Das Leben der Sterne - fvss.de Enters.pdf · Das Leben der Sterne – woher kommen die Elemente? 1. Vorwort Schon als kleines Kind hat mich das Funkeln am Himmel, weit in der Ferne,

Freiherr-vom-Stein Schule Jahrgang Q1

2014/15

Jahresarbeit von Dominique Enters

Das Leben der Sterne

-

woher kommen die Elemente?

Verfasst von:

Dominique Enters

Neue Straße 3

37235 Hessisch Lichtenau

Fach: Physik

Fachlehrer: Herr Majczan

Quentel, den 15.04.2015

Das Leben der Sterne – woher kommen die Elemente?

Inhaltsverzeichnis

1. Vorwort.....................................................................................................................3

2. Entstehung und Aufbau der Sterne...........................................................................4

3. Entwicklung eines Sterns.........................................................................................6

3.1. Entwicklungsverteilung von Sternen....................................................7

3.2. Das Sterben der Sterne..........................................................................9

4. Energiefreisetzung von Sternen.............................................................................10

4.1. Kernfusion innerhalb der Sterne ........................................................10

4.2. Masseverlust von Sternen....................................................................11

4.3. Massendefekte berechnen ..................................................................12

4.4. Die Fusionsreaktion von Sternen........................................................13

4.5. Beispielberechnung eines Massedefektes...........................................14

4.6. Sterne als Geburtsstätte chemischer Elemente....................................14

5. Nachwort ...............................................................................................................16

6. Fremdwortverzeichnis............................................................................................17

7. Quellenverzeichnis.................................................................................................18

Fremdwörter sind kursiv gekennzeichnet!

2


1. Vorwort

Schon als kleines Kind hat mich das Funkeln am Himmel, weit in der Ferne, fasziniert

und immer wieder in seinen Bann gezogen. Ich war traurig, wenn ich die Punkte an

manchen Tagen nicht am Himmel sehen konnte. Dass es unterschiedlich große und un-

terschiedlich helle Punkte gab, hatte ich schnell erkannt. Meine Großmutter erklärte mir

dann, dass diese Punkte Sterne sind. Mit dieser Erklärung war ich erst einmal zufrieden

und erfreute mich an den unterschiedlichen Sternformationen am Himmel. Als ich älter

wurde, wollte ich mehr über diese wunderbaren Sterne wissen. Aus welchem Material

besteht ein Stern, wieso gibt es Sterne, die sehr groß sind und hell leuchten und andere,

die nur schwach zu erkennen sind? Genaue, beziehungsweise zufriedenstellende Ant-

worten bekam ich nicht.

Meine Jahresarbeit nehme ich nun zum Anlass, mir und auch anderen Lesern den Ster-

nenhimmel etwas näher zu bringen. Ich möchte selbst und richtig auf Fragen antworten

können, die mir mein 3-jähriges Patenkind zu den "hellen Punkten" am Himmel stellt.

Deshalb werde ich in der vorliegenden Arbeit das Phänomen Stern etwas genauer be-

trachten. Der Schwerpunkt liegt darin, herauszuarbeiten, wie ein Stern entsteht, aus was

er besteht, warum er leuchtet und wie lange er leuchtet, bevor er am Himmel erlischt.

Die vorliegende Arbeit gliedert sich in zwei Teile. Nach einem einleitenden Teil zur Ent-

stehung der Sterne und ihrem Aufbau, beschäftigt sich der Hauptteil der Arbeit mit der

Energiefreisetzung des Sterns und den dabei ablaufenden Prozessen sowie der Entste-

hung der Elemente. Einige Abbildungen und Berechnungen am Beispiel unseres Sterns,

der Sonne, sollen dabei helfen, die komplexen Prozesse zu verstehen.

3


2. Entstehung und Aufbau der Sterne

In einer klaren Nacht kann ein menschliches Auge rund 3.000 bis 5.000 Sterne (latei-

nisch Stella), welche zu unserer eigenen Galaxie, der Milchstraße, gehören, bewundern1.

