Leuchtkräftige Blaue Veränderliche

Leuchtkräftige Blaue Veränderliche
Die Entwicklung und Eigenschaften
extrem massereicher Sterne
Dr. Kerstin Weis
Astronomisches Institut, Ruhr­Universität Bochum
Definitionen und Eigenschaften von Sternen:
Sterne allgemein:
Masse: 0.07 - etwa 120 M⊙
< 10 M⊙
> 10 M⊙
massearme Sterne
massereiche Sterne
Leuchtkraft:
Radius:
Oberflächentemperatur:
Kerntemperatur:
Alter:
10-2 - 106 L⊙
0.5 - 500 R⊙
3000 - 50000 °C
1 Million - 5 Milliarden °C
1 Million - 10 Milliarden Jahre
Tarantel Nebel
(30 Doradus)
Massereiche Sterne – Ihr Lebensweg
Anfangsmasse > 10 M⊙
(Anfangs)-Helligkeit > 104 L⊙
Gesamtlebensdauer < 30 Millionen Jahre
Die Plejaden
oder
sieben Schwestern
oder
Messier 45
Entwicklung massereicher Sterne - Massenverlust:
Jeder Stern hat einen sogennanten Sternwind.
Getrieben wird dieser z.B. durch
- Strahlungsdruck (Resonanzlinien, Staub)
- akustische Wellen
- magnetische Wellen
bei massereichen Sternen ist der
Strahlungsdruck die dominierende
Quelle für den Sternwind
APOD / Lance McVay
Sonne : Sonnenwind
bekannt z.B. durch Erzeugung der Nordlichter
Entwicklung massereicher Sterne - Massenverlust:
1 M⊙ verliert
10-14 M⊙ pro Jahr
1300 A380 in der Sekunde
10 M⊙ verliert 10-8 M⊙ pro Jahr
50 M⊙ verliert 10-8....-6 M⊙ pro Jahr
entwickelt 10-3 M⊙ pro Jahr
1 Erdmasse im Jahr
1 Erdmasse am Tag
Dies bedeutet für massereiche Sterne z.B.:
Hauptreihe : 60 M⊙ Endstadium (Wolf-Rayet Stern): 6 M⊙
er hat 54 M⊙ an seine Umgebung abgegeben !
Extremer Einfluß auf Sternentwicklung !
Entwicklung der Sterne: Das Hertzsprung-Russell-Diagramm
LBV
Leuchtkraft (in Sonnenleuchtkräften)
1000000
Wolf­Rayet
Überriesen
100000
Cepheiden
Riesen
100
Hauptreihe
1
Sonne
0.01
45000
hohe T
10000 8500 5000 3000 Oberflächentemperatur (°C)
niedrige T
Entwicklung der Sterne: Das Hertzsprung-Russell-Diagramm
LBV
Leuchtkraft (in Sonnenleuchtkräften)
1000000
eÜberriesen
n
r
te
S
e
Wolf­Rayet
ic
e
r
e
100000
h
ass
M
Cepheiden
Riesen
e
n
r
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S
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100
Hauptreihe
1
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s
s
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M
Sonne
0.01
45000
hohe T
10000 8500 5000 3000 Oberflächentemperatur (°C)
niedrige T
Massereiche Sterne und ihre Entwicklung:
Hauptreihe Phase:
● stabiler Zustand nach der Entstehung:
Gravitation und Druck halten sich die Waage
Druckkraft
● Energie gewonnen aus Reaktion von Atomkernen:
4 Wasserstoff-Kernen zu 1 Helium-Kern
'Atomkernfusion'
4 H → 1 He
● Dauer der Phase ist 90% der Gesamtlebenszeit
●
Gravitation
Massereiche Sterne und ihre Entwicklung:
Hauptreihen Phase:
NGC 3603
Junger Sternhaufen mit
hellen, massereichen
Hauptreihensternen.
