Stellare Nukleosynthese
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14. Endstadien der Sterne Jetzt schnelle Entwicklung. Rote Riesen (z. B. Sonne) < 109 Jahre Immer neues nukleares Brennen wechselt mit dazwischenliegenden Phasen von Kontraktion ab. Im tieferen Inneren des Sternes werden immer schwerere Elemente aufgebaut. Dann: Verlust der äußeren Schichten Ö Planetarische Nebel (M < 8 M~) Ö Supernova Ende: als Weißer Zwerg, Neutronenstern oder Schwarzes Loch Folie 1 14. Endstadien der Sterne Stellare Nukleosynthese • Sämtliche chemischen Elemente schwerer als He (abgesehen von Spuren von Li,Be,B) sind in Sternen entstanden • Nukleosynthese: Schema zur Erklärung der Elementhäufigkeiten im Universum • Fusionsprozesse sind die stellare Energiequelle, maximale Bindungsenergie bei 56Fe erreicht • Elemente schwerer als Eisen durch Neutronen- bzw. Protonen-Einfang, kein Energiegewinn mehr 14. Endstadien der Sterne Folie 2 XIV.1 s-, r– und p-Prozesse • Sterne als Orte der Nukleosynthese • Aufbau zahlreicher Elemente, die nicht direkt aus Fusionsreaktionen stammen • Hohe Flüsse an Neutronen (s-und r-Prozess) bzw. Protonen für pProzess notwendig • Aussagen über Dichten und Temperaturen, Alter einzelner Elemente, Chronometer durch radioaktiven Zerfall • Aktive Forschungsrichtung der nuklearen Astrophysik Folie 3 14. Endstadien der Sterne 14.1 Endstadien massearmer Sterne IC 1295 14. Endstadien der Sterne • Sterne: M< 8M~ haben kein Kohlenstoffbrennen • Entwicklung erfolgt entlang des asympthotischen Riesenastes (engl.: Asymtotic Giant Branch, AGB) • Ausgeprägte Kern-Hülle Struktur, Rote Riesen mit ausgedehnten Konvektionszonen, WZ im Zentrum • AGB-Sterne: Hohe Leuchtkräfte, Massenverlust und langperiodische Pulsationen, Beispiel: MIRA • Kühle Sternatmosphären: Teff<3000 K, Kondensation von Festkörpern, Staubbildung • Abstoßen der Hülle, Bildung eines Planetarischen Nebels • Nukleosynthese: s-Prozess Elemente durch langsamen Neutroneneinfang Folie 4 XIV.2 Massenverlust von Roten Riesen • Wechselwirkungen von Strahlung, Gas und Staubteilchen, die aus Gasphase kondensieren, staubgetriebene Winde • Pulsation des Sterns (sog. MiraVariablen, schon 1594 durch Fabricius bei o Ceti entdeckt,) lässt Atmosphäre expandieren • L!104L~, R!300R~ (=Marsbahn) • Kondensation der Staubteilchen wird erleichtert, Strahlungsdruck bläst Staub davon, Reibung durch Stöße mit dem Gas nimmt gesamte Hülle mit • Rotation, Konvektion, Inhomogenitäten, Abschattung, Wolkenbildung, Instabilitäten, … Olofsson et al. Folie 5 14. Endstadien der Sterne Zwei-Wind Modell eines PN langsamer asymmetrischer Wind-Halo des früheren Roten Riesen ~10 km/s schneller sphärischer Wind ~2000 km/s Zentralstern äußere Stoßwelle heiße Windschale expandierende PN-Schale ~25 km/s innere Stoßwelle 14. Endstadien der Sterne Kwok, 1982 Kahn & West, 1985 Folie 6 XIV.3 s-Prozess • Langsamer Einfang von Neutronen: slow neutron capture, d.h. β--Zerfall findet zwischen den n-Einfängen statt, Tal der stabilen Kerne • Wechselspiel von β--Zerfall und n-Einfang: Verzweigungspunkte geben Hinweise auf Temperatur und Dichte • s-Prozess findet in Roten Riesen statt • Bildung von A = 90 bis A = 204, bei Temperaturen zwischen 2.8 und 3.9•108K, Neutronendichten von 2.3 ... 