Menü
Foren
Neue Beiträge
Foren durchsuchen
Aktuelles
Neue Beiträge
Neue Medien
Kommentare Medien
Letzte Aktivität
Galerie
Neue Medien
Neue Kommentare
Medien suchen
Mitglieder
Zurzeit aktive Besucher
Anmelden
Registrieren
Aktuelles
Suche
Suche
Nur Titel durchsuchen
Von:
Neue Beiträge
Foren durchsuchen
Menü
Anmelden
Registrieren
Install the app
Installieren
Foren
Erwachsenen-Themen
Wissenschaft + Geschichte
Universum
JavaScript ist deaktiviert. Für eine bessere Darstellung aktiviere bitte JavaScript in deinem Browser, bevor du fortfährst.
Du verwendest einen veralteten Browser. Es ist möglich, dass diese oder andere Websites nicht korrekt angezeigt werden.
Du solltest ein Upgrade durchführen oder einen
alternativen Browser
verwenden.
Auf Thema antworten
Nachricht
<blockquote data-quote="H2SO4" data-source="post: 91559" data-attributes="member: 2506"><p>K ist die Boltzmann- Konstante, K = 1,3805 × 10-23 [J K-1], n die Teilchenzahl pro Volumeneinheit und m die Masse des Gasteilchens.</p><p></p><p>Ein ideales Gas ist ein solches, bei dem die einzelnen Teilchen so betrachtet werden, als hätten sie keine Ausdehnung und würden nur durch elastische Stöße miteinander wechselwirken. Ein reales Gas verhält sich naturgemäß anders, jedoch kommen Wasserstoff und die leichten Edelgase (z.B. Helium) diesem Zustand am nächsten, insbesondere bei niedrigem Druck und hoher Temperatur. Im Vergleich zu ihrem mittleren Abstand haben sie unter solchen Bedingungen eine verschwindend kleine Ausdehnung. Der Druck eines Gases ist also nicht von der chemischen Beschaffenheit, sondern nur von der Teilchendichte und der Temperatur abhängig.</p><p></p><p>Bei recht hohen Dichten und relativ niedriger Temperatur spielen jedoch immer mehr quantenmechanische Effekte eine Rolle, das Gas verhält sich immer weniger wie ein ideales Gas, die Zustandsgleichung wird dadurch komplizierter. Fermionen, das sind Teilchen mit halbzahligem Spin (der Spin ist ein unveränderbarer quantenmechanischer Eigendrehimpuls eines Teilchens), unterliegen dem Pauli- Prinzip. Zu den Fermionen zählen wir die Leptonen ("leichte Teilchen") wie Elektronen, Myonen oder Neutrinos und die Baryonen ("schwere Teilchen") wie Protonen und Neutronen.</p><p></p><p>Das Pauli- Prinzip verbietet den Fermionen, sich im gleichen Quantenzustand zu befinden. Wenn wir uns die hohen Dichten und Temperaturen im Innern der Sterne vergegenwärtigen, fällt es leicht sich vorzustellen, dass ein Elektron kaum noch Platz für seine Bewegungen hat. Denken wir uns dazu, dass jedes Elektron in einen "Kasten" gesperrt ist, in dem es sich bewegen kann. An den Seitenflächen wird es immer wieder einmal mit benachbarten Elektronen zusammenprallen. Machen wir den Kasten nun viel kleiner, versucht das Elektron auszuweichen. Es bekommt eine Art "Platzangst" und seine Bewegungen werden immer hektischer und schneller. In diesem Zustand ist die Elektronengaskomponente entartet.