Frage zu kleinen roten Zwergen

Hallo Astrotreffler,

eine Frage beschäftigt mich seit einigen Tagen:

Können die ganz kleinen roten Zwergsterne mit etwa 0,08 Sonnenmassen
eigentlich ihren ganzen Wasserstoffvorrat umsetzen,ihn (fast) komplett
fusionieren?Oder reicht der Druck der darüberliegenden Gasmasssen
nicht mehr aus,wenn die Brennzone sich nach außen verlagert,sobald
der Kern nur noch Helium enthält?

Wie lange kann so ein mickeriger kleiner Stern mit 0,08 M "brennen"?

Und kann er in seinem Kern eigentlich auch noch Helium fusionieren?
Wenn ich das recht sehe,sollten dafür Druck und Temperatur doch zu
niedrig sein[?]

Am Ende der Fusionsprozesse würde dann ein "untypischer weißer Zwerg
übrigbleiben,der in seinem Kern Helium besitzt und ich vermute,
daß er auch nur wenig Material über Sternwinde verlieren würde??

Vor einiger Zeit berichtete SUW (2/2002,S.18/19) darüber,
daß ein Doppelsternpaar mit 0,08 sowie 0,07 Sonnenmassen
um einen weiteren Stern läuft...

Vielen Dank für eure Antworten,

Karsten

Hallo Heiko,hallo André,

vielen Dank für eure Antworten!

ich habe leider keine Ahnung von Astrophysik,aber prinzipiell
Interesse an der Thematik.

Ich kenne bislang weder das Buch von Harald Lesch (Kosmologie für
Fußgänger hört sich gut an[:D]),noch das von I.S.Schklowski.

Aber der erwähnte Artikel in SuW hat mich wieder neugierig gemacht.
Ich habe das Buch Sterne und ihre Spektren von James
B.Kaler,erschienen im Spektrum Akademischer Verlag,1994.
Dort schreibt er auf Seite 130 zum Thema M-(Zwerg)-Sterne:

"Sie reichen von einem Maximalwert von 0.5 Sonnenmassen bis hinab zur
theoretischen Untergrenze von 0,08 M.
Wegen der geringen Masse sind druck und Temperatur im Kern relativ gering;das Wasserstoffbrennen läuft deshalb quasi auf Sparflamme.
Daraus resultiert wiederum die geringe Leuchtkraft.
Unterhalb der erwähnten Untergrenze ist der Kern zu kühl,um die Kernfusion anlaufen zu lassen.
Sie definiert deshalb das Ende der Hauptreihe.Unmittelbar an dieser Armutsgrenze liegt der erwähnte M8 Zwerg VB 10,der trotz seiner geringen Entfernung von 6 pc nur eine scheinbare Helligkeit von 17 mag aufweist."
...
"Die O-Sterne verglühen (astronomisch gesehen) in einem einzigen Augenblick,was ihre Seltenheit noch vergrößert.
Die massereichsten leben gerade eine Million Jahre.
Die M-Zwerge dagegen sind so sparsam,daß sie eine Million Jahre mal so lang-eine Billion oder 10 hoch 12 Jahre-leuchten können."

Dann schreibt er noch,daß etwa 90 % der Sterne unserer Galaxis in die M-Kategorie fallen und sie etwa die hälfte aller in Sternen gebundenenn Massen beinhalten.

Also habe ich gerade durchs wiedernachlesen eine Frage "wie lange brennen diese massearmen Sterne" beantwortet bekommen...
Das war mir längst entfallen.

Aber,ich weis immer noch nicht,ob das auch für diese erwähnten Sterne mit 0,08 bzw 0,07 M gilt?

Können sie in ihrem Kern Wasserstoffkerne zu ("richtigen 4He ")Heliumkernen fusionieren?

Und können sie auch dann noch Wasserstoff fusionieren,wenn im Kern nur noch Helium vorhanden ist und die "Brennzone" nach außen wandern muß?

Wegen der Zeitangabe für die Lebensdauer "eine Billion Jahre" von J.B.Kaler vermute ich,daß beide Fragen wohl mit "ja" beantwortet werden müssen...(?)

Es wurde in der SuW mal der Begriff "braune Zwerge" erwähnt.
Wenn ich das richtig verstanden habe,sollen das Sterne sein,die nur eine erste Fusion zustande bringen,von Wasserstoff zu schwerem Wasserstoff(?)
Das reicht aber wohl nur kurz und dann ist der Ofen aus.

Die Definition des Sterns soll wohl sein,daß dieser Fusionsreaktionen hat oder einmal hatte (z.B. ausglühende weiße Zwerge),im Gegensatz zu Planeten,die ebebn nie eine Fusion zustande bringen werden,weil die Masse dann noch geringer ist.

