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<blockquote data-quote="H2SO4" data-source="post: 91575" data-attributes="member: 2506"><p>20Ne + n ’ 21Ne + ³</p><p>21Ne + 4He ’ 24Mg + n</p><p></p><p>Aus den Reaktionen geht hervor, dass im Laufe dieser Fusionen das Neon in die Elemente Sauerstoff und Magnesium umgewandelt wird, sich das Sternzentrum also damit anreichert. Nach dem Verbrauch des Neons erlischt abermals die Energieversorgung aus dem Zentrum. Wenn auch in Schalen um den Kern jetzt noch Kohlenstoff, Helium und Wasserstoff fusionieren, reicht doch die freigesetzte Energie nicht aus, den weiteren Kollaps aufzuhalten. Das Sternzentrum wird nochmals durch die Gravitation verdichtet.</p><p></p><p>Sauerstoffbrennen</p><p></p><p>Und zwar geht die Verdichtung jetzt so weit, bis eine Temperatur von 1½ Milliarden [K] und eine Dichte von 10 Milliarden [Kg/m3] erreicht ist. Unter diesen Bedingungen kann eine Reihe von Reaktionen der Sauerstoffkerne ablaufen, wobei vor allem Silizium, Phosphor und Schwefel gebildet werden:</p><p></p><p>Sauerstoffbrennen</p><p></p><p>16O + 16O ’ 32S + ³</p><p>16O + 16O ’ 31S + n</p><p>16O + 16O ’ 31P + 1H</p><p>16O + 16O ’ 28Si + 4He</p><p>16O + 16O ’ 24Mg + 2 4He</p><p></p><p>Es dauert nur wenige Jahre, bis aller Sauerstoff im Sternzentrum verbraucht ist. Wieder setzen anschließend Kontraktionen ein, bis die Bedingungen geschaffen sind, dass nun auch noch als letzte Phase das Silizium fusioniert.</p><p></p><p></p><p></p><p>Siliziumbrennen</p><p></p><p>Die Temperatur muss jetzt mindestens auf 2,7 Milliarden [K] gestiegen sein und die Dichte auf 30 Tonnen (!) pro [cm3], damit das Siliziumbrennen einsetzen kann. Es ist das letzte Mal, dass ein Stern (von mindestens 8 Sonnenmassen) noch einmal für ein paar Tage in einem stabilen hydrostatischen Gleichgewicht in seinem Zentrum Energie freisetzt. In Schalen um den Kern fusionieren derweil weiterhin Sauerstoff, Neon, Kohlenstoff, Helium und Wasserstoff.</p><p></p><p>Während des Siliziumbrennens fusionieren zwei Siliziumkerne zu einem Nickelisotop:</p><p></p><p>28Si + 28Si ’ 56Ni + ³</p><p></p><p>Das Nickelisotop ist jedoch nicht stabil und zerfällt alsbald in einem ²+- Zerfall unter Abgabe eines Positrons und eines Elektronneutrinos zu Kobalt:</p><p></p><p>56Ni ’ 56Co + e+ + ½e</p><p></p><p>Doch auch das Kobalt ist nicht stabil und zerfällt wiederum, diesmal zum stabilen Eisenkern:</p><p></p><p>56Co ’ 56Fe + e+ + ½e</p><p></p><p>Am Ende befindet sich im Sternzentrum eine Eisenkugel von vielleicht 10 000 [Km] Durchmesser mit einer maximalen Masse von ca. 2,8 bis 3 Sonnenmassen.</p><p></p><p>Siliziumbrennen</p><p></p><p>Jetzt kann die Gravitation noch einmal das Sternzentrum verdichten, ohne jedoch auf eine Gegenwehr zu stoßen. Das Eisen (56Fe) wird durch einen Photodissoziation genannten Prozess in 14 Heliumkerne (4He) gespalten, verursacht durch hochenergetische Gammaphotonen, die in den umliegenden Schalen produziert wurden und nun in den Kern eindringen. Dies führt zum sofortigen Kollaps des Sternzentrums. Bei diesem Kollaps kann der Druck so hoch ansteigen, dass die Bindungsenergie der Kernbausteine verringert wird und sich die Atomkerne praktisch auflösen. Die so freigesetzten Protonen fangen ein Elektron ein (inverser Betazerfall) und bilden damit ein Neutron. Womit dann der gesamte Kern fast ausschließlich aus Neutronen besteht. Das ist die Geburtsstunde eines Neutronensterns, bei genügend großer Masse auch eines stellaren Schwarzen Lochs.