</p><p></p><p>Wir können die Entartung allerdings auch etwas seriöser definieren:</p><p>Sie basiert auf der von Werner Heisenberg (1901-1976) aufgestellten Unschärferelation, nach der man niemals gleichzeitig exakt den Ort und den Impuls eines Teilchens bestimmen kann. Ort und Impuls des Teilchens sind also unscharf, nicht eindeutig zu identifizieren. Multipliziert man nun die Unschärfe des Ortes mit der Unschärfe des Impulses, erhält man etwa den Wert des Planckschen Wirkungsquantums h, einer minimalen Dimension. Erhebt man dieses zur dritten Potenz, h3, ergibt sich ein Einheitsvolumen, ein Phasenraum mit 3 echten Raumdimensionen und 3 Impulsdimensionen. Das ist unser "Kasten" von oben. Wolfgang Paulis Ausschließungsprinzip besagt nun, dass sich innerhalb eines solchen Phasenraums nicht zwei identische Teilchen aufhalten können. Sie müssen sich wenigstens durch ihren Spin, der bei den Fermionen den Wert +½ oder -½ annehmen kann, unterscheiden. Im Phasenraum können sich also höchstens zwei Elektronen aufhalten, und man kann sie nicht dichter zusammenquetschen. Steigt jedoch die Dichte ungemein hoch an, z.B. auf 1 Million [g/cm3] bei einem nur noch aus Helium bestehenden Kern, so füllen die langsamen Elektronen ihre Phasenräume vollständig aus. Der Zusammenstoß mit benachbarten Elektronen wird aber immer häufiger, so dass als Ausweg nach Paulis Prinzip nur noch bleibt, dass sich die Elektronen durch ihre Geschwindigkeit, ihren Impuls unterscheiden. Ihre Geschwindigkeit nimmt immer weiter zu und geht sogar bis in den relativistischen Bereich. Durch ihre schnelle Bewegung üben die Elektronen einen großen Druck aus, den Entartungsdruck. Er ist so groß, dass er das Sternzentrum vor weiterer Kontraktion bewahrt, auch Weiße Zwerge und Neutronensterne werden durch diesen Druck gegen die einwirkende Gravitation stabilisiert. Die Entartung lässt sich durch Absenken der Temperatur nicht zurück nehmen, selbst wenn man das Gas auf fast 0 [K] abkühlen würde.</p><p></p><p>Unterscheiden müssen wir zwischen nichtrelativistischer und relativistischer Entartung. Bei letzterer ist die Fermi- Energie (siehe unten) gleich oder größer als die Ruhemasseenergie der Teilchen. Der Druck des Gases ist nun nicht mehr abhängig von der Temperatur, im Falle der nichtrelativistischen Entartung ist er proportional Á5/3, bei relativistischer Entartung proportional Á4/3. Wenn man also die Dichte eines nichtrelativistisch entarteten Gases um 1% erhöht, wird der Druck um 5/3 = 1,67% zunehmen. Man bezeichnet diese Druckzunahme als Kompressionswiderstand des Gases. Relativistisch entartetes Gas ist also "weicher", hat weniger Kompressionswiderstand (1,33% bei 1% Dichteerhöhung). Die Grenze zwischen nichtrelativistischer und relativistischer Entartung liegt bei einer Dichte von Á = 2 × 106 [g cm-3]. Der unterschiedliche Grad der Entartung macht die Zustandsgleichungen wesentlich komplizierter als oben angedeutet, vor allem, wenn zwischen den beiden Grenzfällen nur teilweise Entartung eintritt. In diesem Fall ist der Druck auch noch mehr oder weniger stark von der Temperatur abhängig.</p><p>Grundsätzlich lässt sich eine Entartung durch eine genügend große Temperaturerhöhung zurücknehmen.</p><p></p><p>Im Kern des Sterns sind neben den Elektronen auch die Atomkerne vorhanden, beide bilden je eine Gaskomponente. Weil sie viel leichter sind, entarten die Elektronen zuerst. Das entartete Elektronengas übt dann einen derart hohen Druck aus, dass es praktisch allein verantwortlich für die mechanische Stabilität des Sterns ist. Die Atomkerne verbleiben dabei im idealen Gaszustand, der Beitrag des Kerngases zum Druck ist vernachlässigbar. Entartetes Elektronengas ist ein sehr guter Wärmeleiter, im Kern herrscht deshalb nahezu die gleiche Temperatur wie in der wasserstoffbrennenden Schale.