Big Bang HTL 4, Schulbuch

Vom Leben und Sterben der Sterne 18 Thermodynamik und moderne Physik (IV. Jg., 8. Sem.) 165 18.2 Von Riesen und Zwergen Das Leben der Sterne Es gibt viele verschiedene Arten von Sternen. Hier be- kommst du einen Überblick. Genauer sehen wir uns das Leben unserer Sonne an. Hat im Inneren eines neuen Sterns die Fusion gezündet, entsteht ein Gleichgewicht zwischen dem nach außen wirkenden Gasdruck und dem nach innen wirkenden Gravitationsdruck. Die Kontraktion kommt zum Stillstand. Den Großteil ihres Lebens befinden sich Sterne in diesem stabilen Zustand. Abb. 18.6: Vereinfachter Zusammenhang zwischen Leuchtkraft und Temperatur der Sterne im Hertzsprung-Russel-Diagramm Trägt man in einem Graphen Leuchtkraft und Oberflächen- temperatur der Sterne ein, erhält man ein sogenanntes Hertzsprung-Russel-Diagramm (Abb. 18.6). Du siehst, dass die Sterne nicht gleichmäßig verteilt sind. Es gibt also nur ganz bestimmte Kombinationen von Temperatur und Leuchtkraft. In ihrer stabilen Phase liegen die Sterne in der sogenannten Hauptreihe. Das trifft auf etwa 90% der Sterne in unserer Milchstraße zu. Die Hauptreihe reicht von den Blauen Riesen über die Sonne bis zu den Roten Zwergen . Wie kommt es aber zu deren unterschiedlichen Sterneneigenschaften? Der Großteil davon ist auf die unterschiedliche Masse zu- rückzuführen, die die Sterne beim Zusammenballen der Die Sonne hat eine Oberflächentemperatur von etwa 5800 K. Woher weiß man das? Welche Elemente werden in Sternen im Laufe ihres Lebens erbrütet? Wie heiß wird es dabei im Inneren? Was versteht man unter einem schwarzen Strahler, dem Wien’schen Verschiebungsgesetz und dem Gesetz von Stefan und Boltzmann? Lies nach in Kap. 9.1 und 9.3, NAWI III! Wie lange wird das Leben auf der Erde noch möglich sein? Was wird mit Merkur und Venus am Ende des Sonnenlebens passieren? F5 F6 F7 Gaswolke mitbekommen. Je größer die Masse, desto größer ist der Druck im Inneren. Dadurch läuft die Fusion heftiger ab, und der Stern wird heißer. Davon hängen wiederum Farbe, Leuchtkraft und auch die Verweildauer in der Haupt- reihe ab. Diese Zusammenhänge sind in Tab. 18.1 exempla- risch zusammengefasst. Info: Schwarzer Strahler Info: Proportionalitäten -> S. 166 Das Hertzsprung-Russel-Diagramm ist aber eine Momentauf- nahme. Die Sterne befinden sich zwar den Großteil ihres Lebens auf der Hauptreihe, aber in ihrer Jugend und vor allem im Alter verändern sie sich und wandern im Diagramm herum (Abb. 18.8). Die Hauptreihenzeit hängt von der Sternen- masse ab (Tab. 18.1). Die Sonne verweilt dort rund 11 Milliar- den Jahre. Blaue Riesen brennen so heftig, dass sie nach einigen Millionen Jahren ausgebrannt sind. In Roten Zwergen läuft die Fusion relativ gemächlich ab, und sie bleiben einige hundert Milliarden Jahre auf der Hauptreihe. Blauer Riese Sonne Roter Zwerg relative Masse m 50 1 0,2 relativer Radius r ~ m 1/2 7 1 0,4 Temperatur [K] T ~ m 1/2 40.000 5800 2600 relative Leuchtkraft L ~ m 3 125.000 1 0,008 Hauptreihenzeit in Jahren t h ~ 1/ m 2 4,4 · 10 6 11 · 10 9 275 · 10 9 Tab. 18.1: Beispiele zu wichtigen Sterneigenschaften, die von der Masse abhängig sind ( Infobox Proportionalitäten ) Schwarzer Strahler Abb. 18.7: Strah- lungsintensität bei drei ver- schiedenen Oberflächen- temperaturen: Heiße Sterne sind bläulich, kühle rötlich, mittelheiße Sterne gelblich bis weiß. Sterne verhalten sich in guter Näherung wie schwarze Strahler. Darunter versteht man idealisierte Objekte, deren Strahlungsverhalten ausschließlich von ihrer Temperatur abhängt (Abb. 18.7). Aus der Lage des Intensitätsmaximums kann man mit Hilfe des Wien’schen Verschiebungsgesetzes λ max · T = 2,9 · 10 –3 m· K die Temperatur auf der Oberfläche des Sterns berechnen. Das Spektrum der Sonne hat ein Ma- ximum bei etwa 500 nm und ihre Oberfläche hat daher rund 5800 K ( F5 ). Die Werte differieren in der Literatur deshalb um einige hundert Kelvin, weil die Sonne kein perfekter schwarzer Strahler ist). i Nur zu Prüfzwecken – Eigentum des Verlags öbv