Warum werden Sterne zu roten Riesen?

(Dies ist etwas vereinfacht, aber ich hoffe, es bringt die Idee rüber.)

Die Reaktionen stoppen im Kern, weil ihm der Treibstoff ausgeht. Während der Hauptsequenz wird der Stern durch die Fusion von Wasserstoff zu Helium unterstützt. Irgendwann geht der Wasserstoff im Zentrum aus, sodass dort keine Wasserstofffusion mehr möglich ist.

Warum fängt es nicht sofort an, Helium zu Kohlenstoff zu verschmelzen? Das liegt daran, dass der Kern noch nicht heiß oder dicht genug ist. Unterschiedliche Reaktionen beruhen weitgehend auf dem Vorhandensein unterschiedlicher Resonanzzustände in den Kernen, und im Fall von Helium kann ein solcher Zustand nicht oft genug erreicht werden, bis die Kerntemperatur ungefähr erreicht ist$10^8$Kelvin.

Um so heiß zu werden, muss sich der Kern zusammenziehen und erwärmen. Das tut es schließlich (wenn der Stern massiv genug ist), aber es geschieht nicht sofort. Denken Sie daran, dass das Gas noch heiß ist und unter hohem Druck steht, den es auf sich und seine Umgebung ausübt.

In der Zwischenzeit ist der Stern am Rand des Kerns (teilweise aufgrund dieser Kontraktion) heiß genug, um Wasserstoff in Helium umzuwandeln, also tut er dies. Dies ist genau die nuklear brennende Hülle, die die innere Struktur eines Roten Riesen auszeichnet.

Also stell es dir vielleicht so vor. Stellen Sie sich einen Stern am Ende der Hauptsequenz vor. Wo ist es heiß genug, um Wasserstoff zu Helium zu verschmelzen? Überall bis zum Kernrand! Verschmelzt es im Kern? Nein, weil der Sprit leer ist. Wo wird es also verschmolzen? Am Rand des Kerns, den wir als Schale erkennen.

Das Schicksal eines Sterns hängt im Wesentlichen von seiner Masse ab. Alle seine Aktivitätsvielfalt hängt von seiner Masse ab. Wenn der Kern eines Sterns eine Masse hat, die unterhalb der Chandraseckhar-Grenze liegt ($M\sim1.4M_{sun}$), ist dann dazu bestimmt, als Weißer Zwerg (oder eigentlich am Ende als Schwarzer Zwerg) zu sterben. Die Zusammensetzung des Weißen Zwergs hängt auch von der ursprünglichen Masse des Sterns ab. Unterschiedliche Massen führen zu unterschiedlichen Zusammensetzungen. Genauer gesagt, je massereicher der Stern ist, desto schwerer sind die Elemente, aus denen das endgültige Objekt besteht. Dies liegt daran, dass mehr Masse mehr potenzielle Gravitationsenergie bedeutet

$dU = - \frac{GM(r)dm}{r}$

die wiederum in Wärme umgewandelt werden können.

Die Wasserstoff-Kernfusion beginnt für die Proton-Proton-Reaktion (das ist der dominierende Prozess für sonnenähnliche Sterne) bei ungefähr$10^7 K$. Dies ist der Wert, der es den Teilchen ermöglicht, ihre Coulomb-Barriere zu überwinden (dh zu verschmelzen ). Nach der Wasserstofffusion, wenn der größte Teil des Kerns aus Helium besteht, kann die Wasserstofffusion natürlich nicht mehr stattfinden. Der Kern beginnt zu kollabieren und erwärmt sich. Für einen sonnenähnlichen Stern gibt es genug Masse, um sich auf ein Niveau zu komprimieren, das den Kern ausreichend erhitzt, um das He-Brennen zu starten. Aber das ist alles. Wenn auch das Helium in Kohlenstoff umgewandelt wird, hat der Stern nicht genug Masse, um wieder auf ein Niveau zu komprimieren, das eine weitere Kernfusionsreaktion auslöst. Das ist der Grund, warum die nuklearen Kernreaktionen aufhören . Für die Frage der Granatenverbrennung ist es wichtig, zwei Dinge zu verstehen:$(1)$die Schalenstruktur eines Sterns ist nur eine Annäherung, und$(2)$In sonnenähnlichen Sternen gibt es einen Temperaturgradienten, das bedeutet, dass (neben der Korona) die Temperatur zunimmt, wenn man von außen zum Kern geht. Wenn nun der Kern komprimiert und so heiß wird, dass er Helium verbrennt, ist die Schale „außerhalb“ des Kerns (die sich in einem zwiebelartigen Schema innerhalb des Radius des vorherigen wasserstoffverbrennenden Kerns befand) immer noch heiß genug, um Wasserstoff zu verbrennen. Die Größe des heliumverbrennenden Kerns ist kleiner als die des wasserstoffverbrennenden Kerns (dies ist definitionsgemäß Kompression ). Die Hülle hat noch genug Wasserstoff, und zeitgenössische ist tief genug im Inneren des Sterns (dh hohe Temperatur), um eine Kernfusion von Wasserstoff zu ermöglichen. Wenn der Stern massereicher wäre, könnten mehr Dinge passieren, wie die Kernfusion schwererer Elemente und immer mehr brennende Hüllen.

