Physik Astrophysik – Sterne und Sternentwicklung
Karteikarten zum Thema „Naturwissenschaften“ · 15 Karten · von atrio. Beispiele: Welche sieben Spektralklassen gibt es von heiß nach kalt? · Was zeigt das He…
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15 KartenWelche sieben Spektralklassen gibt es von heiß nach kalt?
Rückseite
O, B, A, F, G, K, M – gemerkt mit 'Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss Me'. O-Sterne über 30.000 K, M-Sterne unter 3.500 K effektiver Temperatur.
Was zeigt das Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD)?
Rückseite
Leuchtkraft (oder absolute Helligkeit) über effektiver Temperatur (oder Spektralklasse). Hauptreihe, Riesen, Überriesen und Weiße Zwerge bilden charakteristische Bereiche.
Wodurch wird ein Stern auf der Hauptreihe stabilisiert?
Rückseite
Hydrostatisches Gleichgewicht: Strahlungsdruck nach außen gleicht Gravitation nach innen aus. Energiequelle ist Wasserstofffusion im Kern (pp-Kette oder CNO-Zyklus).
Welche Fusionsprozesse dominieren in Hauptreihensternen verschiedener Masse?
Rückseite
Sterne < 1,3 M☉: pp-Kette (Proton-Proton). Sterne > 1,3 M☉: CNO-Zyklus (Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff) – temperaturabhängig, effizienter bei höheren Kerntemperaturen.
Was passiert, wenn der Wasserstoff im Kern erschöpft ist?
Rückseite
Kern kollabiert, erwärmt sich; Wasserstoffbrennen wandert in Schale um den Kern. Äußere Hüllen dehnen sich aus – Stern wird Roter Riese (oder Roter Überriese bei hohen Massen).
Was ist das Triple-Alpha-Verfahren (3α-Prozess)?
Rückseite
Heliumfusion zu Kohlenstoff bei ~100 Mio. K: 3 Helium-4-Kerne → Kohlenstoff-12. Benötigt hohe Dichte, tritt in Roten Riesen (Helium-Flash) und massereichen Sternen (ruhig) auf.
Was besagt die Chandrasekhar-Grenze?
Rückseite
Maximale Masse eines Weißen Zwergs: ~1,44 Sonnenmassen. Darüber versagt Entartungsdruck der Elektronen → Kollaps zu Neutronenstern oder Typ-Ia-Supernova bei Massenakkretion.
Welche Endstadien erreichen Sterne in Abhängigkeit von ihrer Anfangsmasse?
Rückseite
< 8 M☉: Weißer Zwerg (C/O-Kern). 8–20 M☉: Neutronenstern (Kernkollaps-Supernova). > 20–25 M☉: Schwarzes Loch (Kernkollaps, evtl. gescheiterte Supernova).
Was unterscheidet Typ-Ia- von Kernkollaps-Supernovae (Typ II, Ib, Ic)?
Rückseite
Typ Ia: Thermonukleare Explosion eines Weißen Zwergs bei Erreichen der Chandrasekhar-Grenze (Standardkerze). Kernkollaps: Gravitativer Kollaps massereicher Sternkerne (> 8 M☉) mit Neutrino-Emission.
Was sind Population I und Population II Sterne?
Rückseite
Pop I: Jung, metallreich (Z ~ 0,02), in Spiralarmen, z. B. Sonne. Pop II: Alt, metallarm (Z < 0,001), in Halo/Kugelsternhaufen. Pop III: Hypothetische erste Sterne, metallfrei.
Wie lautet die Massen-Leuchtkraft-Beziehung für Hauptreihensterne?
Rückseite
L ∝ M^α mit α ≈ 3,5 für M > 0,5 M☉. Verdopplung der Masse erhöht Leuchtkraft ~11-fach. Lebensdauer τ ∝ M/L ∝ M^(-2,5) – massereiche Sterne leben kürzer.
Was ist ein Helium-Flash?
Rückseite
Plötzlicher Beginn der Heliumfusion in entartetem Kern eines Roten Riesen (< 2,3 M☉). Explosiv, aber Energie hebt Entartung auf – Stern wandert zum Horizontalen Ast (He-Kernbrennen).
Was versteht man unter dem Horizontalen Ast im HRD?
Rückseite
Stabile Phase des Helium-Kernbrennens (und Wasserstoff-Schalenbrennens) nach Helium-Flash bei massearmen Sternen. Leuchtkraft fast konstant, Temperatur variiert – 'Horizontaler Ast'.
Was passiert im Asymptotischen Riesenast (AGB)?
Rückseite
Doppelschalenbrennen: Helium- und Wasserstoffschale brennen abwechselnd (Thermalpulse). Starke Massenverluste durch Sternwind bilden Planetarischen Nebel; C/O-Kern bleibt als Weißer Zwerg zurück.
Wie entstehen Neutronensterne und welche Dichte erreichen sie?
Rückseite
Kernkollaps-Supernova: Eisenkern kollabiert, Protonen + Elektronen → Neutronen + Neutrinos. Dichte ~ 10^17 kg/m³ (Kernmaterie), Radius ~ 10–15 km bei 1,4–2 M☉. Pulsare = rotierende, magnetisierte Neutronensterne.