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Referat aus der Physik

© Sebastian Stumpf

 

Thema: Energieproduktion in Sternen

Das Wort "Stern" ist eine allgemeine Bezeichnung für jedes leuchtende Objekt an der Himmelsphäre (mit Ausnahme des Mondes). Dabei unterscheidet man zwischen nicht selbst leuchtenden Wandelsternen (Planeten) und Fixsternen, den Sternen im engeren Sinne. Die Mehrzahl der Sterne ist der Sonne in Aufbau, Masse und Dichte sowie in der Energieerzeugung ähnlich, darum wird die Erklärung der Energieproduktion der Sterne anhand der Daten unserer Sonne durchgeführt.

Die Sonne in Zahlen

Durchmesser: 1 392 530 km (109 Erddurchmessern)

Masse: 1,989 · 1030 kg (330 000 Erdmassen)

Dichte

mittlere: 1,41 g/cm3

im Zentrum: 134 g/cm3

Temperatur

Oberfläche: 5 800º K

Sonnenflecken: 4 000º K

Zentrum: 15 500 000º K

Masseverlust durch Strahlung: 4 200 000 Tonnen pro Sekunde

Masseverlust durch Sonnenwind: 1 000 000 Tonnen pro Sekunde

Alter: 4,6 Milliarden Jahre

Chemische Zusammensetzung (Massenanteile):

äußeren Schichten: 75% Wasserstoff

23% Helium

2% übrige Elemente

Sonnenzentrum: 42% Wasserstoff

56% Helium

2% übrige Elemente

Rotationsdauer

Äquator: 25,6 Tage

Polnähe: 36 Tage

Magnetfeld

Sonnenflecken: 300 mTesla

Sonnenpole: 0,1 mTesla

der Erde: 0,06 mTesla

Abstand Erde-Sonne: 150 Millionen km

Sternentwicklung

Die Theorien von der Entwicklung der Sterne beruhen in erster Linie auf Informationen, die aus Untersuchungen der Sternspektren unter Berücksichtigung ihrer Helligkeit gewonnen wurden. Beobachtungen haben gezeigt, dass viele Sterne in einer regelmäßigen Abfolge systematisiert werden können. Gemäß dieser Abfolge sind die hellsten Sterne die heißesten und die kleinsten Sterne die kühlsten und lichtschwächsten. Diese Reihe von Sternen erscheint als ein Band, das die Hauptfolge auf dem Temperatur-Helligkeitsdiagramm wiedergibt. Dieses Diagramm wurde aus den Arbeiten des holländischen Astronomen Einar Hertzsprung und des amerikanischen Astronomen Henry Norris Russell entwickelt und wird als Hertzsprung-Russell-Diagramm bezeichnet. Andere Sterngruppen, die in dem Diagramm erscheinen, sind die sogenannten Riesen und Zwerge.

Ein Stern entsteht aus einer großen und vergleichsweise kühlen Gasmasse. Die Zusammenziehung (Kontraktion) dieses Gases unter Einwirkung der Gravitation und die folgende Temperaturerhöhung durch den erhöhten Druck dauern an, bis die Temperatur im Inneren des Sternes einen Wert von etwa 1000000°C erreicht. Bei dieser Temperatur laufen Kernreaktionen ab, deren Nettoergebnis darin besteht, dass sich die Kerne von Wasserstoffatomen zu Heliumkernen verbinden. Dabei sind zwei wichtige Fusionsreaktionen zu beachten, die pp-Reaktion und bei etwas höheren Temperaturen der CN-Zyklus:

 

1H + 1H ® 2H + e+ + n + 0,42 MeV

2H + 1H ® 3He + g + 5,49 MeV

3He + 3He ® 4He + 2 1H + 12,85 MeV

  pp-Reaktion

 

CN-Zyklus   12C + 1H ® 13N + g + 1,95 MeV

13N ® 13C + e+ + n + 1,2 MeV

13C + 1H ® 14N + g + 7,54 MeV

14N + 1H ® 15O + g + 7,35 MeV

15O ® 15N + e+ + n + 1,69 MeV

15N + 1H ® 12C + 4He + 4,96 MeV

  =24,69MeV

 

Diese Reaktion setzt große Mengen Kernenergie frei, wodurch die weitere Kontraktion des Sternes verhindert wird. Doch der entstandene Heliumatomkern wiegt etwas weniger als seine vier Bausteine (Massendefekt). Die Energie, die dabei frei wird, kann durch den Q-Wert der Fusionsreaktion berechnet werden:

Q = ( 4·mp - 2·me - ma ) c2 = ( 4 · 1,0072766 - 2 · 0,00054858 – 4,0015065 ) · u · c2 = 3,955 · 10-12 J =

= 24,69 MeV d.h.

Die Sonne verwandelt jede Sekunde 564,2 Millionen Tonnen Wasserstoff in 560 Millionen Tonnen Helium. Die restlichen 4,2 Millionen Tonnen werden nach Einsteins Formel E=mc2 in Energie umgewandelt:

E = mc2 = 4,2 · 109 kg · ( 3 · 108 m/s )2 = 3,8 · 1026 J = 2,4 · 1039 MeV werden in 1 Sekunde an Energie frei.

