Entstehung von Sternen Marten Luk Gester (PDF)

GFS
Sternenleben
Marten-Luk Gester 9d

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Inhaltsverzeichnis
1)Was ist ein Stern?..............................................................................................................................3
1.1.1Wie lang lebt ein Stern?......................................................................................................3
2)Sternen Entwicklung von „Geburt“ bis zum „Tot“...........................................................................4
2.1Die Entstehung eines Sterns:......................................................................................................4
2.1.1Wie kann die Entstehung eines Sterns verhindert werden?................................................4
2.2Hauptreihenphase, die Entwicklung des Sterns..........................................................................5
3)Der "Tot" des Sterns:.........................................................................................................................6
3.1Sterne entwickeln sich entsprechend ihrer Masse unterschiedlich:............................................7
3.1.1Massearme Sterne bis 0,3 Sonnenmassen:..........................................................................7
3.1.2Massearme Sterne zwischen 0,3 und 2,3 Sonnenmassen:...................................................7
3.1.3Massereiche Sterne zwischen 2,3 und 3 Sonnenmassen:....................................................8
3.1.4Massereiche Sterne über 3 Sonnenmassen:.........................................................................8
3.1.5Doppelsterne.......................................................................................................................9
4)Sternarten im laufe ihres Lebens.....................................................................................................10
4.1.1Weißer Zwerg....................................................................................................................10
4.1.2Schwarzer Zwerg..............................................................................................................10
4.1.3Neutronenstern..................................................................................................................10
4.1.4 Roter Riesen.....................................................................................................................10
4.1.5Schwarzes Loch................................................................................................................10
5)Quellen............................................................................................................................................11

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1) Was ist ein Stern?
Ein massereicher Himmelskörper bestehend aus sehr heißem Gas und Plasma der vor
allem selbst leuchtet. Durch die enorme Hitze glüht das Gas und leuchtet. Durch seine
eigene Schwerkraft wird er zusammengehalten.
Die meisten Sterne die in unserem Universum existieren bestehen aus Plasma. Plasma ist
gasförmig und besteht zu 99 Prozent aus Wasserstoff und Helium.
Die Lebensdauer eines Sterns ist abhängig von der Masse des Sterns.
Die Grenze wie schwer Sterne werden können liegt bei etwa der 130 fachen bis 150
fachen Sonnenmasse. Das Aussehen eines Sterns, also die Oberflächenfarbe hängt von
ihrer Oberflächentemperatur ab.
1.1.1 Wie lang lebt ein Stern?
Sterne entstehen aus Gaswolken. Die Gaswolke entscheidet mit
ihrer Größe, wie groß der Stern werden kann. Die Größe eines Sterns bestimmt die
Lebensdauer des Sterns. Kleinere Sterne leben deutlich länger als große, da sie
ihren Wasserstoff viel langsamer verbrennen. Große Sterne verbrennen ihren
Wasserstoff extrem schnell. Durch die riesige Masse und ihre damit verbundenen
extremen Gravitationskräfte wird ein extremer Druck in der Kernregion erzeugt und
eine genauso hohe Temperatur entsteht, wodurch die einzelnen Atomkerne viel
häufiger kollidieren als in kleineren Sternen.

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2) Sternen Entwicklung von „Geburt“ bis zum „Tot“.
2.1 Die Entstehung eines Sterns:
Bei der Entstehung eines Sterns müssen folgende Voraussetzungen gegeben sein.
Es muss interstellare Materie in riesigen Wolken angesammelt werden, diese Orte
sind in der Hauptsache in den Spiralarmen der Galaxie zu finden, dabei spricht von
„Gaswolken“. Gaswolken bestehen aus Staub und vor allem aus gasförmigen Element
Wasserstoff. Da ein Stern auch aus Wasserstoff besteht, müssen also Gaswolken der
Ursprung von Sternen sein.
Damit ein Stern entsteht, muss eine Gaswolke kollabieren, dies ist der Fall, wenn die
Schwerkraft den Gasdruck dominiert, also der Grenzradius oder die Grenzmasse
überschritten wird. Nun ist das „Jeans-Kriterium“ erfüllt. Zum Beispiel kann die
Druckwelle einer nahen Supernova das Gas verdichten und unter diesem Druck
zündet das Gas. So können auf einen Schlag tausende von Sternen entstehen. Wenn
diese Voraussetzungen

