Aufbau eines Sterns - Universität Münster
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Sternenentwicklung Martin Hierholzer Seminar über Nukleare Astrophysik und Anwendungen - SS04 Institut für Kernphysik - Universität Münster sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.1/30 Übersicht Allgemeine Eigenschaften von Sternen Hertzsprung-Russell-Diagramm Aufbau eines Sterns Entwicklungsablauf Kontraktion zur Hauptreihe Hauptreihe Massenarme Sterne Massenreiche Sterne Endphasen Zusammenfassung sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.2/30 Allgemeine Eigenschaften von Sternen Entfernungen der Sterne Messung durch Parallaxe (für nahe Sterne): 1 Parallaxe p = 1” entspricht einer Entfernung von 1 pc = 360·60·60 AE = 3, 26 Lj 2π (1 AE = 1 Erdbahnradius) sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.3/30 Allgemeine Eigenschaften von Sternen Entfernungen der Sterne Messung durch Parallaxe (für nahe Sterne): 1 Parallaxe p = 1” entspricht einer Entfernung von 1 pc = 360·60·60 AE = 3, 26 Lj 2π (1 AE = 1 Erdbahnradius) Scheinbare Helligkeit m Helligkeit, wie wir Stern sehen; angegeben in Magnitudines. 1 mag entspricht einem Verhältnis von 100,4 = 2, 512 sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.3/30 Allgemeine Eigenschaften von Sternen Entfernungen der Sterne Messung durch Parallaxe (für nahe Sterne): 1 Parallaxe p = 1” entspricht einer Entfernung von 1 pc = 360·60·60 AE = 3, 26 Lj 2π (1 AE = 1 Erdbahnradius) Scheinbare Helligkeit m Helligkeit, wie wir Stern sehen; angegeben in Magnitudines. 1 mag entspricht einem Verhältnis von 100,4 = 2, 512 Absolute Helligkeit Stern in Gedanken in die Standardentfernung von 10 pc versetzen ⇒ Absloute Helligkeit M Berechnung nach 12 -Gesetz: r r m − M = 5 mag · log 10 pc sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.3/30 Allgemeine Eigenschaften von Sternen Farbindex Differenz von 2 in verschiedenen Wellenlängenbereichen gemessenen scheinbaren Helligkeiten: Farbindex = mX − mY Standard: UBV-System Zusammenhang mit Temperatur (λmax T = const) sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.4/30 Allgemeine Eigenschaften von Sternen Farbindex Differenz von 2 in verschiedenen Wellenlängenbereichen gemessenen scheinbaren Helligkeiten: Farbindex = mX − mY Standard: UBV-System Zusammenhang mit Temperatur (λmax T = const) Spektraltyp Klassifikation des Sterns nach Stärke von Spektrallinien (Bsp. Sonne: G2 = Ca II sehr stark, neutrale Metalle Fe I, ... sehr stark) Auch hier direkte Temperaturabhängigkeit sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.4/30 Allgemeine Eigenschaften von Sternen Aufteilung in Populationen nach Zusammensetzung: Population I Sonnenähnliche Zusammensetzung: 70% H, 28% He, 2% ’Metalle’ Meist in Offenen Haufen Entstanden aus Gas, das von früheren Sternen mit Metallen angereichert ist ⇒ Jüngere Sterne sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.5/30 Allgemeine Eigenschaften von Sternen Aufteilung in Populationen nach Zusammensetzung: Population I Sonnenähnliche Zusammensetzung: 70% H, 28% He, 2% ’Metalle’ Meist in Offenen Haufen Entstanden aus Gas, das von früheren Sternen mit Metallen angereichert ist ⇒ Jüngere Sterne Population II Geringere Metallhäufigkeit (0,1% bis 0,01%) ⇒ Ältere Sterne Treten meist in Kugelsternhaufen auf sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.5/30 Hertzsprung-Russell-Diagramm Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) Auftragen der visuellen absoluten