Sterne - Entwicklung und Ende

André Kesser

5. Juli 2010

1 Entstehung vonSternen

1.1 Vorraussetzungen für dieBildung von Sternen

Sterne entstehen aus interstellaren Gas-wolken. Diese können aus Überresten vonfrüheren Sternen bestehen, oder direktnach dem Urknall entstanden sein. Ster-ne die aus von Vorgängersternen stammen-den Gaswolken entstehen, nennt man Po-pulation II Sterne. Sie enthalten im Ver-gleich zu Population I Sternen, die ausGaswolken entstanden sind, die sich direktnach dem Urknall gebildet haben, mehrschwerere Elemente. Das nach Sir JamesHopwood Jeans benannte Jeans Kriteri-um trifft eine Aussage darüber, wie großeine Masse in Abhängigkeit von der Tem-peratur und der Dichte sein muss, damit ei-ne interstellare Gaswolke kollabieren kann.Es gilt:

M >

√(5kBT

Gmmol

)3

·(

3

4πρ

)(1)

mit:

M : Masse der GaswolkekB : Boltzmann KonstanteT : Temperatur

mmol : mittlere molare Masseρ : Dichte des Gases

Das Jeans Kriterium folg aus dem Viral-satz (−Epot = 2 · Ekin) und der kalori-schen Zustandsgleichung eines idealen Ga-ses (Ekin = 3

2kBT

Mmmol

) durch Integrationüber den Energiegewinn.

Abbildung 1: Das etwa 7000 Lichtjahreentfernte Sternentstehungsgebiet „Adlerne-bel“ (NGC 6611)

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Besitzt die Gaswolke eine ausreichendeGröße und damit eine genügend große Mas-se, zieht sie sich aufgrund der Gravitationzusammen. Da der Drehimpuls der Gas-wolke erhalten bleiben muss, bildet sichein Ringsystem oder eine Akkretions-scheibe. Ein Ringsystem kann weiter frag-mentieren und mehrere Sterne bilden. Manspricht dann von einem Doppel- oderMehrsternsystem. Aus einer Akkretions-scheibe können sich, wie etwa in unseremSonnensystem, Planeten bilden. Der Dre-himpuls ist dann in Form von Bahndrehim-puls im Doppel- bzw. Mehrfachsternsystemoder den Planeten gespeichert. Beispiels-weise tragen in unserem Sonnensystem Sa-turn und Jupiter zusammen 99% des Dre-himpulses, aber die Sonne 99% der Masse.Etwa 80% der beobachtbaren Sterne befin-den sich in einem Doppel- oder Mehrfachs-ternsystem.

Abbildung 2: M57, ein Ringnebel, aus demsich ein Doppel- oder Mehrfachsternsystembilden kann.

Der Kollaps einer solchen Gaswolke istabhängig von ihrer Ursprungsgröße, größe-

re Massen kollabieren schneller als kleine.Die Zeit, die eine Gaswolke benötigt umzu kollabieren wird „Helmholz-Kelvin-Zeit“ genannt, sie beträgt 105 bis 108 Jah-re.

Abbildung 3: HD216956, ein Akkretions-scheibe, aus dem sich ein Stern mit einemPlanetensystem bilden kann.

1.2 Energieproduktion in einemStern

Der Kollaps der Gaswolle kommt zum Halt,wenn das Kerngebiet sich auf etwa 4000Kerwärmt hat. Durch das Pauli-Prinzip wirdder Kern dicht und der Kern wirkt als Stoß-front für die äußere, weiter einfallende Ma-terie. Dadurch erhöhen sich sowohl Druckals auch Temperatur. Ist beides genügendhoch, kommt es zum Wasserstoffbrennen.Solche so genannten Protosterne sind we-gen der Staubhülle, die sie umgibt zunächstnur im Infrarotbereich zu sehen. Abhän-gig von der Masse des Sterns kann die-ser verschiedene Brennstufen durchlau-fen. Dabei muss für jede höhere Brennstu-fe der Druck und die Temperatur im Kerndes Sterns zunehmen. Diese Zunahme kannnur dadurch entstehen, dass äußere Scha-len in den Kern stürzen. Sterne mit Massen

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bis etwa 8M� können folgende Brennstufendurchlaufen:

