Warum explodieren Sterne nach dem sie ihren Wasserstoff verbraucht haben?
Das würde Alexander gerne wissen. Mit Gruß an die Runde.
Normalerweise explodieren sie dann noch nicht. Es gibt dann noch Helium-Brennen etc. Dabei bläht sich der Stern zunächst auf. Es hängt auch von der Sternenmasse ab. Im Endstadium kollabiert der Stern, implodiert förmlich. Dabei zünden im Inneren Verschmelzungsprozesse. Durch die Masseträgheit kommt der Stern nicht mehr rechtzeitig ins Gleichgewicht, so daß enorme Fusionsprozesse stattfinden. Das sprengt den Stern dann auseinander.
(Einfach erklärt).
Gruss Moriarty
Hallo Alexander,
Warum explodieren Sterne nach dem sie ihren Wasserstoff
verbraucht haben?
Im Allgemeinen explodieren Sterne nicht (wenn man davon ausgeht, dass die meisten Sterne kleiner oder gleich gross wie die Sonne sind), wenn sie ihren Wasserstoff verbraucht haben.
Im Hauptreihenstern sind im Sterninneren der Strahlungsdruck zusammen mit dem Gasdruck im Gleichgewicht mit der Gravitationskraft. Der Strahlungsdruck wird eben durch die Fusion Wasserstoff zu Helium erzeugt. Damit Fusion eine effektive Energiequelle ist, muss die Temperatur und der Druck hochgenug sein, so dass die Stosswahrscheinlichkeit gross genug ist. Im Sterninneren kann man statt Temperatur auch von kinetischer Energie der Teilchen und statt Druck auch von Dichte rede, ist sogar anschaulicher, finde ich. Im Laufe des Lebens wandelt der Stern nun zunehmend H in He um, so dass sich der Ort der Wasserstoff-Fusion auf einer Schale immer weiter nach aussen bewegt. Im Inneren sammelt sich He, Strahlungsdruck faellt hier weitgehend weg, da keine Fusion stattfindet, die Gravitation drueckt den He-Kern zusammen. Irgendwann ist dann die Dichte gross genug, dass das He-Brennen einsetzt. Das kann durchaus passieren, wenn weiter aussen noch H-Brennen stattfindet. Allerdings ist die Energieausbeute geringer und der ganze Prozess geht auf Grund der groesseren Dichte und hoeheren Temperatur wesentlich schneller (Mio von Jahren (He) gegenueber Mrd von Jahren (H)). Wenn der Stern schwer genug ist, koennen nach dem He auch noch das Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff, Magnesium und Silizium-Brennen einsetzen. Jedoch bedarf es dazu Sternmassen von mehreren 10 Sonnenmassen, um lezteres zu erreichen. Die Zeitskalen fuer die einzelnen Phasen nehmen jedoch stark ab, so dass die Dauer fuer das Silizium-Brennen nur noch die Groessenordnung von Tagen hat. Ist jedoch der Punkt erreicht, dass keine Energie mehr im Kern nachgeliefert werden kann (sei es, dass der Stern zu klein ist als dass ein weiterer Fusionsprozess starten kann oder dass das Fusions-Endprodukt Eisen aus Mg, Si und O), wirkt nicht mehr viel der Gravitation entgegen, da der Gasdruck nicht sehr gross ist. Der Kern wird auf Grund der Gravitation zusammenfallen bis er seine groesste Dichte erreicht hat. Weitere Kontraktion geht nicht mehr, so dass weiter einfallendes Material praktisch wie ein Ball reflektiert wird - eine Schockwelle breitet sich durch den Stern aus. Dieser Effekt ist um so spektakulaerer desto groesser der kollabierende Stern ist. Durch die Schockwelle wird nochmals die Fusion in den einzelnen Schalen kurzzeitig angekurbelt und man sieht eine Supernova (Typ II). Bei Sternen der Groessenordnung unserer Sonne, koennen wir uns „gluecklich“ schaetzen, wenn im Inneren das Helium-Brennen anfaengt. Das geschieht in der „Rote Riesen“ Phase, die auch fuer uns auf der Erde ungemuetlich wird. Wird die Dichte im kontrahierenden Sterninneren gross genug, so dass das He-Brennen tatsaechlich bei solch leichten Sternen (