Einem Denkfehler von mir bin ich (wenn ich es richtig verstanden habe[:I]) auf die Spur gekommen:

Wenn der Kern nur noch Helium beinhaltet und da keine Fusion mehr stattfindet dann bleibt er trotzdem wohl sehr heiß,weil er sich unter seiner Schwerkraft zusammenzieht.
Dann kann an seiner Grenze immer noch der Wasserstoff fusionieren.
Aber wie weit geht das,kann diese Zone dann bis fast zur Oberfläche des Sterns vordringen?
Und damit (fast) den gesamten Wasserstoffvorrat aufbrauchen?

Tja,es bleiben doch noch einige Fragen offen:

-Kann so ein Stern Helium zu schweren Sternen fusionieren?

Also ich vermute fast daß er es nicht kann,weil die geringe Masse nicht die erheblich höheren Temperaturen für den Start dieser Fusion wohl nicht zustande bringt(?)

-Läuft in einem Stern der Masse 0,08M die Fusion bis zu 4He ?

-Ist es ein solch geringer Stern,der die erwähnten 1Billion Jahre erreicht,oder einer der doch etwas mehr Masse hat?!

Freue mich über jede weitere Antwort!
Haben wir hier keine Astrophysiker[:D][?]

Viele Grüße,

Karsten

p.s.:
Eine interessante Frage ergibt sich für mich noch:
So ein kleiner Stern bleibt in einem sehr sehr langen Zeitraum wohl stabil,ändert kaum seine Leuchtkraft.
Wenn er einen Planeten in der richtigen Entfernung hat,bei der die Einstrahlung gerade so hoch ist,daß sich ein angenehmes Klima entwickeln kann,könnte sich wegen der langen zur Verfügung stehenden Zeit doch mit einer guten Wahrscheinlichkeit leben entwickeln?!

Natürlich müßten schon schwere Elemente zur Verfügung stehen,also kein Stern der "ersten Generation".

Hallo André,

vielen Dank für deinen interessanten Beitrag zu den braunen Zwergen!
Ich habe ihn mit großem Interesse gelesen.

Also,ich muß noch einmal sagen,ich habe eigentlich keine Ahnung von
Astrophysik,hatte keinen Physik-Leistungskurs und rechnen kann ich
sowas schon gar nicht[B)].

In deinem Artikel schreibst du zur Energieerzeugung in braunen Zwergen:
<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">
Die Temperatur eines solchen Objektes liegt maximal bei 106 K und ab 14 Jupitermassen kann Deuteriumbrennen einsetzen: 2D + 1H #8594; 3He + #947; + 5.49 MeV Diese Energieerzeugung reicht jedoch nicht aus, um die Abstrahlung der B.Z. auszugleichen. Folglich kühlen sie infolge dieses Ungleichgewichtes über lange Zeiträume hinaus aus.<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">

Das ist für mich sehr interessant,muß ich doch gestehen,daß ich von der Fusionsreaktion in "normalen Sternen" nur weis,daß insgesamt 4 Wasserstoffkerne zu 1 Heliumkern fusionieren.
Aber nicht auf welchen Weg das geschieht?!Also über welche Zwischenstufen?
Kannst du mir das eventuell noch schreiben?

Aus der Reaktion in den braunen Zwergen geht für mich hervor:

Je zwei Wasserstoffkerne (Protonen) fusionieren zu 1 Deuteriumkern (2H),schwerer Wasserstoff.
Ich vermute,daß der dazu notwendige Druck und die Temperatur recht niedrig zu sein scheint,weil Deuterium ja dann im braunen Zwerg vorhanden ist,sich also dort gebildet haben muß.
Und mir fällt gerade ein,daß zu den zwei Protonen ja auch noch eine negative Ladung
(Elektron) dazukommen muß,damit es zum Kern aus 1 Proton und 1 Neutron kommt.

Dann braucht es wohl höhere Temperaturen um dieses Deuterium unter
Aufnahme eines Protons zu 3He werden zu lassen.

Es fehlt also noch 1 weiterer schwerer Kernbaustein,um zu 4He,dem normalen Helium zu kommen.
Also sollte noch ein Proton sowie wiederum ein Elektron dazukommen...

Ist das der Weg der in unserer Sonne abläuft?

Oder fusionieren dort zwei Deuteriumkerne zu einem 4He-Kern?

Das Buch von James B. Kaler ist im Original im Jahre 1989 erschienen,
ich weis nun nicht,ob es in allen Belangen noch auf dem aktuellen Stand ist.
Aber Kaler geht offensichtlich bei seiner Beschreibung der "Zwerge"
der Spektralklasse M davon aus,daß es zum rechten unteren Ende des Diagramms
noch kleine rote Zwergsterne sind,braune Zwerge erwähnt er da nicht?!

Mich würde nun interessieren wo die Massen-Untergrenze für Sterne liegt,
die die Fusion bis zum 4He schaffen.

