…ein weißer Zwerg…

Der Tod eines Sternes kann bescheiden oder spektakulär ausfallen. Die Szenarien reichen vom Weißen Zwerg, über Neutronensterne bis hin zu Schwarzen Löchern. Dabei entstehen Planetarische Nebel, Supernovaüberreste und spektakuläre Jets.

Je nach ursprünglicher Masse des Sternes wird er eines der oben genannten Endstadien erreichen.

Hier widmen wir uns den Weißen Zwergen und im weiteren Sinn dem Planetarischen Nebel.

Der (frühere) Stern besteht aus seiner Urmasse. Die Differenz zur Endmasse verliert der Stern in Form kontinuierlicher Teilchenstrahlung und diskreter Massenauswürfe, durch plötzliches Abstoßen eines Planetarischen Nebels, durch Novaereignisse oder durch eine Supernovaexplosion.

Masseverlust

Für die letzte Phase im Leben eines Sterns ist also die Ursprüngliche Masse des Sterns entscheidend. Welches Endstadium der Stern einnimmt, hangt davon ab, wie viel Masse er während seines Todes verliert. Der wenig effektive Masseverlust durch eine kontinuierliche Teilchenstrahlung kommt in erster Linie für die massearmen Sterne in Betracht. Dieser dauert solange, bis die Endmasse unter 1,44 Sonnenmassen gesunken ist und der Stern als Weißer Zwerg endet.

Eine weitere Form von Masseverlust ergibt sich durch – eventuell mehrfaches – Abstoßen der Äusseren Hüllenschicht, aus der dann ein Planetarischer Nebel entsteht. Wie zb M27 der Hantelnebel

 

Ein Stern mit mehr als 0,07 Sonnenmassen Wasserstoff besitzt im Kern eine Temperatur von über 5 Mio Kelvin und kann daher das Wasserstoffbrennen zünden (H->He). Nachdem eine gewisse Grenze (die Schönberg-Chandrasekhar-Grenze) erreicht wurde, beginnt der Heliumkern zu kontrahieren und wird dabei heißer.

Wenn der Heliumkern größer als 0,35 Sonnenmassen ist, erreicht er nach Kontraktion die notwendige Temperatur von 100 Mio. Kelvin für Heliumbrennen (He->C). Dies ist folglich bei Sternen mit Massen von mehr als 3,2 Sonnenmassen der Fall.

Kleinere Sterne haben keinen normalen Zugang zum Heliumbrennen und enden als entartete Weiße Zwerge.

Die effektiven Temperaturen an der Oberfläche der weißen Zwerge liegen zwischen 4000 Kelvin und 70000 Kelvin bei den Zentralsternen der Planetarischen Nebel, in Einzelfällen sogar bei (über) 120000 Kelvin. (der Zentralstern von M27 hat ungefähr 100000 Kelvin)

Zusammenfassung:

  • Ein Weißer Zwerg hatte mal eine Urmasse von weniger als 10 Sonnenmassen
  • Ein Weißer Zwerg hat eine Endmasse von weniger als 1,44 Sonnenmaßen
  • Ein Weißer Zwerg hat eine Dichte von 0,1 – 1 Tonne pro Kubikzentimeter
  • Ein Weißer Zwerg hat einen Radius von etwa 10000 Kilometern
  • man kann Planetarische Nebel oder auch Novae um einen Weißen Zwerg beobachten
  • Ein Weißer Zwerg hat eine Zentraltemperatur von 1-20 Mio Kelvin
  • Ein Weißer Zwerg hat eine Effektivtemperatur von 4000 – 60000 Kelvin
  • Ein Weißer Zwerg hat eine Photosphärendichte von mehreren Kilometern. (unter Photosphäre versteht man die äußere Haut des Sterns, die aus idealem Gas besteht und den Stern sichtbar macht.)

 

 

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