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Wie entstehen Sterne?

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Academic year: 2021

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3.5.5 Sternentstehung und -entwicklung

Energiefreisetzung in Sternen durch Kernfusion

Problem 1: Energieerzeugung muss irgendwann begonnen haben

Wie entstehen Sterne?

Problem 2: Irgendwann ist der Kernbrennstoff verbraucht

Wie entwickeln sich Sterne bis zum

Erlöschen?

(2)

Woraus entstehen Sterne?

Interstellare Materie

99 % Gas

(vorwiegend Wasserstoff und Helium)

1 % Staub

(vorwiegend Kohlenstoff, Silikate, Eis)

sichtbar unsichtbar sichtbar unsichtbar

als neblige Wolke, durch einen

benachbarten

aber durch

Radiowellen, die das Gas aussendet,

als neblige Wolke, wenn ein

benachbarter Stern

aber als

Dunkelwolke, die

andere Sterne

(3)

Emmisionsnebel

(4)

Reflexionsnebel

(5)

Dunkelwolke - Schildwolke

(6)

Dunkelwolke - Pferdekopfnebel

(7)

Sterne entstehen aus kühlen interstellaren Gas- und Staubwolken

Schema für die Sternbildung: Kontraktion Verdichtung Aufheizung Zünden der Kernfusion (dieser Vorgang dauert bei einem sonnenähnlichen Stern ca. 60 Mio Jahre)

Beim Zünden der Kernfusion kommt die Kontraktion zum Stillstand

Wie entstehen Sterne?

(8)

Aufgaben

Was unterscheidet eine kugelförmige interstellare Wolke von einem Stern?

Im Stern findet Kernfusion und damit

Energiefreisetzung statt, in der Wolke nicht.

Warum kann die Kernfusion nicht bereits am

Beginn der Kontraktion einer interstellaren Wolke einsetzen?

Weil die Bedingungen (hoher Druck und

Temperatur) noch nicht erfüllt sind.

(9)

Der Adlernebel:

„Kinderstube“ der

Sternentstehung

(10)

Sternentwicklung

Die Kernfusion verbraucht Wasserstoff.

Dieser ist in den Sternen jedoch nicht unbegrenzt verfügbar.

Im Verlaufe des Hauptreihenstadiums ändert sich durch die Kernfusion zunehmend die

chemische Zusammensetzung des Sterns.

Ursache der Sternentwicklung

(11)

Das Hauptreihenstadium

Lesen Sie im LB S. 51 f. das Kapitel „Entwicklung der Sterne“ und machen Sie sich zu folgenden

Aufgaben Notizen!

Wodurch ist das Hauptreihenstadium eines Sterns gekennzeichnet?

Erläutern Sie den Unterschied im Hauptreihenstadium zwischen massearmen und massereichen Sternen!

Erläutern Sie den Übergang vom Hauptreihen- zum so

genannten Riesenstadium!

(12)

Das Riesenstadium

Das Hauptreihenstadium der Sonne dauert ca. 10 Mrd. Jahre. Danach dehnt sich die Sonne bis auf etwa den Durchmesser der Venusbahn aus.

Welche Konsequenzen hat das für die Ökosphäre?

Das Riesenstadium der Sonne dauert etwa 3 Mrd.

Jahre.

Abströmen von Gas und Staub „Planetarische

Nebel“

(13)

Ein planetarischer Nebel

(14)

Endstadien der Sternentwicklung

Stabilitätsbedingung für Sterne:

Wechselwirkung von Gravitationskraft und Gas- und Strahlungsdruckkraft

Was passiert, wenn die nach außen

wirkenden Kräfte wegen des Erlöschens der

Kernfusionsprozesse geringer werden?

(15)

Weiße Zwerge

Sterne besitzen keine

Kernfusionsenergiequellen mehr und können sich wegen ihrer großen Dichte auch nicht

weiter zusammenziehen. Sie kühlen langsam aus.

Abgestoßene Hüllen sind als „Planetarische

Nebel“ zu beobachten.

(16)

Nova / Supernova

Massereichere Sterne stoßen ihre äußere Hülle explosionsartig ab.

Supernovaausbruch Was bleibt übrig?

Neutronenstern oder

Schwarzes Loch

(17)

Neutronenstern

- Durchmesser ca. 10 km - Masse ~ 1,5 M S

- Extrem schnelle Rotation

(18)

Supernovaüberrest - Neutronenstern

(19)

Supernovaüberrest - Neutronenstern

(20)

Schwarzes Loch

Übersteigt die Restmasse des Supernova- Reststerns 2,7 Sonnenmassen, entsteht ein Schwarzes Loch.

Die Gravitationskraft ist so stark, dass keine Materie oder Strahlung (also auch kein

Licht!) das Schwarze Loch verlassen kann.

(21)

Schwarzes Loch

(22)

Zusammenfassung: Sternentwicklung

(23)
(24)

Aufgabe zur Sternentwicklung

Das „Leben“ eines Sterns lässt sich ähnlich gliedern wie das Leben eines Menschen. Setzen Sie in die

freien Felder der Tabelle die entsprechenden Entwicklungsstadien des Sterns ein!

Kindheit / Jugendzeit Kontraktionsphase

Berufsleben Hauptreihenstadium

Aktive Senioren Riesenstadium

(25)

Die Sternentwicklung im HRD

Die Entwicklung eines Sterns mit einer Sonnenmasse,

dargestellt im Hertzsprung-

Russell-Diagramm.

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