Sternentwicklung - Hamburger Sternwarte
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Einführung in die Astronomie und Astrophysik II Teil 3 Jochen Liske Hamburger Sternwarte [email protected] Astronomische Nachricht der letzten Woche Astronomische Nachricht der letzten Woche Astronomische Nachricht der letzten Woche Astronomische Nachricht dieser Woche Credit: Borisova et al. (2016) Themen Sternentstehung Sternentwicklung Interstellare Materie Die Milchstraße Galaxien Galaxienhaufen Intergalaktische Materie Kosmologie Henyey-Track Hayashi-Track Willkommen auf der Hauptreihe Sterne: Hauptreihe Wasserstoffbrennen im Kern “Normalzustand” Längste Phase eines Sternenlebens Ist mehr oder weniger 1-dimensional Hinweis auf einfachen Zusammenhang zwischen M, R, L, Teff Nur 1 Parameter für Beschreibung nötig? Hauptreihe Kann die Hauptreihe im HRD anhand der Strukturgleichungen verstanden werden, d.h. können die beobachteten Skalierungsrelationen abgeleitet werden? Ansatz: Verwendung von Mittelwerten: r → R/2, Mr → M/2, Lr → L/2, ρ →⟨ρ⟩, P →⟨P⟩, T →⟨T⟩ und Ersetzen von Gradienten: dMr/dr → M/R, dLr/dr → L/R, dT/dr → <T>/R, ... und Verwendung von Potenzgesetzen: κ∝ρ Opazität P ∝ ρT ideales Gas ε ∝ ρTν Energieproduktion Hauptreihe Skalierungsrelationen aus Strukturgleichungen: Hauptreihe Typischer Bereich: ν ≈ 5 – 20 (ν − 1) / (ν + 3) = 0.5 – 0.83 Beispiel: ν = 13 (ν − 1) / (ν + 3) = 0.75 L ∝ M3, R ∝ M0.75, L ∝ R4, L ∝ T8 Hauptreihe Typischer Bereich: ν ≈ 5 – 20 (ν − 1) / (ν + 3) = 0.5 – 0.83 Beispiel: ν = 13 (ν − 1) / (ν + 3) = 0.75 L ∝ M3, R ∝ M0.75, L ∝ R4, L ∝ T8 Mit EN ∝ M t✳ ≈ EN / L ∝ M-2 Massereiche Sterne leben kürzer! L ∝ T8 Sternentwicklung: Zeitskalen Energiesatz des gesamten Sterns: Zeit bis Energiereservoir erschöpft ist: Danach: Abnahme der Leuchtkraft oder Erschließung eines neuen Energiereservoirs Ursache für die zeitliche Entwicklung von Sternen Sternentwicklung: Zeitskalen Nukleare Zeitskala tN 0.007 x 0.1 x Mʘ c2 / Lʘ 1010 yr 5 Für M = 30 Mʘ L = 10 Lʘ: tN 3 x 106 yr Kelvin-Helmholtz Zeitskala (Energiegewinnung aus Kontraktion) tKH Etherm / Lʘ = 1/2 Epot / Lʘ = 3/10 G Mʘ2 / Rʘ / Lʘ 107 yr Hydrostatische Zeitskala thyd R / csound = R / (P/)1/2 103 s tN >> tKH >> thyd Die meisten Sterne befinden sich auf der Hauptreihe Sternentwicklung: Übersicht Sternentwicklung: Übersicht im HRD Entwicklung auf der Hauptreihe Start: Alter-Null Hauptreihe Durch H He Brennen verringert sich die Teilchenzahl pro Masseneinheit im Kern mittlere Teilchenmasse steigt Druck sinkt Kontraktion Kerntemperatur steigt Energieerzeugungsrate steigt Leuchtkraft steigt Sonne heute 30% leuchtkräftiger als bei Geburt Steigende Temperatur in der Hülle Expansion Teff sinkt Post-Hauptreihenentwicklung Nachdem der H-Vorrat verbrannt ist, verlässt der Stern die Hauptreihe im HRD Die weitere Entwicklung hängt stark von der Masse des Sterns ab Post-Hauptreihenentwicklung 0.08 < M / Mʘ < 0.45 Die masseärmsten Sterne Voll konvektiv Verbrennen komplett zu He Danach keine weitere Kernfusion Auskühlung zu Weißen Zwergen Etwas massereichere Sterne Nicht voll konvektiv H-Schalenbrennen Kern kann aber He-Brennen nicht zünden Auskühlung zu Weißen Zwergen Die Post-Hauptreihenentwicklung dieser Sterne kann nicht beobachtet werden, weil tN > tUniversum Erst