4. Entstehung und Entwicklung der Sterne
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————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— 4. Entstehung und Entwicklung der Sterne Die Masse bestimmt die Entwicklung Vorgänge in Molekülwolken Brennsequenzen Masseverluste Supernovae ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— 4.1 Die Masse bestimmt die Entwicklung ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Hauptreihenmasse, Entwicklung und Endzustand M/MJ Prozesse Endzustand <0.08 schwaches D-Brennen, kein H-Brennen Brauner Zwerg Kern = p,e− , entartet >0.08 1% H in 1010 Jahren verbrannt He-Weißer Zwerg <0.35 He zündet nicht, konvektiv Kern = He3 , e− , entartet >0.35 H + He Kern-/Schale-Brennen <2.5 He zündet bei Entartung, He-Blitz Weißer Zwerg, ≈0.6 MJ Kern = C,O,e− , entartet Roter Riese Planetarischer Nebel >2.5 H + He Kern-/Schale-Brennen <8 C + O Kern-Brennen bei Entartung Zündung bei 3 × 108 K falls Masseverlust vor Zündung C/O >15 H + He Kern-/Schale-Brennen Supernova Typ I, Zerstörung Weißer Zwerg, ≈1 MJ C + O Kern-Brennen ohne Entartung Brennen bis 56 Fe, Kern-Kollaps Supernova Typ II, Neutronenstern falls nach Masseverlust >10 MJ Kollaps Schwarzes Loch ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— 4.2 Vorgänge in Molekülwolken ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Molekülwolken entlang der Spiralarme (M51) M51 = NGC 5194 Durchmessr: 60 000 Lj Entfernung: 30 Mill. Lj Molekülwolken mit Sternbildung sind von H-II-Regionen begleitet, die man am roten Licht des Balmer-Übergangs erkennt. http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— In unserer Umgebung: Sternreste und entstehende Sterne 1500-Lj-Umgebung Sonne: der Molekülwolken (orange) dicht daneben heiße Sternen Assoziationen) junge (O/B- Reste von Sternexplosionen (Gas-Staub-Schalen) http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Nahe OB-Assoziationen αSco 450 Lj ↓ ↓ Gum-Nebel ↓ ↑ ↑ 450 Lj 1500 Lj ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Dunkelwolke Barnard 68: Frequenzabhängige Schwächung sichtbares Licht ultrarotes Licht ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Sternbild Orion: Barnard’s loop links oben: Beteigeuze, 450 Lj rechts unten: Rigel, 775 Lj ց 3 Gürtelsterne, unmittelbar darunter Pferdekopfnebel, weiter unten Orionnebel, 1200 - 1500 Lj Barnard’s loop (1895 entdeckt) deutet sich als leicht rötliches Verarmungsgebiet der Hintergrundsterne an (Pfeile). → ր ↑ http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Milchstraße, Orion, Barnard’s loop und M42 ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Orion-Nebel umhüllt von Barnard’s loop Barnard’s loop wahrscheinlich Rest einer alten Supernova Beteigeuze links oben außerhalb des Bildes Rigel rechts unten linker Gürtelstern mit PferdekopfNebel Orion-Nebel Trapez (M42) im unteren ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Spitzer-UR-Teleskop: Gas-Staub-Wolken hinter dem Orion sichtbares Licht: Vordergrund-Sterne und M42 ultrarotes Licht: Gas-Staub-Wolken im Hintergrund NASA/JPL-Caltech/R. Hart (SSC Caltech) ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Pferdekopf-Nebel und Orion-Nebel (M42) http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Orion-Nebel (M 42) und Pferdekopf-Nebel Pferdekopf- und Orion-Nebel, 1300 Lj http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Pferdekopf-Nebel: Dunkelwolken vor H-II-Regionen http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Pferdekopf-Nebel: Details links unten: linker Gürtelstern des Orion http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Orion-Nebel: Junge Sterne erzeugen X-ray flares rechts: