Sterne - Entwicklung und Ende

Sterne - Entwicklung und Ende
André Kesser
5. Juli 2010
1 Entstehung von
Sternen
mit:
M : Masse der Gaswolke
kB : Boltzmann Konstante
T : Temperatur
mmol : mittlere molare Masse
ρ : Dichte des Gases
1.1 Vorraussetzungen für die
Bildung von Sternen
Das Jeans Kriterium folg aus dem Viralsatz (−Epot = 2 · Ekin ) und der kalorischen Zustandsgleichung eines idealen Gases (Ekin = 32 kB T mM
) durch Integration
mol
über den Energiegewinn.
Sterne entstehen aus interstellaren Gaswolken. Diese können aus Überresten von
früheren Sternen bestehen, oder direkt
nach dem Urknall entstanden sein. Sterne die aus von Vorgängersternen stammenden Gaswolken entstehen, nennt man Population II Sterne. Sie enthalten im Vergleich zu Population I Sternen, die aus
Gaswolken entstanden sind, die sich direkt
nach dem Urknall gebildet haben, mehr
schwerere Elemente. Das nach Sir James
Hopwood Jeans benannte Jeans Kriterium trifft eine Aussage darüber, wie groß
eine Masse in Abhängigkeit von der Temperatur und der Dichte sein muss, damit eine interstellare Gaswolke kollabieren kann.
Es gilt:
s
M>
5kB T
Gmmol
3 3
·
4πρ
Abbildung 1: Das etwa 7000 Lichtjahre
entfernte Sternentstehungsgebiet „Adlerne(1) bel“ (NGC 6611)
1
Besitzt die Gaswolke eine ausreichende
Größe und damit eine genügend große Masse, zieht sie sich aufgrund der Gravitation
zusammen. Da der Drehimpuls der Gaswolke erhalten bleiben muss, bildet sich
ein Ringsystem oder eine Akkretionsscheibe. Ein Ringsystem kann weiter fragmentieren und mehrere Sterne bilden. Man
spricht dann von einem Doppel- oder
Mehrsternsystem. Aus einer Akkretionsscheibe können sich, wie etwa in unserem
Sonnensystem, Planeten bilden. Der Drehimpuls ist dann in Form von Bahndrehimpuls im Doppel- bzw. Mehrfachsternsystem
oder den Planeten gespeichert. Beispielsweise tragen in unserem Sonnensystem Saturn und Jupiter zusammen 99% des Drehimpulses, aber die Sonne 99% der Masse.
Etwa 80% der beobachtbaren Sterne befinden sich in einem Doppel- oder Mehrfachsternsystem.
re Massen kollabieren schneller als kleine.
Die Zeit, die eine Gaswolke benötigt um
zu kollabieren wird „Helmholz-KelvinZeit“ genannt, sie beträgt 105 bis 108 Jahre.
Abbildung 3: HD216956, ein Akkretionsscheibe, aus dem sich ein Stern mit einem
Planetensystem bilden kann.
1.2 Energieproduktion in einem
Stern
Der Kollaps der Gaswolle kommt zum Halt,
wenn das Kerngebiet sich auf etwa 4000K
erwärmt hat. Durch das Pauli-Prinzip wird
der Kern dicht und der Kern wirkt als Stoßfront für die äußere, weiter einfallende Materie. Dadurch erhöhen sich sowohl Druck
als auch Temperatur. Ist beides genügend
hoch, kommt es zum Wasserstoffbrennen.
Solche so genannten Protosterne sind wegen der Staubhülle, die sie umgibt zunächst
nur im Infrarotbereich zu sehen. Abhängig von der Masse des Sterns kann dieser verschiedene Brennstufen durchlaufen. Dabei muss für jede höhere Brennstufe der Druck und die Temperatur im Kern
des Sterns zunehmen. Diese Zunahme kann
nur dadurch entstehen, dass äußere Schalen in den Kern stürzen. Sterne mit Massen
Abbildung 2: M57, ein Ringnebel, aus dem
sich ein Doppel- oder Mehrfachsternsystem
bilden kann.
