grosse Sterne - Durchmesser und Masse

Francesco

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Hallo, beim Bearbeiten der Wikepedia (momentan bei verschiedenen Sternen wie Arktur, Deneb, Sirius, ...) fällt mir öfters auf (und bin auch sehr beindruckt davon) die riesigen Ausmasse, die ein Stern aufweisen kann. Das geht oft über die Erd- oder Marsbahn hinaus. Nun hat ja die Sonne eine (durchschnittliche) Dichte von 1,4g /cm^3.

Diese Riesensterne mit ihren gewaltigen Ausmassen und Leuchtstärken haben eigentlich nicht um soviel mehr, wie ein Laie (wie mich z.B.) annehmen würde. Wenn wir uns Deneb ansehen, hat er "nur" 20 fache Masse bei fast 120 fachem Durchmesser der Sonne. 120^3 = 1,7 Mio. faches Volumen. Das würde doch bedeuten, der Stern hat nur ein Hundertausendstel Dichte der Sonne. !!! Mit diesem dünnen Gas will er solche "Leistung" vollbringen?

Wie würde dann der Wärmetransport funktionieren. Bei der Sonne ist es ja eine Art Konvektion, eine Umwälzung, wonach die Energie die im Inneren erzeugt wurde, erst nach ca. 1 Mio. Jahre an der Oberfläche abgestrahlt wird.


Fragende Grüsse ;)
 

Bynaus

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Die Leistung stammt immer aus dem Kern: dort findet die Kernfusion statt, dort wirkt sich die Masse des Sterns voll aus. Die "Kernoberfläche" ist sehr heiss, und entsprechend heiss ist die Hülle, die ihn umgibt. Soviel ich weiss, ist nur ein kleiner Teil dieser grossen Sterne konvektiv - der Rest der Wärmeabgabe erfolgt durch Strahlung.

Kleinere Sterne sind hingegen oft erstaunlich "dicht": die kleinsten Sterne mit 78 Jupitermassen sind gerade Mal so gross wie Jupiter selbst. Das heisst, sie hätten dann die 78fache Dichte von Jupiter! Nach oben hin besteht dann der Trend zu immer geringeren Dichten. Noch extremer ist das übrigens bei Roten Riesen: dort ist der Kern heisser, als er bei einem Hauptreihenstern gleicher Masse wäre, weshalb sich der Stern gewaltig aufbläht.
 

Francesco

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Die Leistung stammt immer aus dem Kern: dort findet die Kernfusion statt, dort wirkt sich die Masse des Sterns voll aus. Die "Kernoberfläche" ist sehr heiss, und entsprechend heiss ist die Hülle, die ihn umgibt. Soviel ich weiss, ist nur ein kleiner Teil dieser grossen Sterne konvektiv - der Rest der Wärmeabgabe erfolgt durch Strahlung.

Kleinere Sterne sind hingegen oft erstaunlich "dicht": die kleinsten Sterne mit 78 Jupitermassen sind gerade Mal so gross wie Jupiter selbst. Das heisst, sie hätten dann die 78fache Dichte von Jupiter! Nach oben hin besteht dann der Trend zu immer geringeren Dichten. Noch extremer ist das übrigens bei Roten Riesen: dort ist der Kern heisser, als er bei einem Hauptreihenstern gleicher Masse wäre, weshalb sich der Stern gewaltig aufbläht.


Danke für die Antwort. Ich habe mir auch (jetzt im nachhinein) gedacht, dass der Stern so sein muss. grössere Masse => überproportional große Fusion => große Energie bzw. Strahlungsdruck, der dann gegen die eigene Schwerkraft arbeitet.
 

komet007

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Danke für die Antwort. Ich habe mir auch (jetzt im nachhinein) gedacht, dass der Stern so sein muss. grössere Masse => überproportional große Fusion => große Energie bzw. Strahlungsdruck, der dann gegen die eigene Schwerkraft arbeitet.

Hallo Francesco

du sprichst hier allerdings von verschiedenen Sterntypen. Sirius ist ein Blauer Riese, Arktur ein Stern mit nahezu Sonnenmasse, ein Roter Riese. Diese beiden Typen weisen völlig unterschiedliches Fusionverhalten und Massen auf.

Gruß
 

Maenander

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In der Tat findet in Denebs Hülle der Energietransport über Strahlung und nicht durch Konvektion statt.