</p><p></p><p>Verrücktes Gas</p><p></p><p>Bei den Temperaturen, die in einem Stern, ja selbst auf seiner Oberfläche herrschen, kann keine Materie in festem oder flüssigem Zustand bestehen. Unter diesen Bedingungen können nur Gase existent sein, wenn sie auch ganz und gar nicht die Eigenschaften besitzen, welche wir von unserer Umgebung gewohnt sind. So sind unter Normalbedingungen die Atome bzw. Moleküle der Gase elektrisch neutral, weil genau so viele (negative) Elektronen in der Elektronenhülle den Atomkern umgeben, um die positive Ladung der Protonen zu neutralisieren.</p><p></p><p>Bei hohen Temperaturen, ab 10 000 [K], verlassen jedoch die ersten Elektronen das Atom, weil die zugeführte (kinetische) Energie so groß wird, dass ein Aufenthalt in der Hülle nicht mehr möglich ist. Dadurch wird das Atom natürlich elektrisch (positiv) geladen, weil die Ladung der Protonen nicht mehr vollständig neutralisiert wird. Das Gas ist ionisiert. Und zwar umso mehr, je weniger Elektronen sich in der Elektronenwolke aufhalten. Ein solches Gas nennt man Plasma. Das geht soweit, dass im Sterninnern kein Atom mehr ein Elektron besitzt. Nun leistet die Gravitation ihren Beitrag: sie presst das Gas immer mehr zusammen, je tiefer man in den Stern eindringt. So liegt die Gasdichte im Außenbereich bei vielleicht 5 [gcm-3], während sie im Kern eines massereichen Sterns leicht um den Faktor 10 Millionen verstärkt wird. Entsprechend hoch ist damit auch der Druck des Gases.</p><p></p><p>Den Gasdruck kann man sich vorstellen als die Häufigkeit und Heftigkeit, mit der die Gasmoleküle in einem geschlossenen Gefäß gegen die Gefäßwandung prallen; mit ansteigendem Druck geschieht dies häufiger und heftiger. In einem Stern übernimmt dabei die Gravitation die Funktion der Gefäßwandung.</p><p></p><p>Im Sterninnern kommt noch ein wichtiger Faktor hinzu, der Strahlungsdruck. Das Verhalten der Strahlungsphotonen (ein Photon ist die kleinste Energieeinheit einer beliebigen elektromagnetischen Schwingung, man kann auch sagen ein Strahlungsquant) kann man sich in Analogie zu den gerade beschriebenen Molekülen vorstellen.</p><p>Strahlungs- und Gasdruck würden jeden Stern unweigerlich auseinander reißen, wenn die Gravitation die Materie nicht mit gnadenlosem Griff zusammenpressen würde.</p><p></p><p>Bedingt durch die ungemütlichen Bedingungen im Sterninnern, also extremer Gas- und Strahlungsdruck sowie höllischer Temperatur, müssen sich alle Atome und was von ihnen übrig geblieben ist, alle Teilchen der Materie mit sehr großer Geschwindigkeit bewegen. Normalerweise ist diese Geschwindigkeit abhängig von der Temperatur (Temperatur ist ja nichts anderes als Bewegung von Teilchen) und dem Druck. Bei sehr hohen Dichten wie im Kern eines Sterns spielt die Temperatur hierbei aber keine Rolle mehr. Vielmehr ist die hohe Geschwindigkeit darin begründet, dass die Teilchen extrem nahe zusammengequetscht sind. </p><p></p><p>Nun können aber nicht gleiche Teilchen (Elektronen, Protonen oder Neutronen; Teilchen mit gleichem Spin, das ist der Eigendrehimpuls) gleiche Lagen und Geschwindigkeiten einnehmen (Pauli- Verbot), sie können sich nicht beliebig einander nähern, sondern müssen sich durch ihren Impuls unterscheiden. Das erreichen sie, indem sie sich schnell bewegen. Je höher die Dichte, umso höher ist die Geschwindigkeit, und umso größer sind dann auch die Geschwindigkeitsdifferenzen. Ein solches Gas nennt man entartet.