Warum werden Sterne zu roten Riesen?

Haftungsausschluss: Ich bin kein Berufsastronom. Ich besitze kein Teleskop. Ich habe keine beruflichen Qualifikationen. Aber ich finde dieses Zeug faszinierend und konsumiere alle Astronomiedokumentationen, die ich kann.

Also habe ich viele Dokumentarfilme gesehen, die die Sternentwicklung beschreiben. Ich verstehe, dass der Sternentod unterhalb einer bestimmten Schwelle keine Supernovae beinhaltet. Ich verstehe, dass Supernovae oberhalb dieser Schwelle Neutronensterne, Magnetare oder (wenn sich die Supernova als Hypernova qualifiziert) Schwarze Löcher erzeugen können.

Lange war ich jedoch gespannt, warum Sterne unterhalb der Supernova-Schwelle - wie unsere eigene Sonne - zu Roten Riesen werden.

Aus Dokumentarfilmen habe ich erfahren, dass (für Sterne unterhalb der Supernova-Schwelle) die Fusion des Sternkerns nicht fortgesetzt werden kann und der Stern unter der Schwerkraft zu kollabieren beginnt.

Wenn die Schwerkraft den Stern zerquetscht, wird der Stern meines Wissens heiß, wenn die Schwerkraft ihn zerquetscht. Obwohl der Sternkern "tot" bleibt (keine Fusion stattfindet), wird eine "Hülle" aus Gas um den Sternkern heiß genug, um mit der Fusion von Helium zu beginnen. Da die Fusion als "Hülle" um den Sternkern stattfindet, werden die äußeren Schichten des Sterns durch den von der Fusion ausgehenden Druck nach außen weitergetrieben. Das Ergebnis ist, dass der Stern zu einem Roten Riesen heranwächst.

Meine Frage lautet: Warum hört die Fusion im Kern auf ?! Mir scheint, wenn die Schwerkraft den Stern zerquetscht, würde die Sternfusion im Kern selbst wieder in Gang kommen - nicht in einer Kugel um den Kern herum. Warum bleibt der Sternenkern "tot", während seine "Hülle" zu verschmelzen beginnt ???

(Dies ist etwas vereinfacht, aber ich hoffe, es bringt die Idee rüber.)

Die Reaktionen hören im Kern auf, weil ihm der Treibstoff ausgeht. Während der Hauptsequenz wird der Stern durch die Fusion von Wasserstoff zu Helium unterstützt. Schließlich läuft der Wasserstoff in der Mitte aus, so dass dort keine Wasserstofffusion mehr möglich ist.

Warum fängt es nicht sofort an, Helium in Kohlenstoff zu verwandeln? Das liegt daran, dass der Kern noch nicht heiß oder dicht genug ist. Unterschiedliche Reaktionen beruhen weitgehend auf dem Vorhandensein unterschiedlicher Resonanzzustände in den Kernen, und im Fall von Helium kann ein solcher Zustand nicht oft genug erreicht werden, bis die Kerntemperatur etwa Kelvin beträgt .$10^8$

Um so heiß zu werden, muss sich der Kern zusammenziehen und erwärmen. Es tut es schließlich (wenn der Stern massereich genug ist), aber es passiert nicht sofort. Denken Sie daran, dass das Gas immer noch heiß ist und einen hohen Druck aufweist, den es auf sich und seine Umgebung ausübt.

Inzwischen am Rande des Kerns, der Stern (teilweise infolge der Kontraktion) ist heiß genug , um Wasserstoff in Helium zu drehen, so dass es so tut. Dies ist genau die Kernbrennhülle, die die innere Struktur eines roten Riesen auszeichnet.

Denken Sie also vielleicht so darüber nach. Stellen Sie sich einen Stern am Ende der Hauptsequenz vor. Wo ist es heiß genug, um Wasserstoff in Helium zu verwandeln? Überall bis an den Rand des Kerns! Verschmilzt es im Kern? Nein, weil der Treibstoff aufgebraucht ist. Wo verschmilzt es? Am Rand des Kerns, den wir als Schale erkennen.

$M\sim1.4M_{sun}$

$dU = - \frac{GM(r)dm}{r}$

das wiederum kann in Wärme umgewandelt werden.