Entfernung: 20 000 LJ
Alter etwa: 1 Million Jahre
Massereiche Sterne und ihre Entwicklung:
Rote/Blaue Überriesenphase:
● nicht mehr genug Wasserstoff keine Kernreaktion mehr → Druckabfall
● Zusammensacken
→ erneuter Anstieg von Druck und Temperatur
→ Stern dehnt sich zum Überriesen aus
→ Heliumkerne bilden Kohlenstoff- und
Sauerstoffkerne
He → C
He → O
→ Wasserstoffbrennen in einer Schale
um den Kernbereiche
H → He
Massereiche Sterne und ihre Entwicklung:
Rote/Blaue Überriesenphase:
● bis hin zu Eisen kann es zu solchen Reaktion kommen Eisenkerne sind
sehr stabil, man müsste Energie aufwenden um sie zur Reaktion zu bringen
→ gibt es im Kern des Sterns bevorzugt Eisen, endet sein Leben
→ nichts hält nun seinen Kollaps auf
Zwiebelschalenmodell
von massereichen Sternen
am Ende der Entwicklung
H
He
C
Ne
O
Si
Fe
Wasserstoff
Helium
Kohlenstoff
Neon
Sauerstoff
Silizium
Eisen
Massereiche Sterne und ihre Entwicklung:
Rote/Blaue Überriesenphase:
Sternhaufen Hodge 301
Hauptreihensterne
Blaue Überriesen
Rote Überriesen
Massereiche Sterne und ihre Entwicklung:
Wolf-Rayet Stern:
● Sterne, die massereicher sind als etwa 35M⊙ ,
passieren vor der Explosion die Wolf-Rayet Phase
→ die Sterne sind besonders heiß
→ Sternwind erhöht sich, obere Sternhüllen
werden abgetragen
→ sie sind daher oft umhüllt von ihrem
eigenen alten Material
Leuchtkräftige Blaue Veränderliche:
● die absolut massereichsten Sterne (typisch ist
mehr als 50M⊙) durchlaufen auch diese sehr
aktive Phase
→ INFO folgt
Sher#25 in NGC 2303
Hubble Heritage Image
Massereiche Sterne und ihre Entwicklung:
Supernova:
● Das Leben eines massereichen Sterns endet immer
mit einer Explosion, der Supernova (oder Hypernova).
→ versiegen der Energiequelle (Atomkernreaktionen – Eisen ist stabil)
→ Gravitation gewinnt die Oberhand
→ Stern kollabiert
→ er explodiert als Supernova
→ es bleibt ein Neutronenstern oder Schwarzes Loch
Massereiche Sterne und ihre Entwicklung:
Supernova:
SN2004dj in der Spiralgalaxie NGC 2403 (12 106 LJ)
Ältere Tautenburg CCD Aufnahme
Entdeckung der SN 2004dj
Massereiche Sterne und ihre Entwicklung:
Supernova, die Überreste:
Restmaterial des Sterns kann bei der Expansion Geschwindigkeiten von
einigen 10000 km/s erreichen
Vela
Digitized Sky Survey, ESA/ESO/NASA APOD: Davide De Martin
N 49
Hubble Heritage Team (STScI / AURA), Y. Chu (UIUC) et al., NASA
Entwicklung massereicher Sterne - Anfangsmasse
Sternentwicklungsrechnungen
HRD
Humphreys-Davidson-Limit
oder
Eddington-Limit
Leuchtkraft L⊙
106.5
106
105.5
105
104.5
Hauptreihe
Oberflächentemperatur Genfer Modelle
Anfangsmasse
Sterne > 8M⊙ aber < 35M⊙
Leuchtkraft
Entwicklung
massereicher Sterne
HRD
Oberflächentemperatur Hauptreihen O-Stern → Roter Überriese (Cepheid) → Supernova
Sterne > 35M⊙ aber < 50M⊙
Hauptreihen O-Stern → Roter Überriese → Wolf-Rayet Stern
→ Supernova
Sterne > 50M⊙
Hauptreihen O-Stern → Blauer Überriese → Leuchtkräftiger Blauer
Veränderlicher → Wolf-Rayet Stern → Supernova
Entwicklung massereicher Sterne – chemische Zusammensetzung:
weniger schwere Elemente verändern die Entwicklung der
Sterne (besonderes deren Temperatur)
Rechnungen von Meynet & Maeder (2005)
Entwicklung massereicher Sterne – Rotation:
Zentrifugalkraft → daher veränderte
Sternstruktur. Zusätzliche Kraft in
Sternaufbaugleichung.
Meridionale Zirkulationen →
Mischung effizienter, Helium
und Stickstoff vom KernBrennprozess kann besser und
in früherer Entwicklungsphase an
die Oberfläche.
Verändert Temperatur und Helligkeit,
schnelleres Abtragen von Material
(Wind erhöht).
Meynet & Maeder (2002)
Entwicklung massereicher Sterne – Rotation:
Sterne die rotieren entwickeln sich noch weniger hin
zu kühlen Temperaturen (ein stabiles Modell für 120 M⊙ fehlt)
Rechnungen von Meynet & Maeder (2005)
Was sind Leuchtkräftige Blaue Veränderliche?