</p><p></p><p>Mit zunehmender Dichte entarten zuerst die Elektronen, bis ihre Geschwindigkeit in den relativistischen Bereich (d.h. in der Nähe der Lichtgeschwindigkeit) gelangt. Steigt der Druck weiter, vereinigen sich die Elektronen mit den Protonen, es entsteht ein Neutronenstern. Auch dieses Neutronengas entartet mit weiter steigender Dichte, und ab 1014 [gcm-3] bewegen auch sie sich im relativistischen Bereich. Weiteres zur Entartung unter Zustandsgleichung und Entartung. </p><p></p><p><span style="color: red">Braune Zwerge:</span></p><p></p><p>Die Existenz substellarer Objekte mit geringen Massen, weniger als 8% derjenigen der Sonne, wurde in den frühen 60er Jahren des letzten Jahrhunderts in Theorien als verhinderte Sterne (failed stars) vorausgesagt. Erst 1995 gelang ihr endgültiger Nachweis. Ein "richtiger" Stern muss mehr als 0,08 Sonnenmassen (entsprechend 84 Jupitermassen) aufweisen, damit Kernfusionen des Wasserstoffs zu Helium bei etwa 10 Millionen [K] in seinem Innern ablaufen können. Braune Zwerge , deren Massen zwischen 13 und 75 Jupitermassen liegen, sind jedoch nicht in der Lage, genügend Gravitationsdruck und damit die erforderlichen Zentraltemperaturen zu erzeugen. Lediglich in ihrer Anfangsphase, direkt nach ihrer Entstehung, können sie das wenige vorhandene, primordiale (= urzeitliche) Deuterium (so genannter Schwerer Wasserstoff, bestehend aus einem Proton und einem Neutron) mit Wasserstoff verschmelzen, wobei ein Gamma- Quant freigesetzt wird:</p><p></p><p>2D + 1H --> 3He + ³</p><p></p><p>Das gelingt allerdings nur bei ausreichender Masse, welche den meisten Braunen Zwergen aber fehlt. Selbst wenn, ist dieser knappe Brennstoff bald verbraucht und der Stern kühlt von den höchstens erreichten 3000 [K] immer weiter ab, bis er zuletzt nur noch ein kalter Materieklumpen wird. Die von Braunen Zwergen abgestrahlte Energie stammt neben den kargen Deuterium- Fusionen ausschließlich aus der in Wärme umgewandelten Gravitationsenergie.</p><p></p><p>Trapez im OrionDie hellen Sterne auf diesem Bild markieren das bekannte Trapez, einem offenen Sternhaufen im Orion- Nebel. Die noch sichtbaren, unscheinbaren "Sternchen" sind vermutlich alle Braune Zwerge oder umherirrende jupiterähnliche Planeten. Braune Zwerge findet man überwiegend in den Sternentstehungsgebieten, wie z.B. den Plejaden, weil sie hier noch jung und relativ "warm" sind.</p><p></p><p>Nach Beendigung der spärlichen Kernreaktionen kontrahieren Braune Zwerge vielleicht noch um einen geringen Betrag, weil der schwache Gas- und Strahlungsdruck aus dem Zentrum nachlässt und können sich dabei sogar noch ein wenig weiter erwärmen. Doch ab jetzt wird endgültig keine weitere Energie mehr im Kern freigesetzt, denn die Fusionen kamen zum Stillstand, da mangels Masse die gravitationsbedingte Verdichtung nicht die erforderliche Temperatur erzeugt. Der Stern wird nach Erreichen seiner Höchsttemperatur nun immer lichtschwächer und strahlt Licht im roten Spektralbereich, zuletzt nur noch Infrarotstrahlung ab. In den Teleskopen erscheint er damit nur noch schwachrot bis dunkelorange, daher der Name Brauner Zwerg. Diese Bezeichnung, geprägt Anfang der 70er Jahre, geht übrigens auf die Astrophysikerin Jill Tarter zurück, die heute am SETI- Institut arbeitet.</p><p></p><p>Größenvergleich Brauner ZwergIn dieser Darstellung sehen wir die Größenverhältnisse von Sonne und Jupiter zu einem Braunen Zwerg.