Allerdings gibt es im gesamten Universum noch viel mehr Sterne, wobei nur die hells -

ten für uns sichtbar sind. Im Gegensatz zu anderen Himmelskörpern, zum Beispiel den

Planeten, setzen die Sterne Energie frei und leuchten selbstständig, während die anderen

Himmelskörper von den Sternen nur angestrahlt werden.

Ein Stern entsteht aus interstellaren Gaswolken, welche im wesentlichen aus Wasser-

stoff und mikroskopisch kleinen Staubpartikeln bestehen (siehe Abbildung 1).

1 Vgl. Westram, 2015, S. 1

4

Abbildung 1: Ein aktives Sternenentstehungsgebiet (NASA, 2003)


Sobald diese Wolke eine Mindestmasse erreicht, kollabiert diese unter ihrer eigenen

Schwerkraft. Dieses führt zu einer Verringerung des Volumens. Die Gaswolke verdich-

tet sich und die Temperatur in der Gaswolke erhöht sich. Da die Temperatur der Bewe-

gungsenergie von Teilchen entspricht, werden die Gasteilchen durch die Gravitation

nach innen beschleunigt2. Neben dieser Beschleunigung werden die Moleküle auch in

Schwingungen versetzt. Da Atome einen positiv geladenen Kern und negativ geladene

Elektronen besitzen, entsteht schwingende elektrische Ladung. Die Wärme wird durch

elektromagnetische Strahlung abgegeben. Irgendwann ist die Gaswolke soweit kontra-

hiert und so dicht, dass die Wärme nicht mehr durch die Strahlung abgegeben werden

kann. Das Zentrum heizt sich auf und es entsteht ein thermischer Druck, welcher einen

weiteren Kollaps der Wolke verhindert. Von den Randbereichen strömt weiterhin Gas

nach innen und erhitzt weiter das Zentrum der Wolke. Bei einer Temperatur von etwa

2000 Kelvin zerfallen die Wasserstoffmoleküle in ihre Atome. Das Zentrum der Wolke

wird dadurch instabil, und der Kollaps tritt erneut ein3. Irgendwann ist die Energie der

Gasatome im Zentrum der Wolke so hoch, dass die elektrostatische Abstoßung aufgrund

gleichnamiger Ladung überwunden wird. Die Atomkerne sind jetzt so nah bei einander,

dass sie fusionieren, die Atomkerne also miteinander verschmelzen. Dieses ist die „Ge-

burtsstunde“ des Sterns4.

Ein Stern besitzt ein Zentrum, welches die Hauptenergiequelle für die Kernfusion ist, da

dort Temperaturen um 10 Millionen °C herrschen. Dieses Zentrum ist von einer Art

Hülle umgeben. Durch diese Hülle diffundiert die im Zentrum entwickelte Energie lang-

sam in Richtung Oberfläche. Letztlich ist diese von der Sternatmosphäre umgeben, des-

sen Oberfläche sichtbar ist. Die Sternatmosphäre besteht aus einigen Schichten, die be-

schränkt durchsichtig sind5. Nach der Geburt des Sterns setzt er ständig Energie durch

eine Folge von Fusionsreaktionen frei. Mit dieser weiteren Entwicklung des Sterns be-

schäftigt sich der nächste Abschnitt.

2 Vgl. Salzmann, 2008, S. 1



5 Vgl. de Boe r, 2014, S. 2

5


3. Entwicklung eines Sterns

Wenn aus einer Gaswolke ein Stern entstanden ist, spricht man zunächst von einem Pro-

tostern6. Wenn der Stern eine Masse von weniger als 0,08 Sonnenmassen hat, ist die

Temperatur in seinem Zentrum nicht warm genug um mit dem Wasserstoffbrennen zu

beginnen. Man spricht hier auch von einem „gescheiterten Stern“, welche man auch als

braune Zwerge bezeichnet (siehe dazu Abbildung 3). Dieser leuchtet nur schwach. Bei

Sternen mit einer Sonnenmasse zwischen 0,08 und 0,4 spricht man von einem roten

Zwerg. Bei diesem laufen die Fusionsprozesse im Vergleich zu massereichen Sternen

langsam ab. Daher leben diese auch länger. Von einem massearmen Stern spricht man

ab 0,4 bis 8 Sonnenmassen. Bei diesen Sternen läuft die Fusionen von Wasserstoff zu

Helium äußerst gleichmäßig ab7.

