Das Leben der Sterne. Woher kommen die Elemente?(Dominique

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Freiherr-vom-Stein Schule
Jahrgang Q1
2014/15
Jahresarbeit von Dominique Enters
Das Leben der Sterne
woher kommen die Elemente?
Verfasst von:
Dominique Enters
Neue Straße 3
37235 Hessisch Lichtenau
Fach: Physik
Fachlehrer: Herr Majczan
Quentel, den 15.04.2015
Das Leben der Sterne – woher kommen die Elemente?
Inhaltsverzeichnis
1.
Vorwort.....................................................................................................................3
2.
Entstehung und Aufbau der Sterne...........................................................................4
3.
Entwicklung eines Sterns.........................................................................................6
4.
3.1.
Entwicklungsverteilung von Sternen....................................................7
3.2.
Das Sterben der Sterne..........................................................................9
Energiefreisetzung von Sternen.............................................................................10
4.1.
Kernfusion innerhalb der Sterne ........................................................10
4.2.
Masseverlust von Sternen....................................................................11
4.3.
Massendefekte berechnen ..................................................................12
4.4.
Die Fusionsreaktion von Sternen........................................................13
4.5.
Beispielberechnung eines Massedefektes...........................................14
4.6.
Sterne als Geburtsstätte chemischer Elemente....................................14
5.
Nachwort ...............................................................................................................16
6.
Fremdwortverzeichnis............................................................................................17
7.
Quellenverzeichnis.................................................................................................18
Fremdwörter sind kursiv gekennzeichnet!
2
1.
Vorwort
Schon als kleines Kind hat mich das Funkeln am Himmel, weit in der Ferne, fasziniert
und immer wieder in seinen Bann gezogen. Ich war traurig, wenn ich die Punkte an
manchen Tagen nicht am Himmel sehen konnte. Dass es unterschiedlich große und unterschiedlich helle Punkte gab, hatte ich schnell erkannt. Meine Großmutter erklärte mir
dann, dass diese Punkte Sterne sind. Mit dieser Erklärung war ich erst einma l zufrieden
und erfreute mich an den unterschiedlichen Sternformationen am Himmel. Als ich älter
wurde, wollte ich mehr über diese wunderbaren Sterne wissen. Aus welchem Material
besteht ein Stern, wieso gibt es Sterne, die sehr groß sind und hell leuchten und andere,
die nur schwach zu erkennen sind? Genaue, beziehungsweise zufriedenstellende Antworten bekam ich nicht.
Meine Jahresarbeit nehme ich nun zum Anlass, mir und auch anderen Lesern den Sternenhimmel etwas näher zu bringen. Ich möchte selbst und richtig auf Fragen antworten
können, die mir mein 3-jähriges Patenkind zu den "hellen Punkten" am Himmel stellt.
Deshalb werde ich in der vorliegenden Arbeit das Phänomen Stern etwas genauer betrachten. Der Schwerpunkt liegt darin, herauszuarbeiten, wie ein Stern entsteht, aus was
er besteht, warum er leuchtet und wie lange er leuchtet, bevor er am Himmel erlischt.
Die vorliegende Arbeit gliedert sich in zwei Teile. Nach einem einleitenden Teil zur Entstehung der Sterne und ihrem Aufbau, beschäftigt sich der Hauptteil der Arbeit mit der
Energiefreisetzung des Sterns und den dabei ablaufenden Prozessen sowie der Entstehung der Elemente. Einige Abbildungen und Berechnungen am Beispiel unseres Sterns,
der Sonne, sollen dabei helfen, die komplexen Prozesse zu verstehen.
3
2.
Entstehung und Aufbau der Sterne
In einer klaren Nacht kann ein menschliches Auge rund 3.000 bis 5.000 Sterne (lateinisch Stella), welche zu unserer eigenen Galaxie, der Milchstraße, gehören, bewundern 1.
Allerdings gibt es im gesamten Universum noch viel mehr Sterne, wobei nur die hells ten für uns sichtbar sind. Im Gegensatz zu anderen Himmelskörpern, zum Beispiel den
Planeten, setzen die Sterne Energie frei und leuchten selbstständig, während die anderen
Himmelskörper von den Sternen nur angestrahlt werden.
