13. Aufbau und Entwicklung der Sterne
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13. Aufbau und Entwicklung der Sterne 13.1 Sterngeburt Kollaps von interstellaren Gaswolken (dunkle oder leuchtende Nebel) Kalte “globules” 5-15K 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 1 Sternentstehung • Interstellare Wolken: Fragmentation notwendig, da JeansMasse in interstellaren Wolken zu groß • Drehimpulstransport notwendig, da spezifischer Drehimpuls zu hoch: J/MISW~1024cm2/s, J/MMS~1017cm2/s • Sterne entstehen durch Gravitationskollaps in Interstellaren Wolken, Sterne bilden sich meistens in Haufen • 1.Phase: Kollaps zu einem hydrostatischen Kern • 2.Phase: Weitere Akkretion von Masse, Material fällt in einer Überschallströmung, wird durch Stoßfront abrupt abgebremst, Akkretionsleuchtkraft • 3.Phase: Quasistatische Kontraktion, Beginn des Deuteriumbrennens, Entstehung von Jets und Winden 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 2 Der Prozeß der Sternentstehung: 1- interstellare Wolke, 2- heißer O-Stern im Zentrum, 3- Bildung von Globulen (G) und Elefantenrüssel (E), 4- expandierende O-Assoziation 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 3 Gravitationskollaps Kollapszeitskala, sog. Frei-Fall-Zeit: MJ Schallgeschwindigkeit: Schalllauf-Zeit: R typische Längenskala: typische Masse: ESO/VLT: B68, IR Minimale Masse der Störung: Jeans-Masse MJÈ wenn ρÇ und MJÇ wenn TÇ 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 4 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 5 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 6 Molekülfluß Herbig-Haro Objekt Scheibe Heißer Gasnebel Zentraler Stern Jet Molekülwolke 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 7 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 8 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 9 Sternentwicklung (allgemein) nach Gautschy (2001) 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne • Sterne (außer WZ) decken ihre Leuchtkraft durch thermonukleare Reaktionen, Fusion schwerer Elemente • Änderung der chemischen Zusammensetzung in den Brennzonen, Nukleosynthese, r-,s- und p-Prozesse • Mischprozesse wie Konvektion oder Rotation bringen schwere Elemente an die Oberfläche • Massenverlust (stetig oder explosiv) bringt nuklear prozessiertes Material ins ISM • Chemische Entwicklung des ISM Folie 10 106 15 M~ Leuchtkraft (L~ ) º 104 9 M~ 5 M~ 104 Jahre 3 M~ 102 105 Jahre 2 M~ Hauptreihe 1 M~ 106 Jahre 1 ... 0,5 M~ 107 Jahre 10-2 10-4 40.000 20.000 10.000 5.000 2.500 ←⎯⎯ Temperatur (K) 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 11 Wasserstoffbrennen (Hauptreihe) : • Chemische Zusammensetzung der Sonne: X = 73%, Y = 25%, Z = 2% pp-Kette, T=15•106K • Gesamter Wasserstoff im Zentralgebiet wird in He verwandelt. Dabei bewegt sich der Stern im HRD langsam ein wenig nach oben im Hauptreihenband. • Lebenszeit: tMS ~ M-2.5 (da L ~ M3.5), wo t = Zeit, M = Masse also 106 – 1011 Jahre Am Ende dieser Phase sind 10% - 20% des Wasserstoffs im Stern zu Helium umgewandelt. • H- Brennen setzt sich als Schalenbrennen fort 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 12 Nach der Hauptreihe Umfangreiche numerische Rechnungen (Mrd. Jahre Realzeit in einigen Stunden Rechenzeit) Massereiche Sterne (M > 2.5 M~) Kernreaktionen + Hüllenexpansion, im Kern TÜ 108 K. 3α Prozeß TC=1,3 - 1,8 * 108 K 4He + 4He = 8Be + γ 8Be + 4He = 12C + γ He Brennen erst im Kern, dann Schale (TÜ, EHeÜ, Expansion, Kühlung, TÞ) 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 13 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 14 Massearme Sterne, (M < 2.5 M~) Begriffe: Entartung des Elektronengas: Quantenmechanischer Effekt. Durch die Kontraktion werden die Elektronen e- immer enger gepackt. Nach der Heisenberg’schen Unschärferelation ist die Position (und Impuls) eines e- unscharf. Wenn die Unschärfe die Größenordnung der Abstände zwischen den e- erreicht, werden die e- kristallartig angeordnet. 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 15 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 16 Leuchtkraft (L~ ) º ←⎯⎯ Temperatur (K) 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 17 Altersbestimmung durch Sternentwicklung • Sternentwicklung hängt von der Masse ab • Massereiche Sterne verlassen die Hauptreihe früher • Kugelsternhaufen: homogene Population, z.B. M3 • Farben-HelligkeitsDiagramm: Fit mit Isochronen Abknickpunkt von Hauptreihe nach Sandage 1957 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 18 20 kpc Sternpopulationen OB -Supercluster M74, face-on Galaxie, visuell (rot) + UV (blau), Typ: Sc 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne • Spiralgalaxien besitzen Sterne unterschiedlichen Alters und chemischer Zusammensetzung • Sternentstehung findet statt, OBAssoziationen, Alter etwa 107 Jahre • Deutliche räumliche Trennung zwischen jungen und alten Sternen • Junge Sterne entstehen in den Spiralarmen, hoher UV-Anteil • Alte Sterne sind über die gesamte Scheibe verteilt • Beobachtungen in verschiedenen Wellenlängen notwendig Folie 19 Chemische Entwicklung der Sterne • Sterne verbrauchen ihren Brennstoff, Entwicklung im Wesentlichen durch ihre Masse bestimmt • Alle Sterne: H → He • Wenige Sterne erzeugen aus He → C,O,N • Nur massereichste Sterne (weniger als 1% der Sterne) fusionieren Elemente bis zum Fe-peak • 0.1<M[M~]<0.8: H-Brennen, radiative Kühlung zum Weißen Zwerg • 0.8<M[M~]<12: H-Brennen, He-Brennen, Roter Riese, sProzess, Entwicklung zum WZ, bereits 99% aller Sterne • 12<M[M~]<40: alle Brennphasen bis Fe, explosive Nukleosynthese, rp-Prozess, SN, Neutronenstern • M[M~]>40: alle Brennphasen bis Fe, explosive Nukleosynthese, rp-Prozess, SN, Schwarzes Loch 13. 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