</p><p>Die verhinderten Sterne werden oft mit der Bezeichnung Gliese und einer Nummer versehen, das geht zurück auf den Astronomen Wilhelm Gliese (1915- 1993), der einen Katalog der nächsten Sterne erstellte (CNS, Catalogue of Nearby Stars). Gliese arbeitete lange Zeit am Astronomischen Recheninstitut Heidelberg (ARI), und noch heute kann man dort in seinem Katalog ARICNS die Daten für jeden einzelnen Stern abrufen. </p><p></p><p>Der Nachweis eines Braunen Zwergs ist naturgemäß recht schwierig, wenn auch die heutigen Instrumente der Astronomen immer weiter verbessert werden. Neben der geringen Größe und der schwachen Leuchtkraft erkalten sie auch recht schnell, weil sie keine Energie durch Fusionsprozesse freisetzen können und ihre geringe Masse zudem kein guter Wärmespeicher ist. Nach Erreichen der Höchsttemperatur dauert es nur etwa 10 Millionen Jahre, bis sie langsam aus dem sichtbaren Lichtspektrum verschwinden. Deshalb kann man Braune Zwerge am besten in näherer Umgebung in Sternsystemen entdecken, die noch recht jung sind. Danach sind sie zu dunkel und lassen sich nur noch im Infrarotbereich detektieren. Einen Vorteil gegenüber den wasserstoffbrennenden Sternen haben Braune Zwerge allerdings: Sie haben eine praktisch unbegrenzte Lebensdauer, denn sie durchlaufen keine stellartypische Entwicklung.</p><p></p><p>Irgendwann ist der Braune Zwerg völlig erkaltet und zieht dann als schwarzer, unsichtbarer Materiehaufen (bitte nicht verwechseln mit einem Schwarzen Loch, dessen Masse ist um einige Potenzen größer!) seine Bahn durch die Galaxis. Man vermutet, dass allein in unserer Milchstraße, vor allem in ihrem Halo, etliche Milliarden dieser Zwerge existieren. Sie könnten prinzipiell einen deutlichen Beitrag zur Dunklen Materie liefern. Allerdings bleibt noch zu klären, wieso ausgerechnet im Halo der Galaxis vermehrt dieser Sterntypus entstanden sein soll. Zudem sind ihre Massen wohl doch zu gering, um die Dunkle Materie zu erklären. So finden wir in einer Sonnenumgebung von 8 [pc] 7 Weiße Zwerge und etwa 250 Braune Zwerge, die zusammengenommen gerade die Masse der Weißen Zwerge ausmachen.</p><p></p><p>Brauner Zwerg Gliese 229 BDas Auflösungsvermögen des Hubble- Teleskops verdeutlichen diese beiden Aufnahmen eines Braunen Zwergs. Die linke Aufnahme gelang mit dem 60"- Teleskop auf Mt. Palomar, die rechte wurde von Hubble gemacht. Sie zeigen den kühlen, roten Zwergstern Gliese 229 A und seinen kleinen Begleiter, Gliese 229 B, einen Braunen Zwerg. Das System befindet sich in 19 Lichtjahren Entfernung im Sternbild Lepus (Hase), 1995 gelang diese erste Entdeckung eines Braunen Zwergs. Er hat eine Oberflächentemperatur von gerade noch 1000 [K] und deshalb eine um den Faktor 100 000 schwächere Leuchtkraft wie die Sonne. Mit einer 20 bis 50- fachen Jupitermasse ist er diesem Planeten doch etwas ähnlich, zumal ein hoher Methan- Anteil seiner Oberfläche bestimmt wurde, der sich aufgrund der niedrigen Temperatur bilden konnte. Jedoch entstehen Braune Zwerge wie andere Sterne auch durch Kontraktion einer interstellaren, überwiegend aus Wasserstoff bestehenden Gaswolke. Planeten dagegen bilden sich durch Aufsammeln von Materie in zirkumstellaren Gas- und Staubscheiben, welche eine gerade entstehende Sonne umgeben.</p><p></p><p>Wie kann man eigentlich, so stellt sich die Frage, einen Braunen Zwerg von einem anderen Stern unterscheiden? Schließlich könnte das beobachtete Objekt auch ein Roter Zwerg sein, ein abkühlender Stern mit geringer Masse, die aber mehr als 8% der Sonnenmasse beträgt. Des Rätsels Lösung ist das Element Lithium, welches man durch spektrale Zerlegung des Sternlichts nachweisen kann. Braune Zwerge sind nicht in der Lage, Fusionen ablaufen zu lassen. Das in ihnen enthaltene, noch vom Urknall stammende Lithium ist also unverändert erhalten geblieben und wir können seine Linie im Spektrum entdecken. Ein Stern mit mehr als etwa 0,065 Sonnemassen erzeugt in seinem Innern eine Temperatur von etwa 2 Millionen [K]. Protonen (Wasserstoffkerne) werden dadurch so schnell, dass sie beim Zusammenstoss das aus 3 Protonen und 4 Neutronen bestehende Lithium zu zwei Heliumkernen (je 2 Protonen und Neutronen) aufspalten:</p><p></p><p>1H + 7Li --> 2 4He</p></blockquote><p></p>