Ein Stern entsteht aus interstellaren Gaswolken, welche im wesentlichen aus Wasserstoff und mikroskopisch kleinen Staubpartikeln bestehen (siehe Abbildung 1).
Abbildung 1: Ein aktives Sternenentstehungsgebiet (NASA, 2003)
1 Vg l. Westram, 2015, S. 1
4
Sobald diese Wolke eine Mindestmasse erreicht, kollabiert diese unter ihrer eigenen
Schwerkraft. Dieses führt zu einer Verringerung des Volumens. Die Gaswolke verdichtet sich und die Temperatur in der Gaswolke erhöht sich. Da die Temperatur der Bewegungsenergie von Teilchen entspricht, werden die Gasteilchen durch die Gravitation
nach innen beschleunigt2. Neben dieser Beschleunigung werden die Moleküle auch in
Schwingungen versetzt. Da Atome einen positiv geladenen Kern und negativ geladene
Elektronen besitzen, entsteht schwingende elektrische Ladung. Die Wärme wird durch
elektromagnetische Strahlung abgegeben. Irgendwann ist die Gaswolke soweit kontrahiert und so dicht, dass die Wärme nicht mehr durch die Strahlung abgegeben werden
kann. Das Zentrum heizt sich auf und es entsteht ein thermischer Druck, welcher einen
weiteren Kollaps der Wolke verhindert. Von den Randbereichen strömt weiterhin Gas
nach innen und erhitzt weiter das Zentrum der Wolke. Bei einer Temperatur von etwa
2000 Kelvin zerfallen die Wasserstoffmoleküle in ihre Atome. Das Zentrum der Wolke
wird dadurch instabil, und der Kollaps tritt erneut ein 3. Irgendwann ist die Energie der
Gasatome im Zentrum der Wolke so hoch, dass die elektrostatische Abstoßung aufgrund
gleichnamiger Ladung überwunden wird. Die Atomkerne sind jetzt so nah bei einander,
dass sie fusionieren, die Atomkerne also miteinander verschmelzen. Dieses ist die „Geburtsstunde“ des Sterns 4.
Ein Stern besitzt ein Zentrum, welches die Hauptenergiequelle für die Kernfusion ist, da
dort Temperaturen um 10 Millionen °C herrschen. Dieses Zentrum ist von einer Art
Hülle umgeben. Durch diese Hülle diffundiert die im Zentrum entwickelte Energie langsam in Richtung Oberfläche. Letztlich ist diese von der Sternatmosphäre umgeben, dessen Oberfläche sichtbar ist. Die Sternatmosphäre besteht aus einigen Schichten, die beschränkt durchsichtig sind 5 . Nach der Geburt des Sterns setzt er ständig Energie durch
eine Folge von Fusionsreaktionen frei. Mit dieser weiteren Entwicklung des Sterns beschäftigt sich der nächste Abschnitt.
2 Vgl. Salzmann, 2008, S. 1
5 Vgl. de Boe r, 2014, S. 2
5
3.
Entwicklung eines Sterns
Wenn aus einer Gaswolke ein Stern entstanden ist, spricht man zunächst von einem Protostern6 . Wenn der Stern eine Masse von weniger als 0,08 Sonnenmassen hat, ist die
Temperatur in seinem Zentrum nicht warm genug um mit dem Wasserstoffbrennen zu
beginnen. Man spricht hier auch von einem „gescheiterten Stern“, welche man auch als
braune Zwerge bezeichnet (siehe dazu Abbildung 3). Dieser leuchtet nur schwach. Bei
Sternen mit einer Sonnenmasse zwischen 0,08 und 0,4 spricht man von einem roten
Zwerg. Bei diesem laufen die Fusionsprozesse im Vergleich zu massereichen Sternen
langsam ab. Daher leben diese auch länger. Von einem massearmen Stern spricht man
ab 0,4 bis 8 Sonnenmassen. Bei diesen Sternen läuft die Fusionen von Wasserstoff zu
Helium äußerst gleichmäßig ab 7.
