studiert zu werden. Sie erzeugen weit mehr Energie, als wir auf der Erde in unserer ganzen Existenz je erzeugt haben. Vielleicht ist es uns vergönnt durch das Studium der Sterne irgendwann eine Lösung für unser zukünftiges Energieproblem zu finden.

Literatur / Quellen:

(1) Internet:

-http://www.spacelink.nasa.gov(NASA - educational serivces)
-http://www.stsci.edu(Hubble Space Telescope - Homepage)
-http://www.mpia-hd.mpg.de(Max Planck Institut für Astronomie, Heidelberg)
-http://www.altair.syr.edu (?)

(2) Herrmann, J. (Hrsg) : Das große Lexikon der Astronomie, Bertelsmann Lexikon Verlag, 1996
(3) Sexl, Raab, Streeruwitz: Materie in Raum und Zeit, Bd. 3, Verlage Diesterweg und Sauerländer, Frankfurt/Main, 3. Aufl. , 1980
(4) Sterne und Weltraum - Special, Nr.2/97 - Hrsg.: Max Planck Institut für Astronomie, Heidelberg
(5) Praxis der Naturwissenschaften - Physik - Heft 7 / 45, 1996 , Artikel: „Die Entwicklung und frühe Entstehung von Sternen" von W.Plau, S. 23 - 26.

21 von 21 Seiten

Details

Titel
Kernprozesse in Sternen
Veranstaltung
Fachdidaktik Physik
Autor
Jahr
1998
Seiten
21
Katalognummer
V96352
ISBN (eBook)
9783638090285
Dateigröße
959 KB
Sprache
Deutsch
Schlagworte
Kernprozesse, Sternen, Fachdidaktik, Physik
Arbeit zitieren
Tom (Autor:in), 1998, Kernprozesse in Sternen, München, GRIN Verlag, https://www.grin.com/document/96352

Kommentare

  • Gast am 16.12.2003

    Also da sind aber ein paar Fehler drin in Bezug auf Zeitangaben. Da wird behauptet unsere Sonne wuerde schon laenger als 50 Milliarden Jahre leuchten. Schwer zu glauben, wenn der Urknall erst ca. 15 Milliarden Jahre zurueckliegt. Und weiter unten (bei der Zusammnefassung ist auch ein Fehler unterlaufen.
    Die Sonne existiert nicht seit 4.6 Billonen Jahre, sondern erst seit 4.6 Milliarden Jahren.

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