</p><p></p><p>FermienergieNun noch einige Anmerkungen zur erwähnten Fermi- Energie:</p><p>Wenn wir ein Gas bei einer Temperatur von 0 [K] betrachten, können nicht alle Teilchen den Grundzustand einnehmen. Der Grundzustand ist das niedrigste mögliche Energieniveau, auf dem sich ein Teilchen aufhalten kann. Im oberen Bild haben wir solche Teilchen bei 0 [K] dargestellt. Die untere Linie zeigt den Grundzustand an, den jedes Teilchen anstrebt. Aus energetischer Sicht (nach dem Pauli- Prinzip) müssen sich die Teilchen aber quasi übereinander stapeln, bis zu einer bestimmten Grenzenergie (obere rote Linie). Diese Fermi- Energie (benannt wie auch die Fermionen nach dem ital. Physiker Enrico Fermi, 1901- 1954) ist das größte Energieniveau, welches ein Teilchen bei 0 [K] besetzen kann. Unter "normalen" Bedingungen allerdings, also höheren Temperaturen, werden immer einige Teilchen Zustände oberhalb der Fermi- Energie einnehmen (mittleres Bild). Die Fermi- Energie steigt mit der Teilchendichte an, was zu sehr verwunderlichen Eigenschaften führen kann. Im unteren Bild sehen wir eine Konfiguration, wie sie z.B. in einem Neutronenstern vorliegt: durch die extrem hohe Teilchendichte in solchen Objekten ist die Fermi- Energie sehr groß, so dass sich die Teilchen brav übereinander stapeln wie beim kalten Gas und kaum eines die Grenzenergie erreicht. So ist es möglich, dass sich der Neutronenstern wie ein gefrorener Körper verhält, auch wenn seine Temperatur eine Milliarde [K] beträgt! Die der Fermi- Energie entsprechende Temperatur wäre hier sogar 100-mal höher.</p><p></p><p>Weitere Entwicklung</p><p></p><p>Hat sich eine bestimmte Menge Helium gebildet, etwa 0,45 Sonnenmassen, ist die Temperatur auf etwa 100 Millionen [K] angestiegen. Jetzt zündet die bisherige Brennasche schlagartig als Heliumflash (flash = Blitz). In nur wenigen Sekunden wird eine gewaltige Energiemenge freigesetzt, welche zunächst aber nicht nach außen abgeführt werden kann, sondern die Temperatur weiter erhöht. Die erhöhte Temperatur des Kerngases lässt aber die Fusionen noch schneller ablaufen, wodurch wiederum noch mehr Energie freigesetzt wird. Kurzfristig, für einige Sekunden, werden im Kern 100 Milliarden (!) Sonnenleuchtkräfte freigesetzt, durch die hohe Temperatur wird die Entartung nun zurückgenommen und das Gas der Kernregion kann wieder expandieren.</p><p></p><p>Durch diese Expansion wird aber Wärmeenergie verbraucht und die Prozesse im Innern normalisieren sich. Die Energien des Flashs werden durch die Expansion darüber liegender Schalen aufgebraucht. Im Kern kann nun eine ruhige Phase des Heliumbrennens ablaufen, bei unserer Sonne wird diese Phase etwa 30 Millionen Jahre dauern. Ein Stern zehnfacher Sonnenmasse hat das Helium bereits nach rund</p><p>100 000 Jahren verbrannt. Bedingt durch die hohen Temperaturen im Innern hat sich die Hülle nun auf fast 140fachen Sonnenradius ausgedehnt. Sie ist deshalb nur noch sehr schwach gravitativ an den Kern gebunden.</p><p></p><p>Sonnenartiger Stern während des HeliumbrennensSchematische Darstellung eines sonnenähnlichen Sterns während der Phase des Heliumbrennens. Dies erfolgt ausschließlich im Zentrum, in einer darüber befindlichen Schale wird noch Wasserstoff fusioniert, dessen Brennasche (Helium) den Kern weiter mit neuem Brennstoff versorgt. Angedeutet sind noch die nach innen gerichtete Eigengravitation und die Strahlungsemission aus der äußeren Konvektionszone.