6 Vgl. Harf, 2014, S. 98

7 Vgl. Harf, 2014, S. 98

6

Abbildung 2: Ausdehnung der Sonne als roter Riese (Müller, 2014, S. 2)


Unsere Sonne zählt auch zu einen dieser Sterne. Sobald der Wasserstoff eines massear-

men Sterns aufgebraucht ist verändert er sich durch ansteigende Temperatur drastisch.

Der Stern bläht sich förmlich auf und man spricht von einem roten Riesen. Unsere Son-

ne wird am Höhepunkt dieser Entwicklung 100 mal größer sein und 1000 fach stärker

leuchten8.

Anhand von Abbildung 2 erkennt man sehr deutlich, wie drastisch sich die Sonne aus-

breiten wird. Dabei würden die Merkur- und die Venusbahn von der Sonne quasi „ver-

schluckt“ werden, durch diese Hitze wäre Leben auf der Erde nicht mehr möglich. Am

Ende ihrer Existenz stoßen massearme Sterne ihre Hüllen als Planetaren Nebel ab. Zu-

rück bleibt ein Kern der bei massearmen Sternen dann zum größten Teil aus Kohlenstoff

besteht. Man bezeichnet den Stern dann als weißen Zwerg, da der Kern noch immer

sehr heiß ist und weiß leuchtet9.

Je schwerer ein Stern ist, umso stärker wird die Substanz der früheren Gaswolke durch

die Gravitation in seinem Kern zusammen gepresst. Und umso heißer wird es auch in

seinem Inneren. Daher laufen die Fusionsreaktionen deutlich schneller ab. Wenn ein

Stern mit mehr als 8 Sonnenmassen das Wasserstoffbrennen abgeschossen hat, bläht

dieser sich auf und wird zu einem Überriesen und es werden weitere schwerere Elemen-

te fusioniert10.

3.1. Entwicklungsverteilung von Sternen

Das Hertzsprung-Russell-Diagramm ist das wichtigste Diagramm der Astronomen. Sei-

ne Grundlage wurde von dem dänischen Astronomen Ejnar Hertzsprung entwickelt und

im Jahr 1913 von dem amerikanischen Astronomen Henry Norris Russell weiterentwi-

ckelt und publiziert11.

Das Diagramm zeigt eine gewisse Anordnung und Gruppierung der Sterne. Ein Stern

befindet sich auf einer sogenannten Hauptreihe, wenn er in seinem Zentrum Wasserstoff

zu Helium verbrennt. Also während der längsten Fusionsreaktion. Diese ist folglich

auch die längste Phase im nuklearen Leben eines Sterns. Diese Phase nennt man daher

8 Vgl. Harf, 2014, S. 99



11 Vgl. Lehwand, 2015, S. 1

7


auch Hauptreihenstadium. Da die Oberflächentemperatur der Farbe des Sterns ent-

spricht, kann aus dieser seiner Masse, Größe und Leuchtkraft abgeleitet werden. Rote

Sterne sind zum Beispiel klein und kühl, während blaue Sterne groß und heiß sind. Wei-

ter gibt es allerdings auch noch orange, gelbe und weiße Sterne. Unsere Sonne zählt

zum Beispiel zu gelben Sternen und ist ein Hauptreihenstern.

Sobald ein Stern den Wasserstoff verbraucht hat und er sich zu einem roten Riesen auf-

bläht, verändern er damit seine Farbe und verlässt die Hauptreihe12.

Im Hertzsprung-Russell-Diagramm wird auf der x-Achse meistens die Temperatur be-

ziehungsweise die Spektralklasse angegeben, da die Temperatur sich aus dem Licht-

12 Vgl. Lehwand, 2015, S. 5

8

Abbildung 3: Hertzsprung-Russell-Diagramm (Lehwand, 2015, S. 1)


spektrum ablesen lässt. Die Spektralklasse O entspricht in etwa einer Temperatur von

30.000-50.000 K, die Spektralklasse T ca. 600-1300 K. Auf der y-Achse wird meistens

die Leuchtkraft eines Sterns angegeben. Diese Angabe erfolgt hier im Diagramm einmal

als absolute Leuchtkraft M und einmal als Sonnenleuchtkraft.

