Sexl Physik 8, Schulbuch

123 | mindestens 8 % der Sonnenmasse betragen, sonst kühlt der Stern allmählich aus und wird zu einem planetenähnlichen Körper. Lange hielt man etwa 100 M 8 für die maximale Masse von Sternen, doch wurden 2010 einige Sterne in der Großen Magellanschen Wolke gefunden, deren Massen 150–250 M 8 erreichen. Die Energieproduktion der Sonne Aus der Analyse des Sonnenspektrums lässt sich ableiten, dass die ursprüngliche Elementverteilung in den äußeren Schichten der Sonne unverändert geblieben ist: Ihre Masse besteht zu 75 % aus Wasserstoff und zu 24 % aus Helium, der Rest ver- teilt sich auf Sauerstoff, Kohlenstoff und andere Elemente. Durch den hohen Gewichtsdruck ist innerhalb einer Kugel von einem Viertel des Sonnenradius ( 1,5 % des Volumens) die Hälfte der Sonnenmasse konzentriert. Bei etwa 15 Mio. K erfolgt die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium. In jeder Sekunde werden im Sonneninneren 6,7·10 11 kg Wasserstoff zu Helium ver- schmolzen, wobei die entstehenden Heliumkerne wegen des Massendefektes eine um insgesamt 4,2·10 9 kg geringere Masse aufweisen. Pro Sekunde werden 4·10 26 J frei. Diese Energie gelangt als elektromagnetische Strahlung an die Sonnen- oberfläche. Der Energietransport dauert einige 100 000 Jahre, weil die Strahlung durch das ionisierte Gas (Plasma) im Sonneninneren ständig absorbiert und wie- der emittiert wird. Erst in den oberen Schichten der Sonne erfolgt der Energie- transport auch durch Konvektion. Im Zentrum der Sonne reichert sich das produ- zierte Helium an, etwa die Hälfte des Wasserstoffs ist bereits verbraucht. Die Kernfusion in der Sonne erfolgt durch den Proton-Proton-Zyklus und zwar hauptsächlich nach folgendem Schema ( 123.1 ): 1 H + 1 H ¥ 2 H + e + + ν 2 H + 1 H ¥ 3 He + γ 3 He + 3 He ¥ 4 He + 1 H + 1 H Nur bei hohen Temperaturen können die positiven Kerne ihre gegenseitige elektri- sche Abstoßung überwinden, so dass Kernreaktionen möglich werden. Die Bildung von schwerem Wasserstoff 2 H erfordert die Umwandlung eines Protons in ein Neu- tron. Diese Reaktion erfolgt selten, wodurch die Zeitskala für das Altern der Sonne ( 10 Mrd. Jahre ) bestimmt wird. Die Positronen werden durch Paarvernichtung e + + e – ¥ 2 γ in elektromagnetische Strahlung umgewandelt. Die Neutrinos verlassen ohne Energieverlust die Sonne. (Zum Nachweis der Sonnenneutrinos, s. S. 114.) Der Wasserstoffvorrat der Sonne reicht, um im Zentrum weitere etwa 6 Mrd. Jahre lang die Verschmelzung von Wasserstoff aufrecht zu erhalten. In dieser Zeit bleibt die Sonne auf der Hauptreihe. Ihre Leuchtkraft steigt dabei, so dass in etwa 1 Mrd. Jahren Leben auf der Erde unmöglich werden wird ( 123.3 ). Auch in anderen Hauptreihensternen findet die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium im Zentrum statt, wobei sich je nach Masse und Leuchtkraft unterschied- liche Lebensdauern ergeben. Beispielsweise hat ein Stern mit M = 10 M 8 eine Le- bensdauer von nur 10 Mio. Jahren. In seinem Inneren ist die Temperatur höher, die Kernfusion läuft über den Kohlenstoffzyklus ( 123.2 ) viel rascher als in der Son- ne ab. Die massereichen Sterne, die auf der Hauptreihe beobachtet werden, sind also erst vor relativ kurzer Zeit entstanden. c Die Altersphase von sonnenähnlichen Sternen – weiße Zwerge Wenn der Wasserstoff in der Kernzone großteils aufgebraucht ist, beginnt eine neue Phase der Sternentwicklung. Zunächst erfolgt die Fusion des Wasserstoffs in einer weiter außen liegenden Schicht. Dadurch heizt sich die Sternatmosphäre auf und dehnt sich aus. Der Stern wird zum Roten Riesen . Für die Sonne wird dies in etwa 6 Mrd. Jahren erfolgen. Ihr Radius reicht dann bis zur Erdbahn. Gleichzeitig verliert sie etwa 30% ihrer Masse, indem ein Teil der Hülle als Sonnenwind ins All strömt. (Solche Sternenwindwolken werden als planetarische Nebel ( 124.1, 124.2 ) bezeichnet, führen aber nicht zur Bildung von Planeten, sondern verteilen sich im Raum.) Das weitere Schicksal des Sterns hängt von seiner restlichen Masse ab. 4 He 2 H 2 He 3 He 3 He 3 He 3 He 2 He 2 H ν ν p p p p p p e + e + Zyklus Ende Zyklus Beginn Zyklus Beginn 123.1 In der Sonne und in anderen kühlen Ster- nen verläuft die Fusion von Wasserstoff zu Helium vor allem über den Proton-Proton-Zyklus. v 4 He e + ν p p p p ν Zyklus Ende Zyklus Beginn e + 13 C 13 C 14 N 15 O 15 N 15 N 13 N 12 C 123.2 In heißen Sternen erfolgt die Heliumfusion vor allem über den Kohlenstoff- Stickstoff-Zyklus: 12 C+4p ¥ 12 C+ 4 He+2e + +2 ν + γ 10 -5 10 -4 10 -3 10 -2 10 -1 1 10 10 2 10 3 10 4 10 5 Leuchtkraft violett blau weiß gelb orange rot infrarot Farbe 13 000 Verflüchtigung von: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun Planetarische Nebel Verflüchtigung von: Merkur, Venus, Erde, Mars 12 000 Roter Riese Proto- solarer Nebel 0,1 10 000 10 Hauptreihe (heute) Weißer Zwerg Schwarzer Zwerg 1 123.3 Schicksal der Sonne im Hertzsprung- Russell-Diagramm. Die Zahlen, in Millionen Jahren, bezeichnen die seit ihrer Bildung aus einer Gaswolke vergangene Zeit. In 5 Mrd. Jah- ren wird sie zum Roten Riesen und nach dem Abstoßen ihrer Hülle zum Weißen Zwerg. Nur zu Prüfzwecken – Eigentum des Verlags öbv