gegeben sind, bilden sich aus einer Gaswolke, die sich

immer weiter verdichtet, einzelne „Globulen“. Als „Globule“ bezeichnet man Teile von
einer Molekülwolke, die räumlich eng begrenzt sind.
Aus Globulen entstehen dann die Sterne. Sterne entstehen fast nie allein, sie
entstehen meistens in Gruppen. Dabei wird für das Kontrahieren etwa 10 bis 15
Millionen Jahre benötigt. Wenn sich die Globulen immer weiter kontrahieren, nimmt
dadurch die Dichte der Globulen zu. Sobald eine Dichte von über 100 Milliarden
Moleküle pro cm³ erreicht wird, fällt der Kühlungsprozess aus. Ab einer Temperatur
von 10 Millionen Kelvin startet der Fusionsprozess. Dabei verschmelzen 4
Wasserstoffatomkerne zu einem einzelnen Heliumkern.

2.1.1 Was kann die Entstehung eines Sterns verhindern?
Warum gibt es im Universum immer noch Gaswolken, aus denen noch kein Stern
entstanden ist? Das Universum ist ca. 13 Milliarden Jahre alt, folglich sollte sich die
Materie gefunden haben, um Sterne zu bilden. Deshalb muss es andere Faktoren
geben, die dazu beitragen, dass die Entstehung eines Sterns aus einer Gaswolke
verhindert wird.
Ein Beispiel ist die Rotation einer Gaswolke, die die Entstehung eines Sterns

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verhindern kann. Sobald eine Gaswolke rotiert schrumpft diese und wird immer kleiner
und dadurch die „Drehimpulserhaltung“ immer schneller. Die „Trägheitskräfte“ werden
stärker und die Gaswolke reißt auseinander, die Entstehung eines Sterns wurde nun
verhindert.
Die Entstehung eines Sterns kann auch durch Magnetfelder verhindert werden. Sind
Magnetfelder in einer Gaswolke vorhanden können diese den Kollaps stoppen. Das
Material kann nicht mehr zusammen gedrückt werden.
Durch die

Eigenschaft, dass sich warme Körper ausdehnen und kalte Körper

zusammenziehen

entsteht

ein

geringer

Strahlungsdruck.

Dieser

geringe

Strahlungsdruck kann auch eine Entstehung verhindern.

2.2 Hauptreihenphase, die Entwicklung des Sterns
Die Masse des entstandenen Sterns entscheidet den weiteren Entwicklungsverlauf des
Sterns. Je größer die Masse des Sterns, desto kürzer ist seine Lebensdauer. Neben
seinem Einfluss auf die Brenndauer bestimmt die Masse, ob sich Magnetfelder bilden
können, oder wie stark der Sternwind wird. Sternen Winde können zu einen enormen
Masse Verlust führen, der die weitere Entwicklung stark beeinflussen kann.
Die „Hauptreihe“ nimmt den größten Teil etwa 90 Prozent der Brenndauer eines Sterns
ein. In der „Hauptreihe“ wird Wasserstoff zu Helium im Kern des Sterns ausgeglichen
fusioniert. Sobald die Hauptreihenphase im Gange ist, wird der Stern in seinen weiterem
Entwicklungsverlauf langsam größer, heißer und heller. Wodurch der Stern sich folgend
nun zu einem Riesenstern entwickelt. Schließlich sind Sterne in dieser Phase deutlich
heller als bei ihrer Entstehung.
Im Kern eines Sterns beträgt die Temperatur etwa 10 Millionen Kelvin. Der Kern ist der
Zentralbereich eines Sterns, in dem auch die Kernfusion, das heißt die Verschmelzung
zweier Atome zu einem schwereren Kern, stattfindet. Als Nebenprodukt dieser Fusion von
Wasserstoff zu Helium, auch als „Wasserstoffbrennen“ bezeichnet, wird eine enorme
Menge an Energie freigesetzt. Obwohl der Kern etwa die Hälfte der Masse des Sterns
enthält, nimmt er dennoch, bezogen auf das Gesamtvolumen des Sterns nur einen
geringen Platz ein. Im Kern eines Sterns sammeln sich auch die Fusionsprodukte an. Über
mehrere hunderttausend Jahre dauert der Transport der Energie an die Sternoberfläche.