Rechts oben im Diagramm befinden sich kühle Sterne mit hoher Leuchtkraft. Diese ha-

ben eine riesige Oberfläche, was der Grund für die hohe Leuchtkraft trotz der geringen

Wärme ist. Dort befinden sich also die roten Riesen und die Überriesen. Dagegen finden

wir links unten im Diagramm heiße Sterne mit geringer Leuchtkraft. Sie sind zwar sehr

heiß, da sie aber nur eine geringe Leuchtkraft haben, müssen sie sehr klein sein, denn

eine kleine Oberfläche strahlt nur wenig Licht ab. Links unten im Diagramm finden wir

folglich die sogenannten Weißen Zwerge. Auffällig ist, dass sich die me isten Sterne,

darunter auch unsere Sonne, auf einer Geraden befinden, die von unten rechts schräg

nach oben links durch das Diagramm verläuft13. Das ist die Hauptreihe.

3.2. Das Sterben der Sterne

Sobald die Masse eines Sterns für eine erneuten Kollaps nicht mehr ausreicht, verglüht

dieser als weißer Zwerg und stirbt14. Massereiche Sterne, welche alle Fusionsreaktionen

durchlaufen haben, explodieren hingegen als Supernova. Der Grund dafür ist, dass ein

schwereres Element als Eisen in einem Stern nicht entstehen kann. Nach dem Eisen-

brennen ist der Fusionsprozess folglich abgeschlossen und die Fusionskette bricht ab15.

Durch die derart hohe Temperatur im Eisenkern und sogenannte Photonen, ist der Stern

in der Lage, die Atomkerne des Eisens in Protonen und Neutronen zu zertrümmern, was

zu einer Instabilität des Zentrums führt. Der Stern kollabiert innerhalb von Zehntel Se-

kunden. Dadurch erreicht dieser Stern ein neues Stadium. Er wird zu einem Neutronens-

tern, da die Schwerkraft im Sterninneren so hoch wird, dass die Teilchen derart hoch be-

schleunigt werden und die Dichte so stark ansteigt, sodass die Elektronen in die Proto-

nen gepresst werden. Dadurch werden diese zu Neutronen. Es gibt folglich keine Elek-

tronen mehr, weshalb ein erheblicher Teil des Drucks, der vom Sterninneren ausgeht,

fehlt. Der Stern kollabiert vollends, und der Kollaps wird erst gestoppt, wenn die Neu-

13 Vgl. Lehwand, 2015, S. 5-6

14 Vgl. Harf, 2014, S. 102

15 Vgl. Harf, 2014, S. 103

9


tronen gewissermaßen aufeinandertreffen. Die Dichte steigt nun so stark an, dass man -

um eine vergleichbare Dichte zu erhalten - eine Million Lokomotiven in einen Fingerhut

quetschen müsste. Die äußersten Schichten des Neutronensterns rasen unter ihrer eige-

nen Schwerkraft auf den Kern zu, prallen auf der harten Oberfläche ab und werden zu-

rück ins All geschleudert, wobei die plötzliche Zunahme der Oberfläche eine enorme

Steigerung der Leuchtkraft verursacht. Durch die Ausdehnung der Schichten nimmt

auch die Leuchtkraft der Oberfläche schnell zu16.


10


4. Energiefreisetzung von Sternen

4.1. Kernfusion innerhalb der Sterne

Bei der Kernfusion schmelzen Atomkerne zu einem neuen schwereren Atomkern zu-

sammen. Zusätzlich finden nacheinander weitere Fusionsreaktionen statt.

