Aus der Bezeichnung geht bereits hervor, dass diese Sterne überwiegend aus Neutronen bestehen. Sie sind das Ergebnis ihrer kollabierten Vorgängersterne. Wie verlief also der Lebenslauf solcher Sterne?Aus meinem Beitrag Sternentstehung erkennt man, wie aus einer interstellaren, konfusen Gas- und Staubwolke durch Gravitation zunächst ein Protostern und nach dem erfolgten Einsetzen der Kernfusion ein Stern entsteht. Je nachdem, wieviel Masse er danach enthält, verläuft sein weiterer Weg unterschiedlich schnell. Rote Zwergsterne werden hunderte Milliarden Jahre alt, Sterne mit 10 oder mehr Sonnenmassen nur wenige Millionen Jahre. Die Masse eines Sterns scheint also das entscheidende Kriterium für die Lebensdauer zu sein. Man könnte doch nun annehmen, dass Sterne  mit einer großen Masse eine längere Lebensdauer haben sollten, da sie ja einen größeren "Brennvorrat" in Form von Protonen und Helium besitzen als masseärmere Sterne. Dass ein roter Zwergstern Hunderte Milliarden Jahre existiert, liegt ausschließlich daran, dass die Kernfusion bei ihm nur sehr langsam verläuft und die Energieerzeugung nur gering ist.   Was ist die Ursache dafür oder umgekehrt gefragt, weshalb erzeugen massereiche Sterne mehr Energie?

Während der Phase des Wasserstoffbrennens(Protonen fusionieren zu Helium) herrscht annähernd in allen Sternen ein dynamisches Gleichgewicht zwischen dem im Kern entstehenden Gasdruck und dem Gravitationsdruck der darüberliegenden Schichten. Der Radius eines Sterns und dadurch bedingt auch die Oberfläche ist bei massereichen Sternen größer als bei kleinen Sternen. Mit zunehmender Größe  erhöht sich  die abgestrahlte Leuchtkraft. Warum?

Die Oberfläche eines kugelförmigen Körpers hängt entscheidend von seinem Radius ab, mathematisch formuliert heißt das:

                                                               F = 4 . π . r2

F steht für die Oberfläche des Sterns und r ist sein Radius.

Die größere Oberfläche eines massereichen Sterns strahlt mehr Energie ab als bei einem masseärmeren Stern. Dies ist wegen des dynamischen Gleichgewichts möglich, weil im Kern eine höhere Energie erzeugt wird. Da im Zeitraum des Wasserstoffbrennens die Kerntemperatur weitgehend stabil bleibt, kann die gesteigerte Energieabgabe nur durch eine zahlenmäßig stärkere Umwandlung von Protonen in Helium erfolgen. Der im Kern vorhandene Wasserstoff wird deshalb schnell zur Neige gehen, das heißt, der Brennstoffvorrat nimmt schnell ab. Die gesteigerte Energieabgabe äußert sich in einer höheren Leuchtkraft, die sich durch  die nachstehende Gleichungbeschreiben lässt:

                                                                L m3,5 

L ist die Leuchtkraft und m die Masse eines Sterns.

Die Leuchtkraft nimmt mit der 3,5-ten Potenz der Masse zu.

Ein Beispiel soll diess verdeutlichen: Nehmen wir unsere Sonne als Maßstab, sie soll die Masse 1 haben, dann ergibt sich ihre Leuchtkraft  zu L = 1. Ein anderer Stern soll doppelte Sonnenmasse besitzen. Dann ergibt sich für ihn LSt  23,5 = 11,3, das heißt, dass er eine etwas mehr als 11-fache Leuchtkraft besitzt. Eng  mit der Leuchtkraft ist das Lebensalter eines Sterns verknüpft. Je höher die Leuchtkraft, desto kürzer ist die Lebensdauer t. Damit lässt sich leicht seine Lebensdauer t errechnen:

                                                                 t = m/L                                             

Setze ich nun für L ⁓ 3.5, so folgt:         t = m/m3,5

                                                                  tSt = m-2,5   

Zum Beispiel vergleiche  ich nun die Masse unserer Sonne ms mit einem anderen Stern mit 10-facher Sonnenmasse t, wobei ich die Sonnenmasse ms und die Lebensdauer unsere Sonne ts  gleich 1 setze. Dann folgt daraus:   

                                                                 t = t / ts

                                                                 t  = m-2,5/ms-2,5   .      Weil ms = 1 ist, folgt:

                                                                 t  = m-2,5   

Nun das angekündigte Beispiel:            tSt= 10-2,5  

                                                                  t  =  3,16  .10-3             

multipliziert mit dem voraussichtlichen   Lebensalter unserer Sonne  von 10 Milliarden Jahren  ergibt sich das  folgende  Alter  des Sterns von 31, 6 Millionen Jahren. Dieses Beispiel bestätigt also die weiter oben stehende Aussage. .                                                                                                                                                                                                        

                                                                                                                                                                            

                                                                                                                                                                               

                                                                                                       

                                                                                                                                                                                                                                                   

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                                                                                                                                                  Letzte Bearbeitung am: 29.01.2021 12:54:19

 

 

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