4.5•108cm-3 • Jeder 56Fe-Saatkern fängt im Mittel 15.1 Neutronen ein 14. Endstadien der Sterne • 0.043 % der vorhandenen 56Fe-Kerne genügen als Ausgangssaat, um solare sHäufigkeiten zu erklären Folie 7 Weiße Zwerge in M4 14.7 pc 0.2 pc • HST und VLT: Kugelhaufen in Einzelsterne aufgelöst, detaillierte Farben-Helligkeits-Diagramme möglich • Spektrale Fits: Elementhäufigkeiten der Weißen Zwerge 14. Endstadien der Sterne Folie 8 XIV.4 Weiße Zwerge (in M4) • Weiser Zwerg (WZ): Endstadium eines sonnenähnlichen Sterns • Kollaps des stellaren Kerns, extrem kompaktes Objekt, R!10000km bei M=1M~ • Dichte etwa 1 Tonne/cm3 • Chandrasekhar'sche Grenzmasse: 1.44 M~ • R ~ M-1/3 • Sirius B mit Teff!30000K • M4: Nächster Kugelhaufen in Entfernung von d = 2.2 kpc • Schätzung: etwa 40 000 Weiße Zwerge (von 100000 Sternen) • [Fe/H] = -1.2 14. Endstadien der Sterne Folie 9 Supernovae vom Typ I HST: SNe bei hoher Rotverschiebung • Doppelstern: Akkretion von Masse auf einen Weißen Zwerg, keine oder kaum WasserstoffLinien beobachtet • Energien: Ekin≈1051erg, ve≈10000 km/s • Zerstörung des Weißen Zwerges durch thermonukleare Reaktion, Zünden von Kohlenstoff • Modell: WZ an der Chandrasekhar-Grenzmasse von 1.44 M~, Akkretionsrate: 10-6...10-8M~/Jahr • Zeitskala der Explosion etwa 1 Sekunde, kein Neutronenstern als Überrest • Auftreten in allen Galaxientypen, insbesondere in Elliptischen Galaxien • Fundamentale Rolle bei der extragalaktischen Entfernungsbestimmung, da ziemlich einheitliche maximale Helligkeiten und Lichtkurven • Relation zwischen maximaler Helligkeit und Abfall der Lichtkurve 14. Endstadien der Sterne Folie 10 XIV.5 Entfernungsmessung durch SNe SN1994D • SN-Explosionen sind wichtigste Methode zur Bestimmung der HubbleKonstanten, der Expansion des Kosmos, ... • Systematische SN-Überwachung: 2001 sind 282 SNe in Galaxien beobachtet • Typ Ia erscheint als homogene Gruppe, insbesondere im B-Band, Streuung σ<0.1mag • Vergleich von scheinbarer Helligkeit mit absoluter Helligkeit, Problem: interstellare Absorption (Staub) • WZ mit 1.44M~ erklärt Lichtkurve und Spektrum • Entfernteste Typ Ia SN im Hubble Deep Field (HDF) zeigt Rotverschiebung von z=1.7, d=3Gpc Folie 11 14. Endstadien der Sterne 14.2 Endstadien massereicher Sterne • Masse: M ≥ 12M~, Sternentwicklung zeigt Zwiebelschalenmodell, chemische Stratifikation des Sterns • Kernbrennen ist erschöpft, Kollaps des Kerns bis zu Neutronen-sterndichten • Rückprall der Strömung am Kern: core-collapse Supernova, Typ II • Stoßwelle durchläuft Stern, Photo-dissoziation der Kerne führt zu hohen Energieverlusten, z.B. FeZerlegung: 1.5•1051erg/0.1M~ • Explosive Nukleosynthese: rund p-Prozess 14. Endstadien der Sterne Folie 12 XIV.6 r-Prozess • Rascher Einfang von Neutronen: rapid neutron capture, d.h. kein unmittelbarer β--Zerfall • Typische Zeitskala des Einfangs etwa 10-4s • r-Prozess-Pfad etwa 10-20 Masseneinheiten in Richtung neutronenreicher Kerne verschoben • Versiegen des n-Flusses, rascher β-Zerfall in Richtung stabiler Kerne • Gesamte Prozessdauer wenige Sekunden • Explosive Nukleosynthese: Entsprechend hohe Neutronenflüsse nur bei Supernova-Explosionen massereicher Sterne Folie 13 14. Endstadien der Sterne Beobachtete Nukleosynthese: Al26-Linie im ISM Al26: γ-Linie bei 1.809 MeV, τ1/2=106Jahre, diskrete Quellen Al26 nur in explosiver Nukleosynthese von core-collapse SNe