Hierbei spricht man vom „Brennen“ verschiedener Stoffe17. Während bei massearmen

Sternen nach dem Heliumbrennen keine weitere Fusion mehr stattfindet, kommt es bei

massereichen Sterne zu weiteren Fusionsreaktionen (siehe Abbildung 4), welche einen

erheblichen Massenverlust eines Sterns zur Folge haben.18

17 Vgl. de Boer, 2014, S. 1


11

Wasserstoffbrennen

Heliumbrennen

Kohlenstoffbrennen

Neonbrennen

Sauerstoffbrennen

Siliciumbrennen

H (Wasserstoff), He (Helium), C (Kohlenstoff), O (Sauerstoff), Ne (Neon), Mg (Ma-

gnesium), Na (Natrium), S (Schwefel), P (Phosphor), Si (Silicium), Fe (Eisen)

Abbildung 4: Die Reihenfolge der verschiedenen Fusionsreaktionen eines Sterns (von

außen nach innen) (Salzmann, 2008, S. 6, eigene Ergänzungen)


4.2. Massenverlust von Sternen

Sterne haben unterschiedliche Massen. Bestimmte Arten von Störungen, wie zum Bei-

spiel Druckwellen, können diese Massenunterschiede bewirken19 . Man unterscheidet

zwischen massearmen und massereichen Sternen. Die Masse eines Sterns wird in Son-

nenmassen angegeben. Eine Sonnenmasse sind 1,989 · 1030 kg 20. Bei massearmen Ster-

nen hört die Fusion bereits bei 10 - 20 % verbrauchtem Wasserstoff auf, da der zur Gra-

vitation entgegenwirkende Druck vom Zentrum des Sterns zu gering ist. Der Stern kol-

labiert folglich nicht mehr. Bei Sternen, deren Masse weniger als 0,9 Sonnenmassen be-

trägt, hört die Entwicklung auf21. Es wird niemals zu einer weiteren Brennung, noch zu

der endgültigen Siliciumbrennung kommen. Der Stern stirbt (siehe dazu auch Kapi-

tel3.2). Das Endstadium der Siliciumbrennung können folglich nur die schwersten Ster-

ne erreichen, da diese unter ihrer eigenen Schwerkraft kollabieren, wodurch die Fusion

im Zentrum durch die nochmals erhöhte Geschwindigkeit so stark zunimmt, dass die je-

weils nächste Fusion stattfindet22.

Während das Wasserstoffbrennen eines massereichen Sterns von 10 Sonnenmassen ca.

10 Millionen Jahre dauert, dauert das Heliumbrennen nur ein Zehntel der Zeit. Für die

letzte Fusion benötigt ein Stern sogar nur wenige Stunden bis Tage. Die Fusionsreaktio-

nen laufen folglich immer schneller ab23.

Die bei den Fusionsprozessen entstehende Hitze führt dazu, dass die Außenhülle des

Sterns auseinander getrieben wird. Dadurch „bläht“ sich der Stern auf. Die Hülle des

Sterns ist dann nur noch schwach an den Kern gebunden. Sich „aufblähende“ Sterne be-

zeichnet man auch als rote Riesen24. Indem sich die Wasserstoff- und Heliumhülle von

dem Kern lösen, kommt es zu einem Massenverlust des Sterns.

Die Wasserstoff- und die Heliumhülle breitet sich dann als Planetarer Nebel im All aus.


20 Vgl. Bader, 2010, S. 428


22 Vgl. Blume, 2014, S. 101


24 Vgl. Blume, 2014, S. 101

12


4.3. Massendefekte von Sternen

Die Relativitätstheorie von Albert Einstein (aus dem Jahr 1905) führte zu dem Naturge-

setz der Äquivalenz von Masse und Energie: E=m⋅c2

Die Formel besagt, das sich Masse und Energie gegenseitig bedingen, bzw. das Masse

nichts anderes ist als Energie in einer anderen Erscheinungsform, da der dritte Faktor,

die Lichtgeschwindigkeit c, eine Konstante ist.

Diese Erkenntnis ist heute ein wichtiger Bestandteil der Theorie der Kernfusion und der

Energieerzeugung in Sternen25.