O-Stern – Blaue Überriesen – Leuchtkräftiger Blauer
Veränderlicher (LBV) – Wolf-Rayet-Stern (WR)
LBVs Sterne am
LBV
LBV
LBV
O-Stern
HumphreysDavidsonLimit
EddingtonLimit
WR
...unter Verwendung der Genfer Modellrechungen
Massereiche Sterne und ihre Entwicklung:
Leuchtkräftige Blaue Veränderliche Phase
● die absolut massereichsten Sterne ( > 50 M⊙) durchlaufen eine
sehr instabile Phase als Leuchtkräftige Blaue Veränderliche (LBVs)
→ starke Variationen in ihrer Helligkeit, Farbe und ihrem Spektrum
→ Gravitation und Druck halten sich nicht mehr die Waage
→ Sterne werden instabil
→ starker Sternwind in dieser Phase 10-3 M⊙ pro Jahr
→ LBVs sind umhüllt von ihrem alten Sternmaterial dem LBV Nebel
→ der LBV Phase folgt entweder eine kurze Wolf-Rayet Phase oder
direkt die Explosion
Die Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen
Photometrische Variabilität
recht irreguläre Helligkeitsvariationen
Amplituden von bis zu 2 Magnituden
Zeitskalen von Tagen bis mehreren Jahren
AG Carinae
Spoon et al. (1994)
R 127
LBVs: Photometrische & spektrale Variabilität
Eine spezielle ist die
Beispiel:
AG Carinae
(Stahl et al. 2001)
S Dor Variabilität
LBVs: Photometrische & spektrale Variabilität
S Dor Variabilität
Beispiel:
AG Carinae
2000
1989
(Stahl et al. 2001)
LBVs: Photometrische & spektrale Variabilität
S Dor Variabilität
(Stahl et al. 2001)
LBVs: Position im HRD
Hauptreihe
Rote
Überriesen
(Weis & Duschl 2002)
In dieser Phase halten sich Strahlungsdruck und Gravitation nicht mehr
die Waage, der Sternwind ist erhöht, die Sterne werden leicht instabil.
Photometrische und spektroskopische Variationen sind Signaturen eines LBVs.
Die Sterne 'springen' im HRD. Starke Winde formen LBV Nebel.
LBVs – Bildung von Nebeln durch starke Winde:
AG Carinae
HST-Aufnahme
rot: Hα
grün/blau: Kontinuum
Größe =
0.87 x 1.16 pc
vexp ~ 70 km s-1
(Weis 2005)
Die Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen und ihre Nebel
WRA 751
1 pc
η Car
AG Car
HR Car
Homunculus
(Weis 2007)
HD 168625
Pistol
LBVs und Rotation ?
Bipolarität in LBV Nebeln ist
häufig, mindestens ~40 %
(Weis 2003)
Hinweis auf Rotation der
Sterne, damit auch der
Winde?
(Weis et al. 1997)
(Weis 2003)
NGC 3372 , der Schlüsselloch Nebel und η Carinae
Feld~ 1.2°x1.2°
Cerro Tololo
Interamerican
Observatory
Curtis Schmidt
1m
Kleines Bild
0.9m
Filter: Hα
(Weis 1999)
NGC 3372 , der Schlüsselloch Nebel und η Carinae
Feld~ 1.2°x1.2°
Cerro Tololo
Interamerican
Observatory
Curtis Schmidt
1m
Kleines Bild
0.9m
Filter: Hα
(Weis 1999)
NGC 3372 , der Schlüsselloch Nebel und η Carinae
Feld ~ 13'x13'
CTIO
0.9m
Kleines Bild
HST
(Weis 1999)
NGC 3372 , der Schlüsselloch Nebel und η Carinae
Feld ~ 13'x13'
CTIO
0.9m
Kleines Bild
HST
(Weis 1999)
Der LBV Stern η Carinae
Der Homunkulus Nebel
~ 1950 Entdeckung
~1985 bessere Aufnahme
HST Aufnahme
(Gaviola 1950)
Homunkulus
das kleine Männchen
(Duschl et al. 1995)
(Weis1999)
NGC 3372,
der Schlüsselloch Nebel
und der LBV η Carinae
Hubble Heritage Image
(STScI/AURA) NASA
Der Wegweiser im Universum zu η Carinae
Schlüsselloch Nebel
und η Carinae
Aufnahme mit dem CTIO 0.9m
Teleskope in Chile 1999
(Kerstin Weis)
Zeichnung von John Herschel
Kap der guten Hoffnung 1847
LBVs: die Großen Eruptionen
- Helligkeitsveränderung
2-5m in V in wenigen
Tagen
- einmaliges Ereignis?