Helligkeit Mv über dem Spektraltyp sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.6/30 Hertzsprung-Russell-Diagramm Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) Auftragen der visuellen absoluten Helligkeit Mv über dem Spektraltyp Oft auch Temperatur auf Abszisse sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.6/30 Hertzsprung-Russell-Diagramm Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) Auftragen der visuellen absoluten Helligkeit Mv über dem Spektraltyp Oft auch Temperatur auf Abszisse Auffällig: viele Sterne auf einer Linie sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.6/30 Hertzsprung-Russell-Diagramm Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) Auftragen der visuellen absoluten Helligkeit Mv über dem Spektraltyp Oft auch Temperatur auf Abszisse Auffällig: viele Sterne auf einer Linie Rechts oben: Riesensterne Links unten: Zwergsterne sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.6/30 Hertzsprung-Russell-Diagramm Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) Auftragen der visuellen absoluten Helligkeit Mv über dem Spektraltyp Oft auch Temperatur auf Abszisse Auffällig: viele Sterne auf einer Linie Rechts oben: Riesensterne Links unten: Zwergsterne Farben-Helligkeits-Diagramm (FHD) Auftragen von Mv über einem Farbindex (meist B −V ) Ähnliches Bild wie beim HRD sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.6/30 Hertzsprung-Russell-Diagramm Beispiel für HRD/FHD Hier: Sämtliche Sterne eines Kugelsternenhaufens eingetragen sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.7/30 Hertzsprung-Russell-Diagramm Beispiel für HRD/FHD Hier: Sämtliche Sterne eines Kugelsternenhaufens eingetragen Typische Bereiche des HRD/FHD Hauptsequenz '$ &% sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.7/30 Hertzsprung-Russell-Diagramm Beispiel für HRD/FHD Hier: Sämtliche Sterne eines Kugelsternenhaufens eingetragen Typische Bereiche des HRD/FHD Hauptsequenz ”Knie” sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.7/30 Hertzsprung-Russell-Diagramm Beispiel für HRD/FHD Hier: Sämtliche Sterne eines Kugelsternenhaufens eingetragen Typische Bereiche des HRD/FHD Hauptsequenz ”Knie” Riesenast sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.7/30 Hertzsprung-Russell-Diagramm Beispiel für HRD/FHD Hier: Sämtliche Sterne eines Kugelsternenhaufens eingetragen Typische Bereiche des HRD/FHD Hauptsequenz ”Knie” Riesenast Asymptotischer Riesenast sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.7/30 Hertzsprung-Russell-Diagramm Beispiel für HRD/FHD Hier: Sämtliche Sterne eines Kugelsternenhaufens eingetragen Typische Bereiche des HRD/FHD Hauptsequenz ”Knie” Riesenast Asymptotischer Riesenast Ähnliches Diagramm, wie HRD eines Sterns im zeitlichen Verlauf, aber nicht identisch!! sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.7/30 Hertzsprung-Russell-Diagramm Vergleich: Entwicklungswege ↔ Isochronen Entwicklungswege: Sterne gleicher Masse Isochronen: Sterne gleichen Alters sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.8/30 Aufbau eines Sterns Hydrostatisches Gleichgewicht Gewichtskraft einer Kugelschale: dF = − G2 m(r) · A(r)ρ(r) dr r mit: A(r) = 4πr2 ; m(r) = 0 ) ρ(r 0 ) dr 0 A(r 0 Rr sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.9/30 Aufbau eines Sterns Hydrostatisches Gleichgewicht Gewichtskraft einer Kugelschale: dF = − G2 m(r) · A(r)ρ(r) dr r mit: A(r) = 4πr2 ; m(r) = 0 ) ρ(r 0 ) dr 0 A(r 0 Rr mit A d p = dF folgt Gravitationsdruck: G d p = − 2 m(r)ρ(r) dr r ⇒ 3 G · M2 pgrav = − 8 πR4 sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.9/30 Aufbau eines Sterns Hydrostatisches Gleichgewicht Gewichtskraft einer Kugelschale: dF = − G2 m(r) · A(r)ρ(r) dr r mit: A(r) = 4πr2 ; m(r) = 0 ) ρ(r 0 ) dr 0 A(r 0 Rr mit A d p = dF folgt Gravitationsdruck: G d p = − 2 m(r)ρ(r) dr r ⇒ 3 G · M2 pgrav = − 8 πR4 Thermischer Druck (ideales Gas): ρ pgas = · RT M mit : M = mittlere molare Masse sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.9/30 Aufbau eines Sterns Hydrostatisches Gleichgewicht Gewichtskraft einer Kugelschale: dF = − G2 m(r) · A(r)ρ(r) dr r mit: A(r) = 4πr2 ; m(r) = 0 ) ρ(r 0 ) dr 0 A(r 0 Rr mit A d p = dF folgt Gravitationsdruck: G d p = − 2 m(r)ρ(r) dr r ⇒ 3 G · M2 pgrav = − 8 πR4 Thermischer Druck (ideales Gas): ρ pgas = · RT M mit : M = mittlere molare Masse Gravitationsdruck wird durch thermischen Druck ausgeglichen sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.9/30 Aufbau eines Sterns Verteilung der chemischen Elemente am Beispiel der Sonne Wasserstoffbrennen im Inneren ⇒ geringere Wasserstoff- und höhere Heliumkonzentration sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.10/30 Aufbau eines Sterns Konvektionszonen Massenreiche Sterne: Innen konvektiv, außen radiativ Massenarme Sterne: Innen radiativ, außen konvektiv sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.11/30 Entwicklungsablauf Kontraktion zur Hauptreihe Hauptsequenz Rote Riesen Endphasen: Weiße Zwerge, Neutronensterne, Supernovae sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.12/30 Entwicklungsablauf: Kontraktion zur Hauptreihe Gaswolken können durch Störung zu Protostern kontrahieren zunächst geringe Dichte ⇒ Energie entweicht sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.13/30 Entwicklungsablauf: Kontraktion zur Hauptreihe Gaswolken können durch Störung zu Protostern kontrahieren zunächst geringe Dichte ⇒ Energie entweicht Dichte steigt, Energie wird absorbiert ⇒ Temperaturerhöhung, Dissoziation von H2 (1800 K); Ionisation von H (10.000 K) sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.13/30 Entwicklungsablauf: Kontraktion zur Hauptreihe Gaswolken können durch Störung zu Protostern kontrahieren zunächst geringe Dichte ⇒ Energie entweicht Dichte steigt, Energie wird absorbiert ⇒ Temperaturerhöhung, Dissoziation von H2 (1800 K); Ionisation von H (10.000 K) Nach vollständiger Ionisation: Bewegung im HRD nach unten zur Hauptreihe sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.13/30 Entwicklungsablauf: Kontraktion zur Hauptreihe Gaswolken können durch Störung zu Protostern kontrahieren zunächst geringe Dichte ⇒ Energie entweicht Dichte steigt, Energie wird absorbiert ⇒ Temperaturerhöhung, Dissoziation von H2 (1800 K); Ionisation von H (10.000 K) Nach vollständiger Ionisation: Bewegung im HRD nach unten zur Hauptreihe Einsetzen der Fusion bei 4 Mio. K (M > 0, 1 · M ) M < 0, 08 · M : Keine Fusion möglich ⇒ Brauner Zwerg sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.13/30 Entwicklungsablauf: Kontraktion zur Hauptreihe Jeans-Kriterium Bedingung für Kontraktion einer Gaswolke: Gravitationsdruck größer als Gasdruck (+ Zentrifugaldruck) Annahmen: Nicht rotierende kugelförmige Gaswolke mit Radius R sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.14/30 Entwicklungsablauf: Kontraktion zur Hauptreihe Jeans-Kriterium Bedingung für Kontraktion einer Gaswolke: Gravitationsdruck größer als Gasdruck (+ Zentrifugaldruck) Annahmen: Nicht rotierende kugelförmige Gaswolke mit Radius R Geringe Massendichte ⇒ Ideales Gas, pV = nRT Gasdruck ρ pgas = M · RT sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.14/30 Entwicklungsablauf: Kontraktion zur Hauptreihe Jeans-Kriterium Bedingung für Kontraktion einer Gaswolke: Gravitationsdruck größer als Gasdruck (+ Zentrifugaldruck) Annahmen: Nicht rotierende kugelförmige Gaswolke mit Radius R Geringe Massendichte ⇒ Ideales Gas, pV = nRT Gasdruck ρ pgas = M · RT Gravitationsdruck 3 G·M 2 pgrav = − 8 πR4 sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.14/30 Entwicklungsablauf: Kontraktion zur Hauptreihe Jeans-Kriterium Bedingung für Kontraktion einer Gaswolke: Gravitationsdruck größer als Gasdruck (+ Zentrifugaldruck) Annahmen: Nicht rotierende kugelförmige Gaswolke mit Radius R Geringe Massendichte ⇒ Ideales Gas, pV = nRT Gasdruck ρ pgas = M · RT Gravitationsdruck 3 G·M 2 pgrav = − 8 πR4 Mit pgas < pgrav und M = 4 πρR3 folgt: 3 M≥ 2kT G·M ·R sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.14/30 Sternentstehungsgebiet: Orionnebel (M42) sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.15/30 Entwicklungsablauf: Hauptreihe Für gleichartige Sterne: L = L(Teff ) ⇒ Linie im HRD; Hauptreihe sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.16/30 Entwicklungsablauf: Hauptreihe Für gleichartige Sterne: L = L(Teff ) ⇒ Linie im HRD; Hauptreihe Massenreiche Sterne durchlaufen Hauptreihe schneller als massenarme Verweildauer etwa 90% der Lebensdauer (5 Mio. bis mehrere Mrd. Jahre), dabei praktisch keine Veränderung des Sterns sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.16/30 Entwicklungsablauf: Hauptreihe Für gleichartige Sterne: L = L(Teff ) ⇒ Linie im HRD; Hauptreihe Massenreiche Sterne durchlaufen Hauptreihe schneller als massenarme Verweildauer etwa 90% der Lebensdauer (5 Mio. bis mehrere Mrd. Jahre), dabei praktisch keine Veränderung des Sterns Energieproduktion durch Wasserstoffbrennen im Kern Massenarme Sterne (M < 1, 5 · M ): pp-Prozess Massenreiche Sterne: CNO-Zyklus (CNO-Zyklus setzt erst bei höheren Temperaturen ein) sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.16/30 Entwicklungsablauf: Hauptreihe Für gleichartige Sterne: L = L(Teff ) ⇒ Linie im HRD; Hauptreihe Massenreiche Sterne durchlaufen Hauptreihe schneller als massenarme Verweildauer etwa 90% der Lebensdauer (5 Mio. bis mehrere Mrd. Jahre), dabei praktisch keine Veränderung des Sterns Energieproduktion durch Wasserstoffbrennen im Kern Massenarme Sterne (M < 1, 5 · M ): pp-Prozess Massenreiche Sterne: CNO-Zyklus (CNO-Zyklus setzt erst bei höheren Temperaturen ein) Extrem massenarme Sterne (M < 0, 26 · M ) werden nach Verbrauch ihres Wasserstoffs direkt zu weißen Zwergen sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.16/30 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Entwicklung zu Rotem Riesen Verhältnis H/He im Kern wird ungünstiger ⇒ Kern schrumpft und wird heißer H wird nun in Schale verbrannt sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.17/30 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Entwicklung zu Rotem Riesen Verhältnis H/He im Kern wird ungünstiger ⇒ Kern schrumpft und wird heißer H wird nun in Schale verbrannt Dadurch blähen sich äußere Schichten auf ⇒ Stern wird zum Roten Riesen Bewegung im HRD nach zunächst rechts, dann senkrecht nach oben sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.17/30 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Helium-Brennen