$10^7 K$ . Dies ist der Wert, der es den Partikeln ermöglicht, ihre Coulomb-Barriere zu überwinden (dh zu verschmelzen ). Wenn nach der Wasserstofffusion der größte Teil des Kerns aus Helium besteht, kann die Wasserstofffusion natürlich nicht mehr stattfinden. Der Kern beginnt zu kollabieren und erwärmt sich. Für einen sonnenähnlichen Stern gibt es genug Masse, um sich auf ein Niveau zu komprimieren, das den Kern genug erwärmt, um das He-Brennen zu starten. Aber das ist alles. Wenn auch das Helium in Kohlenstoff umgewandelt wird, hat der Stern nicht genug Masse, um wieder auf ein Niveau zu komprimieren, das eine weitere Kernfusionsreaktion auslöst.$(1)$$(2)$ es gibt einen Temperaturgradienten innerhalb sonnenähnlicher Sterne, das heißt (neben dem Corona) steigt die Temperatur, wenn Sie von außen in den Kern gehen. Wenn nun der Kern komprimiert wird und so heiß wird, dass Helium verbrannt wird, ist die Hülle "außerhalb" des Kerns (die sich in einem zwiebelartigen Schema innerhalb des Radius des vorherigen Wasserstoffverbrennungskerns befand) immer noch heiß genug, um Wasserstoff zu verbrennen. Die Größe des heliumverbrennenden Kerns ist kleiner als die des wasserstoffverbrennenden Kerns (dies ist per definitionem eine Kompression). Die Hülle hat immer noch genug Wasserstoff, und die Gegenwart ist tief genug im Inneren des Sterns (das bedeutet hohe Temperatur), um eine Kernfusion von Wasserstoff zu ermöglichen. Wenn der Stern massereicher wäre, könnten mehr Dinge passieren, wie eine Kernfusion mit schwereren Elementen und immer mehr brennende Schalen.

Schauen Sie sich diese an: Ref 1 , Ref 2 .

Ref 3 für einige Zahlen auch.

Für ein grundlegenderes Verständnis ist es hilfreich, die Schwierigkeiten bei der Fusion von He-4 zu C-12 zu erkennen. Dies wird als Triple-Alpha-Prozess bezeichnet.

Wenn zwei He-4-Kerne (Alpha-Partikel) genügend Energie haben, um die Coulomb-Barriere zu überwinden, und ihre Querschnitte ausgerichtet sind, wird Be-8 erzeugt. Der Be-8-Kern ist so instabil (weil er energetisch günstig für die Anordnung der betreffenden Nukleonen in zwei Alpha-Teilchen ist), dass er eine Halbwertszeit von etwa 10 ^ -17 Sekunden hat, was erstaunlich kurz ist. Um C-12 zu produzieren, müssen drei Alpha-Partikel fast augenblicklich zusammenkommen, zwei produzieren Be-8 und bei dieser Halbwertszeitschwelle tritt eine dritte Wechselwirkung auf.

Nehmen Sie sich einen Moment Zeit und überlegen Sie, wie extrem die Bedingungen des Kerns sein müssen, damit die Wahrscheinlichkeit, dass drei Alphateilchen zusammenkommen und fast augenblicklich erfolgreich interagieren, so hoch ist, dass genügend Energie entsteht, um den Kern aus der Entartung zu bringen . Die Heliumfusion benötigt ungefähr 100 Millionen K, um zu beginnen, im Gegensatz zu den 15 Millionen K des Sonnenkerns (der derzeit für ungefähr 99% der Reaktionen eine Proton-Proton-Kette eingeht). Diese Temperatur wird sowohl durch den unglaublichen Druck des entarteten Kerns als auch durch die von der Hülle gelieferte zusätzliche Energie bereitgestellt.

Die Schalenfusion beginnt vor dem Dreifach-Alpha-Prozess, da beim Zusammenziehen und Entarten des Kerns so viel Energie vom Kern abgestrahlt wird, dass sie die unmittelbar umliegenden Schichten bis zu dem Punkt erwärmt, an dem sie beginnen kann, H-zu-He zu verschmelzen. Tatsächlich ist es so heiß, dass die Schalenfusion im CNO-Zyklus erfolgt.

Die äußeren Schichten des Sterns dehnen sich schnell aus, da eine enorme Menge Energie von dieser Hülle abgestrahlt wird, die bei einer Temperatur verschmilzt, die viel heißer als der heutige Kern ist.

Ich denke, du bist wie ich und brauchst eher die Antwort eines Laien. Wenn Sie eine gute, leicht verständliche Erklärung für die Entstehung und Entwicklung des Sonnensystems in Wikipedia suchen, klicken Sie auf 5.3 (Die Sonne und die planetaren Umgebungen). Die Sonne wird sich tatsächlich zweimal ausdehnen: Sobald der Kern durch die beschleunigte Wasserstofffusion so heiß wird (wenn der Kern der Sonne heißer wird, brennt der Wasserstoff schneller), dass der Wasserstoff in der Hülle um den Kern herum zu verschmelzen beginnt (dies ist die Wasserstofffusion in der Hülle) was drückt die äußeren Schichten auf ca. 1AU). Dann nach ungefähr 2 Milliarden Jahren. Der Kern erreicht eine kritische Dichte / Temperatur (aufgrund der erhöhten Heliummenge), bei der das Helium anfängt, zu Kohlenstoff zu verschmelzen. Zu diesem Zeitpunkt gibt es einen Helium- "Blitz" und die Sonne schrumpft wieder auf das 11-fache ihrer ursprünglichen Größe. Das Helium im Kern schmilzt etwa 100 Millionen Jahre lang zu Kohlenstoff, bis dasselbe passiert (außer, dass dieses Mal Wasserstoff und Helium in der Hülle um den Kern herum anfangen, zu verschmelzen, was dazu führt, dass sich die äußeren Schichten wieder ausdehnen. Dies geschieht, nachdem das Helium anfängt, sich zu verbrauchen Es ist nicht genug Masse vorhanden, um die Kohlenstoff-Fusion zu starten, sodass ein planetarischer Nebel ausgestoßen wird und der Stern zu "sterben" beginnt.