- Energieabgabe 1049 ergs
(Humphreys et al. 1999)
η Carinae verliert
mehrere Sonnenmassen
(20 M⊙ ?) der
Nebel entsteht
(Herschel 1847)
- Beispiele
η Carinae (~1843 und 1890)
P Cygni (~1600)
SN 1961V
SN 1954J (V12)
V1 in NGC 2366 ?
- in Energieabgabe
vergleichbar einer
Supernova, aber der Stern
überlebt und stabilisiert sich
wieder !
Große Eruptionen von LBVs :
Große Eruptionen können in weit entfernten
Galaxien beobachtet werden
Sie sind Signaturen eines einzelnen Sterns
in Galaxien, in denen sonst keine Sterne
aufgelöst werden können !
Was aber verursacht solche Ausbrüche?
SN 1997bs
SN 1999bw
SN 1999bw
SN 2001ac
SN 2000ch
2000ch
SN
(Weis 2005)
Instabilitäten: ε-Mechnismus
Energieproduktion (ε) im Stern durch Kernreaktionen
kann beschrieben werden mit
ε~ T
n
n ~ 6 pp-Kette
n ~ 15 CNO-Zyklus
n > 30 in höheren Brennen
Eine kleine Temperaturschwankung erhöht die
Energieproduktion stark !!
→
→
→
→
→
→
zusätzliche Energie kann nicht schnell genug abgeführt werden
Wärmestau wird aufgebaut
Sternhülle wird beschleunigt und angehoben
Vorgang kann zyklisch werden: Pulsation
Pulsation bzw. Schwingung kann sich aufschaukeln
Ausbruch/Hüllenabwurf
Instabilitäten: κ-Mechnismus
Energietransport abhängig von Opazität κ
(diese ist abhängig von z.B. chem. Zusammensetzung, Ionisationszustand,
Temperatur)
erhöhte Opazität z.B. Temperaturänderung im Stern
→ Wärmestau wird aufgebaut
→ Sternhülle beschleunigt und angehoben
→ Vorgang kann zyklisch werden: Pulsation
Streng periodisch ist dies bekannt von den Cepheiden
Sternen.
→ Pulsation bzw. Schwingung schaukeln sich auf
→ Ausbruch/Hüllenabwurf
η Carinae: die Außenbereiche
Durchmesser 1'
oder
0.6 pc
HST F658N
entspricht [N II]-Emission
(Weis et al. 2003)
Kinematik Analyse:
Echelle mit cross-diperser,
Idee :
Verwende keinen cross
disperser sondern einen
Filter , z.B. Hα.
Resultat:
Man bekommt nur eine
Ordnung in dem Bereich,
den der Filter abdeckt.
Vorteil:
Der räumliche Spalt kann
erheblich größer sein.
Kinematik Analyse:
500 km/s
[NII]
Hα
[NII]
*
x

Spektrum, mit einem Spektralbereich von 75 Å , beinhaltet 3 Linien.
Dafür aber ist das Spektrum hoch aufgelöst, 0.08 Å oder 10km /s und
der Spalt 4' lang, statt der sonst üblichen wenigen Bogensekunden.
(Weis 1999)
Der LBV Stern η Carinae
Struktur ist bipolar
Größe und Expansionsgeschwindigkeit:
Homunkulus
0.2 Parsek bzw. 0.7 LJ
VExpansion ~ 600 km/s
(Weis 1999)
'outer ejecta'
0.6 Parsek bzw. 2 LJ
VExpansion bis 2500 km/s
Kinematik des äußeren Nebels von η Carinae
km/s
arcsec
arcsec
Weis (1999)
CTIO 4m Echelle
Auflösung: 14 km/s
η Carinae optische Bilder & Kinematik
Weis (2001)
Vmax ~ - 1300 bis +2500 km/s
Vtypisch ~ ± 600 - 750 km/s
Bipolarer Nebel
außen und innen
LBVs der Fall: η Carinae Periodizität (5.5 Jahre)
Seit einigen Jahren zeigt η Carinae eine streng periodische Veränderung der
hochangeregten Linien, dies ist keine einfache Temperaturänderung einer
S Dor Variabilität!
(Zanella et al. 1984)
Hüllen Ejektion (Pulsation)
(Zanella et al. 1984)
oder Doppelsternsystem
(nicht auflösbar)
(Damineli et al.1996....)
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Hartman, Gull,
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