Eigenschaften von Sternen. Übersicht über Sterntypen: Hauptreihe
Werbung
Sternentwicklung Ziele • DAS HERTZSPRUNG-RUSSELL DIAGRAMM Eigenschaften von Sternen. Übersicht über Sterntypen: Hauptreihe, Riesen, Zwerge, Neutronensterne. • STERNSTRUKTUR UND STERNENTWICKLUNG Modelle als Schlüssel zur Kenntnis des Unsichtbaren. • ALTERSBESTIMMUNG VON STERNEN: KUGELSTERNHAUFEN Entwicklungstheorie liefert Alter von Sternen. • ÜBERSICHT ÜBER ENTWICKLUNG VON STRUKTUREN Entropie und Zweiter Hauptsatz verbieten Evolution nicht; sie machen sie erst möglich. Evolution von einfachen zu komplexen Sternen. Evolution der Elemente. 1 fuh Sternentwicklung Von hier an den Rand des Universums Mercury Venus Earth Mars Jupiter Saturn Uranus Neptune Pluto & Charon Sun Planeten (http://pds.jpl.nasa.gov/planets/welcome.htm) 2 fuh Sternentwicklung • THE SUN The Sun (SOHO image) 3 fuh Sternentwicklung • SOLAR SYSTEM Venus Earth Mercury Saturn Mars Äusseres Sonnensystem Jupiter Jupiter Inneres Sonnensystem Saturn Neptune Uranus Pluto 4 fuh Sternentwicklung • STARS Sternbild des Orion 5 fuh Sternentwicklung • SPECIAL STARS Planetary nebulae Supernovae remnants 6 fuh Sternentwicklung • CLUSTERS OF STARS Open clusters M16 Globular clusters M3 M44 M13 7 M45 (Playades) M92 fuh Sternentwicklung • GALAXIES: OUR MILKY-WAY Unsere Milchstrasse (von innen!) Eine ähnliche Galaxie (M33) 8 fuh Sternentwicklung • GALAXIES 9 fuh Sternentwicklung • GALAXY CLUSTERS 10 fuh Sternentwicklung • DISTANT GALAXIES Hubble deep field image (http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/1996/01/images/a/formats/full_jpg.jpg) 11 fuh Sternentwicklung Eigenschaften der Sterne • WOHER KENNEN WIR LEUCHTKRÄFTE? Unter Leuchtkraft eines Sterns versteht man den gesamten Energiestrom von der Oberfläche eines Sterns (wie zum Beispiel der Sonne): Vorgehen 1. Distanz messen 2. Scheinbare Leuchtkraft bestimmen 3. Energiestrom pro Quadratmeter (bei uns) bestimmen 4. Totaler Energiestrom von Oberfläche des Sterns kann berechnet werden 12 fuh Sternentwicklung • WOHER KENNEN WIR DISTANZEN? Vorgehen 1. Distanz Erde–Sonne bestimmen Distant stars 2. Durch Triangulation im Laufe eines halben Jahres die Entfernung eines Sterns bestimmen (durch Parallaxe) STAR 3. Auf diese Weise kriegt man Distanzen für einige Hundert (in naher Zukunft: Tausend) Lichtjahre. Parallax 4. Alle anderen Distanzen sind indirekt durch die Eigenschaften der Objekte und ihre scheinbare Helligkeit (scheinbare Grösse, etc.) bestimmt. Earth Sun 13 Earth fuh Sternentwicklung • WOHER KENNEN WIR TEMPERATUREN UND CHEMISCHE ZUSAMMENSETZUNG? O–Stars T > 30,000 K B–Stars T: 11,00 – 30,000 K A–Stars T: 7,500 – 11,000 K F–Stars T: 5,900 – 7,500 K G–Stars T: 5,200 – 5,900 K K–Stars T: 3,900 – 5,200 K M–Stars