Rote Zwergsterne und Riesenphase
Was ist ein roter Zwergstern ?
Ein roter Zwergstern ist ein Stern mit einer Masse von 0,075 bis 0,4 oder 0,6 Sonnenmassen, wobei die beiden unterschiedlichen Werte für die Obergrenze durch das Fehlen einer genauen Definition für die maximal Masse eines roten Zwergs zustande kommen. Im Gegensatz dazu ist die Untergrenze genau festgelegt, da die Fusion von Wasserstoff zu Helium erst ab 0,075 Sonnenmassen möglich ist und er sonst ein brauner Zwerg wäre. Aber nicht nur in der Masse unterscheidet sich ein roter Zwerg von der Sonne, sondern auch in der Größe. So beträgt der Radius eines roten Zwergs nur 15% des Sonnenradius und ist mit einer Temperatur von 2500 bis 4000 Kelvin auch wesentlich kühler. Dieser Temperaturunterschied bedeutet, dass der rote Zwerg langwelligeres Licht als die Sonne ausstrahlt, welches vor allem im rötlichem und infrarotem Bereich liegt. Zudem bewirkt die kleine Oberfläche, dass der Stern nur sehr schwach leuchtet (Leuchtkraftklasse K und M, teilweise sogar L) und somit kein einziger roter Zwerg von der Erde aus mit bloßem Auge gesehen werden kann, obwohl 18 der 30 nächstgelegenen Sterne rote Zwerge sind. Tatsächlich sind die meisten Sterne rote Zwerge und vermutlich werden sie auch die letzten Sterne im Universum sein, da sie durch ihre geringe Masse eine extrem lange Lebensspanne von 10 Milliarden bis Billionen von Jahren haben und ständig neue am Entstehen sind. Beispiele für solche Sterne wären: Lacaille 8760, Lacaille 9352 und Lalande 21185
Aufbau eines roten Zwergsterns
Im Kern eines roten Zwergs wird durch die Proton-Proton-Reaktion Wasserstoff zu Helium fusioniert, dass bedeutet das zwei Protonen miteinander kollidieren und eines sich in ein Neutron umwandelt, wobei Energie in Form von Gammastrahlung frei wird. Da sich die Protonen bei höherer Temperatur schneller bewegen, kommt es auch öfters zu Kollisionen, was auch bedeutet, dass die Fusion schneller abläuft und der Stern kürzer lebt. Diese Proton-Neutron-Verbindung (Wasserstoff) kann sich durch das Neutron leichter mit einer andern Proton-Neuton-Verbindung zu Helium verbinden. Die freigewordene Energie wird nach außen transportiert, indem die innengelegenen Stellen des Sterns erwärmt werden und anschließend nach außen aufsteigen, wo sie wieder auskühlen und zurück ins Innere des Sterns gelangen. Auf diese Weise wird auch, dass Helium verteilt, wodurch es sich nicht wie bei anderen Sternen im Inneren ansetzt, und der Stern noch einmal länger lebt. Eine Folge dieser Konvektion ist, dass es oft zu Sonneneroptionen kommt und rote Zwerge somit praktisch keine habitable Zone haben.
Entwicklung von roten Zwergsternen
Am Ende der Wasserstofffusion beginnt der Strahlungsdruck des Sterns zu sinken, da weniger Protonen im Kern des Sterns unterwegs sind und auf andere Teilchen im Plasma treffen, was die Ursache für den Strahlungsdruck ist. Dadurch nimmt der Gravitationsdruck (Kraft mit der der Stern zusammengezogen wird) überhand und der rote Zwerg wird noch kleiner, was zur Folge hat das Druck und Temperatur im Kern des Sterns ansteigen. Die so entstandene höhere Dichte des Sterns und die Temperaturbediengte Veränderung im abgestrahlten Licht, welches zunehmend mehr in den weißen Bereich übergeht, lassen aus dem roten Zwergstern einen weißen Zwerg werden, wobei er auf Grund der geringen Masse die Riesenphase überspringt.
Quellen:
- https://de.wikipedia.org/wiki/Roter_Zwerg [30.4.2023]
- – Gerit Jeza 2023/05/07 08:35