Sternentwicklung

Seminar
Astro-Teilchenphysik
Wintersemester 2002/2003
16.12.2002
„Sternentwicklung“
von
Frank Forster
We had the sky up there, all
speckled with stars, and we used to lay on our backs
and look up at them, and discuss about whether they
was made or only just happened.
(Mark Twain, Huckleberry Finn)
Übersicht
• Hertzsprung-Russell-Diagramm
• Sternentstehung
• Hauptreihenphase
• Energieerzeugung
• Massearme Sterne (M<8MÀ)
►
0,45-2,8 MÀ
►
2,8-8 MÀ
►
<0,45 MÀ
• Massereiche Sterne (M>8MÀ)
►
8-50 MÀ
►
50-100 MÀ
• Doppelsterne
Hertzsprung-RussellDiagramm
~1880: Pickering/Cannon erstellen die
Harvard-Klassifikation der
Spektralklassen:
O-B-A-F-G-K-M
~1910: Hertzsprung/Russell untersuchen
den Zusammenhang von Spektralklasse und absoluter Helligkeit
physikalisch:
Spektralklasse
⇔ Temperatur
Absolute Helligkeit
⇔ Leuchtkraft
| Hertzsprung-Russell-Diagramm
Hertzsprung-RussellDiagramm
Hertzsprung-RussellDiagramm
Aber: Es gibt sowohl Weiße Zwerge als
auch Hauptreihensterne als auch
Riesensterne gleichen Spektraltyps
⇒ genauere spektroskopische
Klassifikation nötig
⇒ Leuchtkraftklassen
Ia, b
II-III
IV
V
VI
Überriesen
Riesen
Unterriesen
Zwerge
Unterzwerge
⇒ erweitertes HertzsprungRussell-Diagramm
Hertzsprung-RussellDiagramm
Sternentstehung
Der Raum zwischen den Sternen ist nicht
leer, sondern angefüllt mit dem sogenannten
Interstellaren Medium:
• Gas (hauptsächlich Wasserstoff), Staub
• Dichte: 102-106 Teilchen/cm3
Dieses Gas befindet sich in einem stabilen
Gleichgewicht:
Anziehungskraft der Teilchen untereinander
=
thermischer Druck
Überschreitet eine zusammenhängende
Gaswolke eine kritische Masse, so reicht
der Druck nicht mehr aus, um die
Schwerkraft auszugleichen.
Sternentstehung
Es muß gelten:
M
3 M2 3
3
U gr = G ⋅
> kTN = kT ⋅
= Utherm
5
R 2
2
mH
⇒
M Jeans >
4π
375  k bT

ρR 3 =
3
32πρ  GmH



3
2
Je kühler das Gas ist, desto geringer ist
auch die kritische Masse
⇒ Sterne entstehen also aus kalten
Molekülwolken ~70K
⇒ Jeans-Masse ≈ 2000-10000 MÀ
Sternentstehung
Kontraktion der Wolke
• Druck und Temperatur
• Rotationsgeschwindigkeit
erhöhen sich.
Molekülwolken inhomogen
⇒ Fragmentation
⇒ Drehimpuls teilt sich auf
• Bahndrehimpuls um
Massenzentrum
• Eigendrehimpuls
weitere Massenansammlung
⇒ Außendruck steigt
⇒ Kern wird weiter komprimiert und
erwärmt
Sternentstehung
Ist die Temperatur bis auf 4 .106 K
gestiegen, so setzt die Kernfusion ein.
Sterne mit mehr als 100 MÀ sind aufgrund
ihres Strahlungsdrucks nicht stabil.
Sterne mit weniger als 0,08 MÀ entarten
im Kern, bevor sie die zur Kernfusion
nötige Temperatur erreichen
⇒ Braune Zwerge
Hauptreihenphase
Mit Beginn des Wasserstoffbrennens
erreichen Sterne die Hauptreihe des HRD.
