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Sehr geehrte Damen und Herren,
meine Anfrage bezieht sich auf eine Bemerkung zum Stern Aldebaran, im Heft Sterne und Weltraum 11/2017 S.67.
Dort ist zu lesen, dass Aldebaran seinen Energiehaushalt durch Wasserstofffusion zu Helium in einer Schale bestreitet, während der Heliumkern zwar stark verdichtet ist, aber sein Helium noch nicht zu Kohlenstoff fusioniert (...noch nicht "brennenden" Heliumkern...). Diese Aussage irritiert mich etwas. Was hindert den Kern daran in Sekundenschnelle zu kollabieren bis das "Heliumbrennen" einsetzt? Findet so ein Kollaps im Gegensatz zu meiner bisherigen Meinung nur langsam statt oder ist die Masse von Aldebaran (1,5 Sonnenmassen) zu klein, um einen sofortigen Kernkollaps mit anschließender Heliumfusion zu ermöglichen?
Mit freundlichem Gruß
Friedel Götze
Stellungnahme der Redaktion
Der Kern wird von dem Druck des heißen und dichten Heliumgases, aus dem er besteht, gegen die Schwerkraft aufrecht erhalten. Es ist im Grundsatz der gleiche Mechanismus, der auch das Wasserstoffgas der äußeren Schichten des Sterns und die "brennende" Wasserstoffschale stabil hält. Es ist der Mechanismus, der auch die Sonne und andere Sterne stabil hält.
Ein Stern richtet sich stets an jeder Stelle seines Innern so ein, dass der nach innen ansteigende Gasdruck gerade das Gewicht der gesamten weiter außen liegenden Teile trägt. Ein Stern (oder ein Teil von ihm) kontrahiert erst dann stark, wenn dies nicht mehr möglich ist. Dieser Fall tritt zum Beispiel ein, wenn die Energie-Erzeugung nicht mehr zum Ausgleich der Abstrahlung an der Oberfläche des Sterns ausreicht (bei der Kontraktion zum Weißen Zwerg), oder wenn der Kern bei extrem hoher Temperatur mittels Neutrinos direkt Energie abstrahlen kann (bei einem bestimmten Supernova-Typ), oder wenn bei extrem hohen Dichten der Druck bei Kompression kaum noch ansteigt (bei relativistischer Entartung).
Auch die Zündung des Heliumbrennes im Kern eines schalenbrennenden Riesensterns wie Aldebran setzt nicht durch einen Kollaps ein, sondern aus einer vollkommen statischen Situation heraus. Das "Eigengewicht" des langsam wachsenden Heliumkerns verlangt einen allmählich immer größeren Gasdruck im Zentrum. Diesen erzielt der Stern durch eine gemächliche Temperatur- und vor allem Dichte-Zunahme, die schließlich irgendwann die Bedingungen für ein Heliumbrennen herstellt. Das setzt dann recht plötzlich ein (sog. "Helium-Blitz"), was zu einer starken Expansion des Kerns und - paradoxerweise - nachfolgend zu einer starken Kontraktion der äußeren Schichten führt.
Einen Unterschied zwischen dem Heliumkern eines Riesensterns und dessen äußeren Schichten sowie der Sonne gibt es allerdings: Der Druck in dem Heliumkern kurz vor dem Heliumblitz ist der quantenmechanische Druck eines entarteten Elektronengases, der Druck in den anderen genannten Medien ist dagegen der klassische Gasdruck eines normalen Gases. Dieser Unterschied ist für die obige grundsätzliche Darstellung, warum ein Stern stabil ist, jedoch nicht entscheidend.
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Warum setzt im Kern des Sternes Aldebaran noch nicht die Heliumfusion ein?
10.12.2017, Friedel Götze, Gummersbachmeine Anfrage bezieht sich auf eine Bemerkung zum Stern Aldebaran, im Heft Sterne und Weltraum 11/2017 S.67.
Dort ist zu lesen, dass Aldebaran seinen Energiehaushalt durch Wasserstofffusion zu Helium in einer Schale bestreitet, während der Heliumkern zwar stark verdichtet ist, aber sein Helium noch nicht zu Kohlenstoff fusioniert (...noch nicht "brennenden" Heliumkern...). Diese Aussage irritiert mich etwas. Was hindert den Kern daran in Sekundenschnelle zu kollabieren bis das "Heliumbrennen" einsetzt? Findet so ein Kollaps im Gegensatz zu meiner bisherigen Meinung nur langsam statt oder ist die Masse von Aldebaran (1,5 Sonnenmassen) zu klein, um einen sofortigen Kernkollaps mit anschließender Heliumfusion zu ermöglichen?
Mit freundlichem Gruß
Friedel Götze
Der Kern wird von dem Druck des heißen und dichten Heliumgases, aus dem er besteht, gegen die Schwerkraft aufrecht erhalten. Es ist im Grundsatz der gleiche Mechanismus, der auch das Wasserstoffgas der äußeren Schichten des Sterns und die "brennende" Wasserstoffschale stabil hält. Es ist der Mechanismus, der auch die Sonne und andere Sterne stabil hält.
Ein Stern richtet sich stets an jeder Stelle seines Innern so ein, dass der nach innen ansteigende Gasdruck gerade das Gewicht der gesamten weiter außen liegenden Teile trägt. Ein Stern (oder ein Teil von ihm) kontrahiert erst dann stark, wenn dies nicht mehr möglich ist. Dieser Fall tritt zum Beispiel ein, wenn die Energie-Erzeugung nicht mehr zum Ausgleich der Abstrahlung an der Oberfläche des Sterns ausreicht (bei der Kontraktion zum Weißen Zwerg), oder wenn der Kern bei extrem hoher Temperatur mittels Neutrinos direkt Energie abstrahlen kann (bei einem bestimmten Supernova-Typ), oder wenn bei extrem hohen Dichten der Druck bei Kompression kaum noch ansteigt (bei relativistischer Entartung).
Auch die Zündung des Heliumbrennes im Kern eines schalenbrennenden Riesensterns wie Aldebran setzt nicht durch einen Kollaps ein, sondern aus einer vollkommen statischen Situation heraus. Das "Eigengewicht" des langsam wachsenden Heliumkerns verlangt einen allmählich immer größeren Gasdruck im Zentrum. Diesen erzielt der Stern durch eine gemächliche Temperatur- und vor allem Dichte-Zunahme, die schließlich irgendwann die Bedingungen für ein Heliumbrennen herstellt. Das setzt dann recht plötzlich ein (sog. "Helium-Blitz"), was zu einer starken Expansion des Kerns und - paradoxerweise - nachfolgend zu einer starken Kontraktion der äußeren Schichten führt.
Einen Unterschied zwischen dem Heliumkern eines Riesensterns und dessen äußeren Schichten sowie der Sonne gibt es allerdings: Der Druck in dem Heliumkern kurz vor dem Heliumblitz ist der quantenmechanische Druck eines entarteten Elektronengases, der Druck in den anderen genannten Medien ist dagegen der klassische Gasdruck eines normalen Gases. Dieser Unterschied ist für die obige grundsätzliche Darstellung, warum ein Stern stabil ist, jedoch nicht entscheidend.