Grob gesagt findet Konvektion im Stern immer dort statt, wo die Energiemenge, die der Kern produziert, nicht mehr mittels Strahlung abtransportiert werden kann. Ein "Energiestau" entsteht, die betroffene Schicht erhitzt sich bis das Temperaturgefälle in der Region so groß wird, dass Konvektion einsetzt, wie wir sie auch auf der Erde beobachten können. In der dünnen, ionisierten Hülle Denebs ist aber die mittlere freie Weglänge von Photonen sehr hoch, d.h. die Strahlung kann die Energie sehr gut abtransportieren. Es ist keine Konvektion nötig.
 

Bynaus

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Grob gesagt findet Konvektion im Stern immer dort statt, wo die Energiemenge, die der Kern produziert, nicht mehr mittels Strahlung abtransportiert werden kann. Ein "Energiestau" entsteht, die betroffene Schicht erhitzt sich bis das Temperaturgefälle in der Region so groß wird, dass Konvektion einsetzt, wie wir sie auch auf der Erde beobachten können. In der dünnen, ionisierten Hülle Denebs ist aber die mittlere freie Weglänge von Photonen sehr hoch, d.h. die Strahlung kann die Energie sehr gut abtransportieren. Es ist keine Konvektion nötig.

Das dürfte sich wohl auch auf das Aussehen des Sterns auswirken. Ich frage mich, ob Deneb auch eine diskrete "Oberfläche" wie die Sonne hat, oder ob er einfach eine Art "fuzzy ball" ohne genaue Abgrenzung nach aussen darstellt (wie man das etwa von Beteigeuze kennt).
 

Francesco

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Danke. Das mit der Konvektion. lt. Wikipedia wird im Inneren der Sonne die Energie mitteles Strahlung transportiert, bis sie zur Konvektionszone, die 20% des Sonnendurchmessers ausmacht, gelangt. Dort wird sie dann über Konvektion weitergegeben.

Also kann man vereinfacht sagen: Wenn der Stern ist kleiner und damit dichter ist, kann die Strahlung nicht mehr entweichen und staut sich. Die darüberliegende Materie erhitzt sich und es erfolgt eine Strömung der heissen Materie von innen nach aussen und die abekühlte Materie sinkt wieder hinein.
(Kleinere Termperatur => höhere Dichte).

Deneb ist so dünn vom Aufbau her, sodass er ungehindert abstrahlen kann.
Aber trotzdem. Die Masse ist ja "nur" 20 mal höher, die Strahlenabgabe 10.000 oder 100.000 mal höher. Kann man sagen, wenn der Stern nicht durch Konvektion gebremst wird (durch den Wärmestau), dass er dann eben um die Grössenordnung Energie potentiell schneller erzeugt und regelrecht abgefackelt wird?

Vielleicht wird er auch durch die höhere Masse eine höhere Kerntemperatur haben, sodass hiermit die Kernfusion in einer ganz anderen Grössenordnung abläuft.

Nachtrag:
Beispiel Deneb als blauer Riese.
Lt. Wikipedia ist trotz der geringen mittleren Dichte (aufgrund des gewaltigen Ausmasses) der Kern trotzdem viel dichter als bei normalen Zwergsternen wie die Sonne, da die Masse einfach einiges höher ist, zB. 20 mal. Damit läuft die rasantere Kernverschmelzung vie rasanter ab. (Ich glaube, dass durch den hohen Druck auch schon eine viel höhere Ausgangstemperatur geschaffen wurde).
 
Zuletzt bearbeitet:

Francesco

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Das dürfte sich wohl auch auf das Aussehen des Sterns auswirken. Ich frage mich, ob Deneb auch eine diskrete "Oberfläche" wie die Sonne hat, oder ob er einfach eine Art "fuzzy ball" ohne genaue Abgrenzung nach aussen darstellt (wie man das etwa von Beteigeuze kennt).
Also ich würde vermuten, er ist so ein unscharfer Ball. Wie ich im ersten Posting pi mal daumen gerechnet habe, müssten zumindest die äusseren Schichten (ab dem halben Radius bis zur unscharfen Oberfläche), extrem dünn sein. Nur mehr ionisiertes Plasma, wie Maenander vorgeschlagen hat.
 

mac

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Hallo Bynaus,

Die Leistung stammt immer aus dem Kern
für die allerlängste Zeit eines Sternenlebens. Bei genügend großen Sternen fängt aber nach dieser Phase das sogenannte Schalenbrennen an. Ich weis, daß Du das weist. War nur der Vollständigkeit halber. :eek:

Was ich aber nicht weis:
Kleinere Sterne sind hingegen oft erstaunlich "dicht": die kleinsten Sterne mit 78 Jupitermassen sind gerade Mal so gross wie Jupiter selbst. Das heisst, sie hätten dann die 78fache Dichte von Jupiter! Nach oben hin besteht dann der Trend zu immer geringeren Dichten. Noch extremer ist das übrigens bei Roten Riesen: dort ist der Kern heisser, als er bei einem Hauptreihenstern gleicher Masse wäre, weshalb sich der Stern gewaltig aufbläht.
meinst Du hier Sterne, oder weiße Zwerge? Sterne, also 4 Teile Wasserstoff und 1 Teil Helium und sonst fast nichts, müssen doch schon allein wegen ihrer Temperatur wesentlich größer als Jupiter sein?