⇒ hydrostatisches Gleichgewicht
Der stellare Parameter, der entlang der
Hauptreihe variiert ist die Sternmasse. Je
massereicher ein Stern ist, desto größer ist
seine zentrale Temperatur
⇒ Wasserstoffkerne energiereicher
⇒ Größere
Reaktionswahrscheinlichkeit
(größere Tunnelw’keit)
⇒ Größere Reaktionsgeschwindigkeit
⇒ Der Stern setzt pro Zeiteinheit
mehr Materie durch Fusion in
Strahlungsenergie um
⇒ Größere
Leuchtkraft,
größere
Oberflächentemperatur
⇒ Diagonaler Verlauf der Hauptreihe
Hauptreihenphase
Empirisch gilt die Masse-LeuchtkraftBeziehung:
L ∝ M 3,2...3,88
Gleichzeitig wächst der Brennstoffvorrat
nur proportional M
⇒ Je massereicher ein Stern ist, desto
schneller verbrennt er seinen
Wasserstoffvorrat
Die Wasserstoffusion läuft solange, bis
ca.90% des vorhandenen Wasserstoffs
verbraucht sind:
2
M 
tHr =1010 Sonne Jahre
 M 
⇒ O-Stern: 106 Jahre
⇒ M-Stern: 1012 Jahre
Energieerzeugung
pp-Kette
Energieerzeugung
CNO-Zyklus
katalytischer Prozeß: Gesamtzahl an CNOKernen konstant
M<1,5MÀ:
hauptsächlich pp-Kette
M<1,5MÀ:
hauptsächlich CNO-Zyklus
Energietransport
Die
Energieerzeugung
findet
im
Sterninneren statt, die Energieabstrahlung
an der Sternoberfläche
⇒ Energietransport notwendig
Wärmeleitung: Wegen der geringen
Dichten im allgemeinen vernachlässigbar;
wird erst bei entarteter Materie wichtig.
Strahlung: Mehrmalige Absorption und
Emission der Photonen.
⇒ ca. 100000 Jahre unterwegs vom
Zentrum zur Oberfläche
⇒ Spektroskopie: nur Information
über äußerste Schicht des Sterns
Konvektion:
Wenn
Materie
zu
undurchsichtig für Strahlung wird, kann
diese die Energie nicht schnell genug
transportieren.
⇒ großes Temperaturgefälle entsteht
⇒ Konvektion setzt ein
Massearme Sterne
⇒ Sterne bis 8 Sonnenmassen
1.Fall: 0,45MÀ < M < 2,8MÀ
•
•
Ende des Wasserstoffbrennens
⇒ isothermer He-Kern umgeben von
einer H-brennenden Schale
⇒ He-Kern kontrahiert bis Entartung
Wasserstoffschalenbrennen
⇒ heizt Hülle auf
! Hülle dehnt sich aus, kühlt
dabei ab
! Aufgrund von
Molekülabsorptionen wird
Hülle undurchsichtiger
! Konvektion setzt ein
⇒ liefert Helium nach
! Kernmasse wächst
Massearme Sterne
•
Bei
MKern=0,48
M
wird
Zündtemperatur von 108K für HeBrennen erreicht
À
⇒ freiwerdende
Energie
geht
ausschließlich innere Energie über,
da
wegen
P~ρ5/3
keine
Expansionsarbeit geleistet wird
⇒ Temperaturerhöhung
⇒ Zunahme der Energieproduktion
⇒ Temperaturerhöhung
⇒ ...
⇒ Temperatur hebt Entartung auf
⇒ Abkühlende Expansion (He-Flash)
⇒ Rasche (106 yr) Entwicklung zum
Horizontalast
Massearme Sterne
Ab 108K wird die Heliumfusion gezündet:
Weitere α-Einfänge
⇓
12
C(α,γ)16O(α,γ)20Ne(α,γ)24Mg(α,γ)28Si
geringe Reaktionsrate von 16O(α,γ)20Ne
kaum Beitrag zur Energieerzeugung
Massearme Sterne
Sind die Temperaturen größer als beim
3α-Prozeß, wie es bei einem AGB-Stern
der Fall sein wird, wird auch das 14N aus
dem CNO-Zyklus weiterreagieren:
14
N(α,γ)18F(e+,ν)18O(α,γ)22Ne(α,n)25Mg
Im letzten Reaktionsschritt werden jene
Neutronen erzeugt, die für den Aufbau der
schweren Elemente mit A>60 im
sogenannten s-Prozess verantwortlich sind.