[QUOTE="H2SO4, post: 91575, member: 2506"] 20Ne + n ’ 21Ne + ³ 21Ne + 4He ’ 24Mg + n Aus den Reaktionen geht hervor, dass im Laufe dieser Fusionen das Neon in die Elemente Sauerstoff und Magnesium umgewandelt wird, sich das Sternzentrum also damit anreichert. Nach dem Verbrauch des Neons erlischt abermals die Energieversorgung aus dem Zentrum. Wenn auch in Schalen um den Kern jetzt noch Kohlenstoff, Helium und Wasserstoff fusionieren, reicht doch die freigesetzte Energie nicht aus, den weiteren Kollaps aufzuhalten. Das Sternzentrum wird nochmals durch die Gravitation verdichtet. Sauerstoffbrennen Und zwar geht die Verdichtung jetzt so weit, bis eine Temperatur von 1½ Milliarden [K] und eine Dichte von 10 Milliarden [Kg/m3] erreicht ist. Unter diesen Bedingungen kann eine Reihe von Reaktionen der Sauerstoffkerne ablaufen, wobei vor allem Silizium, Phosphor und Schwefel gebildet werden: Sauerstoffbrennen 16O + 16O ’ 32S + ³ 16O + 16O ’ 31S + n 16O + 16O ’ 31P + 1H 16O + 16O ’ 28Si + 4He 16O + 16O ’ 24Mg + 2 4He Es dauert nur wenige Jahre, bis aller Sauerstoff im Sternzentrum verbraucht ist. Wieder setzen anschließend Kontraktionen ein, bis die Bedingungen geschaffen sind, dass nun auch noch als letzte Phase das Silizium fusioniert. Siliziumbrennen Die Temperatur muss jetzt mindestens auf 2,7 Milliarden [K] gestiegen sein und die Dichte auf 30 Tonnen (!) pro [cm3], damit das Siliziumbrennen einsetzen kann. Es ist das letzte Mal, dass ein Stern (von mindestens 8 Sonnenmassen) noch einmal für ein paar Tage in einem stabilen hydrostatischen Gleichgewicht in seinem Zentrum Energie freisetzt. In Schalen um den Kern fusionieren derweil weiterhin Sauerstoff, Neon, Kohlenstoff, Helium und Wasserstoff. Während des Siliziumbrennens fusionieren zwei Siliziumkerne zu einem Nickelisotop: 28Si + 28Si ’ 56Ni + ³ Das Nickelisotop ist jedoch nicht stabil und zerfällt alsbald in einem ²+- Zerfall unter Abgabe eines Positrons und eines Elektronneutrinos zu Kobalt: 56Ni ’ 56Co + e+ + ½e Doch auch das Kobalt ist nicht stabil und zerfällt wiederum, diesmal zum stabilen Eisenkern: 56Co ’ 56Fe + e+ + ½e Am Ende befindet sich im Sternzentrum eine Eisenkugel von vielleicht 10 000 [Km] Durchmesser mit einer maximalen Masse von ca. 2,8 bis 3 Sonnenmassen. Siliziumbrennen Jetzt kann die Gravitation noch einmal das Sternzentrum verdichten, ohne jedoch auf eine Gegenwehr zu stoßen. Das Eisen (56Fe) wird durch einen Photodissoziation genannten Prozess in 14 Heliumkerne (4He) gespalten, verursacht durch hochenergetische Gammaphotonen, die in den umliegenden Schalen produziert wurden und nun in den Kern eindringen. Dies führt zum sofortigen Kollaps des Sternzentrums. Bei diesem Kollaps kann der Druck so hoch ansteigen, dass die Bindungsenergie der Kernbausteine verringert wird und sich die Atomkerne praktisch auflösen. Die so freigesetzten Protonen fangen ein Elektron ein (inverser Betazerfall) und bilden damit ein Neutron. Womit dann der gesamte Kern fast ausschließlich aus Neutronen besteht. Das ist die Geburtsstunde eines Neutronensterns, bei genügend großer Masse auch eines stellaren Schwarzen Lochs. Verrücktes Gas Bei den Temperaturen, die in einem Stern, ja selbst auf seiner Oberfläche herrschen, kann keine Materie in festem oder