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Abbildung 1
Diese Abbildung zeigt eine schematische Darstellung der Entwicklung eines Sterns von der
Gaswolke bis zum Ende.

3) Der "Tot" des Sterns:
Wachstum oder Zerfall

Die

Entscheidung

zwischen

Bei ausreichender hoher Temperatur und ausreichenden Druck fusionieren die im Kern
zuvor, durch das „Wasserstoffbrennen“, entstandenen Heliumkerne. Dadurch wird das
Wasserstoffbrennen in einer Schale um dem Helium brennenden Kern fortgesetzt. Dieser
Vorgang des „Heliumbrennens“ erfolgt nur bei einem Stern der mindestens über 0,3
Sonnenmassen besitzt. Sterne die leichter als 0,3 Sonnenmassen sind glühen nachdem
Vorgang des „Wasserstoffbrennens“ aus.
Die weitere Entwicklung der massearmen Sterne unterscheidet sich deutlich von der
weiteren Entwicklung der massereichen Sterne. Als „massearm“ bezeichnet hierbei Sterne
die unter 2,3 Sonnenmassen besitzen.
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3.1 Sterne entwickeln sich entsprechend ihrer Masse unterschiedlich:

3.1.1 Massearme Sterne bis 0,3 Sonnenmassen:
Massearme Sterne die bis zu 0,3 Sonnenmassen besitzen, fusionieren Wasserstoff, in
einer wachsenden Schale um den erloschenen Kern weiter. Nach dem Ende des Schalen
Brennens erlöscht nun der Stern vollständig.
Das Resultat auf die Temperaturabnahme im Kern der Sterne ist, dass die Sterne nun der
Schwerkraft nachgeben und zu Weißen Zwergen kontrahieren. Weiße Zwerge haben nur
noch einen Durchmesser von einigen tausend Kilometern.
Durch dieses Zusammenfallen steigt die Oberflächentemperatur stark an, wobei im
weiteren Verlauf die Weißen Zwerge letztendlich dann doch abkühlen. Sie enden als
Schwarze Zwerge.
3.1.2 Massearme Sterne zwischen 0,3 und 2,3 Sonnenmassen:
Massearme Sterne die zwischen 0,3 und 2,3 Sonnenmassen besitzen, erreichen durch
weiteres Schrumpfen (Kontraktion) die benötigte Temperatur und Dichte in ihrem Kern,
damit dort das Heliumbrennen erfolgen kann.
Bei der Zündung des Heliumbrennens entsteht ein Leistungsumsatz im Kern der auf das
100-Milliarden-Fache der heutigen Sonnen Leistung ansteigen kann. Dies erfolgt ohne
dass es an der Oberfläche erkennbar ist. Diese Vorgänge, die bis zur Stabilisierung des
Heliumbrennens erfolgen nennt man auch „Heliumflash“.
Es entstehen beim Heliumbrennen Elemente bis zum Sauerstoff Atom. In einer Schale um
den Kern findet zur selben Zeit noch Wasserstoffbrennen statt. Durch den Temperaturund Leistungsanstieg expandieren, also vergrößern sich die Sterne zu „Roten Riesen“.
„Rote Riesen“ haben einen Durchmesser von dem hundertfachen der Sonne. Dabei wird
die äußere Hülle bei der Expansion meistens abgestoßen. Aus dieser äußeren Hülle
bilden sich sogenannte planetarische Nebel. Schließlich erlischt das Heliumbrennen und
die Sterne werden zu „Weißen Zwergen“.
3.1.3 Massereiche Sterne zwischen 2,3 und 3 Sonnenmassen:
Massereiche Sterne die zwischen 2,3 und 3 Sonnenmassen besitzen, erreichen nach dem
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sie das Heliumbrennen abgeschlossen haben das Stadium des Kohlenstoffbrennens, bei
dem Elemente bis zum Eisen Atom entstehen.
Es kann keine Energie beim Eisen fusionieren gewonnen werden.
Da diese Sterne aber durch die Bildung Planetarischer Nebel oder durch einen Sternwind
einen enormen Teil ihrer Masse verlieren.
Geraten sie am Ende unter die kritische Masse für eine Supernova-Explosion dann
kollabieren sie ebenfalls zu „Weißen Zwergen“.
3.1.4 Massereiche Sterne über 3 Sonnenmassen:
Massereiche Sterne die über 3 Sonnenmassen besitzen, verbrennen in den letzten
Jahrtausenden ihres Lebens alle leichteren Elemente in ihrem Kern zu Eisen. Sowie bei
massereichen Sternen zwischen 2,3 und 3 Sonnenmassen, sorgen Sternwinde dafür, dass
sie einen großen Teil der Masse von ihrer äußeren Schicht verlieren.
Neben der Verbrennung von leichteren Elementen zu Eisen bilden sich zur selben Zeit um
den Kern des Sterns Schalen. In diesen Schalen erfolgen verschieden Fusionsprozesse.
Dabei sind die Zustände in den Schalen sehr unterschiedlich.