Abbildung 2: Ausdehnung der Sonne als roter Riese (Müller, 2014, S. 2)
6 Vg l. Harf, 2014, S. 98
7 Vg l. Harf, 2014, S. 98
6
Unsere Sonne zählt auch zu einen dieser Sterne. Sobald der Wasserstoff eines massearmen Sterns aufgebraucht ist verändert er sich durch ansteigende Temperatur drastisch.
Der Stern bläht sich förmlich auf und man spricht von einem roten Riesen. Unsere Sonne wird am Höhepunkt dieser Entwicklung 100 mal größer sein und 1000 fach stärker
leuchten8.
Anhand von Abbildung 2 erkennt man sehr deutlich, wie drastisch sich die Sonne ausbreiten wird. Dabei würden die Merkur- und die Venusbahn von der Sonne quasi „verschluckt“ werden, durch diese Hitze wäre Leben auf der Erde nicht mehr möglich. Am
Ende ihrer Existenz stoßen massearme Sterne ihre Hüllen als Planetaren Nebel ab. Zurück bleibt ein Kern der bei massearmen Sternen dann zum größten Teil aus Kohlenstoff
besteht. Man bezeichnet den Stern dann als weißen Zwerg, da der Kern noch immer
sehr heiß ist und weiß leuchtet9 .
Je schwerer ein Stern ist, umso stärker wird die Substanz der früheren Gaswolke durch
die Gravitation in seinem Kern zusammen gepresst. Und umso heißer wird es auch in
seinem Inneren. Daher laufen die Fusionsreaktionen deutlich schneller ab. Wenn ein
Stern mit mehr als 8 Sonnenmassen das Wasserstoffbrennen abgeschossen hat, bläht
dieser sich auf und wird zu einem Überriesen und es werden weitere schwerere Elemente fusioniert10 .
3.1.
Entwicklungsverteilung von Sternen
Das Hertzsprung-Russell- Diagramm ist das wichtigste Diagramm der Astronomen. Seine Grundlage wurde von dem dänischen Astronomen Ejnar Hertzsprung entwickelt und
im Jahr 1913 von dem amerikanischen Astronomen Henry Norris Russell weiterentwickelt und publiziert11 .
Das Diagramm zeigt eine gewisse Anordnung und Gruppierung der Sterne. Ein Stern
befindet sich auf einer sogenannten Hauptreihe, wenn er in seinem Zentrum Wasserstoff
zu Helium verbrennt. Also während der längsten Fusionsreaktion. Diese ist folglich
auch die längste Phase im nuklearen Leben eines Sterns. Diese Phase nennt man daher
8 Vgl. Harf, 2014, S. 99
11 Vgl. Lehwand, 2015, S. 1
7
auch Hauptreihenstadium. Da die Oberflächentemperatur der Farbe des Sterns entspricht, kann aus dieser seiner Masse, Größe und Leuchtkraft abgeleitet werden. Rote
Sterne sind zum Beispiel klein und kühl, während blaue Sterne groß und heiß sind. Weiter gibt es allerdings auch noch orange, gelbe und weiße Sterne. Unsere Sonne zählt
zum Beispiel zu gelben Sternen und ist ein Hauptreihenstern.
Abbildung 3: Hertzsprung-Russell-Diagramm (Lehwand, 2015, S. 1)
Sobald ein Stern den Wasserstoff verbraucht hat und er sich zu einem roten Riesen aufbläht, verändern er damit seine Farbe und verlässt die Hauptreihe 12.
Im Hertzsprung-Russell-Diagramm wird auf der x-Achse meistens die Temperatur beziehungsweise die Spektralklasse angegeben, da die Temperatur sich aus dem Licht12 Vg l. Lehwand, 2015, S. 5
8
spektrum ablesen lässt. Die Spektralklasse O entspricht in etwa einer Temperatur von
30.000-50.000 K, die Spektralklasse T ca. 600-1300 K. Auf der y-Achse wird meistens
die Leuchtkraft eines Sterns angegeben. Diese Angabe erfolgt hier im Diagramm einmal
als absolute Leuchtkraft M und einmal als Sonnenleuchtkraft.