Schauen Sie sich diese an: Ref 1 , Ref 2 .

Siehe auch 3 für einige Zahlen.

Für ein grundlegenderes Verständnis ist es hilfreich, sich die Schwierigkeiten beim Verschmelzen von He-4 zu C-12 vor Augen zu führen. Dies wird als Triple-Alpha-Prozess bezeichnet.

Wenn zwei He-4-Kerne (Alphateilchen) genügend Energie haben, um die Coulomb-Barriere zu überwinden und ihre Querschnitte auszurichten, entsteht Be-8. Der Be-8-Kern ist so instabil (weil es energetisch günstig ist, dass die betreffenden Nukleonen in zwei Alpha-Teilchen angeordnet sind), dass er eine Halbwertszeit von etwa 10^-17 Sekunden hat, was erstaunlich kurz ist. Um C-12 zu produzieren, müssen daher drei Alpha-Partikel fast augenblicklich zusammenkommen, zwei produzieren Be-8 und in dieser Halbwertszeit-Schwelle interagiert ein drittes.

Nehmen Sie sich einen Moment Zeit, um darüber nachzudenken, wie extrem die Bedingungen des Kerns sein müssen, damit die Wahrscheinlichkeit, dass drei Alpha-Partikel zusammenkommen und nahezu augenblicklich erfolgreich interagieren, und dass dies genügend oft geschieht, um die Energie zu erzeugen, die erforderlich ist, um den Kern aus der Entartung zu bringen . Die Heliumfusion benötigt etwa 100 Millionen K, um zu beginnen, im Gegensatz zu den 15 Millionen K des Sonnenkerns (der für etwa 99% der Reaktionen eine Proton-Proton-Kette durchläuft) zurzeit. Diese Temperatur wird sowohl durch den unglaublichen Druck des degenerierten Kerns als auch durch zusätzliche Energie bereitgestellt, die von der Hülle geliefert wird.

Die Schalenfusion beginnt vor dem Triple-Alpha-Prozess, denn wenn sich der Kern zusammenzieht und degeneriert, wird so viel Energie vom Kern abgestrahlt, dass er die unmittelbar umgebenden Schichten bis zu dem Punkt erhitzt, an dem er beginnen kann, H mit He zu verschmelzen. Tatsächlich ist es so heiß, dass die Schalenfusion durch den CNO-Zyklus erfolgt.

Die äußeren Schichten des Sterns dehnen sich schnell aus, da eine enorme Menge an Energie von dieser Hülle abgestrahlt wird, die bei einer Temperatur schmilzt, die viel heißer ist als der heutige Kern.

Ich denke, Sie sind wie ich und brauchen eher die Antwort eines Laien. Wenn Sie eine gute, leicht verständliche Erklärung dessen wünschen, was passiert, sehen Sie sich "Formation and Evolution of the Solar System" in Wikipedia an und klicken Sie dann auf 5.3 (Die Sonne und planetarische Umgebungen). Die Sonne wird sich tatsächlich zweimal ausdehnen: Einmal, wenn der Kern durch beschleunigte Wasserstofffusion so heiß wird (wenn der Kern der Sonne heißer wird, brennt der Wasserstoff schneller), dass der Wasserstoff in der Hülle um den Kern herum zu schmelzen beginnt (diese Wasserstofffusion in der Hülle ist was die äußeren Schichten auf etwa 1AU drückt). Dann nach etwa 2 Milliarden Jahren. Der Kern erreicht (aufgrund der erhöhten Heliummenge) eine kritische Dichte/Temperatur, bei der das Helium zu Kohlenstoff zu verschmelzen beginnt. An diesem Punkt gibt es einen Helium-„Blitz“ und die Sonne schrumpft wieder auf etwa das 11-fache ihrer ursprünglichen Größe zusammen. Das Helium im Kern verschmilzt für etwa 100 Millionen Jahre zu Kohlenstoff, bis dasselbe passiert (außer dass diesmal Wasserstoff und Helium in der Hülle um den Kern herum zu verschmelzen beginnen, wodurch sich die äußeren Schichten wieder ausdehnen. Es ist, nachdem das Helium begonnen hat, verwendet zu werden auf (oder "verschmutzt" mit Kohlenstoff genug, um den Fusionsprozess zu stoppen) und es gibt nicht genug Masse, um die Kohlenstofffusion zu starten, dass ein planetarischer Nebel ausgestoßen wird und der Stern zu "sterben" beginnt.