T: 2,500 – 3,900 K Spectral types of stars (http://www-astronomy.mps.ohio-state.edu/~pogge/Ast162/Unit1/SpTypes/) 14 fuh Sternentwicklung • HERTZSPRUNG-RUSSELL DIAGRAMM http://astro.estec.esa.nl/Hipparcos/TOUR/tour-hrdiagram.html 15 fuh Sternentwicklung • WOHER KENNEN WIR RADIEN? Aus Oberflächentemperatur und Leuchtkraft. Die Leuchtkraft pro Quadratmeter hängt direkt mit der Temperatur der strahlenden Fläche zusammen (Strahlungsgesetz). • WOHER KENNEN WIR MASSEN? Vorgehen 1. Messung der Entfernung. 2. Beobachtung der Bewegung von Doppelsternen. Mit der Entfernung ergibt sich aus der Bahn die Geschwindigkeit. 3. Die Geschwindigkeit der Sterne auf ihrer Bahn umeinander hängt von ihren Massen ab (Gravitationsgesetz). 4. Für Hauptreihensterne ergibt sich eine direkte Masse-Leuchtkraft Beziehung. The binary star Mizar in Ursae Majoris (http://antwrp.gsfc. nasa.gov/apod/image/9702/mizarA_npoi_big.gif) 16 fuh Sternentwicklung • SUMMARY OF STELLAR PROPERTIES IN HR-DIAGRAM Mass-Luminosity Relation for main sequence stars M = 10 100,000 Luminosity Luminosity 10,000 1,000 100 M=1 10 SUN 1 M = 0.5 Sun 0.1 1 10 Mass Temperature 17 fuh Sternentwicklung • WAS HABEN DIESE STERNE UND STERNKLASSEN MITEINANDER ZU TUN? Bisher kennen wir nur Eigenschaften aus (mehr oder weniger) direkten Beobachtungen: Entfernung, Leuchtkraft, Oberflächentemperatur (Farbe), Radien, Massen. Das Hertzsprung-Russell Diagramm zeigt verschiedene Klassen von Sternen: Hauptreihensterne, rote Riesen, Super-Riesen, weisse Zwerge, Neutronensterne, schwarze Löcher, und weitere (z.B. verschiedene Klassen von Veränderlichen). Was haben diese Miteinander zu tun? • ERSTE MÖGLICHKEIT: DIE VERSCHIEDENEN STERNE WURDEN SO HINGESETZT, ODER SIND SO IN IHRER VERSCHIEDENHEIT ENTSTANDEN. • ZWEITE MÖGLICHKEIT: VERSCHIEDENE KLASSEN STELLEN VERSCHIEDENE ENTWICKLUNGSSTUFEN VON STERNEN EINER KLASSE DAR. • FALLS WIR VON EINER KLASSE AUSGEHEN, UNTERSCHEIDEN SICH DIE STERNE DURCH MASSE UND CHEMISCHE ZUSAMMENSETZUNG. (DIE CHEMISCHE ZUSAMMENSETZUNG VARIIERT RELATIV WENIG.) 18 fuh Sternentwicklung Um den Zusammenhang zwischen den Sternklassen als Folge der Entwicklung zu sehen, muss man erst den Aufbau von einfachen Sternen verstehen. Die einfachsten Sterne sollten solche sein, die gerade entstanden sind. Beim Kollaps von Gaswolken durchmischt sich das Gas sehr gut. Ein “neugeborener” Stern ist also eine vollkommen durchmischte kugelförmige Gaswolke. Sie ist aus etwa 70% Wasserstoff, 28% Helium und 2% schwereren Elementen zusammengesetzt. Da die beobachteten Massen der Sterne etwa zwischen 1/10 und 10 Sonnenmassen liegen, sollte man mit der Berechnung der Struktur solcher Gaskugeln beginnen. • IDEE: DA DIESE STERNE GERADE GEBOREN WURDE, D.H. DA SIE GERADE IHRE ERSTE MÖGLICHE ENERGIEQUELLE ANGEZAPFT HABEN, DIE AUS DER UMWANDLUNG VON WASSERSTOFF IN HELIUM BESTEHT, SO SIND DIESE EINFACHEN STERNE GASKUGELN, DIE IM INNERN WASSERSTOFF VERBRENNEN. 