Rechts oben im Diagramm befinden sich kühle Sterne mit hoher Leuchtkraft. Diese haben eine riesige Oberfläche, was der Grund für die hohe Leuchtkraft trotz der geringen
Wärme ist. Dort befinden sich also die roten Riesen und die Überriesen. Dagegen finden
wir links unten im Diagramm heiße Sterne mit geringer Leuchtkraft. Sie sind zwar sehr
heiß, da sie aber nur eine geringe Leuchtkraft haben, müssen sie sehr klein sein, denn
eine kleine Oberfläche strahlt nur wenig Licht ab. Links unten im Diagramm finden wir
folglich die sogenannten Weißen Zwerge. Auffällig ist, dass sich die me isten Sterne,
darunter auch unsere Sonne, auf einer Geraden befinden, die von unten rechts schräg
nach oben links durch das Diagramm verläuft13 . Das ist die Hauptreihe.
3.2.
Das Sterben der Sterne
Sobald die Masse eines Sterns für eine erneuten Kollaps nicht mehr ausreicht, verglüht
dieser als weißer Zwerg und stirbt14 . Massereiche Sterne, welche alle Fusionsreaktionen
durchlaufen haben, explodieren hingegen als Supernova. Der Grund dafür ist, dass ein
schwereres Element als Eisen in einem Stern nicht entstehen kann. Nach dem Eisenbrennen ist der Fusionsprozess folglich abgeschlossen und die Fusionskette bricht ab15 .
Durch die derart hohe Temperatur im Eisenkern und sogenannte Photonen, ist der Stern
in der Lage, die Atomkerne des Eisens in Protonen und Neutronen zu zertrümmern, was
zu einer Instabilität des Zentrums führt. Der Stern kollabiert innerhalb von Zehntel Sekunden. Dadurch erreicht dieser Stern ein neues Stadium. Er wird zu einem Neutronenstern, da die Schwerkraft im Sterninneren so hoch wird, dass die Teilchen derart hoch beschleunigt werden und die Dichte so stark ansteigt, sodass die Elektronen in die Protonen gepresst werden. Dadurch werden diese zu Neutronen. Es gibt folglich keine Elektronen mehr, weshalb ein erheblicher Teil des Drucks, der vom Sterninneren ausgeht,
fehlt. Der Stern kollabiert vollends, und der Kollaps wird erst gestoppt, wenn die Neu13 Vgl. Lehwand, 2015, S. 5-6
14 Vgl. Harf, 2014, S. 102
15 Vgl. Harf, 2014, S. 103
9
tronen gewissermaßen aufeinandertreffen. Die Dichte steigt nun so stark an, dass man um eine vergleichbare Dichte zu erhalten - eine Million Lokomotiven in einen Fingerhut
quetschen müsste. Die äußersten Schichten des Neutronensterns rasen unter ihrer eigenen Schwerkraft auf den Kern zu, prallen auf der harten Oberfläche ab und werden zurück ins All geschleudert, wobei die plötzliche Zunahme der Oberfläche eine enorme
Steigerung der Leuchtkraft verursacht. Durch die Ausdehnung der Schichten nimmt
auch die Leuchtkraft der Oberfläche schnell zu 16.
16 Vg l. Salzmann, 2008, S. 10
10
4.
4.1.
Energiefreisetzung von Sternen
Kernfusion innerhalb der Sterne
Bei der Kernfusion schmelzen Atomkerne zu einem neuen schwereren Atomkern zusammen. Zusätzlich finden nacheinander weitere Fusionsreaktionen statt.
