Sexl Physik 8, Schulbuch

sich im Raum.) Das weitere Schicksal des Sterns hängt von seiner restlichen Masse ab. 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 Heliumbil- dung, durch Abkühlung sinkt der Druck im Stern, die Last der Hülle komprimiert 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 zu- sammengedrückt. 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 Wasser. 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 (s. Physik 7, S. 100). In einem Gas bedeutet erhöhte kinetische Energie der Moleküle einen höheren Druck. Durch ihre hohe kinetische 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 000K , bis sie nach mehreren Mrd. Jahren erlischt. Die Altersphase von massereichen Sternen Bei höheren Massen M > 1,4 M 8 kompensiert der Druck der Elektronen die Schwer- kraft allerdings nicht mehr. Unter dem Druck des Sterns kontrahiert der Helium- kern 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 2Mrd. K: 16 O + 16 O ¥ 32 S + γ , 28 Si + α ; bei 3,5Mrd. 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 kontrahiert immer weiter. Entsprechend der Temperaturverteilung im Stern bilden sich Scha- len, in denen die Reaktionen ablaufen. Auch das Siliciumbrennen kann den Stern nicht stabilisieren: Mit Eisen ist der stabilste Kern erreicht, die Kernfusion und die Energieproduktion enden. Bereits gebildete Kerne werden durch energiereiche Photonen gespalten, was ebenso wie die Synthese schwerer Elemente durch Neu- tronenbeschuss Energie bindet und den Druck verringert. Nach wenigen Tagen ist das Siliciumbrennen beendet, und es kommt der letzte Akt in der Sternentwick- lung: 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 (  84.4 ). 84.1 Eta Carinae hat 100 Sonnenmassen und ist 8 000 Lj von uns entfernt. Vor 150 Jahren wurde er zum hellsten Stern am Südhimmel. Die ausgestoßenen Gasmassen bewegen sich mit etwa 1 000 km/s durch den Raum. Sein Endstadium wird eine Supernova sein. 84.2 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. 84.3 Der Pferdekopfnebel schiebt sich als Dunkelwolke vor eine leuchtende Gaswolke im Sternbild Orion. 84.4 Aufflammen der SN1987A in der unserer Galaxis benachbarten Großen Magellanschen Wolke. SN1987A (rechtes Bild oben) überstrahlt alles.  84 AKTUELLE FORSCHUNG Nur zu Prüfzwecken – Eigentum des Verlags öbv