</p><p></p><p>Der Kern des Sterns besteht nach dem Ende des Heliumbrennens nur noch aus Kohlenstoff und Sauerstoff, Helium wird nun nur noch in einer Schale um den Kern weiter fusioniert. Für die weitere Existenz des Sterns ist seine bis jetzt verbliebene Masse, vor allem diejenige der Kernregion, ausschlaggebend. Weitere Kontraktionen und erneute Kernverschmelzungen sind möglich, wenn das Gas im Innern sich wie ein ideales Gas verhält. Je geringer die Masse des Sterns ist, um so mehr muss die Zentralregion kontrahieren um die erforderliche Temperatur zur Zündung des nächsten Kernprozesses zu erreichen. Hierbei ist aber die Gefahr sehr groß, dass das Elektronengas entartet. Bei massearmen Sternen reicht die Eigengravitation nicht aus, um den Kern soweit zusammen zu pressen und damit zu erhitzen, dass die Heliumfusion zünden kann. Hat der Stern sogar eine Masse von weniger als 8% der Sonnenmasse, ist bereits vor Beginn des Wasserstoffbrennens die Kernregion entartet, so dass diese Fusion erst gar nicht einsetzt. Diese Sterne sind die Braunen Zwerge.</p><p></p><p>Besteht der Kern nach dem Heliumbrennen aus einer Kohlenstoffkugel von etwa 1,4 Sonnenmassen, kann bei weiterer Kontraktion ab etwa 500 Millionen [K] das Kohlenstoffbrennen einsetzen. Dies wird aber mit einem ungeheuer energiereichen Flash ausgelöst, welcher den gesamten Stern höchstwahrscheinlich in einer Supernovaexplosion völlig zerreißen wird.</p><p></p><p>Die Plejaden - das Siebengestirn im Sternbild StierDer wohl bekannteste offene Sternhaufen, die Plejaden (M 45). Er liegt in einer Entfernung von nur 400 Lichtjahren und hat eine Ausdehnung von etwa 13 Lichtjahren. Bei den meisten der über 3000 Sterne handelt es sich, insbesondere bei den hier sichtbaren, um massereiche, heiße, junge Sterne, welche durch ihre Strahlung die umgebenden Gas- und Staubwolken als schwach leuchtende blaue Reflexionsnebel erscheinen lassen. Jedoch wurden neuerdings hier auch massearme Braune Zwerge entdeckt.</p><p></p><p>Für jeden Stern gilt: je geringer seine Masse ist, umso geringer ist auch seine Gravitationsenergie. Um die Temperatur im Kern soweit zu erhöhen, dass weitere Fusionen ablaufen können, muss der massearme Stern also viel stärker kontrahieren. Eine sanfte Fusion des Kohlenstoffkerns ist jedoch möglich, wenn dieser rund 0,9 Sonnenmassen aufweist und das Gas noch nicht entartet ist. Dementsprechend muss der Stern eine Gesamtmasse über einer Grenze von 2,3 Sonnenmassen aufweisen, wenn das Heliumbrennen vor Einsetzen der Entartung beginnen soll, und mehr als etwa 8-10fache Sonnenmasse zum Zünden des Kohlenstoffbrennens. Bei genügender Masse ist es damit möglich, dass durch weitere Kontraktionen und Kernprozesse zum Schluss ein reiner Eisenkern entsteht, der dann aber nicht weiter fusionieren kann. Bei erneuter Kontraktion wird er als Neutronenstern oder Schwarzes Loch enden.</p><p></p><p>Sehr massereiche Sterne von 80 bis zur Obergrenze von 120 Sonnenmassen sind von Anfang an instabil. Ihre Kernzone ist zu keiner Zeit entartet, Fusionen laufen durch die ungeheuren Dichten und hohen Temperaturen sehr schnell ab. Kleinste Störungen bringen diese Sterne rasch aus dem Gleichgewicht und führen zu Schwingungen des Sternkörpers, welche letztendlich zum Abstoßen großer Materiemassen führen (siehe auch Hypernovae). Einen weiteren Masseverlust erleiden diese Giganten durch die hohen freigesetzten Energiemengen sowie einem extremen Sternenwind. Die meiste Masse verlieren sie allerdings an ihrem Lebensende in einer Supernovaexplosion.</p><p></p><p>Fusionen in massereichen SternenIn massereichen Sternen können Kernfusionen gleichzeitig in mehreren Zonen ablaufen. Hier ein Schnitt durch einen Roten Überriesen, der in seinem Zentrum Kohlenstoff zu Neon und Magnesium fusioniert. In einer Schale darüber wird Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff umgewandelt, während in der äußeren Schale noch Wasserstoff "brennt".</p></blockquote><p></p>