flüssigem Zustand bestehen. Unter diesen Bedingungen können nur Gase existent sein, wenn sie auch ganz und gar nicht die Eigenschaften besitzen, welche wir von unserer Umgebung gewohnt sind. So sind unter Normalbedingungen die Atome bzw. Moleküle der Gase elektrisch neutral, weil genau so viele (negative) Elektronen in der Elektronenhülle den Atomkern umgeben, um die positive Ladung der Protonen zu neutralisieren. Bei hohen Temperaturen, ab 10 000 [K], verlassen jedoch die ersten Elektronen das Atom, weil die zugeführte (kinetische) Energie so groß wird, dass ein Aufenthalt in der Hülle nicht mehr möglich ist. Dadurch wird das Atom natürlich elektrisch (positiv) geladen, weil die Ladung der Protonen nicht mehr vollständig neutralisiert wird. Das Gas ist ionisiert. Und zwar umso mehr, je weniger Elektronen sich in der Elektronenwolke aufhalten. Ein solches Gas nennt man Plasma. Das geht soweit, dass im Sterninnern kein Atom mehr ein Elektron besitzt. Nun leistet die Gravitation ihren Beitrag: sie presst das Gas immer mehr zusammen, je tiefer man in den Stern eindringt. So liegt die Gasdichte im Außenbereich bei vielleicht 5 [gcm-3], während sie im Kern eines massereichen Sterns leicht um den Faktor 10 Millionen verstärkt wird. Entsprechend hoch ist damit auch der Druck des Gases. Den Gasdruck kann man sich vorstellen als die Häufigkeit und Heftigkeit, mit der die Gasmoleküle in einem geschlossenen Gefäß gegen die Gefäßwandung prallen; mit ansteigendem Druck geschieht dies häufiger und heftiger. In einem Stern übernimmt dabei die Gravitation die Funktion der Gefäßwandung. Im Sterninnern kommt noch ein wichtiger Faktor hinzu, der Strahlungsdruck. Das Verhalten der Strahlungsphotonen (ein Photon ist die kleinste Energieeinheit einer beliebigen elektromagnetischen Schwingung, man kann auch sagen ein Strahlungsquant) kann man sich in Analogie zu den gerade beschriebenen Molekülen vorstellen. Strahlungs- und Gasdruck würden jeden Stern unweigerlich auseinander reißen, wenn die Gravitation die Materie nicht mit gnadenlosem Griff zusammenpressen würde. Bedingt durch die ungemütlichen Bedingungen im Sterninnern, also extremer Gas- und Strahlungsdruck sowie höllischer Temperatur, müssen sich alle Atome und was von ihnen übrig geblieben ist, alle Teilchen der Materie mit sehr großer Geschwindigkeit bewegen. Normalerweise ist diese Geschwindigkeit abhängig von der Temperatur (Temperatur ist ja nichts anderes als Bewegung von Teilchen) und dem Druck. Bei sehr hohen Dichten wie im Kern eines Sterns spielt die Temperatur hierbei aber keine Rolle mehr. Vielmehr ist die hohe Geschwindigkeit darin begründet, dass die Teilchen extrem nahe zusammengequetscht sind. Nun können aber nicht gleiche Teilchen (Elektronen, Protonen oder Neutronen; Teilchen mit gleichem Spin, das ist der Eigendrehimpuls) gleiche Lagen und Geschwindigkeiten einnehmen (Pauli- Verbot), sie können sich nicht beliebig einander nähern, sondern müssen sich durch ihren Impuls unterscheiden. Das erreichen sie, indem sie sich schnell bewegen. Je höher die Dichte, umso höher ist die Geschwindigkeit, und umso größer sind dann auch die Geschwindigkeitsdifferenzen. Ein solches Gas nennt man entartet. Mit zunehmender Dichte entarten zuerst die Elektronen, bis ihre Geschwindigkeit in den relativistischen Bereich (d.h. in der Nähe der Lichtgeschwindigkeit) gelangt. Steigt der Druck weiter, vereinigen sich die Elektronen mit den Protonen, es entsteht ein Neutronenstern. Auch dieses Neutronengas entartet mit weiter steigender Dichte, und ab 1014 [gcm-3] bewegen auch