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Stellare Kernfusion.

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Präsentation zum Thema: "Stellare Kernfusion."—  Präsentation transkript:

1 Stellare Kernfusion

2 Einteilung Grundbegriffe Hertzsprung-Russell-Diagramm
Das Leben eines 1-Sonnenmassen Sterns Das Leben eines 25-Sonnenmassen Sterns

3 Grundbegriffe L : R2 : T4 Ionisiert Elektronenentartet (H,He)-Brennen
Maßeinheiten: Entfernungen: Lj, AU, Pc Größen: Sonneneinheiten Spektralklassen Offenbar benutzen Astronomen furchtbar gerne komische Merksätze Leuchtkraft prop. R² T4; Ionisiert: elektronenlösen sich; Elektronenentartet: Höchste dichte eines Mediums, Quantenzellen voll besetzt; Neutrinos: ; Brennen: Fusion von Atomkernen, kein normales Verbrennen; Maßeinheiten: 9 Bio. km; Speektralklassen: Oberflächentemperatur, Farbe, Maximum;

4 Grundbegriffe L=α4πR2σTeff4 Ionisiert Hydrostatisches Gleichgewicht
Kernfusion Spektralklassen Oh be a fine girl, kiss me! Ohne Bier aus‘m Fass gibt‘s koa Mass! Als erstes kommen wir zu dem für alle Sterne gültigen Verhältnis von Leuchtkraft, Radius und Effektivtemperatur das folgendes besagt: Die Leuchtkraft eines Sterns ist proportional zum Quadrat des Radius und zu seiner Effektivtemperatur hoch 4. Den begriff Ionisiert werde ich später erklärn wenn ihr ihn nicht ohne hin schon alle kennt. Mit dem Begriff Hydr.. wird der zustand eines Sterns beschrieben bei dem sich alle nach außen und nach innen wirkenden Kräfte aufheben. Das werde ich später noch genauer erklären. Bei der Kernfusion die in Sternen abläuft verschmelzen zwei Atomkerne miteinander. Dabei wird Energie frei. Also wenn es heißt H zu He verbrennen, ist damit nicht das anzünden des Wasserstoffes mit einem Streichholz gemeint sondern das verschmelzen von mehreren H kernen zu He. *Die Spektralklasse eines Sterns gibt seine Oberflächentemperatur und somit seine Farbe an. Ihr seht in diesem Bild die 7 Klassen obafgk und m. Wobei die heißen O Sterne mit ° Oberflächentemperatur die meiste Strahlung im sehr energiereichen Ultravioletten abgeben. Die kühlen M Sterne mit gerade mal 3.500° schon sehr weit im energieärmeren Infraroten strahlen. Also je heißer ein Stern ist desto energiereicher ist seine abgegebene Strahlung. Unsere Sonne ist übrigens ein G2 Stern. Wer aus unverständlichen Gründen Schwierigkeiten hat sich diese Klassen zu merken, kann auf 2 Merksätze zurückgreifen: *

5 Hertzsprung-Russell-Diagramm
HRD wichtigstes Diagramm, X-Achse Oberflächentemperatur und Spektralklasse, Y-Achse Helligkeit des Sterns in Sonnenhelligkeiten; Hauptreihe, Über-riesen; Zwerge; Größenunterschiede Film!!

6 Ursprung der Sterne Sternentstehung läuft nach dem selben Prinzip ab. Am Anfang steht Gaswolke, wenn nähe z.B. Supernova,  Wolke durch Stoßwelle gestaucht/verdichtet. die Wolke kollabiert. *M16 der Adlernebel, mit 15Lj Durchmesser ein mittelgroßes Sternentstehungsgebiet. Wobei nicht Stern sondern so wie normalerweise üblich ein Sternhaufen entsteht. *Genauer in diesen sog. „Säulen der Schöpfung“, Ir-Aufnahme. *30Lj Durchmesser doppelt so großes und das bei weitem aktivstes sternentstehungsgebiet Orionnebel, (nahe/groß freies Auge), weitere Besonderheit, später; kurze ANIMATION

7 Die Geburt der Sterne 3 nach außen wirkende Kräfte: Strahlungsdruck: je heißer desto größerkalt; Zentrifugalkraft:…hinderlich bei kollaps; Gasdruck 1 nach innen wirkende kraft: Gravitation; Kollabiert, irgendwann optisch dicht, anstieg der Temp., 1800K dissoziiert, K ionisiert, hoher energieverbrauch temp steigt nicht kollabiert weiter, wenn alle ionisiert Kern steht still, fast Endmasse jedoch noch größer; * Jahre Protostern jedoch unsichtbar wegen Wolke (Ir); 1 Mio.Jahre Wolke auf Protostern abgeregnet sichtbar; *restliches gas/Gestein bildet protoplanetare scheibe Planetensystem später noch; wenn 15 Mio. K beginnt die Kernfusion*;