Bezieht man diese Formel auf die Vorgänge in den Sternen, so wird deutlich, dass durch

das Freisetzen von Sonnenenergie durch Wärme und Strahlung gleichzeitig eine Wech-

selwirkung mit der Masse des Sterns bestehen muss. Die Temperaturen im Zentrum ei-

nes Sterns sind so extrem hoch, dass die Kerne der Atome nicht nur miteinander ver-

schmelzen, sondern auch wechselwirken26. Dadurch wird Energie freigesetzt. Bei den

Fusionsreaktionen in unserer Sonne wird zunächst Wasserstoff (H) zu Helium (He) fu-

sioniert. Allerdings ist die Masse des He-Atoms etwas geringer als die Masse der benö-

tigten 4 H-Atome. Die Lichtgeschwindigkeit bezieht sich hier auf die Bewegungsener-

gie der Teilchen im Inneren des Sterns.

Dieser Massenunterschied führt wegen der Äquivalenz von Masse und Energie zu einer

Verwandlung von Masse in Energie. Der Massenunterschied wird durch Freisetzen von

Energie ausgeglichen27. Diesen Massendefekt kann man berechnen (siehe dazu Kapitel

4.5).

25 Vgl. de Boe r, 2014, S. 3


27 Vgl. Decker, 2009, S. 1

13

E = m c²

Energie Masse Lichtgeschwindigkeit

Abbildung 5: Äquivalenz von Masse und Energie (eigene Abbildung)


4.4. Die Fusionsreaktion von Sternen

Die Proton-Proton-Kette ist einer der wichtigsten Prozesse bei dem Fusionieren von

Wasserstoff zu Helium28 . In der oben gezeigten Abbildung (siehe Abbildung 6) ist gut zu

erkennen, dass bei diesem Prozess sechs Protonen, in vier Protonen und zwei Neutronen

„umgewandelt“ werden. Die Neutronen entstehen dadurch, dass bei dem Aufeinander-

treffen von zwei Protonen jeweils ein Positron und ein Neutrino abgespalten werden.

Neben den Neutronen entsteht zusätzlich Energie, welche durch Gammastrahlung frei-

gesetzt wird. Das Endprodukt der Proton-Proton-Kette ist Helium. Da das Endprodukt

Helium eine geringere Masse aufweist, als die in die Reaktion eingegangenen Wasser-

28 Vgl. de Boer, 2014, S. 2

14


stoffteilchen, wird Energie nach außen freigesetzt, welche nach der Gleichung E=m · c2

berechnet werden kann (siehe Kapitel4.5). Außerdem bleiben zwei „neue“ Protonen üb-

rig, wodurch der Prozess der Proton-Proton Kette erneut stattfinden kann.

4.5. Beispielberechnung eines Massendefektes

Mit Hilfe der Formel der Äquivalenz von Masse und Energie nach Albert Einstein kann

man die Leuchtkraft unserer Sonne und die dabei freigesetzte Energie sowie den Mas-

sendefekt berechnen. Die Leuchtkraft berechnet man über die allgemeine Formel:

Leuchtkraf t L=Solarkonstante S x Oberfläche A

Die Solarkonstante E0=1367W

m2beschreibt die Sonnenstrahlung auf einer Fläche von

1 m². Um die Gesamtstrahlungsleistung der Sonne zu ermitteln, denkt man sich eine ku-

gelförmige Hülle um die Sonne herum, deren Radius der Entfernung zwischen der Erde

und der Sonne entspricht . Diese Strecke s beträgt ungefähr 150 Mio. km29. Zur Berech-

nung der Oberfläche dieser gedachten Kugel, setzt man diese Zahl in die folgende For-

mel zur allgemeinen Berechnung der Oberfläche einer Kugel ein:

A=4⋅π⋅r2=4⋅π⋅(1,49 6⋅1011 m)2=2,81 2⋅1023 m2

Dieses Ergebnis wird in die Formel der Leuchtkraft eingesetzt:

L=S⋅A=1367W

m2⋅2,812⋅1023 m2=3,845⋅1026W

Mithilfe der Formel E=m⋅c2 können wir nun den Massendefekt berechnen:

m=E

c2=

3,845⋅1026 W

(3⋅108 ms)2

=4,3⋅109 kg

Nach der Einsteinschen Formel E=m⋅c2 verliert die Sonne demnach pro Sekunde

eine Masse von 4,3 109 kg, also ungefähr 4 Mio. Tonnen pro Sekunde.