Nur Sterne mit M > 0, 5 · M erreichen Zündtemperatur j Bei 100 Mio. K: He-Brennen im Kern; weiterhin H-Brennen in Schale sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.18/30 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Helium-Brennen Nur Sterne mit M > 0, 5 · M erreichen Zündtemperatur j Bei 100 Mio. K: He-Brennen im Kern; weiterhin H-Brennen in Schale 3α-Prozess: 4 He +4 He →8 Be − 0, 1 MeV 8 Be +4 He →12 C + 7, 4 MeV sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.18/30 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Helium-Brennen Nur Sterne mit M > 0, 5 · M erreichen Zündtemperatur j Bei 100 Mio. K: He-Brennen im Kern; weiterhin H-Brennen in Schale 3α-Prozess: 4 He +4 He →8 Be − 0, 1 MeV 8 Be +4 He →12 C + 7, 4 MeV Weitere Temperaturerhöhung des Kerns Extrem hoher Druck ⇒ Fermi-Entartung, Kern expandiert nicht, Reaktion beschleunigt sich weiter sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.18/30 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Helium-Flash Sterne mit M < 1, 4 · M verbrennen Helium explosionsartig Sekunden nach dem Zünden der He-Brennens: Hohe Temperatur hebt Entartung auf sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.19/30 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Helium-Flash Sterne mit M < 1, 4 · M verbrennen Helium explosionsartig Sekunden nach dem Zünden der He-Brennens: Hohe Temperatur hebt Entartung auf Kern expandiert explosionsartig, Hülle fängt Energie jedoch auf, Stern ”überlebt” sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.19/30 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Helium-Flash Sterne mit M < 1, 4 · M verbrennen Helium explosionsartig Sekunden nach dem Zünden der He-Brennens: Hohe Temperatur hebt Entartung auf Kern expandiert explosionsartig, Hülle fängt Energie jedoch auf, Stern ”überlebt” starker Temperaturanstieg in der Hülle, Verlust an Leuchtkraft ⇒ Sprung im HRD nach unten links sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.19/30 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Helium-Flash (2) Abwerfen eines Planetarischen Nebels NGC3132, Quelle: www.hubblesite.org sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.20/30 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Helium-Flash (2) Abwerfen eines Planetarischen Nebels Asymptotischer Riesenast Zunächst gleichmäßiges He-Brennen im Kern sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.20/30 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Helium-Schalenflash Helium im Kern verbraucht ⇒ He-Schale entsteht, H-Brennen wandert noch weiter nach außen Anwachsen des Riesens auf bis zu 300 · R sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.21/30 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Helium-Schalenflash Helium im Kern verbraucht ⇒ He-Schale entsteht, H-Brennen wandert noch weiter nach außen Anwachsen des Riesens auf bis zu 300 · R He-Brennen in Schale setzt ein ⇒ Temperaturanstieg in den Schalen führt zu Konvektion, Energietransport nach außen, He-Schale kühlt ab sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.21/30 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Helium-Schalenflash Helium im Kern verbraucht ⇒ He-Schale entsteht, H-Brennen wandert noch weiter nach außen Anwachsen des Riesens auf bis zu 300 · R He-Brennen in Schale setzt ein ⇒ Temperaturanstieg in den Schalen führt zu Konvektion, Energietransport nach außen, He-Schale kühlt ab Prozess erfolgt in mehreren Oszillationen