14 Leben und Tod der Sterne, Teil 2
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Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Hauptreihensterne Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Voraussetzung Nukleares, thermisches und hydrostatisches Gleichgewicht „Null-Alter“: homogene chemische Komposition (überwiegend Wasserstoff) Freier Parameter: Masse M Resultat Masse-Leuchtkraft-Relation Hauptreihe im HR Diagram 2 Energieproduktion (T≲20×106K) Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Proton-Proton Kette: 1. p + p 2D + e+ + ne 2. 2D + p 3He + g 3. 3He + 3He 4He + p + p Total: 4 p 4He + 2 e+ + 2ne 3 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne CNO-Zyklus (T≳20×106K) (Bethe-Weizsäcker-Zyklus) 4 CNO T19.9 log [ ( / X2)/ m3 W kg2] Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Temperaturabhängigkeit von pp und CNO-Zyklus T4 PP 0 5 10 15 20 25 30 35 T (106 K) CNO braucht höhere Temperaturen um die Coulomb-Abstoßung des Kohlenstoffs zu überwinden 5 Hauptreihensterne Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Eigenschaften H-Brennen im Zentralgebiet (inner 10% in R) • p-p-Zyklus für M≲1.5M⊙ • CNO-Zyklus für M≳1.5M⊙ Konvektionszone • äußere Bereiche für M≲1.5M⊙ im wesentlichen wegen HRekombination • konvektiver für M≳1.5M⊙ wegen steilem Temperaturgradienten beim CNO-Zyklus Unsicherheiten: Konvektionstheorie Overshooting in angrenzende stabile Schichten Mischungsweg der Konvektion Semi-Konvektion in marginal instabilen Schichten, die durch chemischen Gradienten stabilisiert werden 6 Was passiert, wenn H im Zentrum verbraucht ist ? Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Wasserstoff-Schalenbrennen He-Kern kontrahiert Hülle expandiert Entwicklung mit Lconst. • Für massereiche Sterne nimmt L gar ab, da die Ausdehnung der Hülle Energie verbaucht. • Da Lconst. und R T Ausdehnung (Bewegung nach rechts im HR Diagramm), bis die sogenannte HayashiGrenze erreicht ist 7 Das Hayashi-Limit Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Wenn der Stern nicht im energetischen GGW Entwicklung auf Kelvin-Helmholtz-Zeitskala (siehe Kapitel IV) Energiegewinn durch Kontraktion • steilerer Temperaturgradient • größere Ausdehnung der Konvektionszone • Maximal: vollkonvektiver Stern Aufbaugleichungen Grenzlinie im HR-Diagram bei 3500K 8 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Sternentwicklung 9 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Eigenschaften Roter Riesen Sonne Betelgeuze Masse Radius Oberflächentemperatur 1 700,000 km 5,800 K 16 500,000,000 km 3,600 K Zentraltemperature Leuchtkraft 15,000,000 K 160,000,000 K 1 4.5 Milliarden Jahre 1.4 g/cm3 46,000 10 Millionen Jahre Alter Dichte 1.3x10-7 g/cm3 10 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Größenvergleich Xi Cygni Sun d Bootis 11 Was passiert, wenn H im Zentrum verbraucht ist ? Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Nach Erreichen der Hayashi-Grenze H-Schalenquelle frisst sich nach außen Leuchtkraft steigt He-Kern wächst, Zentraltemperatur nimmt zu Bei T≃108K He-Brennen zündet • M<2.3M⊙ He-Kern entartet T-Erhöhung hat keine PErhöhung zur Folge (kein Thermostat) explosives Brennen Erheblicher Teil der äußeren Massenschalen geht durch Sternwind verloren Wenn He erschöpft: CO-Kern + He-Schalenquelle + H-Schalenquelle „in jedem Roten Riesen sitzt ein Weißer Zwerg“ 12 Helium-Brennen (triple-) Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Problem: es gibt keinen stabilen Atomkern mit 8 Nukleonen Ausweg: triple--Reaktion (im wesentlichen Dreierstoß 4 2 He He Be γ 4 2 8 4 8 4 8 4 * Be He He * 4 2 4 2 Be He C γ * 4 2 12 6 13 Temperaturabhängigkeit des Heliumbrennens Tthreshold T41 3 log [ ( / X2)/ m3 W kg2] Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Tthreshold Tthreshold CNO T19.9 T4 0 10 20 30 40 50 60 70 80 PP 90 100 110 120 130 T (106 K) Starke Temperaturabhängigkeit oft explosionsartig Helium-flash14 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Entwicklung eines massearmen Sterns 15 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Entwicklung eines 1 M⊙-Sterns Stadium Aufenthaltsd auer Temperatur Leuchtkraft