Big Bang HTL 4, Schulbuch

Vom Leben und Sterben der Sterne 18 Thermodynamik und moderne Physik (IV. Jg., 8. Sem.) 167 Abb. 18.10: Typische Schalenstruktur eines alten Sterns sehr großer Masse (siehe auch Tab. 18.3) Von Zwergen und Riesen Wenn von Sternen die Rede ist, dann spricht man von Zwer- gen und Riesen. Diese relative Größe bezieht sich immer auf unsere Sonne. Abb. 18.11: Größenvergleich von Sternen: Weiße Zwerge liegen in der Größe der Erde und sind in dieser Abbildung nicht darstellbar. Blaue Riesen sind die größten Sterne der Hauptreihe. Sie haben massenbedingt hohe Fusionsraten und Temperatu- ren. Am Ende ihres Lebens blähen sie sich zu roten Über- riesen auf und enden in einer Supernova. Rote Zwerge sind die kleinsten Sterne der Hauptreihe. Unsere Milchstraße besteht zu 70% aus ihnen. Sie haben massenbedingt niedrige Fusionsraten und Temperaturen. Wenn sie unter rund 0,6 Sonnenmassen besitzen, werden sie am Ende ihres Lebens direkt Weiße Zwerge. Rote Riesen sind das Endstadium von Hauptreihensternen mittlerer Masse. Auch unsere Sonne wird kurz vor dem Ende ihres Lebens zu einem Roten Riesen. Rote Überriesen sind das Endstadium von Blauen Riesen. Diese explodieren in einer Supernova. Weiße Zwerge entwickeln sich aus Roten Riesen. Auch die Sonne endet einmal als Weißer Zwerg. Schwarze Zwerge sind das hypothetische Endstadium der Weißen Zwerge, wenn diese komplett ausgekühlt sind. Braune Zwerge sind für „normale“ Gasplaneten wie Jupiter zu groß und für Rote Zwerge zu klein. Im Inneren läuft keine Wasserstofffusion ab, sondern Lithium- und Deuterium- fusion. Weil sie kalt und klein sind, sind sie praktisch nicht zu sehen. Sie gelten daher als mögliche Kandidaten für baryonische dunkle Materie. i Phase Dauer in 10 6 a Dauer in % relative Leuchtkraft relativer Radius Hauptreihenstern (2) 11.000 88,49 0,7–2,2 0,9–1,6 Übergangsphase (3) 700 5,63 2,3 1,6–2,3 Roter Riese (4) 600 4,83 2,3–2300 2,3–166 Beginn des He-Brennens (5) 130 1,04 44–2000 10–130 instabile Phase (6) 0,4 0,003 500–5000 50–200 Übergang zu Weißem Zwerg (7) 0,1 0,001 3500–0,1 100–0,08 Summe 12.430 100 Tab. 18.2: Die Phasen der Sonne (siehe auch Abb. 18.8): Die relativen Werte sind auf die heutige Sonne bezogen. Brennphase Temperatur [K] Dauer Hauptprodukte Wasserstoffbrennen 0,04 · 10 9 7,3 · 10 6 a Helium Heliumbrennen 0,2 · 10 9 0,7· 10 6 a Kohlenstoff, Sauerstoff Kohlenstoffbrennen 0,7· 10 9 320 a Neon, Magnesium Neonbrennen 1,2 · 10 9 < 10 a Sauerstoff, Magnesium Sauerstoffbrennen 1,8 · 10 9 ~ 0,5 a Silizium, Schwefel Siliziumbrennen 3,4 · 10 9 < 1 d Eisen Tab. 18.3: Die Brennphasen eines Sterns mit 25 Sonnenmassen (siehe auch Abb. 18.10) Zusammenfassung Wie das Leben eines Sterns verläuft und welche Elemente er dabei „erbrütet“, hängt von seiner Masse ab. Die Sonne wird in 7 Milliarden Jahren ein Roter Riese und in knapp 8 Milli- arden Jahren als Weißer Zwerg enden. Das Leben für die Menschen wird aber schon in 1 Milliarde Jahren unmöglich sein. 18.3 Leben aus Sternenasche und Supernova Der Tod der Sterne Kleine Sterne wie die Sonne werden zuerst Weiße und später Schwarze Zwerge. Massenreichere Sterne enden nach einer Supernova als Neutronensterne oder Schwarze Löcher. ?: Fragenbox Die Sonne wird einmal ein Weißer Zwerg werden (Kap. 18.2). Dieser kühlt aber immer weiter aus und wird letztlich ein Schwarzer Zwerg. Sein Auskühlen dauert allerdings Milliarden Jahre. Daher ist nicht sicher, ob es im Universum überhaupt schon Schwarze Zwerge gibt. Daneben gibt es noch zwei andere Endstadien der Sterne: Neutronensterne oder Schwarze Löcher (Abb. 18.13). Welches Ende einen Stern ereilt, hängt von seiner Masse ab. Z Nur zu Prüfzwecken – Eigentum des Verlags öbv S