Der Kollaps einer solchen Gaswolke ist
abhängig von ihrer Ursprungsgröße, größe-
2
bis etwa 8M können folgende Brennstufen 1.3 Herzsprung-Russeldurchlaufen:
Diagramm
1913 entwickelte Henry Norris Russell beruhend auf Arbeiten von Ejnar Herzsprung
aus dem Jahre 1905 das nach beiden benannte Herzsprung-Russell-Diagramm
(HRD).
• Wasserstoffbrennen
• Heliumbrennen
Da mit jeder höheren Brennstufe mehr
Energie erforderlich wird um die Coulombwälle bei der Kernfusion zu überwinden,
können nur genügend schwere Sterne auch
weitere Brennstufen durchlaufen:
• Kohlenstoffbrennen
• Neonbrennen
• Sauerstoffbrennen
Abbildung 4: Henry Norris Russell
• Siliziumbrennen
Russell klassifizierte die Sterne nach ihrer
Leuchtkraft und Temperatur. Dabei entsteDie Asche einer Brennstufe ist dabei gleich- hen vier Gruppen. Zum einen ergibt sich
zeitig der Ausgangsstoff der nächsten Stu- die Hauptreihe (Main Sequence), auf der
fe. Dabei ist das Wasserstoffbrennen die am sich etwa 70% der Sterne befinden.
längsten dauernde Brennstufe, alle höheren Stufen laufen zunehmend schneller ab.
Tabelle (1.2) zeigt den zeitlichen Verlauf,
sowie die nötige Temperatur der einzelnen
Brennstufen eines Sternes mit M = 25M :
Brennphase
H-Brennen
He-Brennen
C-Brennen
Ne-Brennen
O-Brennen
Si-Brennen
Temp. in K
6 · 107
2, 3 · 108
9, 3 · 108
1, 7 · 109
2, 3 · 109
4, 1 · 109
Dauer
7 · 106 J
5 · 105 J
600 J
1J
1
J
2
1d
Tabelle 1: Zeitlicher Ablauf und benötigte
Temperatur der Brennstufen eines Sterns Abbildung 5: Herzsprung Russell Diamit M = 25M .
gramm
3
dass dieser durch das Pauli-Prinzip dicht
wird, wirkt er als Stoßfront. Die reflektierte Stoßwelle bläht die äußeren Schalen
auf einhundert Sonnenradien auf. Die Temperatur der ausgedehnten Schalen nimmt
ab, die Leuchtkraft der Sonne bleibt hingegen durch die größere Oberfläche etwa
konstant. Die Sonne ist zum Roten Riesen
geworden. Durch den zunehmenden Druck
beginnt in den Schalen der Sonne ebenfalls
eine Wasserstoffbrennphase. Befindet sich
eine genügende Menge an Helium im Kern
(etwa 0, 45M ), kommt es zum Heliumflash. Dabei zündet explosionsartig die Heliumbrennphase und bläht die Sonne zu einem Überriesen mit 140R auf. Stabilisiert sich das Heliumbrennen, wird die Sonne zum Gelben Riesen. Am Ende des Heliumbrennens wird die Sonne ihre Hülle abstoßen. Die zunächst noch sichtbare Hülle kühlt ab, weshalb die Temperatur sinkt.
Wird der übrig gebliebene Kern sichtbar,
ist die Sonne zu einem Weißen Zwerg geworden, der nur noch Restwärme abstrahlt.
Sterne beginnen ihr Leben am unteren
Ende der Hauptreihe als rote Zwerge und
wandern während der Phase des Wasserstoffbrennens auf der Hauptreihe weiter
nach oben. Rechts oberhalb der Hauptreihe befinden sich die so genannten Riesensterne (Giants). Diese Sterne befinden sich am Ende der Wasserstoffbrennphase im Übergang zum Heliumbrennen. Bei
noch größeren Leuchtkräften befinden sich
Überriesen (Supergiants). Dabei handelt
es sich um Sterne bei denen die das Heliumbrennen schlagartig begonnen hat. Bei
niedrigen Leuchtkräften aber hohen Temperaturen befinden sich die Weißen Zwerge (White Dwarts). Weiße Zwerge sind
Überreste erloschener Sterne.