Aufbau der Sonne

  Die Sonne ist aus verschiedenen Schichten aufgebaut.

Die innerste Schicht ist der Sonnenkern. Er reicht vom Sonnenmittelpunkt bis zu etwa 0,2 Sonnenradien Abstand vom Zentrum. In dieser Zone wird die Sonnenenergie durch Kernfusion erzeugt; der Rest der Sonne ist dazu nicht heiß und dicht genug. Im Sonnenmittelpunkt beträgt die Temperatur 15 Millionen Grad, die Dichte 134 g/cm³ und der Druck 221 Milliarden bar. Am Rand des Sonnenkerns ist die Temperatur bereits auf etwa 9 Millionen Grad abgesunken.

Die nächstäußere Schicht ist die sogenannte Strahlungszone. Sie reicht von 0,2 bis 0,9 Sonnenradien Abstand vom Sonnenmittelpunkt. In den inneren Gebieten der Strahlungszone wird auch noch etwas Energie erzeugt, doch die Hauptaufgabe dieser Schicht ist der Energietransport vom Sonnenkern nach außen. Die Energie wird in dieser Zone durch Strahlung weitergegeben (daher der Name). Jeden Moment wird die Strahlung von einem Atom aufgenommen und sofort wieder ausgesendet. In der Strahlungszone nimmt die Temperatur von innen nach außen weiter ab. Am Außenrand beträgt sie nur noch eine knappe Million Grad.

Weiter nach außen hin folgt die Konvektionszone, die von 0,9 Sonnenradien Abstand vom Sonnenmittelpunkt praktisch bis an die Sonnenoberfläche (die Photosphäre) reicht. Hier gerät das Sonnengas selbst in Bewegung. Das Gas heizt sich unten auf, steigt hoch, kühlt sich ab und sinkt wieder nach unten. Auch in der Konvektionszone nimmt die Temperatur weiter ab, bis sie an der Grenze zur Photosphäre nur noch 9000 Kelvin beträgt.

Auf die Konvektionszone folgt nach außen hin die Photospäre. Sie ist nur 400 Kilometer dick und bildet unseren scharfen Sonnenrand, da uns das Sonnenlicht von dieser Schicht aus erreicht. Alle darüberliegenden Schichten sind durchsichtig. In der Photosphäre nimmt die Temperatur von innen nach außen von 9000 Kelvin auf 4300 Kelvin und der Druck von 0,22 auf 0,006 bar ab.

Oberhalb der Photosphäre liegt die Chromosphäre. Diese Schicht zeigt zahlreiche einzelne Spitzen (Spiculen), so daß sie wie eine brennende Prärie aussieht. Die Chromosphäre ist etwa 8000 Kilometer dick, und im Gegensatz zu den darunterliegenden Schichten nimmt in dieser Zone die Temperatur von innen nach außen wieder zu, vor allem in den oberen Bereichen der Chromosphäre. Die Grenze zwischen Photosphäre und Chromosphäre ist mit 4300 Kelvin die kühlste Stelle der ganzen Sonne. An der Obergrenze der Chromosphäre liegt die Temperatur bereits wieder über 100 000 Grad.

Die letzte Schicht ist die Korona (die "Sonnenatmosphäre"). Sie beginnt an der Obergrenze der Chromosphäre. In dieser Schicht erreicht die Temperatur auch wieder Werte über 1 Million Grad. Wie in allen anderen Schichten nimmt auch in dieser Schicht die Dichte von innen nach außen weiter ab. Bei einer totalen Sonnenfinsternis ist die Korona mit dem bloßem Auge sichtbar. Mit nach außen abnehmender Helligkeit ist sie noch bis etwa 17 Millionen Kilometer Entfernung von der Sonne visuell nachweisbar. Sie reicht aber äußerst fein verteilt bis über die Umlaufbahn des Planeten Neptun hinaus. Strenggenommen bewegt sich die Erde also innerhalb der Korona. In der Erdbahn beträgt ihre Dichte aber nur noch einige Atome pro Kubikzentimeter.

Wenn die Energieerzeugung durch die Kernreaktion von Wasserstoffkernen aufhört, zieht sich ein Stern weiter zusammen, bis durch die frei werdende Gravitationsenergie eine Temperatur erreicht wird, die hoch genug ist, um die Fusion von Wasserstoff in einer Schale um den Kern aus Helium in Gang zu setzen. Durch dieses so genannte Wasserstoff-Schalenbrennen schwillt der Stern allmählich an und wird zum Roten Riesen. Er erreicht seine größte Ausdehnung, wenn der gesamte Wasserstoff umgewandelt ist. Im Anschluss dieses Stadiums folgt je nach Masse des Sternes die Entwicklung zum Weißen Zwerg oder über eine Supernova zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch.

 


Quellen:

Vogel, H.; "Gerthsen Physik"; Berlin, Heidelberg, New York; 199719

Bibliographisches Institut; "Schüler Physikduden"; Mannheim, Wien, Zürich; 1974

Westphal, W.; "Physik, ein Lehrbuch"; Berlin, Göttingen, Heidelberg; 194713

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