Wasserstoffbrennen
Heliumbrennen
Kohlenstoffbrennen
Neonbrennen
Sauerstoffbrennen
Siliciumbrennen
H (Wasserstoff), He (Helium), C (Kohlenstoff), O (Sauerstoff), Ne (Neon), Mg (Magnesium), Na (Natrium), S (Schwefel), P (Phosphor), Si (Silicium), Fe (Eisen)
Abbildung 4: Die Reihenfolge der verschiedenen Fusionsreaktionen eines Sterns (von
außen nach innen) (Salzmann, 2008, S. 6, eigene Ergänzungen)
Hierbei spricht man vom „Brennen“ verschiedener Stoffe 17 . Während bei massearmen
Sternen nach dem Heliumbrennen keine weitere Fusion mehr stattfindet, kommt es bei
massereichen Sterne zu weiteren Fusionsreaktionen (siehe Abbildung 4), welche einen
erheblichen Massenverlust eines Sterns zur Folge haben.18
17 Vg l. de Boer, 2014, S. 1
11
4.2.
Massenverlust von Sternen
Sterne haben unterschiedliche Massen. Bestimmte Arten von Störungen, wie zum Beispiel Druckwellen, können diese Massenunterschiede bewirken19 . Man unterscheidet
zwischen massearmen und massereichen Sternen. Die Masse eines Sterns wird in Sonnenmassen angegeben. Eine Sonnenmasse sind 1,989 · 1030 kg 20. Bei massearmen Sternen hört die Fusion bereits bei 10 - 20 % verbrauchtem Wasserstoff auf, da der zur Gravitation entgegenwirkende Druck vom Zentrum des Sterns zu gering ist. Der Stern kollabiert folglich nicht mehr. Bei Sternen, deren Masse weniger als 0,9 Sonnenmassen beträgt, hört die Entwicklung auf21 . Es wird niemals zu einer weiteren Brennung, noch zu
der endgültigen Siliciumbrennung kommen. Der Stern stirbt (siehe dazu auch Kapitel3.2). Das Endstadium der Siliciumbrennung können folglich nur die schwersten Sterne erreichen, da diese unter ihrer eigenen Schwerkraft kollabieren, wodurch die Fusion
im Zentrum durch die nochmals erhöhte Geschwindigkeit so stark zunimmt, dass die jeweils nächste Fusion stattfindet 22.
Während das Wasserstoffbrennen eines massereichen Sterns von 10 Sonnenmassen ca.
10 Millionen Jahre dauert, dauert das Heliumbrennen nur ein Zehntel der Zeit. Für die
letzte Fusion benötigt ein Stern sogar nur wenige Stunden bis Tage. Die Fusionsreaktionen laufen folglich immer schneller ab 23.
Die bei den Fusionsprozessen entstehende Hitze führt dazu, dass die Außenhülle des
Sterns auseinander getrieben wird. Dadurch „bläht“ sich der Stern auf. Die Hülle des
Sterns ist dann nur noch schwach an den Kern gebunden. Sich „aufblähende“ Sterne bezeichnet man auch als rote Riesen 24. Indem sich die Wasserstoff- und Heliumhülle von
dem Kern lösen, kommt es zu einem Massenverlust des Sterns.
Die Wasserstoff- und die Heliumhülle breitet sich dann als Planetarer Nebel im All aus.
20 Vg l. Bader, 2010, S. 428
22 Vg l. Blume, 2014, S. 101
24 Vg l. Blume, 2014, S. 101
12
4.3.
Massendefekte von Sternen
Die Relativitätstheorie von Albert Einstein (aus dem Jahr 1905) führte zu dem Naturgesetz der Äquivalenz von Masse und Energie: E=m⋅c 2
Die Formel besagt, das sich Masse und Energie gegenseitig bedingen, bzw. das Masse
nichts anderes ist als Energie in einer anderen Erscheinungsform, da der dritte Faktor,
die Lichtgeschwindigkeit c, eine Konstante ist.
E = m c²
Energie
Masse
Lichtgeschwindigkeit
Abbildung 5: Äquivalenz von Masse und Energie (eigene Abbildung)
Diese Erkenntnis ist heute ein wichtiger Bestandteil der Theorie der Kernfusion und der
Energieerzeugung in Sternen25 .