Durchmesser Hauptreihe 11×109 a 6000 K 1 1 1.3×109 a 3100 K 2300 165 100×106 a 4800 K 50 10 20×106 a 3100 K 5200 180 Roter Riese Heliumfusion Riese 16 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Sternentwicklung 17 Entwicklung sehr massereicher Sterne Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Nukleosynthese: 4 2 He C O γ 4 2 He O Ne γ 12 6 16 8 12 6 16 8 16 8 20 10 C C Mg γ 12 6 24 12 O O Si He γ 16 8 28 14 4 2 18 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Entwicklung sehr massereicher Sterne Weitere Fusion schwerer Elemente 28 4 32 4 36 4 14 Si 2 He 16 S 2 He 18 Ar 2 He 40 4 44 4 48 4 20 Ca 2 He 22Ti 2 He 24 Cr 2 He 52 4 56 56 26 Fe 2 He 28 Ni 26 Fe 19 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Entwicklung eines 5M⊙- Sterns 20 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Sternentwicklung im Vergleich 21 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Innerer Aufbau eines fortgeschrittenen 15 M⊙-Sterns 22 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Innerer Aufbau eines fortgeschrittenen 15 M⊙-Sterns 23 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Elementverteilung in einem fortgeschrittenen 15 M⊙-Stern 24 Entwicklung eines 25M⊙-Sterns Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Brennstoff zentrale Temperatur Aufenthaltsdauer [a] Hydrogen 4x107 K 7×106 Helium 2x108 K 5 ×105 Kohlenstoff 6x108 K 600 Neon 1.2x109 K 1 Sauerstoff 1.5x109 K 0.5 Silizium 2.7x109 K 1d Kürzer als Kelvin-Helmholtz-Zeitskala Wir können von außen nicht erkennen, in welchem dieser Brennstadien sich der Stern aufhält ! 25 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Häufigkeit der Elemente Vielfache von He besonders häufig ! 26 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Bindungsenergie der Elemente Energie durch Fusion nur bis 56Fe Fusion schwererer Elemente energetisch deutlich ineffizienter als Wasserstoffbrennen kürzere Lebensphasen 27 Wo kommen die Elemente her ? Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne H, D, He, Be, B, Li wurden im Urknall erzeugt (primordiale Nukleosynthese) Rest massereiche Sterne • sind zwar selten • erzeugen aber viele Elemente • via Supernova effizient, diese auch ins interstellare Medium zu injizieren und so künftigen Sterngenerationen zur Verfügung zu stellen Elemente in der Sonne: • Ergebnis von 5 Zyklen aus Sternentstehung, Sternentwicklung und Supernovaexplosion 28 Endstadien der Sternentwicklung Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Sterne 8 M⊙ bis zu einer Anfangsmasse von MZASM Brennen erlischt je nach Masse nach H, He oder C-O Brennen Im Kern ein weißer Zwerg (größtenteils CO) mit M 1.4 M⊙ (Chandrasekhar-Masse) (typisch M 0.6 M⊙) • Elektronen entartet, R 0,01 R⊙ • Langsames Auskühlen (Altersbestimmung Milchstraße) Massiver Massenverlust (verliert äußere Hülle) Ionisierende Strahlung des Weißen Zwerges regt frühe abgestoßene Hülle zum Leuchten an planetarische Nebel 29 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Planetarische Nebel 30 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Planetarische Nebel 31 Endstadien der Sternentwicklung Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Sterne 8 M⊙ bis zu einer Anfangsmasse von MZASM > weißer Zwerg im Zentrum übersteigt MChand. Kern kontrahiert, weitere Brennprozesse Ab Tc≃109K: endotherme Prozesse Gravitationskollaps des Kerns (innerhalb von 1 sec) Elektronen und Protonen reagieren zu Neutronen Coulomb-Barriere kann überwunden werden Entartete Neutronen stoppen Kollaps bei R≈15km (bis zu MNS ~ 2M⊙) Neutronenstern (Pulsar) Ansonsten: Bildung eines schwarzen Lochs 32 Endstadien der Sternentwicklung Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Sterne 8 M⊙ bis zu einer Anfangsmasse von MZASM > Nachstürzende Materie prallt an der harten Oberfläche des Neutronensterns ab Schockwelle propagiert nach außen: Supernovaexplosion (Typ II) Problem (via Computersimulationen): • Stoßwelle läuft sich schon im Stern tot. • Ausweg: Stoßwelle wird durch Neutrinoheizen aufrecht gehalten Energieproduktion: 1053 erg • 99% Neutrinos • 1% mechanische Energie • 0,01% Licht Jahresenergiebudget einer ganzen Galaxie 33