• Wasserstoffbrennen

• Heliumbrennen

Da mit jeder höheren Brennstufe mehrEnergie erforderlich wird um die Coulomb-wälle bei der Kernfusion zu überwinden,können nur genügend schwere Sterne auchweitere Brennstufen durchlaufen:

• Kohlenstoffbrennen

• Neonbrennen

• Sauerstoffbrennen

• Siliziumbrennen

Die Asche einer Brennstufe ist dabei gleich-zeitig der Ausgangsstoff der nächsten Stu-fe. Dabei ist das Wasserstoffbrennen die amlängsten dauernde Brennstufe, alle höhe-ren Stufen laufen zunehmend schneller ab.Tabelle (1.2) zeigt den zeitlichen Verlauf,sowie die nötige Temperatur der einzelnenBrennstufen eines Sternes mit M = 25M�:

Brennphase Temp. in K DauerH-Brennen 6 · 107 7 · 106 JHe-Brennen 2, 3 · 108 5 · 105 JC-Brennen 9, 3 · 108 600 JNe-Brennen 1, 7 · 109 1 JO-Brennen 2, 3 · 109 1

2J

Si-Brennen 4, 1 · 109 1 d

Tabelle 1: Zeitlicher Ablauf und benötigteTemperatur der Brennstufen eines Sternsmit M = 25M�.

1.3 Herzsprung-Russel-Diagramm

1913 entwickelte Henry Norris Russell be-ruhend auf Arbeiten von Ejnar Herzsprungaus dem Jahre 1905 das nach beiden be-nannteHerzsprung-Russell-Diagramm(HRD).

Abbildung 4: Henry Norris Russell

Russell klassifizierte die Sterne nach ihrerLeuchtkraft und Temperatur. Dabei entste-hen vier Gruppen. Zum einen ergibt sichdie Hauptreihe (Main Sequence), auf dersich etwa 70% der Sterne befinden.

Abbildung 5: Herzsprung Russell Dia-gramm

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Sterne beginnen ihr Leben am unterenEnde der Hauptreihe als rote Zwerge undwandern während der Phase des Wasser-stoffbrennens auf der Hauptreihe weiternach oben. Rechts oberhalb der Hauptrei-he befinden sich die so genannten Rie-sensterne (Giants). Diese Sterne befin-den sich am Ende der Wasserstoffbrennpha-se im Übergang zum Heliumbrennen. Beinoch größeren Leuchtkräften befinden sichÜberriesen (Supergiants). Dabei handeltes sich um Sterne bei denen die das Heli-umbrennen schlagartig begonnen hat. Beiniedrigen Leuchtkräften aber hohen Tem-peraturen befinden sich dieWeißen Zwer-ge (White Dwarts). Weiße Zwerge sindÜberreste erloschener Sterne.

Temperatur K100 000 20 000 10 000 5000 3000

0,01

0,1

1

10

102

103

104

Leuc

htkr

aft S

onne

= 1

Hauptreihe

RoterRiese

Roter Überriese

Abstoßen der Hülle

Kern Schrumpft

Planetrarischer Nebel

Kern kühlt aus

Weißer Zwerg

ZeitPhaseSonne

~9 Mrd J ~1 Mrd J ~100 Mill J ~10 000 JHauptreihe Roter Riese Gelber Riese Planet. Nebel Weißer Zwerg

4,5 Mrd J (jetzt) 12,2 Mrd J 12,3 Mrd J 12,3305 Mrd J 13,3306 Mrd J

Abbildung 6: Wanderung der Sonne imHerzsprung-Russell-Diagramm

Abbildung Nr. (6) zeigt beispielhaft dieWanderung der Sonne auf dem Herzsprung-Russell-Diagramm. Während er Wasser-stoffbrennphase, die bei der Sonne etwa 109