Die folgende Tabelle dient als Beispiel für die Zustände in den Schalen:
Temperatur in
Brennvorgang
Dichte(kg/cm³
Brennmaterial
Millionen
Brenndauer
(Nukleosynthese)
)
Kelvin
H
Wasserstoffbrennen
40
0,006
10 Millionen J.
He
Heliumbrennen
190
1,1
1 Million Jahre
C
Kohlenstoffbrennen
740
240
10.000 Jahre
Ne
Neonbrennen
1.600
7.400
10 Jahre
O
Sauerstoffbrennen
2.100
16.000
5 Jahre
Si
Siliciumbrennen
3.400
50.000
1 Woche
Kernfusion schwerster
Fe-Kern
10.000
10.000.000
Elemente
Tabelle1
In dieser Tabelle werden die Fusionsprozesse in den Schalen eines Sterns mit 18 Sonnenmassen (40.000fache Sonnenleistung und den 50-fachen Sonnendurchmesser) dargestellt.

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Im Eisenkern konzentriert sich ein großer Teil der gesamten Sternenmasse. Dieser
Eisenkern hat einen relativ kleinen Durchmesser von etwa 10.000 km. Überschreitet der
Eisenkern die Grenze von 1,44 Sonnenmassen kollabiert er in Sekundenbruchteilen. Im
selben Moment werden die äußeren Schichten durch die freigesetzte Energie abgestoßen,
wodurch eine expandierende Explosionswolke entsteht. Diese Explosionswolke wird mit
dem Namen „Supernova“ bezeichnet. Nun entsteht als Endprodukt einer Supernova ein
„Neutronenstern“ oder ein „schwarzen Loch“.
3.1.5 Doppelsterne
Doppelsterne bestehen aus 2 Sternen. Allerdings entstehen sie nur aus einer sich
rotierenden Gaswolke. Sobald diese eine Gaswolke schrumpft, dreht sie sich immer
schneller. Durch die schnellere Drehung wird auch die Zentrifugalkraft immer stärker und
reißt die Wolke auseinander. Dabei bilden sich zwei Brocken, die sich umeinander drehen.
Nun können Doppelsterne entstehen. Diese Sterne sind durch ihre Gravitation miteinander
verbunden. Sie drehen sich in ihrer Umlaufbahn um den gemeinsamen Schwerpunkt.
Diese Konstellation tritt im Universum sehr häufig vor.

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