[QUOTE="H2SO4, post: 91559, member: 2506"] K ist die Boltzmann- Konstante, K = 1,3805 × 10-23 [J K-1], n die Teilchenzahl pro Volumeneinheit und m die Masse des Gasteilchens. Ein ideales Gas ist ein solches, bei dem die einzelnen Teilchen so betrachtet werden, als hätten sie keine Ausdehnung und würden nur durch elastische Stöße miteinander wechselwirken. Ein reales Gas verhält sich naturgemäß anders, jedoch kommen Wasserstoff und die leichten Edelgase (z.B. Helium) diesem Zustand am nächsten, insbesondere bei niedrigem Druck und hoher Temperatur. Im Vergleich zu ihrem mittleren Abstand haben sie unter solchen Bedingungen eine verschwindend kleine Ausdehnung. Der Druck eines Gases ist also nicht von der chemischen Beschaffenheit, sondern nur von der Teilchendichte und der Temperatur abhängig. Bei recht hohen Dichten und relativ niedriger Temperatur spielen jedoch immer mehr quantenmechanische Effekte eine Rolle, das Gas verhält sich immer weniger wie ein ideales Gas, die Zustandsgleichung wird dadurch komplizierter. Fermionen, das sind Teilchen mit halbzahligem Spin (der Spin ist ein unveränderbarer quantenmechanischer Eigendrehimpuls eines Teilchens), unterliegen dem Pauli- Prinzip. Zu den Fermionen zählen wir die Leptonen ("leichte Teilchen") wie Elektronen, Myonen oder Neutrinos und die Baryonen ("schwere Teilchen") wie Protonen und Neutronen. Das Pauli- Prinzip verbietet den Fermionen, sich im gleichen Quantenzustand zu befinden. Wenn wir uns die hohen Dichten und Temperaturen im Innern der Sterne vergegenwärtigen, fällt es leicht sich vorzustellen, dass ein Elektron kaum noch Platz für seine Bewegungen hat. Denken wir uns dazu, dass jedes Elektron in einen "Kasten" gesperrt ist, in dem es sich bewegen kann. An den Seitenflächen wird es immer wieder einmal mit benachbarten Elektronen zusammenprallen. Machen wir den Kasten nun viel kleiner, versucht das Elektron auszuweichen. Es bekommt eine Art "Platzangst" und seine Bewegungen werden immer hektischer und schneller. In diesem Zustand ist die Elektronengaskomponente entartet. Wir können die Entartung allerdings auch etwas seriöser definieren: Sie basiert auf der von Werner Heisenberg (1901-1976) aufgestellten Unschärferelation, nach der man niemals gleichzeitig exakt den Ort und den Impuls eines Teilchens bestimmen kann. Ort und Impuls des Teilchens sind also unscharf, nicht eindeutig zu identifizieren. Multipliziert man nun die Unschärfe des Ortes mit der Unschärfe des Impulses, erhält man etwa den Wert des Planckschen Wirkungsquantums h, einer minimalen Dimension. Erhebt man dieses zur dritten Potenz, h3, ergibt sich ein Einheitsvolumen, ein Phasenraum mit 3 echten Raumdimensionen und 3 Impulsdimensionen. Das ist unser "Kasten" von oben. Wolfgang Paulis Ausschließungsprinzip besagt nun, dass sich innerhalb eines solchen Phasenraums nicht zwei identische Teilchen aufhalten können. Sie müssen sich wenigstens durch ihren