Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

8.3. ENTWICKLUNG DER SONNE 415
8.3.4 Das Ende der Sonne
Das zukünftige Schicksal der Sonne kann aus Beobachtung (an Sternen, die die Entwicklung der Sonne
bereits hinter sich haben) und aus Modellrechnungen (die an Beobachtungen anschließen, bei denen
der Stern wieder stetig brennt) deduziert werden. Der wichtigste Parameter, der Massenverlust, ist
allerdings nicht direkt bestimmbar, sodaß z. B. die Endmasse der Sonne nicht genau angegeben werden
kann. Man schätzt, daß die Sonne noch 40% ihrer Masse verlieren wird, sodaß sie zum Schluß (als
Weißer Zwerg) noch 0.6M⊙ hat.
Phasen starken Massenverlusts sind begleitet von Phasen konvektivem Umrühren des Inneren, dadurch
gelangen neu erzeugte chemische Elemente an die Oberfläche und von dort in die ISM (Interstellare
Materie). Zirkumstellare Hüllen findet man um solche Sterne im Rote Riesen Stadium.
Das H Brennen (nach der TAMS) verläuft in einer Schale praktisch bereits unter Entartung, der Druck
stammt nicht mehr vornehmlich aus der Thermik (sondern vom Pauli Prinzip für Elektronen). Nach
etwa 13 Gyr sieht die Sonne wie folgt aus
R = 100R⊙ ; L = 2000L⊙ ; T = 0.7T⊙ = 4000 K
sie befindet sich auf dem Weg in die Roten Riesen Phase. Dabei tritt ein extremer Massenverlust auf
(Super Sternwind). Diese Phase ist instabil und kann deshalb nicht mit Komputermodellen erfasst
werden (zu viele Schwingungen und Explosionen). Beobachtung und Statistik muß hier weiter helfen.
Nach Zünden des He Brennens mit der Triple α−Reaktion
α (2α, γ) 12 C
(Zündtemperatur T3α ≤ 8 · 10 7 K, notwendig involvierte Masse 0.5M⊙) im Zentrum entwickelt sich
der Stern je nach Masse, zum Roten Riesen bzw. zum Roten Überriesen. Die Leuchtkraft für Sterne
von einer Sonnenmasse beträgt beim He Blitz (Zünden des He Brennens) etwa
L ≈ 6 · 10 3 L⊙. . .3 · 10 4 L⊙
Sterne von etwa 5M⊙ können dabei vollständig zerrissen werden. Die Sonne benötigt etwa 1 Gyr nach
Verlassen der Hauptreihe bis zum He Blitz (ein Stern von 2.25M⊙ benötigt dagegen nur 10 Myr).
Dnach brennt sie zunächst stetig mit etwa 50L⊙, dann wird sie wieder instabil und pulsiert.
• BEISPIEL (MIRA)
Ein Beispiel für einen Roten Riesenstern mit extremen Daten hanen wir mit Mira Ceti (Klassifizierung M6e III) bereits
kennengelernt.
Seine Strahlung hat ihr Maximum im Infraroten bei 1µ, mit Schwankungen zwischen 0.69 µ (T = 2000 K) und 1.44 µ
(T = 3000 K). Da das Maximum im Infraroten liegt, bekommt das Auge wenig von den eigentlichen Schwankungen mit,
es sieht den Wienschen Ast.
Dementsprechen groß ist der Radius. Er kann (als einer der ganz wenigen Sternradien) interferometrisch bestimmt werden:
R = 390R⊙ (also 2AE!).
Mira Sterne sind normalerweise reich an O, es gibt aber auch C reiche Sterne. Die Pulsperioden sind lang: 60 bis 500 Tage.
Die Massenverlustrate beträgt
˙M = 10 19
g s −1 = 10 −7 M⊙ yr −1
Im Roten Riesen Stadium beginnt die Synthese von s-Elementen.
Bei der Sonne schrumpft der Zentralkern weiter, sein Radius beträgt R ≈ 10 −2 R⊙), seine Materie
besteht aus C und O. Der Kern ist praktisch ein Weißer Zwerg. Die Kühlung erfolgt jetzt mithilfe von
Neutrinos, also sehr effektiv.
Die Hülle dagegen ist riesig, sie ist konvektiv und besteht außen noch aus ursprünglichem H mit (nach
Innen anschließender He Schale). Der Radius der Hülle beträgt etwa
R ≈ 3 · 10 2 R⊙ = 2 · 10 13
cm (8.168)