4.6. Sterne als Geburtsstätte chemischer Elemente

Der größte Teil der Materie im Kosmos liegt in Form von Wasserstoff (75%) und Heli-

um (25%) vor.30 Im Periodensystem der Elemente (siehe Abbildung 7) sind aber viel

29 Vgl. Bader, 2010, S. 432

30 Vgl. Müller, 2011, S. 2

15


mehr Elemente vorhanden als nur Wasserstoff und Helium. Die beschriebenen Fusions-

prozesse (siehe Kapitel 4.1) innerhalb eines Sterns erklären die Entstehung der weiteren

Elemente C (Kohlenstoff), O (Sauerstoff), Ne (Neon), Mg (Magnesium), Na (Natrium),

S (Schwefel), P (Phosphor), Si (Silicium) und Fe (Eisen) (vgl. Kapitel 4.1). Da Eisen

das schwerste Element ist, was in Sternen entstehen kann (vgl. Kapitel 3.2), muss es

eine andere Quelle für die weiteren Elemente geben.

Abbildung 7: Periodensystem der Elemente (eigener Scan, Klett Verlag, 2008)

Elemente schwerer als Eisen entstehen, wenn sich weitere Neutronen und Protonen an-

lagern. Die dazu nötigen physikalischen Bedingungen entstehen zum Beispiel bei den

Supernova-Explosionen. Dort werden so hohe Energien frei, das schwerere Elemente

durch Stoßprozesse entstehen können. Durch Supernovae und Sternenwinde verteilen

sich diese Elemente schließlich im Universum, woraus dann schließlich Planeten wie

die Erde und letztendlich auch wir entstehen .31

31 Vgl. DLR, 2015, S. 3

16


5. Nachwort

Durch die intensive Beschäftigung mit dem Thema „Das Leben Sterne – Woher kom-

men die Elemente“ bin ich noch mehr von dem Phänomen Stern und der dahinter ste-

henden Physik fasziniert und beeindruckt. Mit dem, in meiner Jahresarbeit angeeigne-

ten, Hintergrundwissen über die hellen Sterne am Himmel, beobachte ich nun noch in-

tensiver die unterschiedlichen Sterne und denke darüber nach, in welchen Stadien sie

sich gerade befinden und wie lange sie wohl noch leben werden.

Während des Schreibens der Jahresarbeit fiel mir zunächst auf, dass dieses Thema sehr

breit gefächert ist und ich mich auf spezielle Aspekte vom Sternenleben konzentrieren

musste. Das Thema einzugrenzen und eine sinnvolle Gliederung zu finden, war für mich

nicht ganz einfach. Aus meiner Sicht habe ich die wichtigsten Details zu diesem Thema

mit eigenen Worten beschrieben und auch für den Laien verständlich dargestellt.

Da wir das Thema Kernfusion noch nicht im Unterricht behandelt haben, habe ich mir

das Thema zum größten Teil mit Hilfe von Internetquellen und unserem Physikbuch

selbst erarbeitet.

Abschließend möchte ich erwähnen, dass mir die intensive Auseinandersetzung mit die-

sem Thema sehr viel Spaß gemacht hat und ich viel Wissen daraus ziehen konnte.

Ich bin jetzt in der Lage zu verstehen, was hinter den „hellen Punkten“ am Himmel

steckt und kann meinem Patenkind stolz seine Fragen kindgerecht beantworten.

Neben den inhaltlichen Aspekten habe ich Erfahrungen sammeln können, wie man eine

wissenschaftliche Arbeit verfasst, aufbaut und sie am Computer umsetzt. Die vorgege-

ben Formalitäten habe ich dabei angewandt.

