Astronomie - PD Dr. Thorsten Nagel
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Astronomie Kursjahr2016/17 LeibnizKollegTübingen PDDr.ThorstenNagel Kapitel3 Sternentwicklung–VomLeben undSterbenderSterne Übersicht • HertzsprungRusselDiagramm • Sternentstehung – Molekülwolke,Jeanskriterium,Protostern,HH Objekte,SimulaQon,Beispiele • Hauptreihenphase – zentralesHBrennen,ppundCNO,Nukleosynthese, Zeitdauer,massenabhängigkeit • RoteRiesenPhase – RGB,AGB,thermischePulse,Nukleosynthese • Endstadien:WD,NSoderBH – ExtremePhysik,Nukleosynthese Sternspektroskopie • 1802:WilliamHydeWollastonbeobachtetzum erstenMalSpektrallinienimSonnenspektrum • 1814-1823:Josephv.Fraunhoferbeobachtet ebenfallsSpektrallinienimSonnenspektrum (”FraunhoferLinien“) wikipedia Sternspektroskopie • 1802:WilliamHydeWollastonbeobachtetzum erstenMalSpektrallinienimSonnenspektrum • 1814-1823:Josephv.Fraunhoferbeobachtet ebenfallsSpektrallinienimSonnenspektrum (”FraunhoferLinien“) wikipedia Sternspektroskopie • 1802:WilliamHydeWollastonbeobachtetzum erstenMalSpektrallinienimSonnenspektrum • 1814-1823:Josephv.Fraunhoferbeobachtet ebenfallsSpektrallinienimSonnenspektrum (”FraunhoferLinien“) • Katalogisiertmehrals500AbsorpQonslinien systemaQsch,bezeichnetsiemitBuchstabenvonrot nachblau Sternspektroskopie • untersuchtaußerdemmitHilfeeinesObjekQvprismenspektroskopesdieSpektrenvonVenusund einigenSternen(z.B.Sirius,Pollux,Beteigeuze) • erkennt:unterschiedlicheSternekönnen unterschiedlicheSpektrenhaben Sternspektroskopie • 1823,SirJohnFrederickWilliamHerschel: SpektrallinienkönnenInformaQonenüberdie ZusammensetzungstellarerMaterieliefern Sternspektroskopie • 1860,GustavRobertKirchhoffundRobertWilhelm Bunsen:AbsorpQonslinieninSternspektrensinddas GegenteilderEmissionslinienderselbenElementein Laborexperimenten(Flammen) • StärkederAbsorpQonslinieistein MaßfürdieHäufigkeitdesElements Sternspektroskopie • 1860er:SpektralklassifikaQonnachPaterSecchi wikipedia Sternspektroskopie • 1860er:SpektralklassifikaQonnachPaterSecchi – I:StarkeWasserstofflinien;blau-weißeSterne(z.B. Sirius,Wega) – II:Metalllinien;gelb-orangeSterne(z.B.Sonne) – III:Banden(Titanoxid),zublauhinstärker werdend;orange-roteSterne(z.B.Beteigeuze) – IV:Banden(Kohlenstoff),zurothinstärker werdend;QefroteSterne,dunklerals5.Größe – V:EmissionslinienimSpektrum Sternspektroskopie Sternspektroskopie • Ende19.Jhd.,EdwardPickeringundsein ”Harem“(WilliaminaFleming,AntoniaMauri,Annie Cannonund12weitereFrauen):umfangreiche SpektralklassifikaQonderSterne • photographischeSpektrogramme,gewonnenmit ObjekQvprismen • ersteSpektralkatalogevon WilliaminaFleming(1890, Harvardannals,Band27), BuchstabenA-Qinalphabet. Reihenfolge Sternspektroskopie • AnnieCannonklassifiziert225300Spektrogramme (Henry-Draper-Katalog,1918-1924,Harvardannals, Band91-99),FeinunterteilungderHarvardsequenz • UmsorQerenderSpektralsequenz: OBAFGKM • morphologischeUnterteilung anhanddesAussehensder Spektrallinien Sternspektroskopie • 1925,CeciliaPayne:Saha-GesetzerklärtdieVariaQon derstellarenLinienstärken Sternspektroskopie • 1925,CeciliaPayne:Saha-GesetzerklärtdieVariaQon derstellarenLinienstärken • HarvardSpektralsequenzisteinMaßfürdie Temperatur.AlleSternehabenungefährdieselbe chemischeZusammensetzung. • SpektralsequenzOBAFGKM(RN):sinkender Temperaturverlauf Sternspektroskopie Spektralklassen NOAO/AURA/NSF Hertzsprung-RusselDiagramm • 1908/1913,EjnarHertzsprungundHenryNorris