Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne

Nukleare Astrophysik

Kapitel 4.1: Die Rote-Riesen-Phase

Betreut durch Prof. em. Dr. Wolfgang Gebhardt & PD Alexander Lenz

Verfasst von Christian Meurer

8. Mai 2007

2 INHALTSVERZEICHNIS

Inhaltsverzeichnis

1 Vom main-sequenz-branch zum red-giant-branch 3

1.1 Wohin gehen Sterne, wenn sie den MSB durchlaufen haben? . . . . . . . . . . . . . . . 3

1.1.1 Unter welchen Voraussetzungen kommen Sterne auf welchen Ast . . . . . . . . 4

1.2 Die Übergangsphase . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6

1.2.1 Der Wasserstoffvorrat im Core ist verbraucht . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7

1.2.2 Entartung des He-Core . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9

2 Die RR-Phase 10

2.1 Die Phasen auf dem Red-Giant-Branch . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10

2.1.1 first-dredge-up . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11

2.1.2 3-Alpha-Prozess allgemein & helium-core-flush massearmer Sterne . . . . . . . 12

2.1.3 second-dredge-up . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

2.1.4 helium-shell-flush & third-dredge-up auf dem AGB . . . . . . . . . . . . . . . . 14

2.1.5 Wie entwickelt sich der C/O-Core weiter? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16

3 Masse-Leuchtkraft-Gesetz & Zukunft der Sonne 19

3.1 Masse-Leuchtkraft-Gesetz zur Bestimmung der Lebenszeit eines Sterns . . . . . . . . . 19

3.2 Ein Blick in die Zukunft der Sonne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20

4 Literatur- und Abbildungsverzeichnis 21

3

1 Vom main-sequenz-branch zum red-giant-branch

1.1 Wohin gehen Sterne, wenn sie den MSB durchlaufen haben?

- Es gibt unterschiedliche Nebenäste, insbesondere für

(i) Rote Riesen

Abbildung 1: Betelgeuze, derzeit größter bekannter Roter Riese; aufgenommen am 15.01.1996 mitHilfe des Weltraumteleskopes Hubbel;Bildquelle: http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap990605.html

(ii) Überriesen

Abbildung 2: VVCepheiA ist der derzeit größte bekannte Stern und ein Überriese. Sein Radius wirdauf 1600 bis 1900 Sonnenradien geschätzt. Seine Leuchtkraft entspricht ca 315.000 mal der Sonnen-leuchtkraft. Er gehört einem Doppelsternsystem im Sternbild Kepheus an und ist ca 2000 Lichtjahrevon uns entfernt.Bildquelle: http://jumk.de/astronomie/sterne-2/vv-cephei.shtml

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap990605.htmlhttp://jumk.de/astronomie/sterne-2/vv-cephei.shtml

4 1 VOM MAIN-SEQUENZ-BRANCH ZUM RED-GIANT-BRANCH

(iii) Weiße Zwerge

Abbildung 3: Planetarischer Nebel des gerade ”geschlüpften“ Weißen Zwerges NGC 2440; leicht linkszum Zentrum des Bildes verschoben, als kleiner, heller Punkt, der junge Weiße Zwerg; NGC 2440 istzur Zeit einer der heißesten Weißen Zwerge, die man kennt;Bildquelle: http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap060507.html

1.1.1 Unter welchen Voraussetzungen kommen Sterne auf welchen Ast

- Sterne mit Anfangsmasse Ma für die gilt: Ma ≤ 0.08 M�→ Ma zu gering, als dass H-Brennen einsetzt, jedoch liefert Deuteriumfusion kurzzeitig Energie→ Braune Zwerge, gelten als Gasplanet, nicht als ”echte“ Sterne

Abbildung 4: Die hellen Sterne auf dem Bild sind als ”Heart of the Trapezium“, einem offenen Ster-nenhaufen im Zentrum des Orion Nebels, bekannt. Auf die dämmrigeren Objekte wurde man erst vorkurzem durch Infrarotaufnahmen aufmerksam. Man geht davon aus, dass es sich bei ihnen um brauneZwerge und freie Planeten handelt.Bildquelle: http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap000830.html

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap060507.htmlhttp://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap000830.html

1.1 Wohin gehen Sterne, wenn sie den MSB durchlaufen haben? 5

- Sterne mit Anfangsmasse Ma für die gilt: 0.08 M� < Ma ≤ 8 M�

• Rote oder Orange Zwerge1, falls 0.08 M� < Ma ≤ 0.5M�→ verbleiben unter Wasserstofffusion mehrere 100 Milliarden Jahre auf dem MSB→ glühen in der letzten Brennphase auf um danach Weiße Zwerge zu werden

Abbildung 5: Proxima Centauri, der sonnenächste Stern, ist von der Erde lediglich 4.2 Lichtjahreentfernt. Er ist so lichtschwach, dass er nur mit Hilfe eines Teleskopes beobachtet werden kann.Bildquelle: http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap051204.html

• Rote Riesen, falls 0.5 M� < Ma ≤ 8M�→ verlassen des MSB nach abgeschlossenem H-Core-Brennen→ durchlaufen des RGB, bei gleichzeitiger Fusion bis C & O→ Abstoßung der Umhüllung als planetarischer Nebel→ Zurückbleiben des entarteten C/O-Core als Weißer Zwerg

Abbildung 6: Der Katzenaugennebel (NGC 6543) war der erste planetarische Nebel, der spektro-skopisch untersucht wurde. In seinem Zentrum deutlich sichtbar der Weisse Zwerg. Sein derzeitigerMasseausstoß beträgt 20 Billionen TonnenSekunde .Bildquelle: http://de.wikipedia.org/wiki/Katzenaugennebel

1Orange Zwerge sind massereicher als Rote Zwerge

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap051204.htmlhttp://de.wikipedia.org/wiki/Katzenaugennebel

6 1 VOM MAIN-SEQUENZ-BRANCH ZUM RED-GIANT-BRANCH

- Sterne mit Anfangsmasse Ma für die gilt: 8 M� < Ma→ Kernfusionsprozesse auf dem RGB über C/O-Fusion hinaus, bis Fe-Fusion→ statt Abstoßung der Umhüllung als planetarischer Nebel, Supernovae Typ II→ letzendlich bleibt Neutronenstern, oder schwarzes Loch, hängt empfindlich von äußerenUmständen ab

Abbildung 7: Der Krebsnebel (NGC 1952), Überrest einer Supernovae im Sternbild Stier. Im Zen-trum gut sichtbar, der Pulsar PSR B0531+21, ein Neutronenstern. Sein Durchmesser wird auf 30kmgeschätzt.Bildquelle: http://de.wikipedia.org/wiki/Krebsnebel

1.2 Die Übergangsphase

Abbildung 8: Pollux ist ein gelb-oranger Unterriese. Man findet ihn im Sternbild Zwilling, in ca 34Lichtjahren Entfernung. Er leuchtet knapp 32 mal so hell wie die Sonne und hat einen ca 16 malgrößeren Radius. Es werden noch viele tausend Jahre vergehen, bis er sich zu seiner vollen Größeaufgebläht hat.Bildquelle: http://jumk.de/astronomie/sterne-2/pollux.shtml

http://de.wikipedia.org/wiki/Krebsnebelhttp://jumk.de/astronomie/sterne-2/pollux.shtml

1.2 Die Übergangsphase 7

Der Stern, dessen Entwicklung wir auf seinem Weg vom main-sequenz-branch [MSB] über den red-giant-branch [RGB] bis hin zum Ende des asymptotic-giant-branch [AGB] betrachten, wird derangezeigten Bahn in untigem Herzsprung-Russel-Diagramm [HRD] (Abb.: 9) folgen.