Bezieht man diese Formel auf die Vorgänge in den Sternen, so wird deutlich, dass durch
das Freisetzen von Sonnenenergie durch Wärme und Strahlung gleichzeitig eine Wechselwirkung mit der Masse des Sterns bestehen muss. Die Temperaturen im Zentrum eines Sterns sind so extrem hoch, dass die Kerne der Atome nicht nur miteinander verschmelzen, sondern auch wechselwirken26. Dadurch wird Energie freigesetzt. Bei den
Fusionsreaktionen in unserer Sonne wird zunächst Wasserstoff (H) zu Helium (He) fusioniert. Allerdings ist die Masse des He-Atoms etwas geringer als die Masse der benötigten 4 H-Atome. Die Lichtgeschwindigkeit bezieht sich hier auf die Bewegungsenergie der Teilchen im Inneren des Sterns.
Dieser Massenunterschied führt wegen der Äquivalenz von Masse und Energie zu einer
Verwandlung von Masse in Energie. Der Massenunterschied wird durch Freisetzen von
Energie ausgeglichen27. Diesen Massendefekt kann man berechnen (siehe dazu Kapitel
4.5).
25 Vgl. de Boe r, 2014, S. 3
27 Vgl. Decker, 2009, S. 1
13
4.4.
Die Fusionsreaktion von Sternen
Die Proton-Proton-Kette ist einer der wichtigsten Prozesse bei dem Fusionieren von
Wasserstoff zu Helium 28 . In der oben gezeigten Abbildung (siehe Abbildung 6) ist gut zu
erkennen, dass bei diesem Prozess sechs Protonen, in vier Protonen und zwei Neutronen
„umgewandelt“ werden. Die Neutronen entstehen dadurch, dass bei dem Aufeinandertreffen von zwei Protonen jeweils ein Positron und ein Neutrino abgespalten werden.
Neben den Neutronen entsteht zusätzlich Energie, welche durch Gammastrahlung freigesetzt wird. Das Endprodukt der Proton-Proton-Kette ist Helium. Da das Endprodukt
Helium eine geringere Masse aufweist, als die in die Reaktion eingegangenen Wasser28 Vg l. de Boer, 2014, S. 2
14
stoffteilchen, wird Energie nach außen freigesetzt, welche nach der Gleichung E=m · c 2
berechnet werden kann (siehe Kapitel4.5). Außerdem bleiben zwei „neue“ Protonen übrig, wodurch der Prozess der Proton-Proton Kette erneut stattfinden kann.
4.5.
Beispielberechnung eines Massendefektes
Mit Hilfe der Formel der Äquivalenz von Masse und Energie nach Albert Einstein kann
man die Leuchtkraft unserer Sonne und die dabei freigesetzte Energie sowie den Massendefekt berechnen. Die Leuchtkraft berechnet man über die allgemeine Formel:
Leuchtkraf t L=Solark onstante S x Oberfläche A
Die Solarkonstante E 0=1367
W
beschreibt die Sonnenstrahlung auf einer Fläche von
m2
1 m². Um die Gesamtstrahlungsleistung der Sonne zu ermitteln, denkt man sich eine kugelförmige Hülle um die Sonne herum, deren Radius der Entfernung zwischen der Erde
und der Sonne entspricht . Diese Strecke s beträgt ungefähr 150 Mio. km29. Zur Berechnung der Oberfläche dieser gedachten Kugel, setzt man diese Zahl in die folgende Formel zur allgemeinen Berechnung der Oberfläche einer Kugel ein:
A=4⋅π⋅r 2 =4⋅π⋅(1,49 6⋅1011 m)2 =2,81 2⋅10 23 m 2
Dieses Ergebnis wird in die Formel der Leuchtkraft eingesetzt:
L=S⋅A=1367
Mithilfe der Formel
W
⋅2,812⋅1023 m2=3,845⋅10 26 W
2
m
E=m⋅c 2 können wir nun den Massendefekt berechnen:
E 3,845⋅1026 W
m= 2 =
=4,3⋅10 9 kg
2
c
m
(3⋅108 )
s
Nach der Einsteinschen Formel
E=m⋅c
2
verliert die Sonne demnach pro Sekunde
eine Masse von 4,3 109 kg, also ungefähr 4 Mio. Tonnen pro Sekunde.