Russell:erstellenunabhängigvoneinanderein Diagramm,dasdieabsoluteHelligkeitgegenden Spektraltypabbildet. Hertzsprung-RusselDiagramm • 1908/1913,EjnarHertzsprungundHenryNorris Russell:erstellenunabhängigvoneinanderein Diagramm,dasdieabsoluteHelligkeitgegenden Spektraltypabbildet. • SternebevölkernnureinenganzbesQmmtenBereich diesesParameterraumes. • Dassog.Hertzsprung-RussellDiagrammwirdzum wichQgstenDiagrammdermodernenAstrophysik. Hertzsprung-RusselDiagramm ESO Sternentstehung • IndenSpiralarmenderGalaxiengibtesriesige Molekülwolken(105-106Msolbei150LJAusdehnung) • BestehenhauptsächlichausH2,auchCO,NH3,Staub • FilamentarQgeStruktur,sehrkalt10K,n=100/cm3 NOAO, AURA ESO Sternentstehung • Jeans-KriteriumfürStabilitäteinerWolke • GrößereRegionkollabiertundfragmenQert,einzelne Klumpenkollabierenweiter • Temperatursteigt,hydrostaQschesGleichgewicht entsteht,Kollapsstoppt:10-20AEgroßerKernausH2 • Temperatursteigtweiteran,bisH2MoleküleinH Atomezerlegtsind • VerbrauchtEnergie,zweiterKollapssetzteinbis neueshydrostat.GleichgewichtentstehtmitH • Kern2-3Rsol:Protostern Sternentstehung MashewBate, UniversityofExeter Sternentstehung • KerngewinntanMasseundHelligkeitdurch AkkreQonweitereinfallenderMaterieausderWolke • RotaQonführtzurAusbildungeinerScheibe(100AE) • SenkrechtzurScheibeentstehenbipolareJets NASA ESO Sternentstehung EigenkontrakQonwirdwichQgsterEnergielieferant Vorhauptreihensternentsteht,sog.TTauriStern ProtoplanetareScheibefüretwa106Jahre TemperaturimZentrumdesProtosternssteigtan, bisFusionvonHeinsetzt:Stern • Mindestens0,08Msolnotwendig • Masse<0,08Msol:BraunerZwerg • Hauptreihenstadiumbeginnt • • • • NASA Sternentstehung OmeganebelM17,ESO Sternentstehung OrionnebelM42, ThorstenNagel Hauptreihenphase • AllgemeingiltfürdieLeuchtkrauLeinesSternsmit RadiusRundOberflächentemperaturT: L=4πR2σT4 • Massezwischen0,08Msolundca.200Msol • ImZentrumFusionvonHzuHe • Bis1,5Msol:ppKese,ab1,5Msol:CNOZyklus • LebensdauerextremabhängigvonMasse: – bei1Msol10MilliardenJahre – bei10Msol10MillionenJahre Hauptreihenphase pp-Ke.eI ersterSchris14MilliardenJahre fürbesQmmtesProton LebensdauerdesDeuterium2H nuretwa1,4s Nach106Jahrenfusionieren2 3HeKerne Energiegewinn26MeV DominierenderProzessinder Sonne Hauptreihenphase pp-Ke.eII Hauptreihenphase pp-Ke.eIII Hauptreihenphase • CNOZyklus(Bethe-Weizsäcker-Zyklus) – C,NundOalsKatalysatoren – dominiertab30MioK – Energiegewinn25MeV – neso41Hà4He RoteRiesenPhase • Sind10-20%derAnfangsmassedesSternsinHelium umgewandelt:VerlassenderHauptreihe • H-FusionimKernstoppt,He-Kernkontrahiertda Energiequelleversiegt • H-FusioninSchaleumHe-Kernherum • HülledesSternsdehntsichaus:RoterRiese • imHRD:RiesenastRGB • TemperaturimKernsteigtdurchKontrakQonimmer weiteran RoteRiesenPhase • Beica.100MioKzündetdieHeliumfusion,Stern brauchtdafürMindestmassevon0,4Msol • Horizontalast:He-FusionimKernim3-alpha-Prozess – 4He+4Heà8Be+4Heà12C • WennallesHeimKernzuCumgewandelt:Kern kontrahierterneut,Kerntemperatursteigt,Hülle expandiert • ImHRD:asymptoQscherRiesenast RoteRiesenPhase • Sternmasse<8Msol: – H-undHe-Schalenbrennen – KeineFusionmehrimKern RoteRiesenPhase • Sternmasse<8Msol: – H-undHe-Schalenbrennen – KeineFusionmehrimKern – ExtremstarkerSternwind,thermischePulse – ÄußereHüllenwerdenabgestoßen,Massenverlustbis90% – FreigelegterKernextremheiss,regtabgestoßeneHülle zumLeuchtenan:PlanetarischerNebelPN PlanetarischeNebel RingnebelinderLeier,M57 Thorsten GroßerHantelnebel,M27 