V25Okt2005.tex - Hamburger Sternwarte
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Einführung in die Astronomie II 25. Oktober 2005 Günter Wiedemann [email protected] Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg 112 21029 Hamburg V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.1/49 Organisatorisches Lehrbücher Übungen Scheine Vorlesung in Bergedorf Klausuren SS05 Klausuren WS V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.2/49 Themen Sternentstehung, PreMS - Entwicklung, junge Haufen, PMS tracks PostMS-Entwicklung, pulsierende Sterne Teleskope, Instrumente Instrumente, Beobachtungen Übungsklausur ISM Aufbau der Milchstrasse Galaxien aktive Galaxien, Supercluster ART, Schwarze Löcher Kosmologie V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.3/49 Sternentstehung Sternentwicklung: ? Indizien V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.4/49 Sternentstehung Sternentwicklung: Sterne entstehen, “leben” und “sterben” Sonne besitzt riesigen, aber endlichen (Kern) Energievorrat → Sterne haben Anfang und Ende aber ein langes Leben (Vgl. Mensch) → Sternenleben kann nicht beobachtet werden physikalisches Verständnis notwendig (L, p, E, q ) statt 10 Mrd (?) Beobachtung eines Sterns: Beobachtung von Sternen in verschiedenen Lebensphasen V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.5/49 Sternentstehung Wo kommen die Sterne her, wie enstehen Sterne? Augustinus (4. Jh.): “Schöpfung aus dem Nichts” “Es besteht heute kein Zweifel mehr darüber, dass Sterne in Dunkelwolken entstehen”. Man kann ihre Geburt im infraroten(!) Licht und in Millimeter(!)-Wellen direkt beobachten.” Kant (1755): “Versuch von der Verfassung und dem mechanischen (kausal) Ursprunge des ganzen Weltgebäudes (Sonnensystem) nach Newtonischen Grundsätzen”. Dichtefluktuation im Gas + Schwerkraft + Rotation → Sternentstehung in Scheibe V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.6/49 Sternentstehung Laplace: Mathematisches Fundament, Drehimpulserhaltung bis heute : Addition von vielen Details Ende der Sternentstehung: Einsetzen der Kernfusion V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.7/49 Sternentstehung Interstellares Medium: Gas und Staub(?)partikel im interstellaren Raum → Beispiel: Orion Nebel → Wolken im interstellaren Raum V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.8/49 Dunkelnebel V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.9/49 Orion nebula V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.10/49 Sternentstehung : Physik interstellare Wolken zeigen sich als “Nebel” Emissionsnebel Emission Absorption Reflexion V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.11/49 Bildung v. Protosternen Protostern : Vorhauptreihenstern protostar: Erste Stufe eines Hauptreihensterns VOR Einsetzen des H-Brennens Bildung eines Protosterns setzt voraus: → Schwerkraft überwindet Druck kaltes Gas bevorzugt geeigneter Ort: Dunkelnebel → Barnard Objekte Bok Globule: kleine kugelförmige Dunkelnebel V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.12/49 Bok globules V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.13/49 Protosternentstehung Bok Globule sehen aus wie die inneren Kerne von Barnard-Objekten Dichte: 100-10000 Partikel/cm3 (viel für ISM) Temperaturen: 10 K Barnard Objekte: ∼ 1000 M , 10 pc Durchmesser Kosmische Elementhäufigkeit (74% H, 25% He, 1% andere) dichteste Teile können unter eigener Gravitation kollabieren. → und Protosterne bilden enthalten genug Masse f. Bildung mehrerer Protosterne V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.14/49 → stellar nurseries (Sternkinderstuben) Jeansmasse kugelförmige Wolke, Dichte ρ, gravitativ gebunden → kinetische Energie K , potentielle Energie (Grav.): U Virialtheorem gilt allgemein Virialtheorem für r −2 Gravitationsgesetz 2K + U = 0 Theoretische Mechanik Thermodynamik Kepler-Bahn mv 2 Mm =G 2 r r V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.15/49 Virialtheorem Virialtheorem 2K + U = 0 3 GM 2 U≈ 5 R ! 