Abbildung 9: Der Vergleich im HRD zeigt, wie empfindlich der Weg von Sternen in der main- &post-main-sequenz von Ihrer Anfangsmasse beeinflusst wird. Das verwundert nicht weiter, da Sternedie Energie aus ihrer Masse beziehen.Bildquelle: [2]; Graph 13.1

1.2.1 Der Wasserstoffvorrat im Core ist verbraucht

Im Zentrum des Sterns, dem Core, ist nahezu der gesamte Wasserstoffvorrat zu Helium verbrannt.Der Stern befindet sich am Ende seiner Zeit auf dem MSB. Während seiner Entwicklung auf dem MSBhat sich die mittlere Molmasse des Sterns im Core verändert. Der Anfangswert lag bei µ = 0.61kg2

und galt für den gesamten Stern. Oberhalb des Core, in der Außenhülle des Sterns, hat diese Molmassenach wie vor Gültigkeit. Die mittlere Molmasse des Core ist wegen der H-Fusion auf µCore = 1.34kgangestiegen. Das He-Core-Brennen konnte, wegen zu geringer Dichte im Core, auf dem MSB nochnicht zünden. Folgende Gleichung zeigt, dass die Erhöhung der Molmasse bei konstantem Druck dieDichte des Core jedoch kontinuierlich ansteigen ließ.

P =ρ · kTµ ·mH

Quelle: [2]; Gl. 10.14

Wie lange der Core aus idealem Gas dem Gravitationsdruck der Außenhülle standhalten kann, habenChandrasekhar und Schönberg mit dem Quotienten aus Gravitationsdruck der Hülle und Gasdruck

2Sternzusammensetzung: ≈ 74% Wasserstoff, ≈ 24% Helium, ≈ 2% schwere Elemente

8 1 VOM MAIN-SEQUENZ-BRANCH ZUM RED-GIANT-BRANCH

des Core bestimmt, sie fanden:

MCoreM

∼= 0.37 ·(

µAµCore

)2= 0.37 ·

(0.611.34

)2∼= 0.08

Dabei ist µA die Molmasse der Außenhülle und µCore die Molmasse des isothermen Core. Wirddie Masse des Core nun größer als MCore ∼= 0.08M , das Chandrasekhar-Schönberg-Limit, beginnendie Elektronen im Core aufgrund der einsetzenden Kontraktion teilweise oder sogar vollständig zuentarten3. Sie bilden ein Fermi-Gas. Für dessen Druck4 gilt:

Pe = Kρ5/3

Für Dichten oberhalb von 5×104 gcm3 ist der Entartungsdruck groß genug, um dem Gravitationsdruckder Außenhülle entgegenzuwirken und den Core zu stabilisieren. Durch die Kontraktion freigesetzteGravitationsenergie ging zum größten Teil in die Expansion der Außenhülle ein. Die Kontraktion hatzudem die Temperatur des Core auf über TCore > 20× 106K ansteigen lassen, was ausreicht, um dieüber ihm liegende, ausgeprägte H-Schale zu zünden. H-Schalen-Brennen5 um den He-Core setzt ein.Den momentanen Sternaufbau zeigt Abb.: 10.

Abbildung 10: Der Aufbau eines 5M�-Sterns während seiner Übertrittsphase vom MSB zum RGB.Bildquelle: [2]; Graph 13.7

Die Leuchtkraft, die hauptsächlich durch das H-Schalen-Brennen mit Energie versorgt wird steigtstark an. Der Stern wandert deshalb über Pkt.: 3 im HRD (vgl. Abb.: 9, Seite 7). Die restliche

3Details vgl. Kapitel 1.2.2, Seite 94Der Druck des Fermi-Gases ist nur von der Dichte abhängig, nicht von der Temperatur. K setzt sich lediglich aus

physikalischen Naturkonstanten zusammen.5läuft immer über den CNO-Zyklus ab

1.2 Die Übergangsphase 9

Energie erreicht die Sternoberfläche nicht. Sie wird von der Hülle absorbiert, weshalb diese nochmalsexpandiert. Die Vergrößerung des Sternvolumens bringt eine Absenkung der Effektivtemperatur Teffmit sich6. Aufgrund der Temperaturabnahme bewegt sich der Stern im HRD (vgl. Abb.: 9, Seite 7)weiter nach rechts. Die ”Asche“ des stetigen H-Schalen-Brennen vergrößert kontinuierlich den He-Coreund dessen Dichte. Sie ist ja nichts anderes als durch Nukleosynthese erzeugtes Helium. Der Sternbewegt sich jetzt im HRD (vgl. Abb.: 9, Seite 7) auf dem sogenannten Subgiantbranch7 [SGB]. ImHRD (Abb.: 9 auf Seite 7) befinden wir uns im Pkt.: 4.

1.2.2 Entartung des He-Core

In Abhängigkeit ihrer Anfangsmasse gehen Sterne unterschiedliche Wege:

- Sterne mit Anfangsmasse Ma für die gilt: 0.08 M� < Ma < 0.5 M�Diese Sterne verharren noch viele Milliarden Jahre auf dem MSB. Sie verbrennen weiterhinWasserstoff zu Helium. Wenn sie ihren gesamten Wasserstoffvorrat aufgebraucht haben beginnensie auszukühlen um letztendlich als Weiße Zwerge zu enden. Während Ihrer aktiven Phase sprichtman von Roten oder Orangen Zwergen.

- Sterne mit Anfangsmassen Ma > 0.5 M�:Wenn die Dichte im Core groß genug ist setzt, wie in Kapitel 1.2.1 auf Seite 7 beschrieben,Elektronenentartung ein. An dieser Stelle sei bemerkt, dass für einen vollständig entartetenCore der Druck temperaturunabhängig ist. Handelt es sich nur um ein teilentartetes System sobleibt der Druck zum Teil temperaturabhängig.Deshalb ist es auch hier an der Zeit, eine Fallunterscheidung bezüglich der Anfangsmasse zutreffen:

(i) Sterne mit Anfangsmasse Ma für die gilt: Ma < 1 M�erreichen einen sehr hohen Entartungsgrad, was einen sehr hohen Entartungsdruck mit sichbringt. Es wird immer PGravitation ≤ PEntartung gelten.