Spin, der bei den Fermionen den Wert +½ oder -½ annehmen kann, unterscheiden. Im Phasenraum können sich also höchstens zwei Elektronen aufhalten, und man kann sie nicht dichter zusammenquetschen. Steigt jedoch die Dichte ungemein hoch an, z.B. auf 1 Million [g/cm3] bei einem nur noch aus Helium bestehenden Kern, so füllen die langsamen Elektronen ihre Phasenräume vollständig aus. Der Zusammenstoß mit benachbarten Elektronen wird aber immer häufiger, so dass als Ausweg nach Paulis Prinzip nur noch bleibt, dass sich die Elektronen durch ihre Geschwindigkeit, ihren Impuls unterscheiden. Ihre Geschwindigkeit nimmt immer weiter zu und geht sogar bis in den relativistischen Bereich. Durch ihre schnelle Bewegung üben die Elektronen einen großen Druck aus, den Entartungsdruck. Er ist so groß, dass er das Sternzentrum vor weiterer Kontraktion bewahrt, auch Weiße Zwerge und Neutronensterne werden durch diesen Druck gegen die einwirkende Gravitation stabilisiert. Die Entartung lässt sich durch Absenken der Temperatur nicht zurück nehmen, selbst wenn man das Gas auf fast 0 [K] abkühlen würde. Unterscheiden müssen wir zwischen nichtrelativistischer und relativistischer Entartung. Bei letzterer ist die Fermi- Energie (siehe unten) gleich oder größer als die Ruhemasseenergie der Teilchen. Der Druck des Gases ist nun nicht mehr abhängig von der Temperatur, im Falle der nichtrelativistischen Entartung ist er proportional Á5/3, bei relativistischer Entartung proportional Á4/3. Wenn man also die Dichte eines nichtrelativistisch entarteten Gases um 1% erhöht, wird der Druck um 5/3 = 1,67% zunehmen. Man bezeichnet diese Druckzunahme als Kompressionswiderstand des Gases. Relativistisch entartetes Gas ist also "weicher", hat weniger Kompressionswiderstand (1,33% bei 1% Dichteerhöhung). Die Grenze zwischen nichtrelativistischer und relativistischer Entartung liegt bei einer Dichte von Á = 2 × 106 [g cm-3]. Der unterschiedliche Grad der Entartung macht die Zustandsgleichungen wesentlich komplizierter als oben angedeutet, vor allem, wenn zwischen den beiden Grenzfällen nur teilweise Entartung eintritt. In diesem Fall ist der Druck auch noch mehr oder weniger stark von der Temperatur abhängig. Grundsätzlich lässt sich eine Entartung durch eine genügend große Temperaturerhöhung zurücknehmen. Im Kern des Sterns sind neben den Elektronen auch die Atomkerne vorhanden, beide bilden je eine Gaskomponente. Weil sie viel leichter sind, entarten die Elektronen zuerst. Das entartete Elektronengas übt dann einen derart hohen Druck aus, dass es praktisch allein verantwortlich für die mechanische Stabilität des Sterns ist. Die Atomkerne verbleiben dabei im idealen Gaszustand, der Beitrag des Kerngases zum Druck ist vernachlässigbar. Entartetes Elektronengas ist ein sehr guter Wärmeleiter, im Kern herrscht deshalb nahezu die gleiche Temperatur wie in der wasserstoffbrennenden Schale. FermienergieNun noch einige Anmerkungen zur erwähnten Fermi- Energie: Wenn wir ein Gas bei einer Temperatur von 0 [K] betrachten, können nicht alle Teilchen den Grundzustand einnehmen. Der Grundzustand ist das niedrigste mögliche Energieniveau, auf dem sich ein Teilchen aufhalten kann. Im oberen Bild haben wir solche Teilchen bei 0 [K] dargestellt. Die untere Linie zeigt den Grundzustand an, den jedes Teilchen anstrebt. Aus energetischer Sicht (nach dem Pauli- Prinzip) müssen sich die Teilchen aber quasi übereinander