Chandra-Teleskop, etwa 10 Lj im Orion-Nebel, zentriert bei den heißen TrapezSternen unten: Hubble-Teleskop, Trapez-Sterne http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Sternbildung im Orion-Nebel (M 42) http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Dunkelwolke beim Stern ρ Oph (Entfernung ∼450 Lj) ρ Oph ← ← ← σ Sco M4 Antares Zentrum Milchstraße ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Dunkelwolke ρ Oph Sternbildung mit protoplanetarer Scheibe (Durchmesser ∼300 AU) ρ Oph Dunkelwolke σ Sco VLT + ISSAC Antares (α Sco) 520 Lj, 700 RJ 10 - 15 MJ 9000 LJ M4 7500 Lj http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Gum-Nebel: Rest einer Supernova vor 1 Mill. Jahren Füllt 41 Grad des Südhimmels, Sternbilder Vela/Puppis, Vorderfront 450 Lj, Rückfront 1500 Lj ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Sternbildung mit Jet in einer Dunkelwolke HH 46/47: Herbig-Haro-Objekt Entfernung 1140 Lj Gas-Jet etwa 1 Lj lang Infrarot-Bild vom SPITZER-Raumteleskop optisches Bild links unten http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Herbig-Haro-Objekt HH 46/47 im Gum-Nebel http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Sternbildung im Adler-Nebel (M16) An der Spitze jedes Pfeilers dichte Wolken mit entstehenden Sternen Entfernung 6500 Lj, Durchmesser 20 Lj http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Sternbildung im Trifid-Nebel (M20) Nur dichte Gas-Staub-Wolken an den Spitzen der Pfeiler bleiben im Sternwind des zentralen heißen Sterns erhalten. Entfernung 5000 Lj, Durchmesser 20 Lj Sternbild Sagittarius http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Sternbildung im Lagunen-Nebel (M8) Entfernung 5000 Ausschnitt 50 Lj Lj, Der Sternwind zentraler heißer Sterne treibt das Gas auseinander. Nur dichte Kerne widerstehen und bilden dunkle Kontraste. Verdichtungsregionen (Bok-Globulen) mit Sternbildung findet man in den rotbraun dargestellten Gebieten. http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Bok-Globule im Nebel NGC 281 in der Cassiopeia Entfernung 10000 Lj http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Kleinste Bok-Globulen ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Protostellare Scheiben im Ultraroten ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Binärsystem T Tauri: Prototyp der T-Tauri-Variablen Das Binärsystem im Sternbild Stier besteht aus zwei Komponenten, die noch nicht auf der Hauptreihe angekommen sind. Das Wasserstoff-Brennen hat noch nicht begonnen. Energiequelle für die oft große Leuchtkraft der T-Tauri-Objekte ist die Gravitationsbindungsenergie des einfallenden Materials. T-Tauri-Objekte bilden Jets und zeigen unregelmäßige Ausbrüche. Die Physik solcher Systeme wird maßgeblich durch den Drehimpuls bestimmt. http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Jeans-Masse: Mindestmasse für Kollaps, falls ρ, T gegeben isotherm, Kriterium: Schweredruck im Zentrum übertrifft Gasdruck (α=2) oder Masse übertrifft Virial-Grenze (α=5) MJ = 3 αkB T 2 Gm 3 4πρ 21 Schlussfolgerung: 10 K, ρ > 10−17 kg/m3 : Wolken mit ∼ 1MJ kollabieren 3 60 K, ρ < 10 kg/m : Wolken mit einigen 10 MJ kollabieren, Sternhaufen −17 MJ /MJ Modell: Gaskugel, homogen, ideales Gas ...... ... 30 . ...... ... ... ....... ... ... ........ . ......... ... ... .......... ... ... ........... ... ... ............ ... ... ............. ... ... ............... . . ................. ... .... .................. 100 K . . . 20 ... ..... .................... ...... ....................... ... ...... . ... ........ ... ......... ... ........... ............. ... ............... ... .................. ... ..................... .... ........................... . ..... ................................... 