Gravitation nimmt linear mit der Masse zu, und quadratisch mit 1/Abstand. Volumen nimmt mit Abstand^3 zu. Das könnte sich (in Grenzen) also gerade ausgleichen. Aber der Druck nimmt zusätzlich und als Gegenspieler linear mit der Temperatur zu. Wie kann sich dann ein Stern so verhalten?


Herzliche Grüße

MAC
 

Francesco

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Was ich aber nicht weis:meinst Du hier Sterne, oder weiße Zwerge? Sterne, also 4 Teile Wasserstoff und 1 Teil Helium und sonst fast nichts, müssen doch schon allein wegen ihrer Temperatur wesentlich größer als Jupiter sein?

Ich glaube, das ist Sache der Definition ob man weiße Zwerge zu den Sternen dazuzählt oder nicht. Sie werden üblicherweise dazugerechnet, ebenso wie die Neutronensterne. Für diese Diskussion von "normalen" Wasserstoff- (oder höhere Elemente) fusionierende Sterne sollte man sie eventuell hier nicht berücksichtigen.
 

mac

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Hallo Galileo,

vielen Dank für den Link! Wenn ich das richtig verstanden habe, liegt die Ursache für dieses merkwürdige Verhalten also in einem (druckabhängigen) Phasenübergang. Hat ja vielleicht auch etwas mit der hier schon mal erwähnten Fusion von, ich glaube es war Tritium und Deuterium? Zu tun und erst wenn der Druck weiter steigt, kommt es zur 1H Fusion und dem steilen Kurvenanstieg der Masse - Durchmesser Kurve.

Nochmal danke für den Link :)


@Francesco. Du hast es wahrscheinlich schon in dem Link gelesen, daß es nicht (wie ich auch dachte) um weiße Zwerge geht.

Herzliche Grüße

MAC
 

Bynaus

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@mac: Nein, auch diese kleinen Sterne betreiben "Protium"-zu-Helium-Fusion. Tritium, das ja eine Halbwertszeit von nur gerade 12.5 Jahren hat, dürfte in keinem Stern eine Rolle spielen. Deuterium spielt in Braunen Zwergen (am Anfang ihrer Existenz) eine Rolle. Diese kleinen Sterne sind tatsächlich so dicht. Man muss sich das halt so vorstellen, dass 96 Jupitermassen eben doch eine gewaltige Masse darstellen, die sich "gerne" zu einem Punkt zusammenziehen würden. Planeten werden selten deutlich grösser als Jupiter, etwa bei 1.5 Jupiterradien scheint Schluss zu sein (so gross werden vermutlich ohnehin nur "Hot Jupiters", die von ihrem Stern oder einem äusseren Planeten derart aufgeheizt werden, dass sie sich so aufblähen), darüber schrumpfen die Planeten wieder und erst bei kleinen Sternen wächst der Durchmesser wieder an.

@Francesco: Man unterteilt die Sterne in verschiedene Leuchtklassen. Klasse 5 ("V") sind die Hauptreihensterne, die mit Abstand am häufigsten sind. Die Klassen 4 bis 1 sind für zunehmend hellere Gruppen von Riesensternen vorgesehen, Klasse 6 für "Subzwerge", alte, metallarme Sterne, die bei gleicher Oberflächentemperatur weniger hell sind als Hauptreihensterne (oder bei gleicher Helligkeit heisser), Klasse 7 ist für Weisse Zwerge reserviert, wird aber heute kaum mehr so verwendet. Neutronensterne und Schwarze Löcher haben in diesem Schema keinen Platz.
 

Francesco

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@Bynaus:
Danke für die Erklärung. In der Tat ein bisschen verwirrend.
Wenn ich das nochmals kurz zusammenfassen darf (laut Wikipedia):

Es werden die Sterne nach Leuchtkraftklasse (wie Du beschrieben hast) UND auch nach Spektralklasse unterteilt.

Die Kombination in Form von absoluter Helligkeit (y-Achse) und Spektralklasse
(X-Achse) stellt das Hertzsprung-Russell-Diagramm dar.