MAl26 < 1 M~ COMPTEL 14. Endstadien der Sterne Folie 14 XIV.7 Folie 15 14. Endstadien der Sterne Klassifikation von Supernovae • Unterscheidung nach der Form der Lichtkurve und dem Vorhandensein/Abwesenheit von H-Linien • Zwei Klassen von optischen SNe: – Typ I: kein H vorhanden, theoretisches Modell: Doppelstern, Akkretion auf Weißen Zwerg, thermonukleare Explosion – Typ II: H vorhanden, Metalle, Endstadium massereiche Sterne, Kernbereiche kollabieren, Bildung eines Neutronensterns 14. Endstadien der Sterne Folie 16 XIV.8 Folie 17 14. Endstadien der Sterne Lichtkurven von Supernovae • Typ I SNe sind leuchtkräftiger als Typ II SNe, absolute Helligkeit: MV=–19mag • Typ Ia sind ideale Standardkerzen zur extragalaktischen Entfernungsbestimmung • Typ II zeigen häufig ein Plateau • Langsamer Abfall der Lichtkurve von Typ Ia SNe bedingt durch γ-Heizung aus radioaktivem Zerfall von 56Ni und 56Co • Typ I finden in allen Galaxientypen statt, keine räumlich bevorzugten Gebiete 14. Endstadien der Sterne Folie 18 XIV.9 p-Prozess • Auf der protonenreichen Seite der Kerne existieren 32 stabile Kerne, seltene Elemente • Keine Produktion durch s- oder r-Prozess möglich, da protonenreiche Kerne • Hohe Dichten ρ>106g cm-3 und hohe Temperaturen T>2•109K erforderlich • Bildung über (p,γ)-Reaktionen • Explosive Nukleosynthese in Nova- oder SN-Explosionen, Photodisintegration schwerer Kerne • Neutronensterne, X-ray bursters, Thorne-Zytkow-Objekte 14. Endstadien der Sterne Folie 19 Stellare Nukleosynthese: Zusammenfassung 14. Endstadien der Sterne Folie 20 XIV.10 Supernovae vom Typ II • Ende der Kernfusion: Neutronisation der Materie, Druck der entarteten Elektronen fällt weg, Kern kollabiert, sog. corecollapse SNe • Energetik: EG,NS ≈1054erg, Eν ≈1053erg, Ekin≈1051erg • Rückprall der Einwärtsbewegung bei Atom-kerndichten, Ausbildung der Stoßwelle • Problem: Photodisintegration der Hülle, da 1051erg/0.1M~(Fe) notwendig • Neutrinoverluste dominant, NS für Neutrinos optisch dick, Bildung einer Neutrinosphäre • Streuung und Energieabgabe der Neutrinos an das thermische Gas, sog. delayed explosions Folie 21 14. Endstadien der Sterne 14.3 Neutronensterne und Pulsare • 1967 als periodische, gepulste Radioquellen entdeckt (daher der etwas irreführende Name) • Modell: Schnell rotierender Neutronenstern mit Magnetfeld, einem Leuchtturm ähnlich • Lichtzylinder: L·Ω = c • Perioden: Millisekunden bis einige Sekunden • Perioden nehmen durch Drehimpulstransport ins Umgebungsmedium zu, typischerweise dΩ/Ω !10-8 • Periodensprünge beobachtet, sog. Sternbeben (star quakes) 14. Endstadien der Sterne Folie 22 XIV.11 Aufbau eines Neutronensterns ROSAT: Vela SNR + NS • Kristalline feste Kruste im Zentrifugalgleichgewicht • Masse: 1.44 ≤ M/M~ ≤ 3 • Radius: R !10 km • Dichte vergleichbar einem Atomkern: 1015 g/cm3 • Superfluider Kern aus freien Neutronen, eventuell QuarkGluonen-Plasma: Anzahl von Wirbeln ist quantisiert • Extrem hohe Magnetfelder durch Kollaps des stellaren Magnetfeldes, sog. Magnetare mit 1015 Gauss, Gammaemission, Soft-GammaRepeaters: SGR Folie 23 14. Endstadien der Sterne Zusatz zu Pulsaren: Winkelgeschwindigkeit ω= 2π P (360°=2π in einer Periode) Warum müssen Pulsare klein sein ? * Oberflächengeschwindigkeit: v= R 2πr , wenn v = c P R= Pc 1× 3 × 105 km ~ 48000km = 2π 2π also R < 48 