Sexl Physik 8, Schulbuch

| 124 Sterne mit M < 1,4 M 8 entwickeln sich zu Weißen Zwergen. Massereichere Sterne nehmen hingegen eine stürmische Entwicklung. In einem Stern wie die Sonne steigt die Temperatur im Inneren noch so weit an, dass Helium zu Kohlenstoff verschmilzt: 3 4 He ¥ 12 C+2 γ . Auch Sauerstoff kann sich nun bilden: 4 He+ 12 C ¥ 16 O+ γ . Dabei wird weniger Energie frei als bei der He- liumbildung, durch Abkühlung sinkt der Druck im Stern, die Last der Hülle kom- primiert das Sterninnere weiter. Die Dichte des nunmehrigen Zwergsterns erreicht Werte von 10 9 kg/m 3 . Die Atome werden auf ein Hundertstel ihres normalen Radius zusammengedrückt. Warum zerquetscht die Gravitation den Stern nicht? Die Quantenphysik kommt dem Stern zu Hilfe. Der Stern besteht aus einem Plasma von Atomkernen und Elek- tronen und hat eine Dichte, die millionenfach höher ist als die Dichte von Was- ser. Den Elektronen steht nun sehr wenig Raum zur Verfügung. Im Abschnitt über Quantenphysik haben wir gesehen, dass Einsperrung wegen der Unschärferelation zu einer Erhöhung der kinetischen Energie führt. In einem Gas bedeutet erhöh- te kinetische Energie der Moleküle einen höheren Druck. Durch ihre hohe kineti- sche Energie tragen die Elektronen wesentlich zum Druck bei. Da ihre Energie nur durch die Einsperrung, nicht durch die Temperatur bestimmt ist, hängt der Druck der Elektronen nicht von der Temperatur, sondern nur von ihrer Dichte ab. Der Weiße Zwerg wird auch bei Abkühlung nicht weiter kontrahieren. Die Energieproduktion durch Kernfusion ist beendet. Eine Kugel aus Kohlenstoff und Sauerstoff, etwa so groß wie die Erde und mit rund der halben gegenwärtigen Masse, strahlt nun mit anfangs über 100 000 K , bis sie nach mehreren Mrd. Jahren erlischt. d Die Altersphase von massereichen Sternen Der Druck der Elektronen hält der Schwerkraft allerdings nur bis zu einer oberen Massengrenze M < 1,4 M 8 stand. Unter dem Druck des Sterns kontrahiert der Heli- umkern und heizt sich weiter auf. Dadurch werden weitere Kernverschmelzungen möglich. Beispiele sind: bei 100 Mio. K: 3 4 He ¥ 12 C + γ , 12 C + 4 He ¥ 16 O + γ ; bei 800 Mio. K: 12 C + 12 C ¥ 24 Mg + γ ; bei 2 Mrd. K: 16 O + 16 O ¥ 32 S + γ , 28 Si + α ; bei 3,5 Mrd. K: 28 Si + 28 Si ¥ 56 Ni + γ . 56 Ni zerfällt über β -Zerfälle in 56 Fe. Jeder folgende Schritt dauert kürzer als der vorherige, das Sterninnere kontra- hiert immer weiter. Entsprechend der Temperaturverteilung im Stern bilden sich Schalen, in denen die Reaktionen ablaufen. Auch das Siliciumbrennen vermag den Stern nicht zu stabilisieren: Mit Eisen ist der stabilste Kern erreicht, bereits gebil- dete Kerne werden durch energiereiche Photonen gespalten, was ebenso wie die Synthese schwerer Elemente durch Neutronenbeschuss Energie bindet und den Druck verringert. Nach wenigen Tagen ist das Siliciumbrennen beendet, und es kommt der letzte Akt in der Sternentwicklung: die Explosion einer Supernova . Die Supernova SN1987A Supernovae sind schlagartig hell aufleuchtende Sterne. Die Astronomen beobach- ten etwa 20 solche Ereignisse pro Jahr, mit freiem Auge sichtbar ist jedoch durch- schnittlich nur eine in 300 Jahren. Die vorletzte war 1604 erschienen und von J ohaNNes K epler (1571–1639) detailliert beobachtet worden: ein Jahr lang war sie am Sternhimmel sichtbar. Am 23. Februar 1987 flammte am südlichen Sternenhim- mel SN1987A, die erste Supernova des Jahres 1987, in der ca. 160 000 Lj entfernten Großen Magellan’schen Wolke , einer Zwerggalaxie nahe der Milchstraße, auf. Es war die erste Supernova, deren Vorläuferstern bekannt ist ( 124.4 ). 124.1 Eta Carinae hat 100 Sonnenmassen und ist 8 000 Lj von uns entfernt. Vor 150 Jahren wurde er zum hellsten Stern am Südhimmel. Die aus- gestoßenen Gasmassen bewegen sich mit etwa 1 000 km/s durch den Raum. Sein Endstadium wird eine Supernova sein. 124.2 Der Ringnebel im Sternbild Leier: Die im Riesenstadium abgestoßene Sternhülle wird als planetarischer Nebel bezeichnet. Er breitet sich mit etwa 50 km/s aus und lässt den heißen ausgebrannten Kern als blauen Stern zurück. 124.3 Der Pferdekopfnebel schiebt sich als Dunkelwolke vor eine leuchtende Gaswolke im Sternbild Orion. 124.4 Aufflammen der SN1987A in der unserer Galaxis benachbarten Großen Magel- lanschen Wolke. SN1987A (rechtes Bild oben) überstrahlt alles. Nur zu Prüfzwecken – Eigentum des Verlags öbv