(ii) Sterne mit Anfangsmasse Ma für die gilt: Ma ∼= 1 M�gehen lediglich einen teilentarteten Zustand ein. Für solche Sterne kann der Core auf ca13% der Sonnenmasse anwachsen, bevor er kollabiert. Damit liegt die Massengrenze beiMCore ≈ 0.13M�.

(iii) Sterne mit Anfangsmasse Ma für die gilt: Ma > 1 M�Zusätzlich zur Massengrenze, die hier bei MCore ≈ 1.44M� liegt, unterscheidet sich dieseGruppe von ihren leichteren Geschwistern in einem wichtige Punkt. Ihr Core ist konvektiv.In dieser konvektiven Zone findet eine ständige Durchmischung der Materie statt. Damit istdie Zusammensetzung des Core nahezu homogen. Bei ausreichend geringem Wasserstoffan-teil im Core beginnt dieser zu kontrahieren. Bei einem Ma = 5M�-Stern liegt die Grenzefür den Wasserstoffanteil bei ca X=0.05. Die dabei freiwerdende Gravitationsenergie setztdie Leuchtkraft des Sterns etwas nach oben. Teff steigt entsprechend.

Für die unter (ii) & (iii) betrachteten ist mit dieser Gesamtkontraktion ihre Zeit auf dem MSBabgelaufen. Sie durchlaufen nun die erste Phase des RGB. Sie werden in diesem Stadium Unterriesengenannt.

6L ∝ T 4eff r2 & L ≈ const.

7Subgiant , Unterriese

10 2 DIE RR-PHASE

2 Die RR-Phase

2.1 Die Phasen auf dem Red-Giant-Branch

Erstmal auf dem RGB angekommen durchlaufen Sterne eine komplizierte Abfolge unterschiedlicherEntwicklungsstufen. Der Druck auf den Core, damit die Dichte im Core ist mittlerweile so weit an-gestiegen, dass He-Core-Brennen zünden kann. H-Schalen-Brennen und He-Core-Brennen findet zumTeil gleichzeitig statt. In den Brennpausen bleibt der Stern weiter aktiv, expandiert z.B. seinen Coreoder kontrahiert seine Außenhülle. Es können auch sehr ausgeprägte Konvektionszonen entstehen. Derzentrale Stern im Katzenaugennebel (vgl. Bild 6 auf Seite 5) wird als Stern gehandelt, der mit 5M�seine Reise im Pkt.: 1 begann und derzeit als Weisser Zwerg zur Ruhe kommt. Er hat die Bahn inAbb.: 11 auf Seite 10 vollständig durchlaufen.Betrachten wir nun die verschiedenen Phasen von Sternen auf dem RGB und folgen ihrer Enwicklungdabei in Abb.: 11, vorzugsweise am Beispiel eines 5M�-Sterns.

Abbildung 11: Die Entwicklung eines 5M�-Sterns von der zero-age main sequenz [ZAMS] bis hin zumAGB branch. Die ZAMS bezeichnet den Punkt, an dem der Stern die pre main sequenz verlässt unddie main sequenz betritt. Zeitlich betrachtet legt dieser Punkt die Geburtsstunde des Sterns fest.Bildquelle: [2]; Graph 13.4

Pkt.: 1 bis Pkt.: 4 in Abb.: 11 entsprechen Pkt.: 1 bis Pkt.: 3 in Abb.: 9 auf Seite 7. Diese Phase wurdeim Kapitel 1.2 ab Seite 6 diskutiert.

2.1 Die Phasen auf dem Red-Giant-Branch 11

2.1.1 first-dredge-up

Der Stern befindet sich jetzt am Pkt.: 5 und wird ca 8 × 105 a benötigen um Pkt.: 6 zu erreichen.Sein He-Core ist nun so dicht, dass er zu kolabieren beginnt. Er setzt dadurch Gravitationsenergiefrei. Temperatur und Dichte der H-brennenden Schale steigen, woraufhin ihre Energieerzeugungsraterapide anwächst. Der Großteil dieser freigesetzen Energie bläht die Außenhülle8 auf. Leuchtkraft undTeff sinken. Dieses Phänomen ist uns schon früher begegnet (vgl. Bahn zwischen Pkt.3 und Pkt.4im Abb.: 9). Ein zusätzlicher Beitrag von H−-Ionen steigert die photosphärische Opazität9, was zurFolge hat, dass der Stern an Transparenz verliert. Nahe seiner Oberfläche bildet der Stern nun ei-ne weitere10 Konvektionszone aus. Im Verlauf der Zeit dringt diese tief in das Sterninnere ein, eskommt zu Vermischungsprozessen. Die Elementzusammensetzung der in der Photosphäre beobacht-baren Elemente ändert sich. Diesen Austausch von Materie zwischen Core und Sternoberfläche nenntman first-dredge-up. Messungen zeigen, dass in dieser Phase der 3Li-Anteil der Photosphäre sinktund der 3He-Anteil steigt. Die Folgen des first-dredge-up werden zur Überprüfung stellarer Evoluti-onstheorien herangezogen.

Abbildung 12: Entwicklung der Kernprozesse eines 5M�-Sterns mit der Zeit. Wolkige Stellen stehenfür konvektive Bereiche, Striche für Bereiche mit hoher Energieerzeugung. Punkte markieren Zonen,die sich stofflich Verändern. Die Nummern über dem Graph entsprechen den Markierungen in Abb.:11.Bildquelle: [2]; Graph 13.5

8Die Außenhülle hat eine endliche Photonen-Emissionsrate.9Die Opazität ist ein Maß für die Trübung eines Stoffes. Seinem Kehrwert entspricht der Transmissionsgrad.

10für Ma > 1M� ist der Core ebenfalls konvektiv, vgl. Kapitel 1.2 (iii), Seite 6

12 2 DIE RR-PHASE

2.1.2 3-Alpha-Prozess allgemein & helium-core-flush massearmer Sterne

Aufgrund der sich weiter abkühlenden Oberfläche kommt es zur Rekombination der Elektronen mitden Wasserstoffionen. Die Opazität sinkt. Die Oberfläche emittiert mehr Strahlung. Energieproduktiondes sich kontinuierlich kontrahierenden Core und der sich weiter verdichtenden H-brennenden Schalesteigt derweil zunehmlich. Diese Effekte lassen Leuchtkraft und Radius des Sterns letztendlich wiederansteigen. Pkt.: 6 im HRD (vgl. 11, Seite 10) wird überschritten. Der Stern bläht sich nun endgültigzum Roten Riesen auf. Nach ca 5× 105a erreicht der Rote Riese Pkt.: 7. Die Coretemperatur beträgtnun etwa TCore ∼= 1.3× 108K bei einer Dichte von ca ρCore ∼= 7700 gcm3 . Diese extremen Bedingungenbegünstigen das Einsetzen von QM Tunnelprozessen 11, was der Startschuß für den 3-α-Prozess ist.Dabei fusionieren 3 4He-Kerne zu einem 12C-Kern.Die Fusion läuft in zwei Schritten ab:

4He +4 He → 8Be

⇒8 Be +4 He → 12C

Auch Sauerstoff kann und wird in dieser Phase gebildet:

4He +12 C → 16O

Die H-brennende Schale ist nun nicht mehr nur Energieliefertant für die Leuchtkraft. Sie gibt aucheinen Teil ihrer Energie an den Core ab. Die vom Core aufgenommene Energie dient der Aufhebungder Elektronenentartung. Trotz dieser Energieabgabe bleibt die H-brennende Schale Hauptenergielie-ferant der nun sinkenden Leuchtkraft. Zeitgleich verkleinert sich der Radius der Außenhülle bei nahezukonstanter Teff . Im HRD (vgl. 11, Seite 10) wandert der Stern mit dem Zünden des 3-α-Prozessesvon Pkt.: 7 in Richtung Pkt.: 8 um ihn nach ca 6 × 106 a zu erreichen. Mit überschreiten des Pkt.:7 hat der Stern die Rote-Riesen-Phase beendet. Er befindet sich nun auf dem horizontal-branch[HB].Je nach Anfangsmasse laufen im Inneren nun unterschiedliche Prozesse ab. Der entscheidende Grenz-wert liegt bei ca Ma ∼= 2M�:

• Ma < 2M�Mit Einsetzen der Kontraktion des He-Core auf dem RGB begannen die Elektronen sehr stark zuentarten. Setzt nun der 3-α-Prozesses ein, läuft die Energiefreisetzung durch den Core innerhalbweniger Sekunden, nahezu explosionsartig ab. Für einen kurzen Augenblick entwickelt der Coredabei eine Leuchtkraft von ca 1011L�. Das entspicht der Leuchtkraft einer gesamten Galaxie.Der größte Teil der dabei freigesetzten Energie wird von höherliegenden Schichten absorbiert,worauf der Stern über seine Oberfläche Masse abstößt. Diese kurze Phase in der Entwicklungmassearmer Sterne wird auch als helium-core-flush bezeichnet.

Wie kam es zu der explosionsartigen Freisetzung und warum ist sie so kurz?Der Entartungsdruck der Elektronen ist im Gegensatz zum 3-α-Prozess kaum temperaturabhängig.Die durch den Core von der H-brennenden Schale aufgenommene Energie wird, anfangs zur Auf-hebung der Elektronenentartung genutzt. Zudem hat der Core in seiner Phase vor dem Eintrittauf den RGB durch starke Neutrinoverluste empfindlich an Temperatur verloren12, bevor er den

11Die Coulombbarriere der 4He-Kerne kann überwunden werden.12Dieser Temperaturverlust wird gerne Temperaturinversion genannt

2.1 Die Phasen auf dem Red-Giant-Branch 13

isothermen Zustand erreichte. Damit der Core jetzt mit dem 3-α-Prozess beginnen kann, muss erseine Temperatur erhöhen. Sobald die Aufhebung der Entartung abgeschlossen ist, dient die auf-genommene Energie zur Temperaturerhöhung. Dabei wird der 3-α-Prozess, vermutlich in einerSchale um das Sternzentrum, schlagartig gezündet. Deshalb gibt der Core für einige Sekundenexplosionsartig Energie ab. Er beginnt nun zu expandieren, senkt somit Dichte und Temperatur,was die Reaktionsrate und damit die Rate der Energiefreisetzung des 3-α-Prozesses verringert.

• Ma > 2M� (mittels Ma ∼= 5M�)Der Stern liegt mittlerweile zwischen Pkt.: 8 und Pkt.: 9 im HRD (vgl. 11, Seite 10), ohnedass es zu einem helium-core-flush kam. Es werden ca 106 a vergehen, bis er Pkt.: 9 erreicht.Die Außenhülle kontrahiert, die H-brennende Schale wird immer dichter. Diese Verdichtungführt zu einem erhöhten Energieausstoß der Schale, wodurch der gesamte Energieausstoß desSterns ansteigt. Mit zunehmender Temperatur zieht sich die äußere Konvektionszone wieder inRichtung der Oberfläche zurück. Zwischen Pkt.: 9 und Pkt.: 10 wird der größte Teil des He-Corein Kohlenstoff und Sauerstoff umgewandelt. Die Hauptbrennphase des He-Core ist erreicht. Siewird ca 9 × 106 a andauern. Danach ist die mittlere molekulare Masse des Core im Pkt.: 10 sostark angestiegen, dass er merklich stärker kontrahiert.

2.1.3 second-dredge-up

Während der Kontraktion beginnt die Außenhülle zu expandiert, kühlt entsprechend ab. Die zur Ver-größerung der Außenhülle notwendige Energie bezieht der Stern dabei aus seiner Leuchtkraft, bis erschließlich nach ca 106 a Pkt.: 11 überschreitet und den HB verlässt. Wie schon vom H-Ausstoß amEnde des MSB bekannt, kontrahiert der gesamte Stern während des nun in dieser Phase einsetzendenHe-Ausstoßes. Bei zahlreichen Sternen setzt während den Phasen zwischen Pkt.: 7 und Pkt.: 11 einemessbare, periodische Pulsation ein13. Nahe Pkt.: 12, wenn fast alles Helium aus dem Core ausge-stoßen wurde, zündet He-Schalenbrennen. Die Ursache der Zündung liegt hier ebenfalls wieder imstark kontrahierten Core und der damit verbundenen Temperatur- & Druckerhöhung. Der Core kon-trahiert indess weiter, was die He-brennende Schale immer schmäler und fester werden lässt und diedarüberliegenden Schalen weiter zur Expansion und Abkühlung bewegt. Während dieser Expansionerlischt die H-brennende Schale. Im Core kommt es ein weiteres Mal zu einem Neutrinoausstoß, dereine Temperaturabsenkung des Core mit sich bringt. Mit abnehmender Temperatur des Core nimmtder Beitrag des Gasdrucks am Gesamtdruck ab. Der Entartungsdruck der Elektronen gewinnt zuneh-mend an Bedeutung. Im Pkt.: 13 angekommen nimmt die expandierende Außenhülle sehr viel Energieder He-brennenden Schale auf, während Leuchtkraft und Teff geringer werden. Die Konvektionszoneder Außenhülle dehnt sich unterdes das zweite Mal weit ins Sterninnere, leitet damit den second-dredge-up ein. Beim second-dredge-up reicht die Konvektionszone bis in die heliumreiche Regionüber der He-brennenden Schale und transportiert Helium & Stickstoff in Richtung der Außenhülle.Der Stickstoffanteil hängt dabei von der Stickstoffproduktion durch Kohlenstoff & Sauerstoff in derZwischenschalenregion ab. Der Stern tritt nun über Pkt.: 14, schwenkt somit unaufhaltsam auf denAGB, der sich an die Hayashi-Linie14 anschmiegt. Ein Schnitt des Sterns, wie er kurz vor, oder

13Dabei verändern sich insbesondere Leuchtkraft, Radius, Temperatur und die Oberflächengeschwindigkeit. Auch

diese Phänomene dienen zur Überprüfung theoretischer Vorhersagen.14Die Hayashi-Linie unterteilt das HRD in zwei Hälften. Auf einer Seite ist es den Sternen möglich ein hydrostatisches

Gleichgewicht einzunehmen, auf der anderen nicht. In diesem, dem zweiten Gebiet wird man keine Sterne finden.

