Kapitel VI: Der Aufbau der Sterne

Energietransport Wärmeleitung Strahlung Konvektion Neutrinokühlen Nur in weißen Zwergen Strahlung Zentren massearmer Sterne Oberfläche massereicher Sterne Konvektion Zentren massereicher Sterne Oberfläche massearmer Sterne Neutrinokühlen In sehr heißen Sternen

Transport durch Konvektion Ideales Gas: Konvektion durchmischt Gas Einfachste Annahme: adiabatische Prozessführung Für   const.

Transport durch Strahlung Strahlungsdruck Druckgradient Strahlungstransport: Druckgradient durch Absorption von Photonen Opazität 

Energietransport Durch Strahlung Durch Konvektion

Schwarzschild- Kriterium Dichte in Blase Dichte in Umgebung instabil (steigt weiter  Konvektion) wenn:

Energieproduktion

Energieproduktion

Energieproduktion CNO   T19.9   T4 log [ ( / X2)/ m3 W kg2] PP T (106 K) 5 10 15 20 25 30 log [ ( / X2)/ m3 W kg2] 35 PP   T4 CNO   T19.9

Energieproduktion (T≤20×106K) Gravitationsenergie oder chemische Prozesse sind nicht in der Lage, die Leuchtkraft der Sonne über lange Zeit aufrechtzuerhalten  Kernfusion einzig mögliche Energiequelle Hohe Temperaturen + Dichten notwendig  Findet nur im Kern der Sonne statt Hauptsächliche Kernreaktion Proton-Proton Kette: 1. p + p  2D + e+ + ne 2. 2D + p  3He + g 3. 3He + 3He  4He + p + p Total: 4 p  4He + 2 e+ + 2ne limitierende Reaktion

Energieproduktion (T≤20×106K) 4 p  4He + 2 e+ + 2ne 4He hat 0.7% (4.8x10–26 g) weniger Masse als 4 Protonen E=mc2 = 4.3x10–5 erg Mit der Leuchtkraft und Masse der Sonne ergibt sich bei Nutzung von 10% des Wasserstoffvorrats damit eine theoretische Lebensdauer 1010 Jahren.

Problem: Coulombabstoßung Energie zum Überwinden der Coulomb-Abstoßung (klassisch) 1MeV 1010K Aus Polytrope: Tc 107K Lösung: Tunneleffekt (Quantenmechanik)

Gamow-Peak Tunnelwahrscheinlichkeit Maxwell-Boltzmann Tc

CNO-Zyklus (T≥20×106K) (Bethe-Weizsäcker-Zyklus)

CNO-Zyklus (T≥20×106K) (Bethe-Weizsäcker-Zyklus)

CNO-Zyklus (T≥20×106K) (Bethe-Weizsäcker-Zyklus)

CNO-Zyklus (T≥20×106K) (Bethe-Weizsäcker-Zyklus)

CNO-Zyklus (T≥20×106K) (Bethe-Weizsäcker-Zyklus)

CNO-Zyklus (T≥20×106K) (Bethe-Weizsäcker-Zyklus)

CNO-Zyklus (T≥20×106K) (Bethe-Weizsäcker-Zyklus)

Zusammenfassung

Randbedingungen  Innere Randbedingungen äußere Randbedingungen m(0)=0 r(0)=0 L(0)=0 P=Pc T=Tc äußere Randbedingungen m=M r=R L=4R2(Teff)4 P  0 T  Teff Gemischtes Randwertproblem  übliche Integratoren nicht anwendbar ?

Besser: in Lagrange-Koordinaten (Masse als Variable)

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