19 fuh Sternentwicklung Sternstruktur In einem gut durchmischten Gasball hängen die wichtigen Grössen nur von der Distanz vom Zentrum ab. Die wichtigen Variablen (aus denen man dann auch alles andere berechnen kann) sind Druck, Temperatur, Masse und Leuchtkraft (alle als Funktionen der radialen Variablen). 20 fuh Sternentwicklung Luminosity Mass Temperature Pressure Center Surface Radial variable Diese Grössen berechnet man mit Hilfe von Sternstrukturmodellen, die von folgenden Gesetzen Gebrauch machen: 21 fuh Sternentwicklung • BILANZGESETZE VON ENTROPIE, BEWEGUNGSMENGE, MASSE UND ENERGIE • WÄRMETRANSPORTGESETZ (STRAHLUNG ODER KONVEKTION) • ENERGIEFREISETZUNG DURCH KERNREAKTIONEN: WASSERSTOFF ZU HELIUM • ZUSAMMENHANG ZWISCHEN DRUCK, TEMPERATUR UND DICHTE DES GASES • GRAVITATIONSGESETZ 22 fuh Sternentwicklung • RESULTAT Die gut durchmischten, Wasserstoff brennenden Gaskugeln passen genau auf die untere Kante der Hauptreihe im Herzsprung-Russell Diagramm. Zero Age Main Sequence (ZAMS) 7 6 5 Diese untere Kante nennt man Zero Age Main Sequence, weil die Sterne hier ein Alter von Null Jahren haben. 30 M 4 LOG(Luminosity) 10 M Die Massen der Gaskugeln stimmen auch mit den Massen der Hauptreihensterne nach der Masse-Leuchtkraft Beziehung überein. 3 5M 2 3M 1 0 1M -1 • FRAGE ZAMS -2 Wir kennen nun die Sterne auf der Unterseite der Hauptreihe. Wie passen alle anderen Sterne in dieses Schema? -3 5 4.75 4.5 4.25 4 3.75 3.5 3.25 LOG(Temperature) 23 fuh Sternentwicklung Sternentwicklung Alle anderen Sterne sind das Resultat der Entwicklung der Zero Age Main Sequence Sterne! Die Entwicklung passiert als Folge der chemischen Veränderung im Innern der Sterne als Folge der Kernreaktionen. Berechnung von Sternentwicklung Aus der bekannten Struktur berechnet man die Raten, mit denen die nuklearen Umwandlungsporzesse stattfinden. Man berechnet die Änderung der chemischen Zusammensetzung im Laufe eines (kurzen) Zeitschritts. Eine neue Strukturrechnung wird auf Grund der neuen Zusammensetzung gemacht. Die neue Struktur führt zu neuen Raten, führen zu neuen Zusammensetzungen, führen zu neuen Strukturen… 24 fuh Sternentwicklung • RESULTAT Massereiche Sterne verbrauchen ihren Wasserstoff-Vorrat schnell (in wenigen Millionen Jahren). Dann blähen sich die Sterne zu roten Riesen auf. In den mittelschweren wird Helium zu Kohlenstoff verbrannt. Leichte und mittelschwere Sterne stossen die Hülle ab (planetarische Nebel). Zurück bleibt der Kern: ein weisser Zwerg. 