Grundlagen der elementanalytischen Sternspektroskopie - FG ...
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des Sterns. Diese ist relativ stabil, so lange genug Wasserstoff für die Fusion vorhanden ist.<br />
Auf die Strahlungszone folgt die Konvektionszone, in <strong>der</strong> Atome erstmals nicht mehr nur als<br />
Ionen vorliegen, son<strong>der</strong>n Strahlungsenergie durch Absorption aufnehmen, dadurch kinetische<br />
Energie gewinnen und den Energietransport zur Oberfläche durch Konvektion vollziehen.<br />
Abbildung 2.2.2: (links) Aufbau des Sonnenkörpers; Druck-, Temperatur- und Dichteverlauf<br />
(rechts) Energieerzeugung und Wasserstoffgehalt im Sonneninnern. Nur bis 1/10 Sonnenradius ist<br />
die Energieerzeugung effektiv; im Sonnenkern ist <strong>der</strong> Wasserstoffgehalt schon abgesunken.<br />
Die äußerste Schicht <strong>der</strong> Konvektionszone wird Photosphäre genannt. Diese Schicht ist <strong>der</strong><br />
scharf begrenzte Sonnenrand, den man mit bloßem Auge beobachten kann, denn die Photonen<br />
werden dort nicht mehr vollkommen von den Atomen absorbiert, son<strong>der</strong>n zu einem Großteil<br />
in den Weltraum abgestrahlt. In <strong>der</strong> kühlen Photosphäre geben angeregte Atome ihre<br />
absorbierte Energie ab und sinken durch ihre Abkühlung wie<strong>der</strong> in tiefere Bereiche <strong>der</strong><br />
Konvektionszone um neue Energie aufzunehmen. Durch diese Konvektionsströme kommt es<br />
an <strong>der</strong> Sternoberfläche zur sog. Granulation 1 . Wenn <strong>der</strong> gesamte Wasserstoff im Kern<br />
verbraucht ist, kontrahiert <strong>der</strong> Stern aufgrund des nicht mehr vorhandenen Strahlungsdrucks<br />
ein wenig und <strong>der</strong> Heliumkern verdichtet sich. Aufgrund des Temperaturanstiegs durch<br />
Druckerhöhung im Innern, beginnt nun das Helium durch den 3α-Prozess 2 zu fusionieren.<br />
Durch die wesentlich energiereichere Strahlung und den größeren Strahlungsdruck, <strong>der</strong> dabei<br />
entsteht, kann nun auch <strong>der</strong> Wasserstoff in den äußeren Schichten fusionieren. Der Stern<br />
nimmt an Leuchtkraft zu, bläht sich zu einem Roten Riesen auf und kühlt sich dabei aufgrund<br />
von Druckvermin<strong>der</strong>ung wie<strong>der</strong> ab.<br />
1 Körnige Struktur von Sternoberflächen. Einzelne Körner werden als Granulen bezeichnet und haben eine<br />
Ausdehnungen von bis zu 1000 km im Durchmesser. Sie existieren nur für wenige Minuten.<br />
2 Drei Heliumkerne fusionieren unter Abstrahlung von zwei γ-Quanten zu Kohlenstoff. = Heliumbrennen