Dichte Kerne bei Massenreichen Sternen
Wenn man nun davon ausgeht, dass sich in den ganz heißen Zweitsternen
schon Kerne in der Dichte von Weißen Zwergen oder Pulsaren existieren,
dann müsste es hinweise geben, die diese Überlegung unterstützen.
Der Sonnenwind ist eine Erklärung. Es gibt aber noch eine andere.
Wenn man ganz heiße Doppelsterne beobachtet, findet man
viele B-Sternen die einen Partner als O-Sternen haben.
Es müsste nach den Gesetzen der Fusion so sein, dass der
massenreichere Partner, also der O-Stern, die Hauptreihe
zuerst verlässt. Je höher die Masse, umso schneller verläuft die Fusion.
Das wäre dieses Gesetz. Dies trifft aber dort nicht zu.
Es zeigt sich, dass der B-Stern bei geringerer Masse die Hauptreihe verlässt.
(14.36)
Das könnte man damit erklären, dass er mit der enormen Dichte
im Kern unter höherem Druck und höherer Temperatur fusioniert.
Der zweite Hinweis findet sich in der Bewegung der heißen Sterne
im HRD nachdem sie die Hauptreihe verlassen haben. Der Kern des Sterns
fällt zusammen und die Hülle dehnt sich aus. Das heißt,
der Stern wird kühler, aber dafür größer. So hält er seine Leuchtkraft,
aber er wandert im HRD auf die rechte Seite zu den kühlen Sternen.
Der Kern wird aber nur so lange kleiner und erhöht damit Druck
und Temperatur, bis das Helium zündet. Dann kommt er wieder
ins Gleichgewicht. Das wäre das Prinzip.
Die ganz heißen Zweitsterne im Doppelsternsystem haben entweder
schon einen Kern von der Dichte des Weißen Zwerges oder
gar eines Neutronensterns. Außerhalb dieses Kernkörpers
wären der Druck und die Temperatur schon viel höher.
Der Stern braucht nicht mehr so viel zusammenzufallen.
Er wandert daher nicht so weit durch das HRD.
Der Zweitstern mit dem Pulsaren würde den kürzesten Weg
durch das HRD wandern und der Stern mit dem Kern
des Weißen Zwerges wandert etwas weiter.
Grafik 44: Massenreiche Sterne oberhalb der Hauptreihe
(14.35)
Demnach müssten bei ganz heißen Sternen zwei Stufen
zu finden sein, und das ist tatsächlich der Fall.