Jahre dauert, wandert sie auf der Hauptrei-he. Ist der Wasserstoffvorrat des Kerns auf-gebraucht, fehlt der Gegendruck zum Gra-vitationsdruck. Dadurch beginnt die Schalein den Kern zu stürzen und erhöht damitDruck und Temperatur im Kern. Dadurch

dass dieser durch das Pauli-Prinzip dichtwird, wirkt er als Stoßfront. Die reflek-tierte Stoßwelle bläht die äußeren Schalenauf einhundert Sonnenradien auf. Die Tem-peratur der ausgedehnten Schalen nimmtab, die Leuchtkraft der Sonne bleibt hin-gegen durch die größere Oberfläche etwakonstant. Die Sonne ist zum Roten Riesengeworden. Durch den zunehmenden Druckbeginnt in den Schalen der Sonne ebenfallseine Wasserstoffbrennphase. Befindet sicheine genügende Menge an Helium im Kern(etwa 0, 45M�), kommt es zum Helium-flash. Dabei zündet explosionsartig die He-liumbrennphase und bläht die Sonne zu ei-nem Überriesen mit 140R� auf. Stabili-siert sich das Heliumbrennen, wird die Son-ne zum Gelben Riesen. Am Ende des Heli-umbrennens wird die Sonne ihre Hülle ab-stoßen. Die zunächst noch sichtbare Hül-le kühlt ab, weshalb die Temperatur sinkt.Wird der übrig gebliebene Kern sichtbar,ist die Sonne zu einem Weißen Zwerg ge-worden, der nur noch Restwärme abstrahlt.

2 Ende von Sternen

Es gibt drei verschiedene Möglichkei-ten, wie ein Stern sein Leben been-den kann. Sterne mit einer Masse bis1, 44M�, der Chandrasekhar-Grenze,enden als Weißer Zwerg, Sterne mitbis zu 3M�, der Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze, enden als Neutronen-stern. Schwere Sterne werden zu Schwar-zen Löchern.

2.1 Weiße Zwerge

Weiße Zwerge sind die Kerne leichter Ster-ne, die ihr Hülle bereits durch eine Super-nova abgestoßen haben. Sie besitzen kei-ne eigene Energieproduktion mehr, sondern

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strahlen nur noch Restwärme ab. Sie ha-ben Temperaturen von 104 bis 105K. DemGravitationsdruck wird durch den Entar-tungsdruck der Elektronen standgehalten.Dadurch besitzt der Weiße Zerg eine ho-he Dichte. Etwa die Masse der Sonne istauf des Volumen der Erde komprimiert. Da-durch herrscht an der Oberfläche eines Wei-ßen Zwerges eine im Vergeich zur Erde etwa300000 mal größere Fallbeschleunigung.

Abbildung 7: Weißer Zwerg: Sirius B,Begleiter des Sirius im Sternbild „GroßerHund“

Weiße Zwerge besitzen eine Hülle ausWasserstoff und Helium sowie meist einenKern aus Sauerstoff und Kohlenstoff.

2.2 Neutronenstern

Bei Neutronensternen wird der Entar-tungsdruck der Elektronen durch die Gra-vitation überwunden. Die Elektronen wer-den dadurch in die Protonen gedrückt undwandeln sich mit diesen zu Neutronen undNeutrinos um:

p+ e− → n+ νe (2)

Dem Gravitationsdruck hält nun der Entar-tungsdruck der Neutronen stand. Entspre-chend steigt steigt auch die Fallbeschleuni-gung an und erreicht Werte, die 2 ·1011 malso groß wie die Fallbeschleunigung auf derErde. Aufgrund der Drehimpulserhaltungweisen Neutronensterne eine hohe Drehfre-quenz auf, es wurden Drehfrequenzen bis zu716Hz gemessen. Neutronensterne weisenebenfalls ein hohes Magnetfeld bis zu 108Tauf, steht dieses nicht parallel zu Drehach-se, spricht man von einem Pulsar. Die Hül-le des Neutronensterns besteht aus Eisen-kernen und freien Elektronen. Durch dieRotation kommt es zu einer Hallspannungim Bereich von 1018V .

2.3 Schwarzes Loch

Bei Schwarzen Löchern wird der Ent-artungsdruck der Neutonen überwundenund das Volumen des Sterns praktisch aufNull reduziert. Durch die starke Gravita-tion wird die Raumzeit bis zur Singulari-tät gekrümmt. Schwarze Löcher sind nichtsichtbar, können aber durch Materiejets,die senkrecht zur Akkretionsscheibe austre-ten detektiert werden.