3 3 M K = N kT = kT 2 2 µmH → : Bei Kontraktion: 1/2 der freiwerdenden potentiellen Energie → T-erhöhung d. Sternmaterie 1/2 → Abstrahlung V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.16/49 Jeansmasse Bedingung für Kollaps: 2Ekin < Epot kT 3 − 1 MJ = 5.46( )2 ρ 2 µmu G für Kollaps nötige Masse M > MJ = 3.82 × 10 −9 1 T 3 ρ − M ( ) 2 ( ) 2 −3 µ kgm V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.17/49 Jeansmasse Diffuse Wolke wenige Moleküle (aber wichtig f. Diagnose, bei Radio- λ) H atomar, T = 50 K, n < 500 cm−3 → ρ = 8.4 × 10−22 gcm−3 MJ ≈ 1500 M ≈ 10× mehr als Masse in typ. Wolke → keine Sternbildung Gebilde mit Masse ∼ Sternhaufen möglich erst bei weiterer Verdichtung (z.B SN) → Sternbildung V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.18/49 Jeansmasse GMC Riesenmolekülwolke giant molecular cloud GMC M ≤ 105 M ∼ 4000 in Milchstraße ((?? Sterne im MS, ?? Sterne in GMC??) neben Kugelsternhaufen massereichste Objekte H2 , optisch H2 T = 150 K, n = 108 cm−3 MJ ≈ 17 M MJ << MGM C → Sternentstehung V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.19/49 Jeans Kollaps Auch aus Wolken mit 1000 M entstehen nur (wenige) Sterne mit 1 − 10 M Fraktionierung → Mehrfachbildung ineffiziente Sternbildung (Kuckuck) Kollaps ist kein einfacher Kollaps räumlich inhomogen dynamisch V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.20/49 Bildung von Protosternen Detaillierte Modellrechnungen sehr kompliziert (Hayashi) Prinzip: Anfang: Gasklumpen, ∼ 50 − 100AU Druck zu niedrig, um Gravitation auszugleichen → Kontraktion des Haufens Gravitationsenergie wird in thermische Energie umgewandelt → Gas erhitzt sich, beginnt zu glühen (keine Fusion) Energietransport nach außen hauptsächlich durch Konvektion (→ kompliziert) V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.21/49 Bildung von Protosternen Einige ∼ 1000Jahre nach Kollapsbeginn werden Temperaturen von 2000-3000 K erreicht bei immer noch großer Ausdehnung → hohe Leuchtkraft (Vgl. HR Stern) λ??? Beispiel: 1 M nach 1000 a Kontraktion → 20 R , 100 L keine Kernfusion, gesamte Leuchtkraft kommt aus freigesetzter potentieller Energie ! V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.22/49 Zeitskalen Helmholtz-Kelvin-Zeit = Zeitspanne, über die ein Stern seine Abstrahlung durch Gravitationsenergie decken kann tHK EG GM 2 ET ∼ ∼ ∼ L RL L wegen Virialsatz i.A. gilt tHK << tnuc ∼ ET L V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.23/49 Zeitskalen: Freifallzeit Freifallzeit Zeitspanne in der sich Stern im Kollaps befindet (Γ < 43 !) q 1 tf f ∼ Gρ Sonne: tf f ∼ 1hr, tf f << tHK : E → P, T , nicht in L großräumige Druckstörungen werden innerhalb tf f ausgeglichen → hydrostat. GG mit äußerst hoher Genauigkeit gegeben → Sonne über Mio.Jahre sehr stabil V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.24/49 Theorie Wenn tHK < tf f → kein hydrostatisches GG dynamische (zeitabhängige) Rechnungen aufwendig (AR) und schwierig V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.25/49 pre-MS tracks V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.26/49 Formation of Protostars Entwicklungsbahnen f. Vorhauptreihensterne Darstellung der Entwicklung als Bahn “track” im HRD → evolutionary track Protosterne können erst abkühlen, wenn sie Licht emittieren → Entwicklung beginnt rechts (niedrige T) im HRD die Sterne sind noch