sie sich im relativistischen Bereich. Weiteres zur Entartung unter Zustandsgleichung und Entartung. [COLOR=red]Braune Zwerge:[/COLOR] Die Existenz substellarer Objekte mit geringen Massen, weniger als 8% derjenigen der Sonne, wurde in den frühen 60er Jahren des letzten Jahrhunderts in Theorien als verhinderte Sterne (failed stars) vorausgesagt. Erst 1995 gelang ihr endgültiger Nachweis. Ein "richtiger" Stern muss mehr als 0,08 Sonnenmassen (entsprechend 84 Jupitermassen) aufweisen, damit Kernfusionen des Wasserstoffs zu Helium bei etwa 10 Millionen [K] in seinem Innern ablaufen können. Braune Zwerge , deren Massen zwischen 13 und 75 Jupitermassen liegen, sind jedoch nicht in der Lage, genügend Gravitationsdruck und damit die erforderlichen Zentraltemperaturen zu erzeugen. Lediglich in ihrer Anfangsphase, direkt nach ihrer Entstehung, können sie das wenige vorhandene, primordiale (= urzeitliche) Deuterium (so genannter Schwerer Wasserstoff, bestehend aus einem Proton und einem Neutron) mit Wasserstoff verschmelzen, wobei ein Gamma- Quant freigesetzt wird: 2D + 1H --> 3He + ³ Das gelingt allerdings nur bei ausreichender Masse, welche den meisten Braunen Zwergen aber fehlt. Selbst wenn, ist dieser knappe Brennstoff bald verbraucht und der Stern kühlt von den höchstens erreichten 3000 [K] immer weiter ab, bis er zuletzt nur noch ein kalter Materieklumpen wird. Die von Braunen Zwergen abgestrahlte Energie stammt neben den kargen Deuterium- Fusionen ausschließlich aus der in Wärme umgewandelten Gravitationsenergie. Trapez im OrionDie hellen Sterne auf diesem Bild markieren das bekannte Trapez, einem offenen Sternhaufen im Orion- Nebel. Die noch sichtbaren, unscheinbaren "Sternchen" sind vermutlich alle Braune Zwerge oder umherirrende jupiterähnliche Planeten. Braune Zwerge findet man überwiegend in den Sternentstehungsgebieten, wie z.B. den Plejaden, weil sie hier noch jung und relativ "warm" sind. Nach Beendigung der spärlichen Kernreaktionen kontrahieren Braune Zwerge vielleicht noch um einen geringen Betrag, weil der schwache Gas- und Strahlungsdruck aus dem Zentrum nachlässt und können sich dabei sogar noch ein wenig weiter erwärmen. Doch ab jetzt wird endgültig keine weitere Energie mehr im Kern freigesetzt, denn die Fusionen kamen zum Stillstand, da mangels Masse die gravitationsbedingte Verdichtung nicht die erforderliche Temperatur erzeugt. Der Stern wird nach Erreichen seiner Höchsttemperatur nun immer lichtschwächer und strahlt Licht im roten Spektralbereich, zuletzt nur noch Infrarotstrahlung ab. In den Teleskopen erscheint er damit nur noch schwachrot bis dunkelorange, daher der Name Brauner Zwerg. Diese Bezeichnung, geprägt Anfang der 70er Jahre, geht übrigens auf die Astrophysikerin Jill Tarter zurück, die heute am SETI- Institut arbeitet. Größenvergleich Brauner ZwergIn dieser Darstellung sehen wir die Größenverhältnisse von Sonne und Jupiter zu einem Braunen Zwerg. Die verhinderten Sterne werden oft mit der Bezeichnung Gliese und einer Nummer versehen, das geht zurück auf den Astronomen Wilhelm Gliese (1915- 1993), der einen Katalog der nächsten Sterne erstellte (CNS, Catalogue of Nearby Stars). Gliese arbeitete lange Zeit am Astronomischen Recheninstitut Heidelberg (ARI), und noch heute kann man dort in seinem Katalog ARICNS die Daten für jeden einzelnen Stern abrufen. Der Nachweis eines Braunen Zwergs ist naturgemäß recht schwierig, wenn auch die heutigen Instrumente der Astronomen immer weiter verbessert werden. Neben der geringen Größe und der schwachen Leuchtkraft erkalten sie auch recht