Und dann vermute ich ganz stark,daß diese Sterne kein Heliumbrennen
mehr anwerfen können,weil sie nicht die notwendige "Betriebstemperatur"
dafür erreichen.

Die Frage,ob die kleinsten Sterne,die bis zum 4He fusionieren,einen Planeten
gravitativ an sich binden können,der in der Lage ist eine ordentliche
Athmosphäre
zu halten (also am besten eine Masse wie unsere Erde haben sollte[^])
finde ich recht spannend.
Der mickerige Stern würde wohl etwas "eiern",aber die Erdmasse ist doch nun auch nicht soo groß,der gemeinsame Schwerpunkt der Massen müßte doch noch innerhalb der kleinen Sonne liegen?

Viele Grüße,

Karsten

Hallo Heiko,

vielen Dank für deine Antwort,
leider weigert sich mein Computer das Dokument zu öffnen[:(!]
Er will das Programm,in dem der Artikel erstellt wurde...
Könntest du mir den Artikel von Harald Lesch vielleicht zumailen?

Viele Grüße,

Karsten

Hallo Heiko,

hüstel,tatsächlich ist es kein Dokument[:I]

Ich habe mir also den kostenlosen(?) RealPlayer heruntergeladen und mir die Alpha Centauri Sendung mit Harald Lesch angesehen.
Fand ich sehr interessant,danke für den Tip.

MfG,Karsten

Hallo Toni,

Redshift kenne ich nicht,aber "Sterne anzünden" klingt ja echt spannend[:D]

Bei Gelegenheit werde ich versuchen mir das mal anzusehen.

MfG,Karsten

Hallo André,

vielen Dank für deine ausführliche und informative Antwort[^]

Ich habe auch die Seiten im "Kaler" noch mal gelesen,er drückt sich was braune Zwerge betrifft ja sehr vorsichtig aus.Aber offensichtlich war da schon eine Diskussion in Gang gekommen...

Was mir nicht klar war geht aus deiner schönenn Darstellung hervor:
Die "überflüssige positive Ladung" im Kern nach "Verschmelzung" zweier Protonen wird durch die Abgabe eines Positrons beseitigt...

Dieses wird dann wohl schnell mit einem Elektron zusammenstoßen und die beiden löschen sich dann aus,wie ich es irgendwo mal gehört habe.

Das der Weg vom 3He zum 4He über die Wechselwirkung zweier 3He Kerne geht hätte ich mir nicht gedacht,ich vermutete,daß da noch ein Proton andockt...

Dann scheint für mich aus deinen Angaben hervorzugehen,daß wenn sich erst einmal Deuterium gebildet hat es praktisch sofort (5 Sekunden!) unter Aufnahme eines Protons zu 3He wird!

C-N-Zyklus:

Der sollte doch in den kleinen roten Zwergen keine Rolle spielen können,weil es im frühen Stadium der Sternbildung nur Wasserstoff und Helium gab und noch keine schweren Sterne ihre erbrüteten schweren Elemente ins interstellare Gas abgegeben hatten.

Eine Frage:Ist das ein echter Faktor in unserer Sonne?Die enthält ja wohl geringe Mengen von Kohlenstoff...

In der SuW 10/2003 gibt es auf Seite 12 einen Bericht über den neuentdeckten Zwergstern SO25300+165258 mit dem Spektraltyp M6,5 .Er soll etwa Jupitergroß sein.
Die Gegenüberstellung dieses Sterne und unserer Sonne illustriert eindrucksvoll,wie klein und auch wenig leuchtstark diese Objekte sind.Leider wird keine Angabe zur warscheinlichen Masse gemacht.

Wenn diese kleinen Objekte ihren geamten Wasserstoffvorrat in Helium (4He)umgesetzt haben,du gehst davon aus,daß sie wohl etwa 0,2 Sonnenmassen haben sollten,verbleibt ja ein Kern aus Helium,der sich unter seiner Schwerkraft kontrahiert und dabei aufheizt.
Aber er erreicht wegen seiner geringen Masse nicht die Temperaturen um Helium zu schwereren Elementen zu fusionieren und sollte also als langsam auskühlender weißer Zwerg,der dann immer kühler wird,enden...

Ich frage mich,ob so ein massearmer Stern eigentlich überhaupt Masse im Endstadium des Wasserstoffbrennens durch Sternwinde verliert,er wird sich ja wegen seiner geringen Leuchtkraft nicht so stark aufblähen wie etwa unsere Sonne.

Nur schade,daß das Equipment eines Sternfreundes nicht ausreicht mal einen Zwergstern mit eigenen Augen zu sehen...

Viele Grüße,

Karsten

Hallo André,

nochmal Danke für die weiteren Erläuterungen[:)].

Ich denke,so langsam sehe ich klarer was das Wesen der Zwergsterne betrifft.
Natürlich werde ich noch weitere Infos suchen,im Netz und auch in Büchern...

Viele Grüße,

Karsten