6 30 M 10 M JH J JH JJJ J J J J J J J J J JJ JJJ JJ JJ J J J HF H H H H H H H H H H H H H H H H H H H H H H F H H H H H H H H H H H H H H H H H H H H H H F H F F F F F F F F F F F F F F F F F F F F F F F F F F F F F F F F F F F ÑÑ F F F F F F F F F Ñ Ñ ÑÑ Ñ 3M Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ J J J J J J J J J J J J J J J J J J J J J J J J J 4 3 5M 2 1 B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B B 5 LOG(Luminosity) Massarme Sterne verbrauchen ihren Wasserstoff-Vorrat sehr langsam (Sonne: in 10 Milliarden Jahren). 7 H H H H H H H H H H H F H H H F H H H F H H H F H H H FF H H H H H H FF H H Ñ H H H H F H H H H F H H H H H H H H H F H F F H F F H F HF F F F F F F Ñ F F F F F F F Ñ F F F F F F F F F Ñ F F F F F F F F F F 0 -1 -2 1M ZAMS Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ Ñ -3 5 4.75 4.5 4.25 4 3.75 3.5 3.25 LOG(Temperature) 25 fuh Sternentwicklung Einzelheiten der Entwicklung eines Sterns mit einer Masse von 10 Sonnenmassen Evolution of 10 Solar Mass Star 5 Main sequence Star Time 0.0 Mass 10.000 10 M Hertzsprung Gap Time 24.5 Mass 9.886 LOG(Luminosity) 27.405 Myr Giant Branch Time 24.5 Mass 9.884 4.5 Core Helium Burning Time 24.5 Mass 9.882 26.523 Myr First AGB Time 27.4 Mass 9.420 24.570 Myr 24.444 Myr Neutron Star Time 27.5 Mass 1.338 Neutron Star Time 31.6 Mass 1.338 24.192 Myr 25.515 Myr 4 Hier ist das Endprodukt ein Neutronenstern! 0 Myr 3.5 4.5 4.25 4 3.75 3.5 LOG(Temperature) 26 fuh Sternentwicklung Schwere Sterne (oben links auf der Hauptreihe) wandern schnell in die obere rechte Ecke ab. Bei leichteren Sternen dauert das Abwandern von der Hauptreihe sehr viel länger. Luminosity as a function of time for stars of various masses 6 10 M LOG(Luminosity) 4 3M 30 M 2 5M 1M 0 -2 -4 -6 0.01 0.1 1 10 100 1000 10000 100000 Time / MYears 27 fuh Sternentwicklung Altersbestimmung von Kugelhaufen: Das HR Diagramm des Kugelsternhaufens M5 28 fuh Sternentwicklung Die Entwicklung von sehr Massereichen Sternen führt zu einem komplexen schalenförmigen Aufbau der Gaskugel mit verschiedenen chemischen Zusammensetzungen. Die Elemente bis Eisen werden durch Reaktionen aufgebaut. Dann explodiert der Stern als Supernova! 29 fuh Sternentwicklung Entwicklung der chemischen Elemente • IM GANZ FRÜHEN UNIVERSUM WURDE AUS WASSERSTOFF HELIUM GEMACHT: FÜHRTE ZU ETWA 25% HELIUM UND 75% WASSERSTOFF. • IN DEN ERSTEN STERNEN WURDEN DIE SCHWEREREN ELEMENTE SYNTHETISIERT: • ENTWEDER DURCH DIE ENTWICKLUNG DER SUPERMASSEREICHEN STERNE; SUPERNOVAS ERZEUGEN ELEMENTE SCHWERER ALS EISEN UND VERTEILEN DIE SCHWEREN ELEMENTE IN DER GALAXIS. • ODER DURCH LANGSAMERE PROZESSE IN DEN HÜLLEN DER MASSEÄRMEREN STERNE. DIE HÜLLEN WERDEN IN DEN RAUM ABGESTOSSEN. (DIESER PROZESS SETZT VORAUS, DASS ELEMENTE BIS EISEN SCHON DURCH DIE SCHNELLEBIGEN MASSEREICHEN STERNE ERZEUGT WURDEN.) 30 fuh