schnell, weil sie keine Energie durch Fusionsprozesse freisetzen können und ihre geringe Masse zudem kein guter Wärmespeicher ist. Nach Erreichen der Höchsttemperatur dauert es nur etwa 10 Millionen Jahre, bis sie langsam aus dem sichtbaren Lichtspektrum verschwinden. Deshalb kann man Braune Zwerge am besten in näherer Umgebung in Sternsystemen entdecken, die noch recht jung sind. Danach sind sie zu dunkel und lassen sich nur noch im Infrarotbereich detektieren. Einen Vorteil gegenüber den wasserstoffbrennenden Sternen haben Braune Zwerge allerdings: Sie haben eine praktisch unbegrenzte Lebensdauer, denn sie durchlaufen keine stellartypische Entwicklung. Irgendwann ist der Braune Zwerg völlig erkaltet und zieht dann als schwarzer, unsichtbarer Materiehaufen (bitte nicht verwechseln mit einem Schwarzen Loch, dessen Masse ist um einige Potenzen größer!) seine Bahn durch die Galaxis. Man vermutet, dass allein in unserer Milchstraße, vor allem in ihrem Halo, etliche Milliarden dieser Zwerge existieren. Sie könnten prinzipiell einen deutlichen Beitrag zur Dunklen Materie liefern. Allerdings bleibt noch zu klären, wieso ausgerechnet im Halo der Galaxis vermehrt dieser Sterntypus entstanden sein soll. Zudem sind ihre Massen wohl doch zu gering, um die Dunkle Materie zu erklären. So finden wir in einer Sonnenumgebung von 8 [pc] 7 Weiße Zwerge und etwa 250 Braune Zwerge, die zusammengenommen gerade die Masse der Weißen Zwerge ausmachen. Brauner Zwerg Gliese 229 BDas Auflösungsvermögen des Hubble- Teleskops verdeutlichen diese beiden Aufnahmen eines Braunen Zwergs. Die linke Aufnahme gelang mit dem 60"- Teleskop auf Mt. Palomar, die rechte wurde von Hubble gemacht. Sie zeigen den kühlen, roten Zwergstern Gliese 229 A und seinen kleinen Begleiter, Gliese 229 B, einen Braunen Zwerg. Das System befindet sich in 19 Lichtjahren Entfernung im Sternbild Lepus (Hase), 1995 gelang diese erste Entdeckung eines Braunen Zwergs. Er hat eine Oberflächentemperatur von gerade noch 1000 [K] und deshalb eine um den Faktor 100 000 schwächere Leuchtkraft wie die Sonne. Mit einer 20 bis 50- fachen Jupitermasse ist er diesem Planeten doch etwas ähnlich, zumal ein hoher Methan- Anteil seiner Oberfläche bestimmt wurde, der sich aufgrund der niedrigen Temperatur bilden konnte. Jedoch entstehen Braune Zwerge wie andere Sterne auch durch Kontraktion einer interstellaren, überwiegend aus Wasserstoff bestehenden Gaswolke. Planeten dagegen bilden sich durch Aufsammeln von Materie in zirkumstellaren Gas- und Staubscheiben, welche eine gerade entstehende Sonne umgeben. Wie kann man eigentlich, so stellt sich die Frage, einen Braunen Zwerg von einem anderen Stern unterscheiden? Schließlich könnte das beobachtete Objekt auch ein Roter Zwerg sein, ein abkühlender Stern mit geringer Masse, die aber mehr als 8% der Sonnenmasse beträgt. Des Rätsels Lösung ist das Element Lithium, welches man durch spektrale Zerlegung des Sternlichts nachweisen kann. Braune Zwerge sind nicht in der Lage, Fusionen ablaufen zu lassen. Das in ihnen enthaltene, noch vom Urknall stammende Lithium ist also unverändert erhalten geblieben und wir können seine Linie im Spektrum entdecken. Ein Stern mit mehr als etwa 0,065 Sonnemassen erzeugt in seinem Innern eine Temperatur von etwa 2 Millionen [K]. Protonen (Wasserstoffkerne) werden dadurch so schnell, dass sie beim Zusammenstoss das aus 3 Protonen und 4 Neutronen bestehende Lithium zu zwei Heliumkernen (je 2 Protonen und Neutronen) aufspalten: 1H + 7Li --> 2 4He [/QUOTE]
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