17


6. Fremdwortverzeichnis

Äquivalenz von Masse und Energie : Masse und Energie bedingen einander

diffundieren : in einen anderen Stoff eindringen

interstellar : zwischen den Sternen befindlich

kontrahieren : sich zusammenziehen

Neutrino : elektrisch neutrale Elementarteilchen mit

sehr geringer Masse

Photonen : das Elementarteilchen (Quant) des elektro-

magnetischen Feldes, (elektromagnetische

Strahlung besteht aus Photonen)

Planetarer Nebel : Gase, aus denen sich Gaswolken bilden kön-

nen, aus denen wiederum neue Sterne entste-

hen können

Positron : positives Elementarteilchen

Spektralklasse : Klassifizierung der Sterne nach dem Ausse-

hen ihres Lichtspektrums

thermischer Druck : der Druck, der auf Grund der Bewegung der

Teilchen entsteht

18


7. Quellenverzeichnis

Bücher:

Bader, Prof. Dr. Franz (2010), Physik Gymnasium Sek 2, Bildungshaus Schulbuchver-

lage, Braunschweig, S. 428/432/433/436

Zeitschriften:

Blume, Patrick (2014), Werden und vergehen im Kosmos, in: Die Milchstraße, in GEO

kompakt, Nr. 39, Gruner+Jahr, Hamburg, S. 98-104

Internetquellen:

de Boer, K.S. (2014), Physik des Monats Januar – Thema 2: Physik der Sterne, , aufge-

rufen am 22.03.2015

Decker, Dr. Johanna (2009), Kernfusion,

http://www.djds.de/projekte/einstein/kernfusion/, https://astro.uni-

bonn.de/~deboer/pdm/pdmastrostar.html aufgerufen am 17.03.2015

DLR Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (2015), Sind wir aus Sternenstaub ge-

macht, http://www.dlr.de/next/desktopdefault.aspx/tabid-6587/10808_read-24392/, auf-

gerufen am 09.04.2015

Lehwand, Mario (2015), Hertzsprung-Russell Diagramm

http://www.andromedagalaxie.de/html/sterne_hrd.htm, aufgerufen am 17.03.2015

Müller, Andreas (2011), Woher wir kommen, http://www.scilogs.de/einsteins-

kosmos/woher-wir-kommen/, aufgerufen am 10.04.2015

Müller, Andreas (2014), Lexikon der Astronomie - Roter Riese

http://www.spektrum.de/lexikon/astronomie/roter-riese/415, aufgerufen am 22.03.2015

19


NASA and The Hubble Heritage Team (AURA/STScI) (2003), Firestorm of Star Birth

in Galaxy M33, http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2003/30/image/a/,

aufgerufen am 22.03.2015

Salzmann, Wiebke (2008), Entstehung und Lebensweg von Sternen,

http://www.physik.wissenstexte.de/sterne.htm, aufgerufen am 21.03.2015

Westram, Heike (2015), STERNE - WIE VIEL STERN' AM HIMMEL STEHEN,

http://www.br-online.de/wissen-bildung/spacenight/sterngucker/deepsky/sterne.html,

aufgerufen am 22.03.15

Wikipedia (2015), Schematischer Ablauf der Proton-Proton-Reaktion, http://de.wikipe-

dia.org/wiki/Proton-Proton-Reaktion, aufgerufen am 22.03.2015

Abbildungsverzeichnis

Abbildung 1: Ein aktives Sternenentstehungsgebiet (NASA, 2003).................................4

Abbildung 2: Ausdehnung der Sonne als roter Riese (Müller, 2014, S. 2).......................6

Abbildung 3: Hertzsprung-Russell-Diagramm (Lehwand, 2015, S. 1).............................8

Abbildung 4: Die Reihenfolge der verschiedenen Fusionsreaktionen eines Sterns (von

außen nach innen) (Salzmann, 2008, S. 6, eigene Ergänzungen)..........................11

Abbildung 5: Äquivalenz von Masse und Energie (eigene Abbildung)..........................13

Abbildung 6: Proton-Proton-Kette (Wikipedia, 2015, ergänzt durch eigene Erläuterun-

gen).........................................................................................................................14

Abbildung 7: Periodensystem der Elemente (eigener Scan, Klett Verlag, 2008)............16

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