Abbildung 8: Prinzipdarstellung einesSchwarzen Lochs, das einen Stern ver-schlingt

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2.4 Supernovae

Es gibt grundsätzlich zwei verschiede-ne Supernovaetype, die Kernkollaps-Supernovae und die Doppelstern-Supernovae.

Abbildung 9: Supernova aus dem Jahr1054

Bei der Kernkollaps-Supernovae werdendie Schalen des Stern am Ende des Sternle-bens in den interstellaren Raum geschleu-dert. Dies geschieht dadurch, dass die Hül-le zunächst auf den Kern zufällt, da dieEnergie fehlt, der Gravitation stand zu hal-ten. Wird der Kern durch das Pauli-Prinzipdicht, wirkt er als Stoßfront, an der dieStoßwelle reflektiert wird. Bei dieser Ex-plosion können Bedingungen herrschen, diefür die Bildung von Elementen schwererals Eisen Voraussetzung sind. Die abge-sprengte Gashülle erreicht Geschwindigkei-ten bis 106 km

h. Fast die gesamte Energie

(99%) wird in Form von Neutrinos abge-geben.

Abbildung 10: Supernova aus dem Jahr1987

Bei einer Doppelstern-Spernovaesaugt ein Weißer Zwerg in einem Dop-pelsternsystem einem benachbarten Ro-ten Riesen Materie ab und wächst bis zurChandrasekhar-Grenze an. Die anschlie-ßende Supernova dient als Standardkerzezur Entfernungsmessung. Der Begleitsternwird zum Fluchtstern (Runaway Star).

Abbildung 11: Prinzipdarstellung einerDoppelsternsupernova

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3 Nachweis von Neutrinosaus Supernovae

Um rechtzeitig vor Supernovae war-nen zu können besteht das Supernova-Frühwarnungssystem (SNEW), ihm ange-schlossen sind die Detektoren:

• SNO (Kanada)

• Super-Kamikande (Japan)

• LVD (Italien)

• IceCube (Antarktis)

3.1 IceCube

Abbildung 12: Schematischer Aufbau desIceCube Detektors

Der Detektor IceCube, an dem auchdie Universität Mainz beteiligt ist und der2011 fertig gestellt werden soll, besteht

aus 5160 lichtempfindlichen Sensoren an 86Strängen, die in das Eis der Antarktik ein-gelassen sind. IceCube ist zum Nachweisvon Neutrinos genbaut. HochenergetischeNeutrinos können durch die Reaktion vonMyon-Neutrinos detektiert werden:

νµ +N → X + µ (3)

Das dabei entstehende Tscherenkow-Lichtkann im hochreinen Eis detektiert werdenund lässt damit die Berechnung der Flug-bahn des Neutrinos zu.

Abbildung 13: Errechnete Flugbahn vonNeutrinos, Daten vom 4. Juni 2010

Niederenergetische Neutrinos ausSupernova-Ereignissen können ebenfallsdetektiert werden, dazu nutzt man die Re-aktion mit Protonen:

ν̄e + p→ n+ e+ (4)

Abbildung Nr (14) zeigt ein detektiertesSupanovaereignis. Gut zu erkennen ist derplötzliche Anstieg der Detektionen und dieinnerhalb von etwa 10 Sekunden abklingen-de Zahl der Neutrinos.

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Time Post-Bounce [s]0 0.5 1 1.5 2 2.5 3

DO

M H

its (

20m

s bi

nnin

g)

30000

32000

34000

36000

38000

40000

42000

44000

46000

48000

No OscillationScenario A (NH)Scenario B (IH)

Abbildung 14: Detektiertes Supernova-Ereigniss

Mit Hilfe der in Detektoren beobachte-ten Ereignisse können Astronomen frühge-warnt werden, da Neutrinos aufgrund dergeringen Wechselwirkung mit Materie etwa

sechs Stunden vor sichtbarem Licht die Er-de erreichen.

4 Quellen

• Buch Oberhummer „Kerne und Ster-ne“ Johann Ambrosius

• Barth

• http://icecube.wisc.edu/

• http://www.hubblesite.org

• http://www.astronomia.de

• http://www.ogonek.net

• http://www.wikipedia.org

• http://www.Uni-Bonn.de

• http://www.nasa.gov

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