stapeln, bis zu einer bestimmten Grenzenergie (obere rote Linie). Diese Fermi- Energie (benannt wie auch die Fermionen nach dem ital. Physiker Enrico Fermi, 1901- 1954) ist das größte Energieniveau, welches ein Teilchen bei 0 [K] besetzen kann. Unter "normalen" Bedingungen allerdings, also höheren Temperaturen, werden immer einige Teilchen Zustände oberhalb der Fermi- Energie einnehmen (mittleres Bild). Die Fermi- Energie steigt mit der Teilchendichte an, was zu sehr verwunderlichen Eigenschaften führen kann. Im unteren Bild sehen wir eine Konfiguration, wie sie z.B. in einem Neutronenstern vorliegt: durch die extrem hohe Teilchendichte in solchen Objekten ist die Fermi- Energie sehr groß, so dass sich die Teilchen brav übereinander stapeln wie beim kalten Gas und kaum eines die Grenzenergie erreicht. So ist es möglich, dass sich der Neutronenstern wie ein gefrorener Körper verhält, auch wenn seine Temperatur eine Milliarde [K] beträgt! Die der Fermi- Energie entsprechende Temperatur wäre hier sogar 100-mal höher. Weitere Entwicklung Hat sich eine bestimmte Menge Helium gebildet, etwa 0,45 Sonnenmassen, ist die Temperatur auf etwa 100 Millionen [K] angestiegen. Jetzt zündet die bisherige Brennasche schlagartig als Heliumflash (flash = Blitz). In nur wenigen Sekunden wird eine gewaltige Energiemenge freigesetzt, welche zunächst aber nicht nach außen abgeführt werden kann, sondern die Temperatur weiter erhöht. Die erhöhte Temperatur des Kerngases lässt aber die Fusionen noch schneller ablaufen, wodurch wiederum noch mehr Energie freigesetzt wird. Kurzfristig, für einige Sekunden, werden im Kern 100 Milliarden (!) Sonnenleuchtkräfte freigesetzt, durch die hohe Temperatur wird die Entartung nun zurückgenommen und das Gas der Kernregion kann wieder expandieren. Durch diese Expansion wird aber Wärmeenergie verbraucht und die Prozesse im Innern normalisieren sich. Die Energien des Flashs werden durch die Expansion darüber liegender Schalen aufgebraucht. Im Kern kann nun eine ruhige Phase des Heliumbrennens ablaufen, bei unserer Sonne wird diese Phase etwa 30 Millionen Jahre dauern. Ein Stern zehnfacher Sonnenmasse hat das Helium bereits nach rund 100 000 Jahren verbrannt. Bedingt durch die hohen Temperaturen im Innern hat sich die Hülle nun auf fast 140fachen Sonnenradius ausgedehnt. Sie ist deshalb nur noch sehr schwach gravitativ an den Kern gebunden. Sonnenartiger Stern während des HeliumbrennensSchematische Darstellung eines sonnenähnlichen Sterns während der Phase des Heliumbrennens. Dies erfolgt ausschließlich im Zentrum, in einer darüber befindlichen Schale wird noch Wasserstoff fusioniert, dessen Brennasche (Helium) den Kern weiter mit neuem Brennstoff versorgt. Angedeutet sind noch die nach innen gerichtete Eigengravitation und die Strahlungsemission aus der äußeren Konvektionszone. Der Kern des Sterns besteht nach dem Ende des Heliumbrennens nur noch aus Kohlenstoff und Sauerstoff, Helium wird nun nur noch in einer Schale um den Kern weiter fusioniert. Für die weitere Existenz des Sterns ist seine bis jetzt verbliebene Masse, vor allem diejenige der Kernregion, ausschlaggebend. Weitere Kontraktionen und erneute Kernverschmelzungen sind möglich, wenn das Gas im Innern sich wie ein ideales Gas verhält. Je geringer die Masse des Sterns ist, um so mehr muss die Zentralregion kontrahieren um die erforderliche Temperatur zur Zündung des nächsten