14 2 DIE RR-PHASE

Abbildung 13: Der Aufbau eines 5M�-Sterns kurz bevor oder während er seine AGB-Phase durchlebt.Bildquelle: [2]; Graph 13.8

während seiner AGB-Phase aufgebaut ist zeigt Abb.: 13 auf Seite 14. Den beeindruckenden Abstandzwischen Core und Außenhülle, den man anhand der angetragenen relativen Radienverhältnisse able-sen kann, vermag das Bild nicht wiederzugeben.

2.1.4 helium-shell-flush & third-dredge-up auf dem AGB

Die Temperatur im Core ist mit TCore ∼= 2×108K etwa 1.5 mal so hoch wie in Pkt.: 7 (vgl. 2.1.2, Seite12), während seine Dichte mit ρC ∼= 106 gcm3 130 mal so hoch ist. Die zuvor erloschene H-Schale zündeterneut. Bei der He-brennende Schale setzt der helium-shell-flush ein, d.h. sie beginnt periodischmit dem Brennvorgang auszusetzen, dann wieder zu zünden. Der helium-shell-flush wird durch dieH-brennenden Schale ausgelöst. Wie schon beim helium-core-flush ”regnet“ Helium auf die Regionunter der H-brennenden Schale, was bei ausreichendem Massenzuwachs in der Zwischenregion zu einerEntartung führt. Der Ablauf des helium-shell-flush ist nun im weiteren der gleiche, wie der des helium-core-flush (vgl. Kapitel 2.1.2; Seite 12) in masseärmeren Sternen, jedoch ist die Energiefreisetzungwesentlich geringer. Die freigesetzte Energie ”pustet“ nun die H-brennende Schale aus, die daraufhinan Temperatur verliert. Mit Abflauen des He-brennens nach dem flush erholt sich die darüberliegendeH-Schale, zündet erneut und der Vorgang wiederholt sich. Die Dauer zwischen zwei Pulsen hängt dabeiinsbesondere von der Sternmasse ab. Je geringer dabei die Masse ist, desto größer ist die Periodendauer.Für unseren 5M�-Stern vergehen einige tausend Jahre bis der nächste helium-shell-flush einsetzt15.

15für Ma ∼= 0.6M� ⇒ Tflush ≈ einige 100.000 a

2.1 Die Phasen auf dem Red-Giant-Branch 15

Abbildung 14: Die Oberflächenleuchtkraft eines 0.6M�-Sterns, aufgetragen als Funktion der Zeitwährend des Einsetzens des helium-shell-flush.Bildquelle: [2]; Graph 13.9

Die Amplitude der Leuchtkraft steigt mit jedem neu einsetzenden helium-shell-flush an (vgl. Abb.:14, Seite 15).

Woher kommt nun die charakteristische Absenkung mit dem unmittelbar darauf-folgendem Anstieg der Leuchtkraft und wie erklärt sich der Amplitudenanstieg?Mit Einsetzen des helium-shell-flush wird die Hauptquelle der Leuchtkraft, die H-brennendeSchale, schlagartig gelöscht, was den Rückgang der Leuchtkraft erklärt16. Der rapide Anstiegerklärt sich in der durch den helium-shell-flush freigesetzten Energie durch die He-Schale. Wieschon beim helium-core-flush ist diese explosionsartige Freisetzung nur von kurzer Dauer, wasden anschließenden rapiden Rückgang erklärt. Mit erneutem Zünden der H-Schale steigt auchdie Leuchtkraft wieder auf ihren ursprünglichen Wert17. Der Anstieg der Amplituden hängt mitder Zwischenschalenmasse zusammen, die ja während jedem H-Schalenbrennen mehr an Massegewinnt. Das hat zur Folge, dass der Entartungsgrad der Zwischenschale nach jedem helium-shell-flush anwächst.

Aufgrund des helium-shell-flush hat man kurzzeitig einen erhöhten Energiefluss von der He-brennendenSchale nach außen. Aufgrund dessen bildet sich in der Zwischenregion eine konvektive Zone, die biszur Geburtstätte der Elemente C & O reichen kann. Die Konvektionszone der Außenhülle weitetsich ebenfalls in Richtung des Core aus, dringt dabei in die konvektiv gewordene Zwischenregionvor und transportiert ähnlich dem first- & second-dredge-up C & O aus dem Sterninneren an dieOberfläche. Dieser Vorgang wird entsprechend third-dredge-up genannt. Nach dem third-dredge-up

16entsprechend sinkt der Radius und Teff steigt17was den Radius wieder vergrößert und Teff herabsetzt

16 2 DIE RR-PHASE

kann man spektroskopisch feststellen, ob es sich bei dem beobachteten Objekt um einen sauerstoff-oder kohlenstoffreichen Riesen handelt.

2.1.5 Wie entwickelt sich der C/O-Core weiter?

AGB-Sterne haben sehr hohe Massenverlustraten18, Teff jedoch liegt sehr niedrig, bei ca 3000 K. DerMasseverlust auf dem AGB trägt entscheidend, wie die Ma selbst, zum weiteren Leben des Riesen bei.Für Sterne oberhalb einer Massengrenze kann die nukleare C/O-Core-Brennphase zünden, bei ihrenleichteren Geschwister nicht. Die Massengrenze liegt diesmal um 8M�.

Betrachten wir zunächst jene, mit Ma < 8M�:Die He-brennende Schale lässt den C/O-Core stetig anwachsen. Der Druck auf den Core steigt da-bei, er kontrahiert. Unter bestimmten Umständen kommt es nochmals zu einer Core-Abkühlungdurch Neutrinoverluste19. So oder so, im Core wird der Druck derart hoch, dass er vollständigentartet. Der nach außen gerichtete Druck wird nun nur noch vom Entartungsdruck getragen.Diese Situation ist uns von der Elektronenentartung im He-Core von den massearmen Sternenschon vertraut.Die Gruppe der Sterne mit Ma < 8M� lässt sich nochmals in zwei Gruppen unterteilen:

(i) Sterne mit einer Anfangsmasse Ma < 4M�:Der C/O-Core wird nie groß genug werden (MCore < 1.44M�), damit C/O-Core-Brenneneinsetzt.→ C/O-Core endet als Weißer Zwerg