4.6.
Sterne als Geburtsstätte chemischer Elemente
Der größte Teil der Materie im Kosmos liegt in Form von Wasserstoff (75%) und Helium (25%) vor. 30 Im Periodensystem der Elemente (siehe Abbildung 7) sind aber viel
29 Vgl. Bader, 2010, S. 432
30 Vgl. Mü ller, 2011, S. 2
15
mehr Elemente vorhanden als nur Wasserstoff und Helium. Die beschriebenen Fusionsprozesse (siehe Kapitel 4.1) innerhalb eines Sterns erklären die Entstehung der weiteren
Elemente C (Kohlenstoff), O (Sauerstoff), Ne (Neon), Mg (Magnesium), Na (Natrium),
S (Schwefel), P (Phosphor), Si (Silicium) und Fe (Eisen) (vgl. Kapitel 4.1). Da Eisen
das schwerste Element ist, was in Sternen entstehen kann (vgl. Kapitel 3.2), muss es
eine andere Quelle für die weiteren Elemente geben.
Abbildung 7: Periodensystem der Elemente (eigener Scan, Klett Verlag, 2008)
Elemente schwerer als Eisen entstehen, wenn sich weitere Neutronen und Protonen anlagern. Die dazu nötigen physikalischen Bedingungen entstehen zum Beispiel bei den
Supernova-Explosionen. Dort werden so hohe Energien frei, das schwerere Elemente
durch Stoßprozesse entstehen können. Durch Supernovae und Sternenwinde verteilen
sich diese Elemente schließlich im Universum, woraus dann schließlich Planeten wie
die Erde und letztendlich auch wir entstehen . 31
31 Vg l. DLR, 2015, S. 3
16
5.
Nachwort
Durch die intensive Beschäftigung mit dem Thema „Das Leben Sterne – Woher kommen die Elemente“ bin ich noch mehr von dem Phänomen Stern und der dahinter stehenden Physik fasziniert und beeindruckt. Mit dem, in meiner Jahresarbeit angeeigneten, Hintergrundwissen über die hellen Sterne am Himmel, beobachte ich nun noch intensiver die unterschiedlichen Sterne und denke darüber nach, in welchen Stadien sie
sich gerade befinden und wie lange sie wohl noch leben werden.
Während des Schreibens der Jahresarbeit fiel mir zunächst auf, dass dieses Thema sehr
breit gefächert ist und ich mich auf spezielle Aspekte vom Sternenleben konzentrieren
musste. Das Thema einzugrenzen und eine sinnvolle Gliederung zu finden, war für mich
nicht ganz einfach. Aus meiner Sicht habe ich die wichtigsten Details zu diesem Thema
mit eigenen Worten beschrieben und auch für den Laien verständlich dargestellt.
Da wir das Thema Kernfusion noch nicht im Unterricht behandelt haben, habe ich mir
das Thema zum größten Teil mit Hilfe von Internetquellen und unserem Physikbuch
selbst erarbeitet.
Abschließend möchte ich erwähnen, dass mir die intensive Auseinandersetzung mit diesem Thema sehr viel Spaß gemacht hat und ich viel Wissen daraus ziehen konnte.
Ich bin jetzt in der Lage zu verstehen, was hinter den „hellen Punkten“ am Himmel
steckt und kann meinem Patenkind stolz seine Fragen kindgerecht beantworten.
Neben den inhaltlichen Aspekten habe ich Erfahrungen sammeln können, wie man eine
wissenschaftliche Arbeit verfasst, aufbaut und sie am Computer umsetzt. Die vorgegeben Formalitäten habe ich dabei angewandt.
17
6.