mitten im umgebenden Dunkelnebel → Beobachtungen sind jetzt schwierig → cocoon nebula: absorbiert Licht des protosterns im Optischen V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.27/49 Protostars in Omega V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.28/49 Entstehung von Protosternen Protosternbeobachtungen im IR: absorbiertes Licht heizt den Staub im Kokon-Nebel auf einige 100 K warmer Staub strahlt großflächig im IR! cocoon nebula im IR stärker transparent Vgl. sichtbare und IR Bilder (seit wann?) ! V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.29/49 Mass loss and gain Massenverlust und -zunahme Sternentstehung: nicht durch simple Kontraktion viel dichtes Material wird tatsächlich vom Protostern abgestoßen abgestoßenes Material kann Umgebung leerfegen → Protostern kann sichtbar werden (?)! 2003 ESO Beobachtungen V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.30/49 Protosterne, Nebel, Beobachtung V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.31/49 Protostars in Omega Cen V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.32/49 Protosternentstehung Wie gelangt ein Stern nach seiner Entstehung aus Verdichtungen des ISM in das (hydrostatische) Stadium eines (Vor-) Hauptreihensterns? Zeitskalen wichtig q 1 tf f ∼ Gρ tHK ∼ EG L ∼ GM 2 RL ∼ ET L deutliche Unterschiede in d. Entwicklung: massearme Sterne massereiche Sterne Drehimpulsverteilung bei Fragmentierung begünstigt Sternentstehung V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.33/49 Protosternentstehung am 23. Nov 2004 Einige 1000 Jahre nach Kollapsbeginn werden Oberflächentemperaturen von 2000 − 3000 K erreicht Immer noch großer Radius bewirkt hohe Leuchtkraft Beispiel: 1 M nach 1000 Jahren Kontraktion → 20 R , 100 L Dichte → ( 200AE )3 !) 20 R noch keine Kernfusion, Energie nur aus Kontraktion V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.34/49 Sphärischer Kollaps T = 10K , n = 105 cm−3 → M > 1 M instabil Radius dieser M Kugel : R = 104 AE ; tf f = 4 × 105 a zu Beginn: tHK < tf f → freigesetzte potentielle Energie wird schnell abgestrahlt erst nach ∼ tf f bildet sich Kerngebiet von ≤ 0.01 M Kollaps kommt zum Stillstand, wenn Absorption der Kern-IR Strahlung durch optisch dichten Staub einsetzt. aber dann... V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.35/49 Sphärischer Kollaps II Durch Aufprall der weiterhin von außen nachströmenden Materie wächst T > 2000K → H2 dissoziiert; H2 → 2H → Γ sinkt; n → 2n, aberρ = const.; P ∼ ρΓ sinkt → weiterer Kollaps kommt bei T ∼ 104 K, n ∼ 1021 − 1022 cm−3 zum Stillstand Kern von ≤ 10−3 M bildet sich restliche Materie des 1. Kerns fällt auf innerern → Protostern mit charakteristischer Struktur: V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.36/49 Sphärischer Kollaps III Die ausgedehnte, dünne äußere Hülle stürzt im ∼ freien Fall auf das dichte Kerngebiet (im hydrostat. GG (Masse Mc , RadiusRc wird von einer Stoßfront (!) an der Kernoberfläche abgebremst. freigesetzte kinetische Energie: dabei Ṁ = dM dt Ṁ GMc R : Einfallrate der Materie Ekin deckt fast gesamte Leuchtkraft des Protosterns danach: Mc wächst stetig, Ṁ nimmt ab stark unterschiedlicher Ablauf f. massearme bzw. massereiche Sterne: V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.37/49 Massearme Sterne M ≤ 3 M : gesamte Hülle fällt in kurzer Zeit auf den Kern z.B. bei 1 M : Nach ∼ 106 a fast gesamte Protosternmasse im Kern Ṁ sinkt, damit der Beitrag von Ekin zu L wenn klein gg. Kontraktionsenergie geworden: ’Vor-Hauptreihenstern’-Stadium erreicht, hydrostat. GG weitere Kontraktion bis Fusionstemperatur im Kern erreicht. V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.38/49 