Workshop-Impulsvortag: Sterne und Herzsprung-Russel
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Sternentwicklung und das Hertzsprung-Russel-Diagramm Workshop MNU-Tagung Leipzig 2016 Technische Universität Dresden Dr. rer. nat. Frank Morherr Entwicklung der Sterne Sternentwicklung Weißer Zwerg Neutronenstern Schwarzes Loch Geburt eines Sterns • Kollaps riesiger Gas und Staubwolken • Wolke wird dichter und erwärmt sich, wird zu sich drehender flachen Scheibe • Schwerkraft des Kerngebiets des Protosterns zieht mehr Material an, erwärmt sich, bis es glüht • Kern wird dichter und heißer, bis Kernfusion einsetzt, und Protostern zum Stern wird • Durch Strahlungsdruck wird Wasserstoff abgestoßen • Stern kollabiert weiter und durchläuft Periode der Instabilität • Stern wird zum Hauptreihenstern Herzsprung Russel Diagramm Konzentration der Sterne auf verschiedenen Gruppen aus Theorie der Sternentwicklung erklärbar. Im Laufe der Zeit ändern sich Effektivtemperatur und Leuchtkraft eines Sterns in Abhängigkeit von nuklearen Vorgängen im Inneren, so dass jeder Stern Entwicklungsweg durch das HRD durchläuft. Da der Spektraltyp grob mit der Temperatur des Sterns zusammenhängt, kann man das HRD auch als TemperaturLeuchtkraft-Diagramm interpretieren. Entwicklungswege im Hertzsprung-RusselDiagramm Sterne auf der Hauptreihe Was passiert nach der Hauptreihe Entwicklungswege im Hertzsprung-RusselDiagramm Untergang eines Sterns • Energiegewinnung der Hauptreihensterne über Kernfusion von Wasserstoff. • Sobald Vorrat erschöpft ist, Fusion von Helium und schwereren Elementen. • Stern wird instabil und schwillt zu rotem Riesen an. • Weitere Entwicklung durch Masse festgelegt: Sterne von Sonnengröße stoßen Hülle als planetarischen Nebel ab und werden zu weißem Zwerg Sterne achtfacher Sonnenmasse fusionieren immer schwerere Elemente bis zum Eisen. Erlöschen der zentralen Energiequelle lässt Stern kollabieren. Druckwelle zerreißt Stern zur Supernova Supernova hinterlässt massiven Kern, dessen Schwerkraft Elektronen und Protonen zu Neutronenstern verschmelzen lässt Sehr massive Kerne kollabieren zu Schwarzen Löchern Untergang eines Sterns Chandrasekhar-Grenze: theoretische Obergrenze für obere Masse eines weißen Zwergsterns (Fermi-Dirac-Statistik) Entwicklung von Sternen unterschiedlicher Masse Was ist ein Brauner Zwerg ? Zustandsgleichung der Materie Entartete Materie Weiße Zwerge He-Blitz (He-Flash) und planetarer Nebel Entwicklung massereicher Sterne Schalenbrennen in massereichen Sternen Supernova • Nach dem Ende des Fe-Brennens (1 Tag) – T=8*10^9 K, Dichte =10^10g/cm³ für M=15 Sonnenmassen→Photodeintegration→Elektroneneinfang→plötz licher Verlust des Entartungsdrucks • Freier Fall auf Zentrum bis Kern 3 mal so dicht und 8*10^14g/cm³ erreicht sind • Bei Elektroneneinfang→Neutrinoproduktion • Rückprall einfallender Materie am Neutronenkern→Schockwelle nach Außen • Kollision der Schockwelle mit der weiter einfallenden Materie • 99% der 5*10^47 J wird als Neutrinostrahlung abgegeben • Verdichtung (optisch dicht für Neutrinos) und Photodesintegration→Energieverlust + Erhöhung Teilchenzahl • Druckwelle→Abstoßung der Hülle • Freie Neutronen lagern an Fe-Kerne Synthese von schweren Elementen→Elementeverteilung/Elementhäufigkeit Neutronenstern Neutronenstern Synchrotron-Strahlung-Pulsare Pulsar im Zentrum des Krebsnebels Schwarze Löcher • Begriff geprägt durch John Wheeler (1969) • starke Krümmung der Raumzeit, der nicht einmal Licht entkommen kann • komprimierte Sterne nach ihrem Untergang • Raum und Zeit haben keine Bedeutung • stellen schwierigste und in der Vergangenheit meist diskutierteste Objekte im All dar • Beschreibbar durch lediglich drei physikalische Kenngrößen: Masse, Drehimpuls, Elektrische Ladung (keine Multipolmomente) Nachweise Schwarzer Löcher • Nachweis schwierig, da man Schwarze Löcher nicht sieht • Beobachtung indirekt Durch Gasjets Gravitationswirkung auf andere Sterne Gravitationslinsen Rotierende Teilchen geben Röntgen- bzw. Gammastrahlung ab Bis heute mindestens 30 schwarze Löcher sicher nachgewiesen Das schwarze Loch der Milchstraße: Sagittarius A* Röntgen Sichtbares Licht Radio (1m) + Sgr A* Sternbewegung um das Schwarze Loch Kepler Bahnen um Schwarze Löcher Die Systeme, in denen mittelschwere Schwarze Löcher enthalten sein sollen, sind junge Sternhaufen, Kugelsternhaufen und Zwerggalaxien. Löcher verraten sich aus der Bewegung der Sterne im Haufen bzw. derGalaxie oder durch ultrahelle Röntgenquellen. M = 4 π2 a3 /G τ2 Keplers Gesetze beschreiben Punktteilchen, die einander umkreisen Inaktives Schwarzes Loch? Im Zentrum unserer Milchstraße extrem massereiches Schwarzes Loch, Masse von ca. Zwei Millionen Sonnenmasse. So genanntes inaktives Schwarzes Loch: Es saugt kaum noch Materie in sich hinein: alle in der Nähe befindliche Materie bereits angesaugt "Rest" auf stabilen Bahnen um das Schwarze Loch. Starke Helligkeitsschwankungen Indiz für Schwarzes Loch Schwarze Löcher als Gravitationslinsen • Schwarze Löcher können Licht abzulenken, so entsteht der Effekt der Gravitationslinse. • Effekt entsteht auch bei dunkler Materie oder Galaxienhaufen, weshalb Methode schwer umzusetzen • Damit diese Nachweismethode erfolgreich , sehr hohe Auflösung der Teleskope erforderlich. • Bei Gravitationslinsen entstehendes Helligkeitsmuster wird "Einsteinring" genannt.
