Die Physik der Sterne Aufbau, Entwicklung und Eigenschaften

Schon die Babylonier unterschieden 6 Sternklassen nach der Helligkeit. 1 für die hellsten, 6 für die schwächsten. Hipparch übernahm das in seinem Almagest. Nach Entdeckung des Fernrohrs wurden die Klassen nach unten erweitert. Beteigeuze ist ein roter Riesenstern, sein Durchmesser ist 900mal dem Sonnendurchmesser. mCephei und andere Riesensterne haben 1900mal den Sonnendurchmesser. Aus der Sternmasse lässt sich die Lebensdauer des Sternes bestimmen. Die Natur begünstigt massearme Sterne, massereiche (größer als 50 Sonnenmassen) verbrennen sehr schnell, enden in einer Supernova und verteilen dann alle Elemente im interstellaren Raum. Ein Stern ist nur stabil, solange der Strahlungsdruck die Gravitation nicht übersteigt, diese Obergrenze liegt bei etwa 300M. Große Sterne verlieren schnell an Masse durch Abstrahlung. 90% aller Sterne sind Hauptreihensterne und verbrennen Wasserstoff zu Helium, sie sind sehr stabil und langlebig. Über der Hauptreihe gibt es Überriesen, Helle Riesen, Riesen und Unterriesen. Sie sind zusätzlich durch die Farbe (blau, rot) gekennzeichnet. Die Ionisationsenergie ist die Energie, die nötig ist, um das erste Elektron aus einem neutralen Atom herauszulösen. Diese Energie ist bei Edelgasen sehr hoch, bei Alkalimetallen sehr gering, weswegen die reaktionsfreudig sind. Quantenübergänge, bei denen Elektronen aus Atomen gelöst werden, erhöhen die Ionendichte in der Sternmasse. Trotz des hohen Drucks bleibt die Sternmasse im Sternkern gasförmig, da die hohe Temperatur eine Verflüssigung verhindert. Die Energie, die der Stern durch Strahlung abgibt, muss er in seinem Inneren erzeugen. Sie entsteht durch Kernfusion im relativ kleinen Kern des Sternes, nur dort ist der Druck groß genug. Die Photonen diffundieren langsam, komplex und zufällig nach außen, bis sie schließlich an der Sternoberfläche abgestrahlt werden. Konvektiver Wärmetransport ist anfällig gegenüber Einflüssen: Rotationsgeschwindigkeiten, Magnetfelder, Kohlnestoff und Karbide, die viel absorbieren können. Durch Heliumbrennen entstehen Sauerstoff und Kohlenstoff, das dritt- und vierthäufigste Element im Periodensystem, kurz nach dem Urknall. Danach gibt es Kohlenstoffbrennen, Neon- Sauerstoff und Siliziumbrennen hin bis zum Eisen. Wenn der schwere Eisenkern zusammenbricht entsteht eine Nova oder Supernova. Sehr exaktes Buch mit allen mathematischen Gleichungen, erfordert Vorkenntnisse, ist aber doch verständlich geschrieben. Erklärt die Zusammenhänge zwischen Sternparameter und Elementeentstehung. Dr. Rüdiger Opelt, Autor von „2100. Die neue Welt. So retten wir die Zukunft“