Massearme Sterne im frühen Entwicklungsstadium: Protosterne im Optischen nicht beobachtbar, aber IR und sub-mm später: Übergang zu dynamischer und hydrostat. Phase: auch im Opt. z.B. als T-Tauri Sterne langwellige Absorptions-Komponente : ’P-Cygni-Profil) → Materieeinfall im Spektrum direkt beobachtbar V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.39/49 Massereiche Sterne Im Gegensatz zu massearmen Sternen: tHK f. Kontraktion des hydrostatischen Kerns ist kürzer als die Einfallzeit der Hülle → H-Brennen setzt ein während noch Protosternmasse auf Kern fällt. Hydrostatische Vor-HR-Phase wird nicht durchlaufen H-Brennen bewirkt starken Anstieg v. L → Strahlungsdruck auf Staub Materieeinfall wird gestoppt und umgekehrt → Stern stößt gros̈en Teil der Materie wieder ab z.B.: aus 60 M Protostern wird HR-Stern mit 17 M V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.40/49 Junge massereiche Sterne: Beobachtung vor der HR nur als sehr leuchtkräftige IR-Quellen beobachtbar (Staubhüllen) charakteristische Temp.: 100 − 800K , L ∼ 103 − 10 − 6 L Spektralsignaturen breite ’features’ bei 3.1µm(H2 O − Eis); 9.7µm(Silikate) ’Becklin-Neugebauer’- Objekt V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.41/49 pre-MS tracks V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.42/49 Vorhauptreihensterne Darstellung der Entwicklung als Bahn “track” im HRD → evolutionary track → Entwicklung beginnt rechts (niedrige T) im HRD Kurzdurchlauf durch HRD V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.43/49 Protostern mit 1 M optisch sehr dichte Materie Energietransport durch Konvektion (statt λ) Objekt verkleinert sich bei T ≈ const. (Kollaps, kein GG, VS n.a. ) → L nimmt ab, Bahn verläuft nach unten im HRD gleichzeitig erhöht sich die innere Temperatur des Protosterns → Materie wird ionisiert → stärker transparent V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.44/49 1 M protostar Energietransport: innen (ionisierter Bereich) durch Strahlung außen (kühlere Bereiche): durch Konvektion Energietransport in dieser Phase insgesamt erleichtert → L und Oberflächen-T steigen nach einiger Zeit erreicht Zentraltemp. T > 106 K → Kernfusion setzt ein weitere Kontraktion wird durch E und T gestoppt. Stern erreicht hydrostatisches GG und Hauptreihe V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.45/49 Protostern mit > 4 M viel schnellere Kontraktion und T-Erhöhung H-Brennen beginnt früher L stabilisiert sich schnell, aber Stern schrumpft weiter bis zum endgültigen GG d.h. T steigt bei L =const. → horizontale Bahn im HRD Größere Masse bewirkt höheren Druck und höhere Temperatur im Kern → größerer T-Gradient als bei 1 M Stern V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.46/49 Protostern mit M > 4 M führt zu massereichem Stern mit innerer Konvektionszone Hülle mit geringer Dichte und optischer Tiefe → Energietransport in Randregionen durch Strahlung V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.47/49 < 0.8 M protostar Temperatur bleibt zu niedrig für vollständige Ionisation der Kernregion → Stern bleibt voll konvektiv bei zu geringer Masse (≈< 0.07 M ) → setzt wg. zu niedriger T. kein H-Brennen ein → Braune Zwerge zwischen Sternen und Planeten ← Entstehung? V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.48/49 Protostars Sterne erreichen schließlich die Hauptreihe verbringen den längsten Abschnitt ihrer Entwicklung auf HR massereiche Sterne sind viel leuchtstärker als massearme Sterne Protosterne mit > 100 M : extrem Interner Druck steigt bis >>Schwerkraft → äußere Hülle wird abgestoßen, Stern zerbricht V25Okt2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 24/10/2005 – 16:47 – p.49/49