möglich für M > 0.85 Mʘ Post-Hauptreihenentwicklung M 1 Mʘ H-Brennen erlischt im Kern, nur noch Schalenbrennen Strahlungsdruck sinkt Kern kontrahiert mit Zeitskala tKH TKern steigt TSchale steigt Energieerzeugung in Schale steigt Energie geht in Expansion Schale und Hülle expandieren, L steigt nur leicht Teff sinkt Unterriese Post-Hauptreihenentwicklung M 1 Mʘ Elektronengas entartet bevor TKern ~108 K nötig für He-Brennen erreicht wird Entartungsdruck stoppt Kontraktion des Kerns Zunächst kein He-Brennen TSchale steigt stark Energieerzeugung in Schale steigt L steigt und Schale und Hülle expandieren Teff sinkt Roter Riese (1. Riesenast) Post-Hauptreihenentwicklung M 1 Mʘ Masse des He Kerns steigt durch Schalenbrennen He Brennen zündet bei MKern 0.45 Mʘ Kern expandiert aber nicht (entartet), erhöht nur TKern Energieerzeugungsrate steigt rasant TKern steigt weiter, etc. Helium Flash Entartung wird aufgehoben Expansion Rückkopplung endet Stabiles He-Brennen im Kern Horizontalast Post-Hauptreihenentwicklung M 1 Mʘ He-Brennen im Kern H-Brennen in Schale tN 108 yr Wenn He-Kern ausgebrannt: Kontraktion des Kern Hülle expandiert Asymptotischer Riesenast (2. Riesenast) C,O Kern He und H-Brennen in Schalen Wenn He-Schale erlischt: Thermally Pulsing AGB Post-Hauptreihenentwicklung M 1 Mʘ AGB-Sterne sind extrem stark ausgedehnt und kühl Hülle nicht mehr stark an Stern gebunden Massenverlust durch pulsierendes HeSchalenbrennen (t ~103 yr) Zentralstern + planetarischer Nebel Freilegung des Kerns R < 0.1 Rʘ , Teff > 105 K abgestoßene Hülle wird ionisiert und expandiert weiter (Lebensdauer ~ 105 Jahre) Post-Hauptreihenentwicklung M 1 Mʘ Nachdem H und HeSchalenbrennen erloschen ist keine weitere Energiequelle mehr Stern kontrahiert und kühlt ab (über sehr lange Zeitskalen) Weißer Zwerg Endstadium! Weiße Zwerge Endstadium von Sternen mit M < ~8 M⨀ Typischerweise C,O-Kern mit H,He-Hülle, aber auch He-WD MWD < MCh = 1.44 Mʘ, die meisten im Bereich 0.5 – 0.7 Mʘ Hohe Oberflächentemperatur, bis ~105 K Aber geringe Leuchtkraft Sehr kleiner Radius: für M 1M⨀, R 1 RErde ρ 106 g cm-3 Druck durch entartetes Elektronengas: nicht-relativistisch: P ∝ ρ5/3 relativistisch: P ∝ ρ4/3 Mit: ⟨ρ⟩ ∝ M / R3 und ⟨P⟩ ∝ M ρ / R R ∝ M−1/3 Radius nimmt mit zunehmender Masse ab! Sirius A und B Weiße Zwerge Entartung fußt in Pauli-Prinzip M größer WD kleiner Ort der Elektronen besser bekannt Impuls „unschärfer“ Elektronengas wird relativistisch Chandrasekhar-Grenze: M−R Relation divergiert: “Schallgeschwindigkeit” c Weiße Zwerge WD in Doppelsternsystem mit Massenübertragung: MWD MCh Kern erreicht T für C-Fusion Typ Ia Supernova = thermonukleare Explosion Weiße Zwerge WD in Doppelsternsystem mit Massenübertragung: MWD MCh Kern erreicht T für C-Fusion Typ Ia Supernova = thermonukleare Explosion SNIa Jede SNIa Explosion läuft sehr ähnlich identisch ab, weil die Ausgangslage immer die Gleiche ist Absolute Helligkeit einer SNIa korreliert mit der Breite ihrer Lichtkurve SNIa sind standardisierbar Exzellente Entfernungsmesser über kosmologische Distanzen Entdeckung der beschleunigten Ausdehnung des Universums SNIa Jede SNIa Explosion läuft sehr ähnlich identisch ab, weil die Ausgangslage immer die Gleiche ist Absolute Helligkeit einer SNIa korreliert mit der Breite