Massenverlust der Hülle als ”Sternenwind” sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.21/30 Entwicklungsablauf: Massenreiche Sterne Entwicklung zu Rotem Riesen Früheres Einsetzen des Heliumbrennens bei noch nicht entartetem Kern ⇒ Kein explosionsartiges He-Brennen Wasserstoff brennt in Schale weiter sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.22/30 Entwicklungsablauf: Massenreiche Sterne Entwicklung zu Rotem Riesen Früheres Einsetzen des Heliumbrennens bei noch nicht entartetem Kern ⇒ Kein explosionsartiges He-Brennen Wasserstoff brennt in Schale weiter He-Brennzone wandert nach außen Je nach Masse entstehen unterschiedlich viele Schalen mit weiteren Brennzonen → Synthese schwererer Elemente sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.22/30 Entwicklungsablauf: Massenreiche Sterne Synthese schwererer Elemente C-Brennen (Produkte: O, Ne, Mg, Na) sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.23/30 Entwicklungsablauf: Massenreiche Sterne Synthese schwererer Elemente C-Brennen (Produkte: O, Ne, Mg, Na) Falls M > 5 · M : O-Brennen (Produkte: Si, P, Mg) Ne-Brennen (Produkt: Mg) Si-Brennen (Produkte: Ni, Fe, He) sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.23/30 Entwicklungsablauf: Massenreiche Sterne Synthese schwererer Elemente C-Brennen (Produkte: O, Ne, Mg, Na) Falls M > 5 · M : O-Brennen (Produkte: Si, P, Mg) Ne-Brennen (Produkt: Mg) Si-Brennen (Produkte: Ni, Fe, He) sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.23/30 Entwicklungsablauf: Endphasen Endzustände abhängig von Masse Sterne mit M < 1, 5 · M enden als weißer Zwerg sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.24/30 Entwicklungsablauf: Endphasen Endzustände abhängig von Masse Sterne mit M < 1, 5 · M enden als weißer Zwerg Sterne mit M > 1, 5 · M können als Supernova explodieren 1, 5 · M < M < 5 · M : Neutronenstern verbleibt M > 5 · M : Stern kollabiert zu Schwarzem Loch sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.24/30 Entwicklungsablauf: Endphasen Endzustände abhängig von Masse Sterne mit M < 1, 5 · M enden als weißer Zwerg Sterne mit M > 1, 5 · M können als Supernova explodieren 1, 5 · M < M < 5 · M : Neutronenstern verbleibt M > 5 · M : Stern kollabiert zu Schwarzem Loch Bei Sternen mittelhoher Masse (1, 5 · M < M < 8 · M ) genauer Verlauf noch nicht geklärt sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.24/30 Entwicklungsablauf: Endphasen Weiße Zwerge Nukleare Reaktion erloschen ⇒ Materie entartet (E F ≥ kT ) Masse durchschnittlich 1 · M , aber Größe wie die Erde! ⇒ ρ ≈ 109 mkg3 sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.25/30 Entwicklungsablauf: Endphasen Weiße Zwerge Nukleare Reaktion erloschen ⇒ Materie entartet (E F ≥ kT ) Masse durchschnittlich 1 · M , aber Größe wie die Erde! ⇒ ρ ≈ 109 mkg3 Stabilitätsbedingung: Entartungsdruck = Gravitationsdruck 1 Masse-Radius-Beziehung: R ∼ M − 3 5,8 Chandrasekhar-Grenzmasse: MCh ≈ µ2 · M ≈ 1, 5 · M e (mit µe ≈ 2: Molekulargewicht pro freiem Elektron) sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.25/30 Entwicklungsablauf: Endphasen Weiße Zwerge Nukleare Reaktion erloschen ⇒ Materie entartet (E F ≥ kT ) Masse durchschnittlich 1 · M , aber Größe wie die Erde! ⇒ ρ ≈ 109 mkg3 Stabilitätsbedingung: Entartungsdruck = Gravitationsdruck 1 Masse-Radius-Beziehung: R ∼ M − 3 5,8 Chandrasekhar-Grenzmasse: MCh ≈ µ2 · M ≈ 1, 5 · M e (mit µe ≈ 2: Molekulargewicht pro freiem Elektron) Im HRD unten Links (heiß, aber geringe