Massearme Sterne
Horizontalast
⇒ konstante Temperatur im Kern
⇒ konstante Energieerzeugung
⇒ konstante
Temperatur
der
wasserstoffbrennenden Schale
⇒ stabiler Zustand des Sterns
Sterne auf dem Horizontalast sind umso
kühler, je massereicher sie sind. Ihre
Kernmasse von 0,48M ist für alle Sterne
nahezu gleich, d.h. ihre Gesamtmasse wird
durch die Wasserstoffhülle bestimmt:
À
Je größer die Masse der Hülle
⇒ desto größer der Druck in der
Wasserstoffbrennschale
⇒ desto größer die Energieerzeugung
⇒ desto ausgedehnter und kühler die
Hülle
Massearme Sterne
•
Heliumvorrat im Kern aufgebraucht
⇒ entarteter CO-Kern, C-Brennen
zündet nicht
•
•
⇒ Heliumschalenbrennen
⇒ Stern dehnt sich aus
⇒ Asymptotischer Riesenast
Konfiguration instabil
⇒ Thermische Pulse
! Mehrfache Wiederholung
! Periode 10000-100000 Jahre
Heliumschalenbrennen
⇒ Freisetzung von Neutronen
⇒ hohe
Einfangw’keit
durch
schwerste vorhandene Kerne: Eisen
⇒ Neutronenüberschuß
in
Eisenisotopen
⇒ β-Zerfall
⇒ durch
langsame
sukzessive
Anlagerung von Neutronen und βZerfälle entstehen alle Element bis
zum Blei (s-Prozeß)
Massearme Sterne
•
AGB-Phase endet durch den Verlust
der Hülle
⇒ Schalen brennen dicht an der
Oberfläche
⇒ Schalenquellen wandern nach
außen, bis sie erlöschen
! Stern entwickelt sich rasch
(103-105 Jahre) bei L=const zu
sehr hohen Temperaturen
(T>100000K)
! keine Energieerzeugung mehr
! Energieabstrahlung nicht mehr
gedeckt
! Abgeworfene Hülle wird zum
Leuchten angeregt
⇒ Planetarischer Nebel
⇒ Weißer Zwerg mit CO-Kern
Massearme Sterne
•
Weißen Zwerg
♦ die Kompression der Materie wird
durch den quantenmechanischen
Druck der entarteten Elektronen
ausgeglichen.
♦ Typische Werte
⇒ 0.6 Sonnenmassen
⇒ Erdradius
♦ Der Radius eines Weißen Zwerges
ist jedoch masseabhängig, so daß
ein Weißer Zwerg mit der Masse
des Chandrasekhar-Limits (Das
Chandrasekhar-Limit
von 1,4
Sonnenmassen
ist
die
größtmögliche Masse eines Weißen
Zwerges.) einen Radius R=0 hätte;
mit zunehmender Masse verringert
sich also der Radius des Weißen
Zwerges.
Massearme Sterne
Der ca. 100000K heiße Reststern gibt vor
allem UV-Strahlung ab.
⇒ Atome und Moleküle im Nebel
werden zum Leuchten angeregt
(Rekombinationsleuchten)
Massearme Sterne
Die Entwicklung eines Sternes im HRD
Massearme Sterne
2.Fall: M<0,45 M À
Diese Sterne erreichen nie das
Heliumbrennen. Sie sind aufgrund
ihrer geringen Masse sehr langlebig
und werden als heliumreicher Weißer
Zwerg enden.
3.Fall: M>2,8 M À
Die Kontraktion des Kerns erfolgt so
rasch, daß das Heliumbrennen einsetzt,
bevor der Kern entartet.