Ich empfehle Ihnen, diesen Artikel auf http://www.space.com/ zu lesen .

Zitat daraus:

Die meisten Sterne im Universum sind Hauptreihensterne - jene, die Wasserstoff durch Kernfusion in Helium umwandeln. Ein Hauptreihenstern kann eine Masse zwischen dem Drittel und dem Achtfachen der der Sonne haben und schließlich den Wasserstoff in seinem Kern durchbrennen. Während seiner gesamten Lebensdauer hat sich der nach außen gerichtete Druck der Fusion gegen den nach innen gerichteten Druck der Schwerkraft ausgewogen. Sobald die Fusion stoppt, übernimmt die Schwerkraft die Führung und komprimiert den Stern kleiner und fester.

Die Temperaturen nehmen mit der Kontraktion zu und erreichen schließlich Werte, bei denen Helium zu Kohlenstoff verschmelzen kann. Abhängig von der Masse des Sterns kann das Verbrennen von Helium allmählich erfolgen oder mit einem explosiven Blitz beginnen. Die durch die Heliumfusion erzeugte Energie bewirkt, dass sich der Stern um ein Vielfaches seiner ursprünglichen Größe nach außen ausdehnt.

BEARBEITEN: Wikipedia bietet einige weitere Einblicke:

Wenn der Stern den Wasserstoffbrennstoff in seinem Kern verbraucht, können die Kernreaktionen nicht länger andauern und der Kern beginnt sich aufgrund seiner eigenen Schwerkraft zusammenzuziehen. Dies bringt zusätzlichen Wasserstoff in eine Zone, in der die Temperatur und der Druck ausreichen, um die Fusion in einer Hülle um den Kern wieder aufzunehmen. Die höheren Temperaturen führen zu erhöhten Reaktionsgeschwindigkeiten, die ausreichen, um die Leuchtkraft des Sterns um den Faktor 1.000–10.000 zu erhöhen. Die äußeren Schichten des Sterns dehnen sich dann stark aus und beginnen so die Phase des Lebens des Roten Riesen.

Meine Frage lautet: Warum hört die Fusion im Kern auf ?! Mir scheint, wenn die Schwerkraft den Stern zerquetscht, würde die Sternfusion im Kern selbst wieder in Gang kommen - nicht in einer Kugel um den Kern herum. Warum bleibt der Sternenkern "tot", während seine "Hülle" zu fusionieren beginnt ???

Unsere Sonne ist ungefähr in der Mitte ihrer "Hauptsequenz" oder der Wasserstoffschmelzstufe. Die Fusion im Kern eines Sterns ist Teil seines dynamischen Gleichgewichts .

• Das Gravitationsfeld des Sterns (das durch seine Masse erzeugt wird) tendiert dazu, seine Masse in Richtung des Kerns zusammenzudrücken. Je komprimierter die Sache, desto heißer wird es.

• Die Freisetzung von Energie, die durch das Verschmelzen von Elementen am Kern erzeugt wird, neigt dazu, Materie vom Kern weg zu zerstreuen. Die Dispersion von Materie aus dem Kern neigt dazu, seine Temperatur zu senken.

Die Größe eines Sterns ist dann zumindest teilweise auf das dynamische Gleichgewicht zurückzuführen, bei dem die Gravitationsdruckkräfte den durch die Fusion erzeugten Expansionskräften entsprechen. Dies wird als hydrostatisches Gleichgewicht eines Sterns bezeichnet .

Die Menge an Energie, die pro Masse freigesetzt wird, nimmt ab, wenn schwerere Elemente verschmolzen werden. Die meiste Energie wird zum Schmelzen von Wasserstoff freigesetzt, weniger durch Schmelzen von Helium und so weiter. Schließlich wird ein Punkt erreicht (Schmelzen von Eisen), an dem die zum Schmelzen der Elemente erforderliche Energiemenge größer ist als die durch die Schmelzreaktion freigesetzte Energie. Es wird angenommen, dass der Eisenkern solcher Sterne "nicht schmilzt", da bei Erwärmung des Kerns auf eine Temperatur, die das Schmelzen von Eisen ermöglicht, nicht genügend Energie aus der Reaktion freigesetzt würde, um die Temperatur aufrechtzuerhalten.

Zu diesem Zeitpunkt wird der Stern zunehmend unfähig, sein hydrostatisches Gleichgewicht aufrechtzuerhalten, selbst wenn seine Masse kondensiert. Was als nächstes passiert, hängt davon ab, wie massereich der Stern ist und ob sein Gravitationsfeld stark genug ist, um den Elektronendegenerationsdruck seiner Masse zu überschreiten.