Leuchtkraft) Nach Auskühlen: Schwarzer Zwerg sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.25/30 Entwicklungsablauf: Endphasen Neutronensterne Sterne oberhalb der Chandrasekhar-Grenzmasse M c ≈ 1, 5 · M kollabieren zu Neutronensternen EF muss weiter ansteigen sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.26/30 Entwicklungsablauf: Endphasen Neutronensterne Sterne oberhalb der Chandrasekhar-Grenzmasse M c ≈ 1, 5 · M kollabieren zu Neutronensternen EF muss weiter ansteigen E F ≥ mn − m p c 2 : e + p → n + νe (inverser β-Zerfall) sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.26/30 Entwicklungsablauf: Endphasen Neutronensterne Sterne oberhalb der Chandrasekhar-Grenzmasse M c ≈ 1, 5 · M kollabieren zu Neutronensternen EF muss weiter ansteigen E F ≥ mn − m p c 2 : e + p → n + νe (inverser β-Zerfall) Oppenheimer-Volkow-Grenzmasse: M ≈ 3, 2 · M → Schwarzes Loch Aber: Hoher Masseverlust bei Entstehung (SN-Explosion; Gravitationsenergie wird abgestrahlt) sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.26/30 Entwicklungsablauf: Endphasen Supernovae Typ II Massenreiche Sterne explodieren wahrscheinlich alle als SN II Massenreicher Stern behält Eisenkern am Ende der Brennphase übrig Masse und Temperatur des Kerns steigt aufgrund weiterer Eisenproduktion in umliegender Schale (Si-Brennen) sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.27/30 Entwicklungsablauf: Endphasen Supernovae Typ II Massenreiche Sterne explodieren wahrscheinlich alle als SN II Massenreicher Stern behält Eisenkern am Ende der Brennphase übrig Masse und Temperatur des Kerns steigt aufgrund weiterer Eisenproduktion in umliegender Schale (Si-Brennen) Zwischen 5 bis 10 Mrd. K wird Kern instabil und kollabiert im Freien Fall, γ-Quanten spalten Eisen in α-Teilchen Kern wird zu Neutronenstern; Neutrinos können nicht mehr entweichen sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.27/30 Entwicklungsablauf: Endphasen Supernovae Typ II Massenreiche Sterne explodieren wahrscheinlich alle als SN II Massenreicher Stern behält Eisenkern am Ende der Brennphase übrig Masse und Temperatur des Kerns steigt aufgrund weiterer Eisenproduktion in umliegender Schale (Si-Brennen) Zwischen 5 bis 10 Mrd. K wird Kern instabil und kollabiert im Freien Fall, γ-Quanten spalten Eisen in α-Teilchen Kern wird zu Neutronenstern; Neutrinos können nicht mehr entweichen Schließlich ist gesamter Kern kollabiert; Kollaps kommt schlagartig zum Stillstand Erst jetzt beginnt Hülle zu kollabieren sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.27/30 Entwicklungsablauf: Endphasen Supernovae Typ II (2) Plötzlicher Stop des Kernkollapses führt zu Schockwelle, die in Gegenrichtung die Hülle durchläuft Schockwelle erreicht nach Stunden äußeren Bereich ⇒ Hülle wird abgestoßen, Supernova wird sichtbar sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.28/30 Entwicklungsablauf: Endphasen Supernovae Typ II (2) Plötzlicher Stop des Kernkollapses führt zu Schockwelle, die in Gegenrichtung die Hülle durchläuft Schockwelle erreicht nach Stunden äußeren Bereich ⇒ Hülle wird abgestoßen, Supernova wird sichtbar Während des Zusammenbruchs werden blitzartige Kernfusionen gezündet ⇒ Erzeugung schwererer Elemente Zurück bleibt Neutronenstern sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.28/30 Zusammenfassung sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.29/30 The End sternenentwicklung.tex – Sternenentwicklung – Martin Hierholzer – 25/5/2004 – 20:46 – p.30/30
