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Das interstellare Medium ist der „Stoff“ zwischen den Sternen Es besteht aus Gas, hauptsächlich Wasserstoff und Staub An einigen Stellen sind Gas und Staub dichter vorhanden Molekulare Wolken sind Dichte: 10 6 -10 10 Teile/cm 3 Kalt (10-20 K)
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Das interstellare Medium ist der „Stoff“ zwischen den Sternen • Es besteht aus Gas, hauptsächlich Wasserstoff und Staub • An einigen Stellen sind Gas und Staub dichter vorhanden • Molekulare Wolken sind • Dichte: 106-1010 Teile/cm3 • Kalt (10-20 K) • H2-Moleküle, andere Moleküle (auch organische), Staub • H I-Regionen (molekularer Wasserstoff) • Dichte: 1-10 Atome/cm3 • Wärmer (125 K) • H-Atome • H II-Regionen (ionisierter Wasserstoff) • Dichte: 10 Atome/cm3 • Heiß (10000-20000 K) • finden sich in der Nähe von heißen Sternen • entstehen aus sich erwärmenden molekularen Wolken
Wie sehen wir diese „Wolken“? • Molekulare Wolken • Staub verdeckt Licht von Hintergrundsternen • Moleküle geben Radiostrahlung ab • CO emittiert stark und kann gut mit Radioteleskopen • „gesehen“ werden • H I-Regionen • Können mit Radioteleskopen wahrgenommen werden (21cm Linie) • H II-Regionen • H-Ionen senden Licht aus (rotes Licht) • Gestreutes Licht von Staubteilchen (blau)
spin Die Sonne bewegt sich am Rande einer Lokalen Interstellaren Wolke (LIC) Diese Wolke,ausgehend von der Scorpius-Centaurus-Association (junge Sterne), befindet sich in der „Local Bubble“, ein Gebiet äußerst geringer Dichte. Die orangenen Gebiete sind Regionen mit Sternbildung (hohe Dichte).
Wahrscheinlichwird die Sonne innerhalb der nächsten 10000 Jahre die LIC verlassen
Bei Erfüllung des „Jeans-Kriteriums“ kollabiert die Wolke d.h. die Gravitationskräfte sind stärker als der Gasdruck und die Zentrifugalkräfte M: Masse der Wolke (minimal 100 Sonnenmassen) k: Boltzmannkonstante T: mittlere Temperatur der Wolke R: Radius der Wolke : Gravitationskonstante m: mittlere Masse eines Teilchens der Wolke : mittlere Dichte der Wolke
Kern Sämtliche freiwerdende Energie stammt aus einer als „Kern“ bezeichneten Zone im Innern der Sonne. Dieser Kern erstreckt sich vom Zentrum bis zu etwa einem Viertel des Radius der sichtbaren Sonnenoberfläche. Obwohl der Kern nur 1,6 % des Sonnenvolumens ausmacht, sind hier rund 50 % der Sonnenmasse konzentriert. Bei einer Temperatur von etwa 15,6 Millionen K liegt die Materie in Form eines Plasmas vor. Hauptsächlich durch die Proton-Proton-Reaktion und zu einem geringen Teil (1,6 %) durch den CNO-Zyklus verschmelzen Wasserstoffkerne zu Heliumkernen, wobei Gammastrahlung und Elektronenneutrinos () erzeugt werden. Auf die Erde gelangen ca. 200·106/cm2s
Drei-Alpha-Prozess (Salpeter-Prozess) • Findet bei Temperaturen > 100 Millionen K statt • Frei werdene Energie: 7,4 MeV • 8Be instabil (HWZ 2,6*10-16s) die drei He-Kerne müssen quasi gleichzeitig zusammenstoßen
Energiegewinnung Die erzeugten Heliumkerne haben aufgrund der Bindungsenergie eine geringfügig geringere Masse als die Summe der ursprünglichen Wasserstoffkerne (Massendefekt). Der Massenunterschied wird gemäß der Formel E = m · c2 in Energie umgewandelt (pro Fusion von 4 Protonen zu 1 He-Kern ≈ 24 MeV). Im Kern der Sonne werden pro Sekunde 564 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 560 Millionen Tonnen Helium fusioniert. Die 4 Millionen Tonnen Differenz pro Sekunde ergeben eine Gesamtleistung von etwa 3,7 · 1026 W, die im Kern freigesetzt wird und schließlich an der Oberfläche zum Großteil als Licht abgestrahlt wird. Ein Anteil von einigen Prozent der Energie wird durch die Neutrinos direkt aus dem Kern heraus transportiert.
Bindungsenergie=frei werdende Energiemenge, wenn sich Nukleonen zu einem Atomkern verbinden Bindung durch anziehende Kraft der starken Wechselwirkung zwischen den Nukleonen Schwächung durch Coulomb-Abstoßung der Protonen
Daten der Sonne: - Masse: 332830 Erdmassen - 73% H, 25% He, 2% schwerere Elemente - Radius: 695000 km - Oberflächentemperatur 5700 K - Kerntemperatur 15,6 Millionen K - Kerndruck 300 Milliarden Bar - Wasserstoffverbrauch 564 Millionen t/Sekunde - Masseverlust 5 Millionen t/ Sekunde - Energie braucht 150000 Jahre, um vom Kern an die Oberfläche zu gelangen Die kleinste Masse eines sichtbaren Sternes ist 0,07 M0. Die meisten Sterne haben 0,3 - 3 M0
Sonnenflecken: • Wärmetransport an die Oberfläche ist gestört • niedrigere Temperatur (ca. 4500K) • Ursache: Magnetfelder
Lebenszeit von Sternen Sonne
Ende des Sterns: - Rest-Sternmasse < 1,4 Sonnenmassen Weißer Zwerg - Rest-Sternmasse > 1,4 Sonnenmassen aber < 3,2 Sonnenmassen Neutronenstern - Rest-Sternmasse > 3,2 Sonnenmassen Schwarzes Loch
Weißer Zwerg: Restmasse des Sterns < 1,4 MO • Entartete Materie: Atomhüllen ineinander gedrückt; lässt sich • nicht mehr als Elektronengas beschreiben • Oberflächentemperatur 100000-200000K am Anfang • Strahlt überwiegend im Röntgenbereich • Leuchtkraft geht später mit der 4. Potenz von T zurück • (Stefan-Boltzmann-Gesetz P = AT4)
