Die theoretische Modellierung eines Sterns
Teilnehmer/innen
Antje Karl, OSZ KIM
Alexandra Werner, OSZ KIM
Sven Lorenz, Andreas Oberschule
Enrico Berndt, Andreas Oberschule
Nam Phan Hoai, OSZ KIM
Daniel Schliebner, Andreas Oberschule
Henrik Petszulat, Andreas Oberschule
Gruppenleiter
Jens-Peter Kaufmann, TU Berlin
Die Gruppe beschäftigte sich mit Gleichgewichtszuständen kosmischer Systeme. Es wurde deutlich, dass in längerfristig stabilen Systemen immer ein dynamisches Gleichgewicht zwischen der Gravitation und Bewegungsgrößen besteht. Während die Gravitation als immer anziehende Kraft stets eine Annährung der Materie bewirkt, sucht die mit Impuls und kinetischer Energie behaftete Materie stets das Weite. Dies gilt in besonderem Maße auch für die elektromagnetische Strahlung, die nur in Bewegung – mit Lichtgeschwindigkeit – existiert. Als Beispiel für ein dynamisches System wurde ein Stern (wie die Sonne) betrachtet.
Zur Klärung der Begriffe Potentielle und Kinetische Energie, Entweichgeschwindigkeit, Kräfte- und Energiegleichgewicht, Drehimpulserhaltung wurde die Bewegung eines Planeten auf einer elliptischen bzw. Kreisbahn um die Sonne untersucht (Keplersche Gesetze). Im Stern, einer heißen Gaskugel, lassen sich verschiedene Gleichgewichte definieren:
- Das hydrostatische Gleichgewicht bedeutet das Gleichgewicht zwischen der durch die Masse des Sterns bewirkten Gravitationskraft (Schwerkraft) und den Druckkräften im Sternglas, in welchen die “Bewegungsgröße” als kinetische Energie der Atome auftritt, charakterisiert durch die Temperatur.
- Ein zweites Gleichgewicht, das man auch als Erhaltungssatz beschreiben kann, tritt zutage, wenn man die auffälligste Eigenschaft eines Sterns, nämlich dass er leuchtet, d.h. ständig Strahlungsenergie abgibt, näher betrachtet. Die Strahlung wird im Innern des Sterns produziert und muss nach außen gelangen und den Stern verlassen, damit dieser nicht aus dem (hydrostatischen) Gleichgewicht gerät. Die Energieerzeugungsrate muss also zu jeder Zeit gleich der abgestrahlten Energie sein.
Aus diesen Bedingungen ergeben sich Differentialgleichungen für Temperatur-, Druck- und Leuchtkraftverlauf vom Zentrum des Sterns bis zum Rand. Die Lösung dieses Systems von Differentialgleichungen erfordert noch weitere Kenntnis der Energieerzeugung und des Absorptions- und Emissionsverhaltens der Sternmaterie, die ebenfalls diskutiert wurden.
Einen ausführlichen Bericht finden Sie hier.