Zeit
Phase
~9 Mrd J
Hauptreihe
Sonne 4,5 Mrd J (jetzt)
~10 000 J
Planet. Nebel
Weißer Zwerg
12,2 Mrd J
12,3305 Mrd J
13,3306 Mrd J
12,3 Mrd J
Kern Schrumpft
104
Leuchtkraft Sonne = 1
~1 Mrd J ~100 Mill J
Roter Riese Gelber Riese
Abstoßen
der Hülle
Planetrarischer Nebel
Roter
Überriese
103
102
10
Kern kühlt
aus
Roter
Riese
Weißer Zwerg
Hauptreihe
1
2 Ende von Sternen
0,1
0,01
100 000
20 000
10 000
5000
Temperatur K
Es gibt drei verschiedene Möglichkeiten, wie ein Stern sein Leben beenden kann. Sterne mit einer Masse bis
1, 44M , der Chandrasekhar-Grenze,
enden als Weißer Zwerg, Sterne mit
bis zu 3M , der Tolman-OppenheimerVolkoff-Grenze, enden als Neutronenstern. Schwere Sterne werden zu Schwarzen Löchern.
3000
Abbildung 6: Wanderung der Sonne im
Herzsprung-Russell-Diagramm
Abbildung Nr. (6) zeigt beispielhaft die
Wanderung der Sonne auf dem HerzsprungRussell-Diagramm. Während er Wasserstoffbrennphase, die bei der Sonne etwa 109
Jahre dauert, wandert sie auf der Hauptreihe. Ist der Wasserstoffvorrat des Kerns aufgebraucht, fehlt der Gegendruck zum Gravitationsdruck. Dadurch beginnt die Schale
in den Kern zu stürzen und erhöht damit
Druck und Temperatur im Kern. Dadurch
2.1 Weiße Zwerge
Weiße Zwerge sind die Kerne leichter Sterne, die ihr Hülle bereits durch eine Supernova abgestoßen haben. Sie besitzen keine eigene Energieproduktion mehr, sondern
4
strahlen nur noch Restwärme ab. Sie haben Temperaturen von 104 bis 105 K. Dem
Gravitationsdruck wird durch den Entartungsdruck der Elektronen standgehalten.
Dadurch besitzt der Weiße Zerg eine hohe Dichte. Etwa die Masse der Sonne ist
auf des Volumen der Erde komprimiert. Dadurch herrscht an der Oberfläche eines Weißen Zwerges eine im Vergeich zur Erde etwa
300000 mal größere Fallbeschleunigung.
Dem Gravitationsdruck hält nun der Entartungsdruck der Neutronen stand. Entsprechend steigt steigt auch die Fallbeschleunigung an und erreicht Werte, die 2 · 1011 mal
so groß wie die Fallbeschleunigung auf der
Erde. Aufgrund der Drehimpulserhaltung
weisen Neutronensterne eine hohe Drehfrequenz auf, es wurden Drehfrequenzen bis zu
716Hz gemessen. Neutronensterne weisen
ebenfalls ein hohes Magnetfeld bis zu 108 T
auf, steht dieses nicht parallel zu Drehachse, spricht man von einem Pulsar. Die Hülle des Neutronensterns besteht aus Eisenkernen und freien Elektronen. Durch die
Rotation kommt es zu einer Hallspannung
im Bereich von 1018 V .
2.3 Schwarzes Loch
Bei Schwarzen Löchern wird der Entartungsdruck der Neutonen überwunden
und das Volumen des Sterns praktisch auf
Null reduziert. Durch die starke Gravitation wird die Raumzeit bis zur Singularität gekrümmt. Schwarze Löcher sind nicht
sichtbar, können aber durch Materiejets,
Abbildung 7: Weißer Zwerg: Sirius B, die senkrecht zur Akkretionsscheibe austreBegleiter des Sirius im Sternbild „Großer ten detektiert werden.
Hund“
Weiße Zwerge besitzen eine Hülle aus
Wasserstoff und Helium sowie meist einen
Kern aus Sauerstoff und Kohlenstoff.
2.2 Neutronenstern
Bei Neutronensternen wird der Entartungsdruck der Elektronen durch die Gravitation überwunden. Die Elektronen werden dadurch in die Protonen gedrückt und
wandeln sich mit diesen zu Neutronen und Abbildung 8: Prinzipdarstellung eines
Neutrinos um:
Schwarzen Lochs, das einen Stern verschlingt
p + e− → n + νe
(2)
5
2.4 Supernovae
Es gibt grundsätzlich zwei verschiedene Supernovaetype, die KernkollapsSupernovae und die DoppelsternSupernovae.