⇒ kein He-Flash
Massereiche Sterne
⇒ Sterne mit 8-100 Sonnenmassen
1. Fall: 8-50 MÀ
nicht entarteter CO-Kern
⇒ sukzessives Zünden der weiteren
Brennprozesse (C-, Ne-, O-, SiBrennen) im Kern
⇒ nach Verbrauch eines Brennstoffes
im
Kern:
Bildung
von
Schalenquellen
⇒ Endstufe
! Kern aus Eisen, Kobalt, Nickel
! Zwiebelschalenstruktur
Massereiche Sterne
⇒ Zentrales
Eisen
Brennen
erlischt
bei
⇒ Eisenkern wächst durch Produkte
des Schalenbrennens
⇒ Eisenkern
überschreitet
Chandrasekhar-Limit
⇒ Der Kern kollabiert (~40ms)
Bei 1010K und 1010g/cm3 im Kern werden
die
Atome
zunehmend
durch
Photodesintegration aufgelöst
⇒ Energieverlust
⇒ Beschleunigung des Kollaps
⇒ Fermi-Energie der Elektronen
steigt so sehr, daß inverser βZerfall möglich
e- + p ⇒ n + ν e
Massereiche Sterne
⇒ Elektronenzahldichte sinkt
⇒ Druck sinkt
⇒ Kern kollabiert weiter und wird
dabei immer neutronenreicher
⇒ Neutronen lagern sich an
Atomkerne an, und zwar schneller
als die β-Zerfälle stattfinden
⇒ Bildung der neutronenreichen
Elemente von Eisen bis Uran
(r-Prozess)
Fast
die
gesamte
freigesetzte
Gravitationsenergie wird in Neutrinos
umgewandelt. Während die meisten
Neutrinos den Stern ungehindert verlassen,
wechselwirken einige mit der Materie der
Hülle. Dadurch wird soviel Energie und
Impuls übertragen, daß die äußeren Hüllen
des Sterns mit hoher Geschwindigkeit
abgestoßen werden (Supernova vom
TypII)
Massereiche Sterne
Supernova SN 1987a in der Großen
Magellanschen Wolke
⇒ Entfernung 150000 Lichtjahre
⇒ 1058 Neutrinos/(2.5.1046cm2)
⇒ 4.1010 Neutrinos/cm2 auf der Erde;
davon konnten 20 Neutrinos
nachgewiesen werden
Massereiche Sterne
•
Kollaps des Kerns wird erst durch
Neutronenentartung gestoppt
•
⇒ Bildung eines Neutronensterns
Erhaltungsgrößen beim Kollaps:
⇒ Drehimpuls
⇒ Magnetischer Fluß
Φ = 4πR 2 B = const .
⇒
•
−2
B ∝R
typische Werte
♦ Radius: 10 km
♦ Magnetfeld: 109-1010 T
♦ Grenzmasse: 2-3 Sonnenmassen
(Oppenheimer-Volkoff)
♦ Umlaufperiode: ~ms
Massereiche Sterne
Starkes Magnetfeld eines Neutronensterns
⇒ Elektronen
können
auf
relativistische Geschwindigkeiten
beschleunigt werden
⇒ Elektronen
emittieren
Synchrotronstrahlung
⇒ An jedem Magnetpol entsteht ein
Strahlungskegel
Magnetpol ≠ Rotationspol
⇒ Pulsar
Massereiche Sterne
2.Fall: 50-100 MÀ
⇒ große Massenverluste bereits auf
Hauptreihe (20-30% der Masse)
⇒ Heliumstern (Wolf-Rayet-Sterne)
⇒ Eigentlich
üblicher
Entwicklungsweg,
ABER: MEisenkern>MVolkoff
⇒ Kollaps kann nicht durch
Neutronenentartung
aufgehalten werden
⇒ Supernova Ib
⇒ Schwarzes Loch
Doppelsterne
Sterne entstehen in Gruppen
⇒ Mehrfachsysteme nicht
unwahrscheinlich
Das
Gravitationspotential
Einflussbereich beider Sterne ist:
im
M M 
ΦG = −G 1 + 2 
 r1 r2 
Da jedes Doppelsternsystem rotiert, tritt
noch ein zusätzliches Potential auf:
 M1 M2  1 2 2
 − z ω
Φ = −G +
r2  2
 r1
Doppelsterne
In einem Doppelsternsystem sind beide
Komponenten von ihren geschlossenen
Äquipotentialflächen umgeben, bis man
zur
ersten
gemeinsamen
Äquipotentialfläche kommt: die RocheFläche.