8 Sternalltag HHe Prozess der Kernfusion etwas genauer. Ionisieret nur protonen, müssten so stark zusammengepresst, dass sie die Coulombkraft/wall überwinden und die Kernkraft wirkt... ,jedoch wäre benötigte Energie viel zu hoch für normale Sterne! Effekt der Quantenmechanik, den Tunneleffekt, wie der zustande kommt ist egal, wir begnügen uns damit dass es funktioniert! PP-Kette verschmelzen 2 Protonen zu Deuterium, isotop von H; dabei zerfällt ein P in ein Neutron und ein Par andere Überbleibsel; nächster schritt noch ein P Helium 3, isotop von He; dabei wird Energie in Gamma frei! Im letzten schritt verschmelzen 2 helium-3 kerne zu helium-4 Kern+ 2 P; insgesamt 4PHe4 (Sehr erstaunlich sind die Zeiten die die einzelnen Prozessschritte benötigen. Bis 2 Protonen zu einem Deuteron verschmelzen vergehen etwa 10 Mrd. Jahre! Von zwei Deuteronen zu Helium3 vergehen gerade mal 10s Und von da zum Helium nochmal 1 Million Jahre ) Was fällt an dieser Reaktionskette unangenehm auf? Gamma, dicke bleiplatten, Gammaquanten/ Photonen müssen vom kern erst zur Oberfläche durchkämpfen, dabei immer wieder absorbiert und neu emittiert, Abschwächung, jedoch nicht geradlinig sondern zickzack weg „ Random Walk“, ~ Jahre!

9 Sonne Hauptanteile: Nebenelemente: (0,1%): Sonnenflecken:
Sauerstoff , Kohlenstoff, Stickstoff, Neon, Eisen, Silizium, Magnesium, Schwefel Sonnenflecken: Konvektion wird durch Magnetfelder behindert Kühlere Bereiche auf der Sonnenoberfläche Sonnenwinde (Protuberanzen): Materie die entlang der Magnetfeldlinien fließt Linien können aufreißen Flares 92% 7,9% H He FRAGEN!!! Hauptanteil: H92 He79; 8Fremdatome: O,C,N,Ne,Fe,Si,M,S; Film!!

10 Unterriese HRD: bis jetzt auf 7 für 8Mrd.J., dann ist im kern kein H mehr enthalten, zu He verbrannt und sinkt zum kern, H-schalenbrennen was ist mit kern?, keine Energie mehr freigesetzt Kollaps, bis zu einem begrenzten dichte!, elektronenentartet, Druck und Temperatur auf H-schale steigen Fusionsrate schnellt nach oben schlagartig mehr Energiefreisetzung, Stern bläht sich auf, 10xHell, Aufblähen, Ausdehnung T sinkt auf 3000°; pendelt sich dort ein Thermostateffekt, sinkt nicht und steigt nicht, Unterriese 8 wandert nach rechts.

11 Riese Fällt immer mehr He auf kern Masse steigt Energieproduktion; Energie muss iwo. hin! Logisch T▲, bleibt jedoch konstant, kann überschüssige Energie nicht abgeben bläht sich weiter auf! Von 8 nach 9; Riesenast! „Roter Riese“ 100xR, von 7 nach 9 braucht 200Mio. Jahre.

12 Heliumbrennen Temperatur im Kern steigt bis 100 Mio.° erreicht, Start des Heliumbrennens, Kern dehnt sich schlagartig aus, setzt Energie von etwa 100Mio. Sonnen frei, Energie wird von der Sternschicht abgefangen!, Kernfusion im kern Gravitation sinkt Fusionsrate sinkt schlagartig, Riese fällt auf 1/10 seiner Größe und 1/100 seiner Helligkeit. Horizontalast Heliumbrennen: 2He  Be +He  C, weitere O, Ne, Mg. Nur wenige 100Mio. Jahre; Jedoch nur 1/10 der Energie des H erzeugt. Be zerfällt 10^-16 Sekunden. C zerfall 1000mal wahrscheinlicher!

13 Überriese He im Kern verbraucht, 2. Brennschale, selbe Prozesse wie am Ende des H brennens. Kern kollabiert wieder in freiem Fall, elektronenentartet, enormer druck auf beide Schalen Fusionsrate steigt wieder rapide an! Mio. km, „Überriese“. Unsere Sonne, M. V. E. verschlucken, wie gesagt 4 Mrd. Jahre. Überreisenast, 20-30% Masseverlust durch Thermische Pulse, immer nur eine schale aktiv, He-Schale aktiv, dadurch wird die H-Schale nach außen gedrückt und erlischt. Kein neues He, He-schale erlischt später aus Mangel an Brennstoff, H-Schale sinkt nach innen, T steigt, H-Brennen beginnt wieder, He sammelt sich, He entzündet sich wieder und drückt die H-Schale nach außen. Stern bläht sich aus und schrumpft wieder. Wenn aufgebläht, werden äußerste Sternschichten nichtmehr gehalten, fliegen mit km/s davon. Diese Vorgang wiederholt sich etwa ein duzend mal im abstand von Jahren.