Fremdwortverzeichnis
Äquivalenz von Masse und Energie :
Masse und Energie bedingen einander
diffundieren :
in einen anderen Stoff eindringen
interstellar :
zwischen den Sternen befindlich
kontrahieren :
sich zusammenziehen
Neutrino :
elektrisch neutrale Elementarteilchen mit
sehr geringer Masse
Photonen :
das Elementarteilchen (Quant) des elektromagnetischen Feldes, (elektromagnetische
Strahlung besteht aus Photonen)
Planetarer Nebel :
Gase, aus denen sich Gaswolken bilden können, aus denen wiederum neue Sterne entstehen können
Positron :
positives Elementarteilchen
Spektralklasse :
Klassifizierung der Sterne nach dem Aussehen ihres Lichtspektrums
thermischer Druck :
der Druck, der auf Grund der Bewegung der
Teilchen entsteht
18
7.
Quellenverzeichnis
Bücher:
Bader, Prof. Dr. Franz (2010), Physik Gymnasium Sek 2, Bildungshaus Schulbuchverlage, Braunschweig, S. 428/432/433/436
Zeitschrifte n:
Blume, Patrick (2014), Werden und vergehen im Kosmos, in: Die Milchstraße, in GEO
kompakt, Nr. 39, Gruner+Jahr, Hamburg, S. 98-104
Internetquelle n:
de Boer, K.S. (2014), Physik des Monats Januar – Thema 2: Physik der Sterne, , aufgerufen am 22.03.2015
Decker, Dr. Johanna (2009), Kernfusion,
http://www.djds.de/projekte/einstein/kernfusion/, https://astro.unibonn.de/~deboer/pdm/pdmastrostar.html aufgerufen am 17.03.2015
DLR Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (2015), Sind wir aus Sternenstaub gemacht, http://www.dlr.de/next/desktopdefault.aspx/tabid-6587/10808_read-24392/, aufgerufen am 09.04.2015
Lehwand, Mario (2015), Hertzsprung-Russell Diagramm
http://www.andromedagalaxie.de/html/sterne_hrd.htm, aufgerufen am 17.03.2015
Müller, Andreas (2011), Woher wir kommen, http://www.scilogs.de/einsteinskosmos/woher-wir-kommen/, aufgerufen am 10.04.2015
Müller, Andreas (2014), Lexikon der Astronomie - Roter Riese
http://www.spektrum.de/lexikon/astronomie/roter-riese/415, aufgerufen am 22.03.2015
19
NASA and The Hubble Heritage Team (AURA/STScI) (2003), Firestorm of Star Birth
in Galaxy M33, http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2003/30/image/a/,
aufgerufen am 22.03.2015
Salzmann,
Wiebke
(2008),
Entstehung
und
Lebensweg
von
Sternen,
http://www.physik.wissenstexte.de/sterne.htm, aufgerufen am 21.03.2015
Westram, Heike (2015), STERNE - WIE VIEL STERN' AM HIMMEL STEHEN,
http://www.br-online.de/wissen-bildung/spacenight/sterngucker/deepsky/sterne.html,
aufgerufen am 22.03.15
Wikipedia (2015), Schematischer Ablauf der Proton-Proton-Reaktion, http://de.wikipedia.org/wiki/Proton-Proton-Reaktion, aufgerufen am 22.03.2015
Abbildungsverzeichnis
Abbildung 1: Ein aktives Sternenentstehungsgebiet (NASA, 2003).................................4
Abbildung 2: Ausdehnung der Sonne als roter Riese (Müller, 2014, S. 2).......................6
Abbildung 3: Hertzsprung-Russell- Diagramm (Lehwand, 2015, S. 1).............................8
Abbildung 4: Die Reihenfolge der verschiedenen Fusionsreaktionen eines Sterns (von
außen nach innen) (Salzmann, 2008, S. 6, eigene Ergänzungen)..........................11
Abbildung 5: Äquivalenz von Masse und Energie (eigene Abbildung)..........................13
Abbildung 6: Proton-Proton-Kette (Wikipedia, 2015, ergänzt durch eigene Erläuterungen).........................................................................................................................14
Abbildung 7: Periodensystem der Elemente (eigener Scan, Klett Verlag, 2008)............16
20

Das Leben der Sterne. Woher kommen die Elemente?(Dominique

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