Kernprozesses zu erreichen. Hierbei ist aber die Gefahr sehr groß, dass das Elektronengas entartet. Bei massearmen Sternen reicht die Eigengravitation nicht aus, um den Kern soweit zusammen zu pressen und damit zu erhitzen, dass die Heliumfusion zünden kann. Hat der Stern sogar eine Masse von weniger als 8% der Sonnenmasse, ist bereits vor Beginn des Wasserstoffbrennens die Kernregion entartet, so dass diese Fusion erst gar nicht einsetzt. Diese Sterne sind die Braunen Zwerge. Besteht der Kern nach dem Heliumbrennen aus einer Kohlenstoffkugel von etwa 1,4 Sonnenmassen, kann bei weiterer Kontraktion ab etwa 500 Millionen [K] das Kohlenstoffbrennen einsetzen. Dies wird aber mit einem ungeheuer energiereichen Flash ausgelöst, welcher den gesamten Stern höchstwahrscheinlich in einer Supernovaexplosion völlig zerreißen wird. Die Plejaden - das Siebengestirn im Sternbild StierDer wohl bekannteste offene Sternhaufen, die Plejaden (M 45). Er liegt in einer Entfernung von nur 400 Lichtjahren und hat eine Ausdehnung von etwa 13 Lichtjahren. Bei den meisten der über 3000 Sterne handelt es sich, insbesondere bei den hier sichtbaren, um massereiche, heiße, junge Sterne, welche durch ihre Strahlung die umgebenden Gas- und Staubwolken als schwach leuchtende blaue Reflexionsnebel erscheinen lassen. Jedoch wurden neuerdings hier auch massearme Braune Zwerge entdeckt. Für jeden Stern gilt: je geringer seine Masse ist, umso geringer ist auch seine Gravitationsenergie. Um die Temperatur im Kern soweit zu erhöhen, dass weitere Fusionen ablaufen können, muss der massearme Stern also viel stärker kontrahieren. Eine sanfte Fusion des Kohlenstoffkerns ist jedoch möglich, wenn dieser rund 0,9 Sonnenmassen aufweist und das Gas noch nicht entartet ist. Dementsprechend muss der Stern eine Gesamtmasse über einer Grenze von 2,3 Sonnenmassen aufweisen, wenn das Heliumbrennen vor Einsetzen der Entartung beginnen soll, und mehr als etwa 8-10fache Sonnenmasse zum Zünden des Kohlenstoffbrennens. Bei genügender Masse ist es damit möglich, dass durch weitere Kontraktionen und Kernprozesse zum Schluss ein reiner Eisenkern entsteht, der dann aber nicht weiter fusionieren kann. Bei erneuter Kontraktion wird er als Neutronenstern oder Schwarzes Loch enden. Sehr massereiche Sterne von 80 bis zur Obergrenze von 120 Sonnenmassen sind von Anfang an instabil. Ihre Kernzone ist zu keiner Zeit entartet, Fusionen laufen durch die ungeheuren Dichten und hohen Temperaturen sehr schnell ab. Kleinste Störungen bringen diese Sterne rasch aus dem Gleichgewicht und führen zu Schwingungen des Sternkörpers, welche letztendlich zum Abstoßen großer Materiemassen führen (siehe auch Hypernovae). Einen weiteren Masseverlust erleiden diese Giganten durch die hohen freigesetzten Energiemengen sowie einem extremen Sternenwind. Die meiste Masse verlieren sie allerdings an ihrem Lebensende in einer Supernovaexplosion. Fusionen in massereichen SternenIn massereichen Sternen können Kernfusionen gleichzeitig in mehreren Zonen ablaufen. Hier ein Schnitt durch einen Roten Überriesen, der in seinem Zentrum Kohlenstoff zu Neon und Magnesium fusioniert. In einer Schale darüber wird Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff umgewandelt, während in der äußeren Schale noch Wasserstoff "brennt". [/QUOTE]
Zitate einfügen…
Name
Authentifizierung
Antworten
Foren
Erwachsenen-Themen
Wissenschaft + Geschichte
Universum
Oben