ihrer Lichtkurve SNIa sind standardisierbar Exzellente Entfernungsmesser über kosmologische Distanzen Entdeckung der beschleunigten Ausdehnung des Universums SNIa Jede SNIa Explosion läuft sehr ähnlich identisch ab, weil die Ausgangslage immer die Gleiche ist Absolute Helligkeit einer SNIa korreliert mit der Breite ihrer Lichtkurve SNIa sind standardisierbar Exzellente Entfernungsmesser über kosmologische Distanzen Entdeckung der beschleunigten Ausdehnung des Universums Post-Hauptreihenentwicklung M > 2.5 Mʘ Durchlaufen zunächst ähnliche Entwicklung wie die Unterriesen, aber bei viel höheren Leuchtkräften: He-Kern kontrahiert, Zeitskala tKH TKern steigt TSchale steigt Energieerzeugung in Schale steigt Energie geht in Expansion Schale und Hülle expandieren, L steigt nur leicht Teff sinkt Überriese Post-Hauptreihenentwicklung M > 2.5 Mʘ Kern wird immer heißer, Außenschichten immer kühler Stern wird konvektiv Teff wird so niedrig, dass sich die Ionisationsstruktur und damit der Atmosphäre verändert mehr Strahlung kann entweichen L steigt, Teff sinkt weniger stark T für He-Zündung wird erreicht, ohne dass Kern entartet He-Brennen lässt Stern rückwärts laufen H brennt in Schale weiter Post-Hauptreihenentwicklung M > 2.5 Mʘ Je nach Masse wiederholt sich der Vorgang mehrmals bis zum Si-Brennen (tN ~Tage) Endstadien massereicher Sterne M > ~8 Mʘ Fe-Ni Kern wird durch Elektronenentartungsdruck gestützt Wenn MKern > MCh Kern-Kollaps SN Aus dem Kern ensteht ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch (ab ~20 Mʘ) Nachfolgende Materie “prallt ab” und wird zurückgeschleudert Supernova Klassifikation SN werden nach ihrem spektroskopischen Erscheinungsbild klassifiziert, nicht gemäß ihres physikalischen Ursprungs Neutronensterne Überbleibsel einer Kern-Kollaps SN Werden durch Neutronenentartungsdruck am weiteren Kollaps gehindert MNS 1.1 – 3 Mʘ (Tolman–Oppenheimer–Volkoff Grenze) R 10 km, gNS 1011 gErde Dichte wie Nukleus 5 x 1017 kg/m3 (1 TL NS = 900 Pyramiden) T 1011-12 106 K innerhalb weniger Jahre Pulsierende Radioemission Pulsar Schwarze Löcher Überbleibsel einer Kern-Kollaps SN, MStern > ~20 Mʘ Gravitation so stark, dass nichts jenseits von RSchwarzschild = 2 G M / c2 entkommen kann (vFlucht = c) Vergleich mit Beobachtungen Bisher: Sternentwicklung aus theoretischer Modellierung Komplexes Problem: Ergebnisse abhängig von Anfänglicher Elementhäufigkeit Zeitliche und räumliche Entwicklung von Konvektionszonen Rotation (Elementmischung) Massenverlust (Sternwinde) Darstellung der Ergebnisse im HRD Vergleich mit Beobachtungen Vergleich mit Beobachtungsdaten für einzelne Sterne nicht möglich, weil Zeitskalen zu lang Stattdessen: statische Aussagen anhand von Sternhaufen (bis zu 106 Sterne): Gleiche anfängliche Elementhäufigkeit der Sterne Gleiche Entfernung gleiches Entfernungsmodul m−M Gleiches Alter Vergleich mit Beobachtungen Sternhaufen Verteilung von Sternen unterschiedlicher Massen im Farben-Helligkeits-Diagramm zu einem Zeitpunkt Modellrechnungen unterschiedlicher Sternmassen liefern Isochronen = Linien gleichen Alters Vergleich liefert Alter des Haufens, Metallizität und erlaubt Aussage über die Qualität des Modells Vergleich mit Beobachtungen Äußeres Feld von Cen: 2 Hauptreihen King et al. (2012) Zusammenfassung
