Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

416 KAPITEL 8. DIE SONNE ALS STERN
für einen Roten Riesen. Die einfache, semiempirische Formel von Reimers (1975)
˙M = 4 · 10 −13 � � �M⊙ �
L
η
M
� �
R∗
M⊙ yr −1
L⊙
R⊙
mit dem dimensionslosen Parameter η = 0.3 . . . 1. und mit R∗ : Abströmradius formen wir um zu
˙M = 2 · 10 −6 �
L
η
104 � �M⊙ �
L⊙ M
� �
R∗
M⊙ yr
500R⊙
−1
Das Ende der Sonne ist ein Weißer Zwerg, der in einer Nova mit planetarem Nebel.
Die verschiedenen Brennphasen
Die anschließende Entwicklung sieht für massearme Einzelsterne (Masse M ≤ 1.5 M⊙) etwa folgendermassen
aus:
1. Extrem massearme Sterne mit 0.08 M⊙ ≤ M ≤ 0.26 M⊙
Der Stern kommt über konvektives H-Brennen nicht hinaus, er endet als He Stern. Die Entwicklungsdauer
überschreitet allerdings das Alter des Universums.
2. Massearme Sterne im Bereich 0.27 M⊙ ≤ M ≤ 1.5 M⊙
wozu auch die Sonne gehört. Ausbilden eines He Kerns mit H Schale. Nach H-Brennen erfolgt
He Flash und He-Brennen. Ausbilden eines C Kerns mit He Schale. Nach massivem Massenverlust
(unbeobachtet, indirekt über die Endprodukte geschlossen) Ende als weißer Zwerg in einer
Nova mit planetarem Nebel.
Wenn etwa 10% der Masse zu He verbrannt sind, beginnt das H Brennen außerhalb dieser Schale. Das
Innere kühlt (vermittels Neutrinos) und das Zentrum ist nicht mehr der heißeste Ort im Stern. Wenn
der ausgebrannte Kern eine kritische Masse (etwa 0.5M⊙) erreicht hat, erfolgt der He Flash (ein Blitz
im Innern, der außen nicht zu sehen ist) unter entarteten Bedingungen (der Pauli Druck stammt von
den Elektronen). Nach einigen 100 Jahren ist das He-Brennen im Zentrum dominierend. Das Brennen
im Innern eines massearme Sterns ist allerdings zeitweise instabil und führt zu starker Pulsation mit
Massenverlust. Der Stern wandert (je nach Stärke des Massenverlusts) auf dem horizontalen Ast des
H-R-Diagramms hin und her.