14 Sternentot Am ende des Überriesenastes verliert der Stern noch einmal % seiner Masse! Die verlorene Masse bildet einen unsichtbaren Kokon. Der Stern besteht nur noch aus C-Kern und 2 Brennschalen, Kern treibt Fusionsrate weiter nach oben, emittiert UV-Licht, abgestoßene Hüllen werden zum leuchten angeregt; *Helixnebel, Planetarische Nebel…, nur Jahre sichtbar, dann zu verdünnt; *Nach einiger Zeit erlischt der Stern, Überbleibsel, C-Kern He, H-Atmosphäre, Diamant Keine Energiequelle kühlt ab.

15 25 Sonnenmassen Sterne Entstehungszeit: <50.000 Jahre
Hauptreihendasein: 7 Mio. Jahre Schwerere Elemente: Na, Ne, Mg, O, S, Si, Fe Ab 8 Sonnenmassen anderer verlauf! Weniger als Jahre (zuvor 50 Mio.), In nur 7 Mio. Jahren H verbraucht, Entstehung schwerer Elemente (Metalle): Na, Ne, Mg, O, S, Si, Fe

16 Brennstufen Unterschied genügend Temperatur um C zu entzünden, 700 Mio° CO,Na,Mg,Ne; geht C im Kern zu neige, bildet sich Neonkern; bei 1.200Mio° Neonbrennen, jedoch kein gewöhnliches, Photodesintegration; Neon in Sauerstoff und He; He wird in Neon eingelagert O,Mg; ab Mio° sauerstoffbrennen S, Si, Ph, Mg; Mio° Siliziumbrennen, wieder Photodesintegration, Si in 7 He-Kerne und nacheinander eingelagert; Schwefel, Argon, Calcium, Titan, Chrom, Eisen und Nicke, Nickel zerfällt meist; Kern etwa Erde, Fachen radius! Vergleich: stecknadelkopf:Alianzarena 300 Jahre Kohlenstoffbrennen 10 Jahre Neonbrennen ½ Jahr Sauerstoffbrennen 1 Tag Siliziumbrennen Ab Eisen nichtmehr weiter, Mehr energie benötigt als freigesetzt wird;

17 Sterntot Supernova (<3,2M°): Neutronenstern-, NICHTS-, +Supernovaüberrest GRB (>3,2M°) : Schwarzes Loch

18 Wo bleiben die restlichen Elemente?
Restliche Elemente: Entstehen bei Supernova; radikale Kernfusion durch ineinanderpressen! Sehr wichtig für Leben

19 Supernovae 1054: hellste beobachtete Supernova 1604: Kepler Nova
Pro Jahr etwa 2 Supernovae Hellste Supernova 23Tage Tagsüber; China, Japan, Irland, Rom… Kepler Nova: 18 Monate, De Stella nova in pede Serpentarii; hilfreich da himmel nicht fix! Pro jahr etwa 2 Supernovae, letzte Kepler Nova 1604, sehr ungewöhnlich (50 Mio.Lj) Eisenkern zieht sich zusammen, elektronenentartet, schlagartig Elektronen in Protonen Kollaps im freien Fall Bruchteile einer Sekunde; Brennschalen und Sternhülle fallen auf den Kern Druckwellen, schnellen zurück und Zerreisen den Stern, Hüllen erden mit bis zu km/s weg geschleudert; Ungeheure Energie: 10^46Joul ;1Mrd. fache wasser; 20 Mrd mal von 0-100° Supernova vom typ II (H-Linien) Ib nur He-Linien, Ic Keine H-Linien, Ia Doppelsternsystem weißer zwerg, hülle 1,44 M° C-brennen startet, vollständige Zerstörung

20 Überbleibsel Überbleibsel bilden Neutronenstern mit wenigen zig Kilometern Durchmesser (Pulsare 600mal), Abgestoßene hülle, durch extreme Energie zum leuchten angeregt; rechts Kepler‘s SN Überrest 14Lj, 400Jahre Gammastrahlung Maximum; links Supernova von 1054 Krebsnebel wohl bekannteste Objekt Durchmesser von 11Lj, Pulsar mit 30mal

21 GRBs Gamma Ray Burst 1967 erstmals detektiert, Spionagesatellit Vela
GRB B: stärkster GRB Größte Urgewalt Universum GRBs, Kern >2,5M Schwarzes loch, selber ablauf, schichten fallen nach!, prallen nicht auf, Stürzt in SL Jets durchstoßen die Sternhülle; Jet: fast lichtschneller Materiestrom; Jedoch nicht langsam wie gewöhnlich, Gesamte Stern auf einmal riesiger Jet, Kaum beobachtbar da nur wenige Sekunden, jedoch nachglühen; *…Kalter krieg, Atombombentests, Stärkster GRB erstaunlichster: Entfernung von 7,5Mrd. LJ, Achse genau ausgerichtet, 10Mio.Gx, bloßem Auge sichtbar Andromeda 2,5Mio.LJ

22 Zusatz: IR-Aufnahmen


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