000 km * Zentrifugalbeschleunigung < Schwerebeschleunigung z<g 14. Endstadien der Sterne Gm R2 4π 2 Gm R< 2 P2 R GmP 2 6.67 × 10−8 × 2 × 1033 × 12 3 R < < 4π 2 4π 2 ~ 1.000km R 3 < 0,34 × 1025 cm R< Rω 2 < Folie 24 XIV.12 HST: Zentrum von M1 Krebsnebel • SN-Explosion: 4. Juli 1054 (23 Tage sichtbar, in China) beobachtet • Visuelle Helligkeit: Nebel: 8.2mag, NS: 16mag • Pulsar mit 1/30 s • Direkte Expansion des Nebels beobachtet mit v = 1800km/s • Pulsarwind: Produktion relativistischer Elektronen, Wechselwirkung mit dem Magnetfeld • Abnahme der Rotationsenergie des Pulsars = Synchrotronstrahlung des Nebels • Gepulste Strahlung vom Radio- bis Gammabereich (TeV-Quelle) Folie 25 14. Endstadien der Sterne Doppelsternsysteme • Entwicklung von Sternen unterschiedlicher Masse in einem Doppelsternsystem • SN-Explosion eines Partners: Frage nach der Stabilität • Expansion des Begleitsterns: Ausfüllen der sog. Roche-Grenze • Materieüberstrom am Lagrange (L1)-Punkt • Drehimpuls: Bildung einer Akkretionsscheibe, Reibung in der Scheibe legt Akkretionsrate fest • Jets entlang der Rotationsachse, Präzessionsbewegungen 14. Endstadien der Sterne Folie 26 XIV.13 14.4 Stellare Schwarze Löcher • M≥3M~: Kollaps stoppt nicht nach Neutronisation der Materie • Schwarzes Loch ist eine Singularität im Raum-Zeit-Gefüge • Schwarzes Loch vollständig durch Masse, Drehimpuls und Ladung beschrieben • Beschreibung durch Allgemeine Relativitätstheorie, Lösung der Einstein'schen Feldgleichungen • Sphärischer Fall: Metrik durch Schwarzschild erstmals bestimmt • Am Schwarzschildradius: Entweichgeschwindigkeit = Lichtgeschwindigkeit • Schwarschildradius für 1M~: Rs=3km Folie 27 14. Endstadien der Sterne Reibung und Drehimpulstransport ω1>ω2 14. Endstadien der Sterne • Reibung versucht Gradienten auszugleichen • Scherströmungen in einer Keplerscheibe, da Winkelgeschwindigkeit nicht konstant, ω ~ R-3/2 • Impulsaustausch durch Turbulenzelemente • Magnetfelder durch mögliche Dynamoprozesse verstärkt • Magnetfelder: Effektiver Drehimpulstransport, Kopplung über große Distanzen Folie 28 XIV.14 Akkretion auf stellare Schwarze Löcher • Einige Schwarze Löcher in Doppelsternsystemen • Röntgenemission: Temperatur der Scheibe ~107K, variable Akkretion von Material des Begleiters • Bestimmung der Parameter: Linienprofile, SternEntwicklung, Alter, Massenabschätzungen • Massen ≥ 3M~, daher keine Neutronensterne Folie 29 14. Endstadien der Sterne Akkretion: NS versus SL • Rotverschiebung am Ereignishorizont gegen unendlich • Emission wird röter und schwächer • Akkretion auf Neutronenstern: Kinetische Energie wird auf der Oberfläche dissipiert • Neutronenstern-Oberfläche als helle Röntgenquelle sichtbar • Unterschiede erst bei hoher räumliche Auflösung trennbar, Interferometrie notwendig 14. Endstadien der Sterne Folie 30 XIV.15 Schwarze Löcher in der Milchstraße • Visueller Gravitationslinseneffekt: MACHO-96-BLG5 ausgelöst durch Vorbeiflug eines Schwarzen Loches, d!2kpc, MSL!6M~ • Röntgenemission aus Akkretionsscheibe: XTE J1118+480, Eigenbewegung durch VLBI-Messungen, daraus Bewegung im galaktischen Potential, Begleiter ein K7-Stern, MSL= 6.5±0.4M~ • Cyg X-1: P=5.6 Tage, Doppelsternsystem mit M*!20M~, MSL!10M~ • Gammaquelle: GRS 1915+105 (XN Aql 1992) mit MSL!10M~ 14. Endstadien der Sterne Folie 31 XIV.16