(ii) Sterne mit einer Anfangsmasse 4M� < Ma < 8M�:Theoretisch kann der C/O-Core schwer genug werden, so dass der Stern sein hydrostatischesGleichgewicht verliert. Die Folge ein fataler Kollaps des Core, so wie es beim helium-core-flush (vgl. 2.1.2, Seite 12) der Fall ist. Die benötigte Masse um einen vollständig entartetenCore kollabieren zu lassen ist die sog. Chandrasekhar-Masse. Sie liegt bei MC = 1.44M�.Im Unterschied zum helium-core-flush würde die Energieerzeugungsrate nicht sofort durcheine Expansion des Core abgebremmst, sondern ließe den gesamten Stern in einer gewalti-gen Supernovae zerbersten. Nach heutigem Wissen wird sich solch ein Ereigniss jedoch nichtzutragen. Die Massenverluste sind zu groß. Für den starken Massenverlust wird Sternwindverantwortlich gemacht. Er wird von der eigentlichen Masse, dem Anteil an schweren Ele-menten (Metallizität) und dem Entwicklungsstadium des Sterns beeinflusst. In Abhängig-keit der genannte Faktoren beträgt er zwischen 10−7 < Ṁ < 10−4 Sonnenmassen pro Jahr.Dieser Massenverlust ist für die Existenz von Objekten verantwortlich, die als OH/IR-Quellen bezeichnet werden. OH/IR-Quellen sind von optisch sehr dichten Staubwolken ein-gehüllt. Diese Objekte fungieren einerseits als OH-Maser20, nachgewiesen durch Detektionder dabei entstehenden Mikrowellen, andererseits emittieren sie Infrarotstrahlung. Mit derZeit treibt die Staubhülle auseinander, bis sie eines Tages dünn genug geworden ist und denBlick in das Innere gewährt. Zum Vorschein kommt der entartete C/O-Core des Riesen,

18Ṁ ≈ 10−4M�19Je nach Anfangsmasse des Sterns.20Maser , Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation

2.1 Die Phasen auf dem Red-Giant-Branch 17

noch leicht umhüllt von dünnen Schichten aus Wasserstoff und Helium. Dieser noch sehrheiße, ausgebrannte Stern verliert stark an Leuchtkraft und begibt sich auf eine neue Reise,die er als Weißer Zwerg beenden wird.

Abbildung 15: Der Helix-Nebel (auch NGC 7293), abgebildet mittels einer Infrarotaufnahme des Welt-raumteleskops Spitzer. Im seinem Zentrum der zurückgebliebene C/O-Core. Man kann den WeißenZwerg kaum erkennen, da er noch immer von einer dichten Gaswolke (rötlich dargestellt) umgebenist.Bildquelle: http://www.spiegel.de/wissenschaft/weltall/0,1518,grossbild-800587-466045,00.html

Nun zu den Sterne mit Ma > 8M�:Bei diesen schwereren Sternen setzt durch den stetigen Massenzuwachs des C/O-Core die Fu-sion von Kohlenstoff und Sauerstoff zu den Elementen Neon, danach Magnesium anschließendSilizium und zuletzt Eisen ein. Wie schon einst eine He-brennende Schale um den C/O-Coreentstand, umgeben den Fe-Core letztendlich auch brennende Schalen (vgl. Abb.: 16).

Dabei liegt auf dem Core die Si-brennende Schale, über ihr die Mg-brennende, gefolgt voneiner Schale in der Neon fusioniert wird. Es folgt eine Zone, in der Sauerstoff fusioniert wird.Darüber liegt die C-brennende Schale. Über ihr findet nach wie vor He-Schalenbrennen statt.In der äußersten brennenden Schale wird, wie ganz zu Beginn über dem He-Core, Wasserstoffin Helium umgewandelt. Der Eisenkern wird sich keinem Fusionsprozess mehr unterziehen, erwürde damit Energie verschlingen, statt diese zu erzeugen. Wenn der Fe-Core die kritischeMasse überschreitet, kommt es zu einem Kollaps, der als Supernovae Typ II endet. Je nachseiner Anfangsmasse und insbesondere seiner Core-Masse bei Einsetzen der Supernovae bleibtein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch zurück.

(i) Fe-Core, für den gilt: 1.44M� < MCore < 3M�→ Neutronenstern (vgl. Abb.: 17, Seite 18)

(ii) Fe-Core, für den gilt: 3M� < MCore→ Schwarzes Loch (vgl. Abb.: 18, Seite 19)

http://www.spiegel.de/wissenschaft/weltall/0,1518,grossbild-800587-466045,00.htmlhttp://www.spiegel.de/wissenschaft/weltall/0,1518,grossbild-800587-466045,00.html

18 2 DIE RR-PHASE

Abbildung 16: Darstellung der Zwiebelschalenstruktur eines Roten Riesen mit Fe-Core.Bildquelle: http://abyss.uoregon.edu/~js/ast122/lectures/lec16.html

Abbildung 17: Bilder des Krebsnebels, aufgenommen von Chandra (links, Röntgenspektrum) und demHubbel-Teleskop (rechts, optisches Spektrum). Der helle Punkt im Zentrum der linken Bilderserie istder entstandene Neutronenstern.Bildquelle: http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/2002/24/images/c/formats/full_tif.tif

http://abyss.uoregon.edu/~js/ast122/lectures/lec16.htmlhttp://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/2002/24/images/c/formats/full_tif.tif

19

Abbildung 18: Eine Zeichnung des Blauen Sterns Cygnus X-1 A im Vordergrund, mit seinem BegleiterCygnus X-1 B, einem Schwarzen Loch. Das Schwarze Loch ist bei einem Durchmesser von lediglich15 km 12 Sonnenmassen schwer und saugt Cygnus X-1 A seine Masse ab. Cygnus X-1 B konnte alserstes Schwarzes Loch tatsächlich nachgewiesen werden.Bildquelle: http://www.spacetelescope.org/goodies/posters/html/cygnus_x1.html

3 Masse-Leuchtkraft-Gesetz & Zukunft der Sonne

3.1 Masse-Leuchtkraft-Gesetz zur Bestimmung der Lebenszeit eines Sterns

Abbildung 19: Wie aus dem Graph hervor geht, befindet sich die Großzahl der Sterne auf dem MSB.Bildquelle: [2]; Graph 8.11

Wie in Abb.: 19 deutlich erkennbar ist findet man die meisten Sterne auf dem MSB. Die Ursacheliegt in der Dauer der einzelnen Prozesse. Ein Stern befindet sich in der Phase des H-Core-Brennensauf dem MSB. Diese Dauer kann man mittels des Masse-Leuchtkraft-Gesetzes bestimmen. Man gehtdavon aus, dass der Stern in Abhängigkeit seiner Masse eine bestimmte Menge Energie freisetzen

http://www.spacetelescope.org/goodies/posters/html/cygnus_x1.html

20 3 MASSE-LEUCHTKRAFT-GESETZ & ZUKUNFT DER SONNE

kann. Die während der H-Fussion gewonnene Energie gibt er in erster Linie als Leuchtkraft ab. DieLeuchtkraft ist per Definiton Energie pro Zeit. Bildet man nun den Quotienten aus gesamter auf demMSB zur Verfügung stehender Energie und Leuchtkraft die er auf dem MSB hat, erhält man eineAbschätzung für die Zeit, die der Stern auf dem MSB verbringen kann.