Daneben gibt es noch das Farben-Helligkeits-Diagramm, das ähnlich dem
Hertzsprung-Russell-Diagramm ist. Hier ist ein Farbindex anstatt der Spektralklasse angegeben.

http://de.wikipedia.org/wiki/Leuchtkraftklasse
http://de.wikipedia.org/wiki/Spektralklasse
http://de.wikipedia.org/wiki/Hertzsprung-Russell-Diagramm
http://de.wikipedia.org/wiki/Farben-Helligkeits-Diagramm
http://de.wikipedia.org/wiki/Hauptreihe
 

mac

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Hallo Bynaus,

Hat ja vielleicht auch etwas mit der hier schon mal erwähnten Fusion von, ich glaube es war Tritium und Deuterium?
Bynaus schrieb:
@mac: Nein, auch diese kleinen Sterne betreiben "Protium"-zu-Helium-Fusion. Tritium, das ja eine Halbwertszeit von nur gerade 12.5 Jahren hat, dürfte in keinem Stern eine Rolle spielen.
ich hab' nochmal danach gesucht und gefunden wovon die Rede war: http://www.astro.uni-bonn.de/~deboer/praktikant/braunez.html

D + H --> ³He

Das Bild ³He hatte ich noch (unscharf :eek:) vor Augen.
Beim Tritium hab' ich mir nur gedacht: Wird wohl im Zuge des Fusionsprozesses laufend nachproduziert. Hätte erst mal nachlesen sollen.

Herzliche Grüße

MAC[/QUOTE]
 

Bynaus

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Es werden die Sterne nach Leuchtkraftklasse (wie Du beschrieben hast) UND auch nach Spektralklasse unterteilt.

Ja, natürlich. Nichts anderes drücken die Spektral/Leuchtklassen-Bezeichnungen aus. Die Sonne ist ein Stern vom Typ G2V, wobei G2 die Spektralklasse (2 ist eine (von 9) feinere Abstufung innerhalb der Spektralklasse G) und V die Leuchtklasse angibt.
 

Maenander

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Deneb ist so dünn vom Aufbau her, sodass er ungehindert abstrahlen kann.
Aber trotzdem. Die Masse ist ja "nur" 20 mal höher, die Strahlenabgabe 10.000 oder 100.000 mal höher. Kann man sagen, wenn der Stern nicht durch Konvektion gebremst wird (durch den Wärmestau), dass er dann eben um die Grössenordnung Energie potentiell schneller erzeugt und regelrecht abgefackelt wird?
Sicherlich werden Druck und Temperatur in den Kernen massereicher Sterne wesentlich höher, und damit auch die Wasserstoffverbrennung effizienter. Das ist der Grund dafür, warum die Leuchtkraft nicht linear mit der Masse skaliert, sondern für normale wasserstoffverbrennende Sterne ungefähr mit der dritten Potenz der Masse wächst.

Deneb allerdings befindet sich bereits in einem fortgeschrittenem Stadium, so dass er im Kern keinen Wasserstoff mehr verbrennt, sondern wahrscheinlich Helium. Sein Energieoutput im Vergleich zu jüngeren Sternen seiner Masse ist erhöht und er wurde deswegen zum Überriesen.

Tatsächlich kann man nicht so genau sagen, welche Fusionsprozesse in einem entwickelten Stern gerade ablaufen, da die Zeitskalen, auf denen Kohlenstoff, Neon, Sauerstoff und Silizium als Kernbrennstoff dienen, so kurz sind, dass sie bereits vorbei sind bevor Nachricht davon an die Sternoberfläche gelangt.

Der Vorläuferstern der wohl bekanntesten Supernova 1987a in der Großen Magellanschen Wolke war übrigens kein roter Überriese wie Beteigeuze, sondern ein blauer Überriese wie Deneb.

@ Bynaus:
Die sichtbare (bei optische Wellenlängen) Oberfläche eines Sterns, die Photosphäre, nimmt bei der Sonne nur etwa 400km ein. Die Sonne hat also einen recht "scharfen" Rand. Bei Überriesen wie Deneb ist sie allerdings wesentlich ausgedehnter, und zwar nicht nur absolut, sondern auch relativ zum Durchmesser des Sterns. Grund dafür ist wiederum die dünne Atmosphäre.

Zum anderen beobachtet man bei Deneb und anderen Überriesen eine Verbreiterung der Spektrallinien, die nicht nur von der Rotation herrührt. Diese lässt sich als radial-tangentiale Makroturbulenz modellieren, und lässt auf großräumige Bewegungen in den aüsseren Schichten schließen, die ja eher schwach gravitativ gebunden sind. Genaueres ist jedoch nicht bekannt, zumindest nicht mir :)
 
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