60 K 10 ........................................ ....... .......... .............. .................... ... ............................... ... ....................................................... K ............................................................30 ...... .............................. ................ ............................................................................... .................................................................................................................10 ...............K ................ 0 0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 100 ρ/10−18 kg m−3 ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— 1 MJ vor der Hauptreihe HL, Hayashi-Linie rechts davon: keine stabile Energieentsorgung unmittelbar links davon: nur Konvektion weiter links: zunehmend Strahlungstransport fF, Kollaps nahezu im freien Fall √ 104 . . . 105 J, Zeitskala ∼ 1/ Gρ, fast isotherm bei 2.3 eV (H2 → 2 H), 13.6 eV (H → p + e− ) P, Protostern ∼ 5 RJ , Tz ≈ 105 K, Teff ≈ 3500 K LJ KH, Kelvin-Helmholtz-Phase ∼ 107 J, homogene Freisetzung von Gravitationsenergie C, Core entsteht ∼ 1.3 RJ , Tz ≈ 107 K, Teff ≈ 4500 K, Stop Kontraktion, T Tauri-Sterne 6000 3000 ← Teff /K R, Rekonstruktion aller Prozesse Umbau konvektiv → strahlend, gegen Ende sporadisches Zünden im Core HR, Ankunft Alter-Null-Hauptreihe (ZAMS) ∼ 2.5 × 107 J, RJ , Tz ≈ 1.5 × 107 K, Teff ≈ 6000 K ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— 4.3 Brennsequenzen ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Die Breite der Hauptreihe a) Ankunft auf der Hauptreihe b) Anfang der Kontraktion des He-reichen Kerns c) Ende des H-Brennens im Zentrum d) Anfang des He-Brennens im Zentrum ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Entwicklung eines 5-MJ -Sterns (nach R. Kippenhahn) A-B-C Hauptreihe, 56 Mill. J A R=2.58 RJ , Teff =17500 K, Sp.typ B5, Tz =2.64×107 K, Pz =5.5×1015 Pa, CNO B-C He-reicher Kern kontrahiert C Ende H-Brennen im Kern C . . . H H-Brennen in Schale, 2.4×107 J C-D H brennt nur in Schale, He-Kern kontrahiert, 3×106 J E-F He-Brennen im Kern, es entsteht nimmt ab, Tz =1.3 - 1.8 ×108 K F-G C-Kern kontrahiert, R wächst G-H He-Schale brennt K-L roter Überriese, 100 RJ , pulsiert 12 C, R ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Kugelsternhaufen M3: Brennsequenz H - He - C - O 4. AGB asymptotischer Riesenast 2. Riesenast Schale: He brennt Schale: H brennt Schale: H brennt 3. Horizontalast 1. Hauptreihe Zentrum: He brennt Schale: H brennt Zentrum: H brennt ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— 4.4 Masseverluste ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Entwicklungswege im HRD: Eine Sonnenmasse K Kollaps Gaswolke, anfangs nahe freier Fall P Protostern erreicht H Hayashi-Linie, Kollaps nahe Gleichgewicht T T-Tauri-Stern erreicht, Jets, Ausbrüche Z normaler Zwerg auf Hauptreihe R Roter Riese N Planetarischer Nebel, Masseschalen abstoßen W Weißer Zwerg, Kühlung vor Z M42 Z Sonne N NGC2392 W Sirius A/B ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Planetarische Nebel: Abgestoßene Masseschalen M57, 1 Lj, 2000 Lj Abell 39, 5 Lj, 7000 Lj Rotten Egg, 1.4 Lj, 3000 Lj, ohne (l) und mit (r) UR-Bild http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html M2-9, Doppelstern, 2100 Lj PKS265-02, alte Schalen ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Planetarischer Nebel NGC 6543 NGC 6543 (Katzenauge-Nebel): Nordhimmel, Sternbild Drachen, Entfernung etwa 3000 Lj, Alter 1000 J. Farbcode: links (rot - Hα , blau - Sauerstoff, grün - Stickstoff ), rechts (Röntgenemission (blau) hinzugefügt). Interpretation: Ein enges Doppelsystem emittiert einen Ring (helle Verdichtungen) und senkrecht dazu Jets. ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Entwicklungswege im HRD: Mehr als 8 Sonnenmassen HR blauer Hauptreihenstern L > 10 000 LSonne U blauer bis roter Überriese kann Hülle abstoßen (Wolf-Rayet) Kern-Brennen bis Fe entarteter Fe-Kern SN II Supernova Typ II Rest Neutronenstern oder Schwarzes Loch HR Rigel/Orion U WR 124 U Beteigeuze SN II SN1987A ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Stern η Car: Masseverlust bei Explosion Eta Carinae ist ein massereicher Stern, der äußere Hüllen abstößt. Eine Supernova Typ II ist möglich. http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— 4.5 Supernovae ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Wege zu instabilen Zuständen • Entstehung aus Gas-StaubWolken • masseabhängige quenz Brennse- • rote Riesen bilden planetarische Nebel, äußere Schalen werden abgestoßen • SN I: falls nach Masseverlust weniger als 1.4 MSonne C und Begleiter • SN II: falls nach Masseverlust Brennen bis 1.4 MSonne Fe56 im Kern ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Was ist eine Supernova vom Typ 1a ? • • • • • Weißer Zwerg im Binärsystem Riesenatom, stabil durch Gravitation und Pauli-Prinzip erreicht 1.4 Sonnenmassen C/O, kollabiert und explodiert, wird vollständig zerstört Leuchtkraft bekannt, Normalkerze für wenige Wochen Rest der SN1572 (Tycho Brahe), Abstand ≈ 10000 LJ, Durchmesser ≈ 22 LJ, Aufnahme CHANDRA ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Supernova Typ I: 1.4 Mo Kohlenstoff explodieren Nur 0.01 s nach Erreichen von 1.4 MSonne C Zündung der C-Explosion im Zentrum Explosionsfront nach 3 s an der Oberfläche Aufleuchten Stern zerstört Wolke expandiert mit 20 000 km/s nach einigen 100 J heiße Blase Durchmesser 10 Lj ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Tychos SN 1572 heute X-Emission von einer expandierenden Schale. Kein Pulsar. ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Supernova-Reste und Sonnensystem Unser Sonnensystem ist verschwindend klein gegen einen SNRest im Alter von einigen 100 Jahren. ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— 25-MSonne -Stern kurz vor Kollaps ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Supernova Typ II: Erst Kollaps - dann Explosion Bei Erreichen von 1.4 MSonne Fe im Kern - Gravitationskollaps innerer Teil (0.8 MSonne ) reißt ab prallt nach 0.2 s auf abstoßende Kernkraft auslaufende Schockwelle langsame Neutronisierung 1057 Neutrinos entstehen diese schieben Schockwelle in Stunden bis einigen Tagen durch Wasserstoffhülle dann erst Aufleuchten Neutronenstern bleibt ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Energiebilanz einer Supernova Typ II ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Vela-SN vor 10 000 Jahren - der Rest heute X-Himmel, Vela-Pulsar (r), 1500 Lj X-Strahlung = Röntgenstrahlung Jet: 30.11.00 Schale, 200 Lj, X-Emission 12.01.01 http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html 29.12.01 innen Pulsar, Doppelring, bewegt entlang grüner Pfeil 03.04.02 ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— SN 1987A in der Großen Magellanschen Wolke, 23. Feb. 1987 Sanduleak -69o 202 im Tarantel-Nebel M ≈ 18 MJ Spektraltyp O Teff ≈ 30000 K L ≈ 5 × 104 LJ unten: Tarantel-Nebel in der GMW ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— SN 1987A: Anregung früher abgestoßener Ringe ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Deutliche Supernova in der Galaxie M51 M 51, Durchmesser 60 000 Lj, Entfernung 30 Mill. Lj http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html