Ich empfehle Ihnen, diesen Artikel auf http://www.space.com/ zu lesen .

Zitat daraus:

Die meisten Sterne im Universum sind Hauptreihensterne – solche, die Wasserstoff durch Kernfusion in Helium umwandeln. Ein Hauptreihenstern kann eine Masse zwischen einem Drittel und dem Achtfachen der Sonne haben und schließlich den Wasserstoff in seinem Kern verbrennen. Im Laufe seines Lebens hat sich der äußere Druck der Fusion gegen den inneren Druck der Schwerkraft ausgeglichen. Sobald die Fusion aufhört, übernimmt die Schwerkraft die Führung und komprimiert den Stern kleiner und fester.

Die Temperaturen steigen mit der Kontraktion und erreichen schließlich Werte, bei denen Helium zu Kohlenstoff fusionieren kann. Abhängig von der Masse des Sterns kann die Heliumverbrennung allmählich erfolgen oder mit einem explosiven Blitz beginnen. Die durch die Heliumfusion erzeugte Energie bewirkt, dass sich der Stern auf ein Vielfaches seiner ursprünglichen Größe ausdehnt.

EDIT: Wikipedia bietet etwas mehr Einblick:

Wenn der Stern den Wasserstoffbrennstoff in seinem Kern erschöpft, können die Kernreaktionen nicht mehr fortgesetzt werden und der Kern beginnt sich aufgrund seiner eigenen Schwerkraft zusammenzuziehen. Dies bringt zusätzlichen Wasserstoff in eine Zone, in der die Temperatur und der Druck ausreichend sind, um zu bewirken, dass die Fusion in einer Hülle um den Kern herum wieder aufgenommen wird. Die höheren Temperaturen führen zu steigenden Reaktionsgeschwindigkeiten, die ausreichen, um die Leuchtkraft des Sterns um den Faktor 1.000–10.000 zu erhöhen. Die äußeren Schichten des Sterns dehnen sich dann stark aus, wodurch die Roter-Riesen-Phase des Lebens des Sterns beginnt.

Meine Frage ist: Warum hört die Fusion im Kern auf?! Es scheint mir, dass, wenn die Schwerkraft den Stern zermalmt, die Sternfusion im Kern selbst wieder aufflammen würde – nicht in einer Sphäre um den Kern herum. Warum bleibt der Sternkern „tot“, während seine „Hülle“ zu fusionieren beginnt???

Unsere Sonne befindet sich etwa in der Mitte ihrer „Hauptreihe“ oder der Phase der Wasserstoffverschmelzung. Die Fusion im Kern eines Sterns ist Teil seines dynamischen Gleichgewichts .

• Das Gravitationsfeld des Sterns (erzeugt durch seine Masse) neigt dazu, seine Masse zum Kern hin zu komprimieren. Je komprimierter die Materie, desto heißer wird sie.

• Die Freisetzung von Energie, die durch die Fusion von Elementen im Kern erzeugt wird, neigt dazu, Materie vom Kern weg zu dispergieren. Die Dispersion von Materie aus dem Kern neigt dazu, seine Temperatur zu verringern.

Die Größe eines Sterns ist dann zumindest teilweise auf das sich bildende dynamische Gleichgewicht zurückzuführen, bei dem die gravitativen Druckkräfte gleich den durch die Fusion erzeugten Expansionskräfte sind. Dies wird als hydrostatisches Gleichgewicht eines Sterns bezeichnet .

Die pro Masse freigesetzte Energiemenge nimmt ab, wenn schwerere Elemente fusionieren. Die meiste Energie wird beim Verschmelzen von Wasserstoff freigesetzt, weniger beim Verschmelzen von Helium und so weiter. Schließlich wird ein Punkt erreicht (Fusion von Eisen), an dem die zum Verschmelzen der Elemente benötigte Energiemenge größer ist als die durch die Fusionsreaktion freigesetzte Energie. Es wird angenommen, dass der Eisenkern solcher Sterne „nicht schmelzend“ ist, denn wenn der Kern auf eine Temperatur erhitzt würde, die die Eisenfusion ermöglicht, würde aus der Reaktion nicht genügend Energie freigesetzt, um die Temperatur aufrechtzuerhalten.

An diesem Punkt wird der Stern zunehmend unfähig, sein hydrostatisches Gleichgewicht aufrechtzuerhalten, selbst wenn seine Masse kondensiert. Was als nächstes passiert, hängt davon ab, wie massereich der Stern ist und ob sein Gravitationsfeld stark genug ist, um den Elektronenentartungsdruck seiner Masse zu überschreiten.