τMSB =EMSB

L

Dabei ist EMSB die Energie, die der Stern auf dem MSB produziert, L seine Leuchtkraft. Die verfügba-re Energie berechnet sich zu:

EMSB = 0.08 · 0.007 ·Mac2

0.08 steht hierbei für die Core-Masse und der Faktor 0.007 berücksichtigt die Ausbeute des H-Brennens.Das Masse-Leuchtkraftgesetz lautet:

L

L�=

[M

M�

]3.5

⇒ L = L�[

M

M�

]3.5Einsetzten liefert:

τMSB ∼=1010[M

M�

]2.5τMSB entspricht ca 90% der gesamten Lebensdauer eines Sterns. Die letzten 10% verbringt er auf demRGB. Dabei verbrennt er gerade mal den zehnten Teil seiner Anfangsmasse, das jedoch bei zehnfacherLeuchtkraft. Für die Zeit auf dem RGB erhält man:

τRGB = 0.1 · τMSB

Diese einfache Rechnung erklärt, warum die meisten Sterne auf dem MSB zu finden sind.

3.2 Ein Blick in die Zukunft der Sonne

Die Sonne hat mit ca 4.5 Milliarden Jahren etwa die Hälfte ihres Lebens auf dem MSB zurückgelegt.Pro Sekunde verbrennt sie in etwa 4.2 Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium. Forscher rechnendamit, dass ca in 5.0 Milliarden Jahren ihr Wasserstoffvorrat zu Neige geht, worauf hin sie zu einemRoten Riesen expandiert, mit verheerenden Folgen für ihre Nachbarn. Sie wird nach Beendigungdes He-Core-Brennen im Zuge der Expansion erst Merkur und dann auch die Venus verschlucken. Derdrittnächste Planet nach Merkur und Venus ist die Erde. In ca 1 Milliarde Jahren wird die Leuchtkraftder Sonne so stark angestiegen sein, dass alles Wasser auf der Erde verdampft ist, die Oberfläche wirddann nur noch aus Lava bestehen. Über die Antwort, ob auch die Erde verschluckt wird sind dieMeinungen der Forschern verschieden.Eine Animation zum Thema findet man unter http://www.myvideo.de/watch/114746.

http://www.myvideo.de/watch/114746

21

4 Literatur- und Abbildungsverzeichnis

Abbildungsverzeichnis

1 Betelgeuze, derzeit größter bekannter Roter Riese; aufgenommen am 15.01.1996 mitHilfe des Weltraumteleskopes Hubbel;Bildquelle: http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap990605.html . . . . . . . . . . . 3

2 VVCepheiA ist der derzeit größte bekannte Stern und ein Überriese. Sein Radius wirdauf 1600 bis 1900 Sonnenradien geschätzt. Seine Leuchtkraft entspricht ca 315.000 malder Sonnenleuchtkraft. Er gehört einem Doppelsternsystem im Sternbild Kepheus anund ist ca 2000 Lichtjahre von uns entfernt.Bildquelle: http://jumk.de/astronomie/sterne-2/vv-cephei.shtml . . . . . . . . 3

3 Planetarischer Nebel des gerade ”geschlüpften“ Weißen Zwerges NGC 2440; leicht linkszum Zentrum des Bildes verschoben, als kleiner, heller Punkt, der junge Weiße Zwerg;NGC 2440 ist zur Zeit einer der heißesten Weißen Zwerge, die man kennt;Bildquelle: http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap060507.html . . . . . . . . . . . 4

4 Die hellen Sterne auf dem Bild sind als ”Heart of the Trapezium“, einem offenen Ster-nenhaufen im Zentrum des Orion Nebels, bekannt. Auf die dämmrigeren Objekte wurdeman erst vor kurzem durch Infrarotaufnahmen aufmerksam. Man geht davon aus, dasses sich bei ihnen um braune Zwerge und freie Planeten handelt.Bildquelle: http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap000830.html . . . . . . . . . . . 4

5 Proxima Centauri, der sonnenächste Stern, ist von der Erde lediglich 4.2 Lichtjahreentfernt. Er ist so lichtschwach, dass er nur mit Hilfe eines Teleskopes beobachtet werdenkann.Bildquelle: http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap051204.html . . . . . . . . . . . 5

6 Der Katzenaugennebel (NGC 6543) war der erste planetarische Nebel, der spektrosko-pisch untersucht wurde. In seinem Zentrum deutlich sichtbar der Weisse Zwerg. Seinderzeitiger Masseausstoß beträgt 20 Billionen TonnenSekunde .Bildquelle: http://de.wikipedia.org/wiki/Katzenaugennebel . . . . . . . . . . . . 5

7 Der Krebsnebel (NGC 1952), Überrest einer Supernovae im Sternbild Stier. Im Zentrumgut sichtbar, der Pulsar PSR B0531+21, ein Neutronenstern. Sein Durchmesser wirdauf 30km geschätzt.Bildquelle: http://de.wikipedia.org/wiki/Krebsnebel . . . . . . . . . . . . . . . . 6

8 Pollux ist ein gelb-oranger Unterriese. Man findet ihn im Sternbild Zwilling, in ca 34Lichtjahren Entfernung. Er leuchtet knapp 32 mal so hell wie die Sonne und hat einenca 16 mal größeren Radius. Es werden noch viele tausend Jahre vergehen, bis er sichzu seiner vollen Größe aufgebläht hat.Bildquelle: http://jumk.de/astronomie/sterne-2/pollux.shtml . . . . . . . . . . 6

9 Der Vergleich im HRD zeigt, wie empfindlich der Weg von Sternen in der main- & post-main-sequenz von Ihrer Anfangsmasse beeinflusst wird. Das verwundert nicht weiter,da Sterne die Energie aus ihrer Masse beziehen.Bildquelle: [2]; Graph 13.1 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap990605.htmlhttp://jumk.de/astronomie/sterne-2/vv-cephei.shtmlhttp://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap060507.htmlhttp://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap000830.htmlhttp://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap051204.htmlhttp://de.wikipedia.org/wiki/Katzenaugennebelhttp://de.wikipedia.org/wiki/Krebsnebelhttp://jumk.de/astronomie/sterne-2/pollux.shtml

22 ABBILDUNGSVERZEICHNIS

10 Der Aufbau eines 5M�-Sterns während seiner Übertrittsphase vom MSB zum RGB.Bildquelle: [2]; Graph 13.7 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8

11 Die Entwicklung eines 5M�-Sterns von der zero-age main sequenz [ZAMS] bis hinzum AGB branch. Die ZAMS bezeichnet den Punkt, an dem der Stern die pre mainsequenz verlässt und die main sequenz betritt. Zeitlich betrachtet legt dieser Punkt dieGeburtsstunde des Sterns fest.Bildquelle: [2]; Graph 13.4 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10