Thorsten PlanetarischeNebel HelixNebel,NGC7293 Thorsten RoteRiesenPhase • Sternmasse<8Msol: – H-undHe-Schalenbrennen – KeineFusionmehrimKern – ExtremstarkerSternwind,thermischePulse – ÄußereHüllenwerdenabgestoßen,Massenverlustbis90% – FreigelegterKernextremheiss,regtabgestoßeneHülle zumLeuchtenan:PlanetarischerNebelPN – Nachca.50.000JahrenPNnichtmehrzusehen – Kernwirdzu12C/16OWeißemZwergundkühltab Endstadium:WeißerZwerg • • • • • • EtwasogroßwiedieErde Masse0,1bis1,4Msol,meist0,6Msol ChandrasekharGrenzmassefürStabilität:1,44Msol MislereDichteca.1Tonneprocm3 KeineFusionsprozessemehr,nurnochAuskühlen VerschiedeneTypen:DA,DB,DO,DQ,DZund Mischungen,jenachZusammensetzungder Atmosphäre RoteRiesenPhase • Sternmasse>8Msol: – WeitereFusionphasennacheinanderimKernbzw.Schalen • • • • C+CàO,Ne,Mg,800MioK,100Jahre Ne+NeàO,Si,S,1500MioK,1Jahr O+OàSi,S,Ar,2000MioK,mehrereMonate Si+SiàFe,4000MioK,1Tag – ZwiebelschalenstrukturmitEisenkugelimZentrum – FusionimKernstoppt,dabeiEisendiehöchste BindungsenergieproNukleonerreichtist,istkein Energiegewinnmehrmöglich RoteRiesenPhase • Sternmasse>13Msol: – Kerntemperaturca.10MrdK,Eisenkernwird photodesintegriertzuProtonenundNeutronen – KernkollabiertinSekundenbruchteilen • 8Msol<Sternmasse<13Msol: – ProtonenundElektronenwerdenzuNeutronen – KernkollabiertinSekundenbruchteilen • Neutronensternentsteht,stabilwennMNS<2-3Msol RoteRiesenPhase • ÄußereSchichtendesSternsfallenaufden Neutronenstern,prallenabundwerdenzurück geschleudert • ReichtdieEnergie,unterstütztdurchnachaußen fliegendeNeutrinos,umdieHüllewegzuschleudern: Supernova • ÜberwiegtdieeinfallendeMaterie,stürztalles wiederzurückaufdenNS,seineMassewächst • WennMNS>2-3Msol:KollapszumSchwarzenLoch Supernova SupernovainderGalaxieM101 Thorsten Supernova Supernovaüberrest Crab-Nebel,M1 Thorsten Endstadium:Neutronenstern • Etwa20kmgroß • Masseetwa2Msol • Tolman-Oppenheimer-VolkoffGrenzmassefür Stabilität:ca.1,5-3,2Msol • MislereDichteca.5x1017kgprom3(dichteralsein Atomkern) • Fluchtgeschwindigkeitca.1/3Lichtgeschwindigkeit • ExtremstarkesMagne}eld108Tesla • InnersterAu~auunbekannt Endstadium:Neutronenstern Spektrum.de Endstadium:SchwarzesLoch • MathemaQscheSingularität • BeiMBH=10Msolca.30kmgroßerEreignishorizont, auchSchwarzschild-Radiusgenannt • InnerhalbdesEreignishorizontskannnichts entkommen,auchLichtnicht • Beobachtungnurindirektmöglich, Doppelsternsystemz.B.CygX-1 Nukleosynthese • Primordial(Urknall):H,3He,4He,7Li • SpallaQonsprozesseimISM:Li,Be,B • FusionsprozesseundAnlagerungvonα-Teilchen: He,C,N,O,F,Ne,Na,Mg,Al,Si,P,S,Cl,Ar,K,Ca,...Fe,Co,Ni – 12C+12Cà23Na+p+2,241MeV – 14N+αà18F+4,42MeV – 28Si+28Sià56Ni+γunddann56Nià56Fe+2e++2ν Nukleosynthese • Primordial(Urknall):H,3He,4He,7Li • SpallaQonsprozesseimISM:Li,Be,B • FusionsprozesseundAnlagerungvonα-Teilchen: He,C,N,O,F,Ne,Na,Mg,Al,Si,P,S,Cl,Ar,K,Ca,...Fe,Co,Ni • Trans-Eisen-ElementedurchNeutronenanlagerung – s-Prozess:langsameAnlagerungimVergleichzuβ-Zerfall, stabileKernebisMassenzahl210 – r-Prozess:schnelleAnlagerungimVergleichzuβ-Zerfall, hoherNeutronenflussnöQg,findetnurinSupernovae stas,neutronenreicheKerne,schwersteElemente Nukleosynthese WichQgstesPaperzustellarerNukleosynthese: B2FH(1957)„SynthesisoftheElementsinStars“ InReviewsofModernPhysics MargaretBurbidge,GeoffreyBurbidge,WilliamFowler,FredHoyle NobelpreisinPhysikfürWilliamFowler1983 Nukleosynthese nscl.msu.edu Nukleosynthese Spektrum.de Sternentwicklung chandra.harvard.edu
