137 28Sternentwicklung E Aufgaben 4 Beteigeuze, der hellste Stern im Sternbild Orion, ist von uns etwa 6 · 102 Lj entfernt und besitzt eine Oberflächentemperatur von etwa 3 · 103 K. Durchmesser und Helligkeit sind zeitlich nicht konstant. Im Minimum hat Beteigeuze die scheinbare Helligkeit m = 0,3 und einen Winkeldurchmesser von 0,033''. a) Wodurch unterscheidet sich ein Riesenstern von einem Hauptreihenstern gleicher Spektralklasse? b) Berechnen Sie den Sternradius von Beteigeuze in Vielfachen des Sonnenradius sowie in AE. Bis in welche Planetenregion würden die äußeren Schichten des Sterns reichen, wenn er im Mittelpunkt unseres Sonnensystems stehen würde? (ca. 6,5 · 102 RSonne) c) Welche Leuchtkraft hat Beteigeuze im Minimum? (3 · 104 LSonne) d) Zeigen Sie, dass man nicht den Literaturwert von ungefähr 20 Sonnenmassen für die Masse des Beteigeuze aus der MasseLeuchtkraft-Beziehung erhält. Geben Sie dafür eine Begründung an. e) Bei welcher Wellenlänge ist die Strahlungsleistung von Beteigeuze am größten? Um welchen Spektralbereich handelt es sich? 28.6 Pulsationsveränderliche Ein Stern übersteht die relativ raschen und einschneidenden Änderungen in seinem Energiehaushalt, wie sie beim Übergang vom Hauptreihenzum Rote Riesen-Stadium vorliegen, nicht ohne „Gleichgewichtsstörungen“, wie z. B. eine periodische Expan sion und Kontraktion der Sternatmosphäre, verbunden mit einer periodischen Temperaturund Leuchtkraftänderung. Diese Pulsationsveränderlichen werden jeweils nach einem ihrer typischen Vertreter benannt und unterscheiden sich u. a. durch die Periode ihrer Helligkeitsänderung. Bei den δ -Cepheiden, benannt nach ihrem prominentesten Vertreter, dem Stern δ im Sternbild Kepheus, ändert sich die absolute Helligkeit im Bereich von M = –1,5 bis M = –5 und die Periode von 2 d bis 50 d (typisch sind 10 d). 28.7 Endzustände von Sternen Nach dem Rote-Riesen-Stadium hängt der weitere Weg eines Sterns wiederum in starkem Maße von seiner Masse ab. Diese muss allerdings nicht übereinstimmen mit der Masse, mit welcher der Stern auf der Hauptreihe angetreten war. Inzwischen kann er nämlich auf verschiedene Weisen Masse verloren haben. Darauf soll im Kap. 29 näher eingegangen werden. 28.7.1 Weiße Zwerge Ist die Restmasse eines Sterns (das ist die Masse, die nach dem Masseverlust übrig geblieben ist) kleiner als etwa 1,4 Sonnenmassen, so können nach dem Heliumbrennen keine weiteren Fusionsprozesse zünden. Der nach außen wirkende Gasdruck entfällt. Es setzt ein Gravitationskollaps ein, der erst bei steigender Dichte durch den Druck des sogenannten entarteten Elektronengases1 aufgehalten wird. Der Stern hat jetzt etwa die Größe der Erde, seine Dichte hat den enorm großen Wert von einigen hundert Kilogramm pro Kubikzentimeter bis zu einer Tonne pro Kubikzentimeter (normaler Pkw auf das Volumen von 1 cm3 zusammengedrückt!). Der Kern des Roten Riesen ist zum Weißen Zwerg geschrumpft. 1 Das lässt sich nur quantenmechanisch erklären, wo es sich als Folge aus dem Pauliprinzip ergibt. N u r zu P rü fz w e c k e E ig e n tu m d e s C .C . B u c h n e r V e rl a g s