12 Entwicklung der Kernprozesse eines 5M�-Sterns mit der Zeit. Wolkige Stellen stehenfür konvektive Bereiche, Striche für Bereiche mit hoher Energieerzeugung. Punkte mar-kieren Zonen, die sich stofflich Verändern. Die Nummern über dem Graph entsprechenden Markierungen in Abb.: 11.Bildquelle: [2]; Graph 13.5 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11

13 Der Aufbau eines 5M�-Sterns kurz bevor oder während er seine AGB-Phase durchlebt.Bildquelle: [2]; Graph 13.8 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14

14 Die Oberflächenleuchtkraft eines 0.6M�-Sterns, aufgetragen als Funktion der Zeit währenddes Einsetzens des helium-shell-flush.Bildquelle: [2]; Graph 13.9 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15

15 Der Helix-Nebel (auch NGC 7293), abgebildet mittels einer Infrarotaufnahme des Welt-raumteleskops Spitzer. Im seinem Zentrum der zurückgebliebene C/O-Core. Man kannden Weißen Zwerg kaum erkennen, da er noch immer von einer dichten Gaswolke (rötlichdargestellt) umgeben ist.Bildquelle: http://www.spiegel.de/wissenschaft/weltall/0,1518,grossbild-800587-466045,00.html . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17

16 Darstellung der Zwiebelschalenstruktur eines Roten Riesen mit Fe-Core.Bildquelle: http://abyss.uoregon.edu/\protect\unhbox\voidb@x\penalty\@M\{}js/ast122/lectures/lec16.html . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18

17 Bilder des Krebsnebels, aufgenommen von Chandra (links, Röntgenspektrum) und demHubbel-Teleskop (rechts, optisches Spektrum). Der helle Punkt im Zentrum der linkenBilderserie ist der entstandene Neutronenstern.Bildquelle: http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/2002/24/images/c/formats/full_tif.tif . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18

18 Eine Zeichnung des Blauen Sterns Cygnus X-1 A im Vordergrund, mit seinem BegleiterCygnus X-1 B, einem Schwarzen Loch. Das Schwarze Loch ist bei einem Durchmesservon lediglich 15 km 12 Sonnenmassen schwer und saugt Cygnus X-1 A seine Masse ab.Cygnus X-1 B konnte als erstes Schwarzes Loch tatsächlich nachgewiesen werden.Bildquelle: http://www.spacetelescope.org/goodies/posters/html/cygnus_x1.html 19

19 Wie aus dem Graph hervor geht, befindet sich die Großzahl der Sterne auf dem MSB.Bildquelle: [2]; Graph 8.11 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19

http://www.spiegel.de/wissenschaft/weltall/0,1518,grossbild-800587-466045,00.htmlhttp://www.spiegel.de/wissenschaft/weltall/0,1518,grossbild-800587-466045,00.htmlhttp://abyss.uoregon.edu/protect unhbox voidb@x penalty @M {}js/ast122/lectures/lec16.htmlhttp://abyss.uoregon.edu/protect unhbox voidb@x penalty @M {}js/ast122/lectures/lec16.htmlhttp://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/2002/24/images/c/formats/full_tif.tifhttp://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/2002/24/images/c/formats/full_tif.tifhttp://www.spacetelescope.org/goodies/posters/html/cygnus_x1.html

LITERATUR 23

Literatur

[1] Abenteuer Universum; W. Kasper; 05.2007;http://www.abenteuer-universum.de/index.html

[2] An Introduction to Modern Stellar Astrophysics (insbes. Kapitel 13 & 15.1 - 15.3); Dale A.Ostlie, Bradley W. Carroll; Addison-Wesley Publishing Company, Inc., 1996;(Physik-Bib Rgb.: 84 US 2000 C 319 oder 84 US 4000 C 319)

[3] Astronomy 122: Birth and Death of Stars (insbes. 16. Stellar Evolution: RGB); Jim Schom-bert; 2004;http://abyss.uoregon.edu/~js/ast122/index.html

[4] Astronomy Picture of the Day (insbes. Bildunterschriften);http://apod.nasa.gov/apod/archivepix.html

[5] Astronomie: Die Sterne; J. Kummer;http://jumk.de/astronomie/index.shtml

[6] Die Wiedergeburt der Roten Riesen; K. Werner, Th. Rauch; Sterne und Weltraum, Wis-senschaftsverlag 2/2007;

[7] Ein Streifzug durch das Universum im 21.Jahrhundert; D. Schwarzer;http://astro.goblack.de/index.html

[8] Introduction to Astronomy (insbes. Classnotes 15); David L. Lambert; 2001;http://www.as.utexas.edu/astronomy/education/spring01/lambert/syllabus.html

[9] Skript zur Vorlesung: ”Sterne“ (insbes. Sterne.10 & Sterne.11); W. Gebhardt; WS 01/02;http://www-nw.uni-regensburg.de/~.gew24501.wegscheider.physik.

uni-regensburg.de/skripten/index.htm

[10] Skript zur Vorlesung: ”Einführung in die Astrophysik“ (insbes. Kapitel 6a & 6b) ; F. Kupka;WS 04/05;http://www.mpa-garching.mpg.de/lectures/EASTRO_WS04/

http://www.abenteuer-universum.de/index.htmlhttp://abyss.uoregon.edu/~js/ast122/index.htmlhttp://apod.nasa.gov/apod/archivepix.htmlhttp://jumk.de/astronomie/index.shtmlhttp://astro.goblack.de/index.htmlhttp://www.as.utexas.edu/astronomy/education/spring01/lambert/syllabus.htmlhttp://www-nw.uni-regensburg.de/~.gew24501.wegscheider.physik.uni-regensburg.de/skripten/index.htmhttp://www-nw.uni-regensburg.de/~.gew24501.wegscheider.physik.uni-regensburg.de/skripten/index.htmhttp://www.mpa-garching.mpg.de/lectures/EASTRO_WS04/

Vom main-sequenz-branch zum red-giant-branchWohin gehen Sterne, wenn sie den MSB durchlaufen haben?Unter welchen Voraussetzungen kommen Sterne auf welchen Ast

Die ÜbergangsphaseDer Wasserstoffvorrat im Core ist verbrauchtEntartung des He-Core

Die RR-PhaseDie Phasen auf dem Red-Giant-Branchfirst-dredge-up3-Alpha-Prozess allgemein & helium-core-flush massearmer Sternesecond-dredge-uphelium-shell-flush & third-dredge-up auf dem AGBWie entwickelt sich der C/O-Core weiter?

Masse-Leuchtkraft-Gesetz & Zukunft der Sonne Masse-Leuchtkraft-Gesetz zur Bestimmung der Lebenszeit eines SternsEin Blick in die Zukunft der Sonne

Literatur- und Abbildungsverzeichnis