Abbildung 10: Supernova aus dem Jahr
1987
Bei einer Doppelstern-Spernovae
saugt ein Weißer Zwerg in einem Doppelsternsystem einem benachbarten Roten Riesen Materie ab und wächst bis zur
Chandrasekhar-Grenze an. Die anschließende Supernova dient als Standardkerze
zur Entfernungsmessung. Der Begleitstern
wird zum Fluchtstern (Runaway Star).
Abbildung 9: Supernova aus dem Jahr
1054
Bei der Kernkollaps-Supernovae werden
die Schalen des Stern am Ende des Sternlebens in den interstellaren Raum geschleudert. Dies geschieht dadurch, dass die Hülle zunächst auf den Kern zufällt, da die
Energie fehlt, der Gravitation stand zu halten. Wird der Kern durch das Pauli-Prinzip
dicht, wirkt er als Stoßfront, an der die
Stoßwelle reflektiert wird. Bei dieser Explosion können Bedingungen herrschen, die
für die Bildung von Elementen schwerer
als Eisen Voraussetzung sind. Die abgesprengte Gashülle erreicht Geschwindigkeiten bis 106 km
. Fast die gesamte Energie Abbildung 11: Prinzipdarstellung einer
h
(99%) wird in Form von Neutrinos abge- Doppelsternsupernova
geben.
6
3 Nachweis von Neutrinos
aus Supernovae
aus 5160 lichtempfindlichen Sensoren an 86
Strängen, die in das Eis der Antarktik eingelassen sind. IceCube ist zum Nachweis
Um rechtzeitig vor Supernovae war- von Neutrinos genbaut. Hochenergetische
nen zu können besteht das Supernova- Neutrinos können durch die Reaktion von
Frühwarnungssystem (SNEW), ihm ange- Myon-Neutrinos detektiert werden:
schlossen sind die Detektoren:
νµ + N → X + µ
(3)
• SNO (Kanada)
Das dabei entstehende Tscherenkow-Licht
kann im hochreinen Eis detektiert werden
und lässt damit die Berechnung der Flugbahn des Neutrinos zu.
• Super-Kamikande (Japan)
• LVD (Italien)
• IceCube (Antarktis)
3.1 IceCube
Abbildung 13: Errechnete Flugbahn von
Neutrinos, Daten vom 4. Juni 2010
Niederenergetische
Neutrinos
aus
Supernova-Ereignissen können ebenfalls
detektiert werden, dazu nutzt man die Reaktion mit Protonen:
ν̄e + p → n + e+
(4)
Abbildung 12: Schematischer Aufbau des
IceCube Detektors
Abbildung Nr (14) zeigt ein detektiertes
Supanovaereignis. Gut zu erkennen ist der
Der Detektor IceCube, an dem auch plötzliche Anstieg der Detektionen und die
die Universität Mainz beteiligt ist und der innerhalb von etwa 10 Sekunden abklingen2011 fertig gestellt werden soll, besteht de Zahl der Neutrinos.
7
sechs Stunden vor sichtbarem Licht die Erde erreichen.
48000
DOM Hits ( 20ms binning)
46000
No Oscillation
Scenario A (NH)
Scenario B (IH)
44000
4 Quellen
42000
40000
• Buch Oberhummer „Kerne und Sterne“ Johann Ambrosius
38000
36000
• Barth
34000
32000
• http://icecube.wisc.edu/
30000
0
0.5
1
1.5
2
Time Post-Bounce [s]
2.5
• http://www.hubblesite.org
3
• http://www.astronomia.de
Abbildung 14: Detektiertes SupernovaEreigniss
• http://www.ogonek.net
• http://www.wikipedia.org
Mit Hilfe der in Detektoren beobachteten Ereignisse können Astronomen frühgewarnt werden, da Neutrinos aufgrund der
geringen Wechselwirkung mit Materie etwa
• http://www.Uni-Bonn.de
• http://www.nasa.gov
8