Weiter außen umhüllen dann alle Flächen
beide Sterne.
Doppelsterne
Unterscheidung
♦ getrenntes System
♦ halbgetrenntes Kontaktsystem
♦ Kontaktsystem
Den Stern mit der größeren Anfangsmasse
nennt man Primärkomponente, selbst wenn
sich im Laufe der Entwicklung des
Systems das Massenverhältnis umkehren
sollte; der Stern mit der kleineren
Anfangsmasse
heißt
entsprechend
Sekundärkomponente.
Doppelsterne
1.Beispiel: Massereiche Doppelsterne
• Primärstern
durchläuft
stabile
Hauptreihenphase mit Wasserstoffbrennen
⇒ Heliumkern
⇒ Expansion bis Roche-Fläche
ausgefüllt ist
⇒ Materietransfer über L1
• Sehr massereicher Primärstern
⇒ Masse wird schneller zu
Sekundärkomponente transferiert,
als dieser sie aufnehmen kann
⇒ Es bildet sich eine gemeinsame
Gashülle aus
⇒ Sterne geben ihre Rotationsenergie
an Hülle ab
⇒ Hülle wird abgestoßen, Abstand
der Sterne schrumpft
⇒ Kompakter
Heliumstern
und
wasserstoffbrennender
Hauptreihenstern
Doppelsterne
•
MPS>30 MÀ
⇒ Wolf-Rayet-Stern
⇒ Supernova Ib
⇒ Neutronenstern, Schwarzes Loch
⇒ Trennung des Doppelsternsystems
ODER:
⇒ Sekundärstern entwickelt sich auf
Hauptreihe
⇒ Heliumbrennen
⇒ Expansion an Roche-Fläche
⇒ Massetransfer
über
L1
an
Primärkomponente
Doppelsterne
•
Masse
akkretiert
Neutronenstern/Schwarzes Loch
auf
•
⇒ Gas wird aufgeheizt
⇒ Emission von Röntgenstrahlung
Massetransfer größer als Aufnahmerate
des Neutronenstern
⇒ Gemeinsame Hülle
⇒ Röntgenemission stoppt
⇒ neuer Wolf-Rayet-Stern
⇒ Auch der Sekundärstern wird sein
Leben als Supernova beenden
⇒
Trennung des Systems (⇒ hohe
Geschwindigkeiten (~100km/s) bei
vielen Pulsaren)
ODER:
⇒ Erhalt des Systems (Hulse-TaylorDoppelpulsar)
Doppelsterne
2. Beispiel: Massearme Doppelsterne
Keine Komponente wird
Neutronenstern/Schwarzen
entwickeln
⇒ Weiße Zwerge
sich
zum
Loch
Die Primärkomponente wird sich schneller
entwickeln und die Hauptreihe verlassen
⇒ Roter Riese; füllt Roche-Fläche aus
⇒ Massetransfer auf Sekundärstern
⇒ Drehimpulserhaltung: Abstand der
beiden Sterne verringert sich
⇒ Roche-Flächen schrumpfen
⇒ Massetransfer steigert sich
⇒ Sekundärstern wird massereicher
als Primärstern
⇒ Abstand
und
Roche-Fläche
vergrößern
sich
wieder;
Massetransfer nimmt ab
Doppelsterne
Auf
diese
Weise
verliert
die
Primärkomponente mehr als die Hälfte
ihrer wasserstoffreichen Hülle und
entwickelt sich zum Weißen Zwerg mit
CO-Kern.
Tritt der Massenübertrag erst ein, wenn die
Primärkomponente bereits ein Roter Riese
mit vollständig konvektiver Hülle ist, so
wird sie sich weiter ausdehnen und den
Massenübertrag derart steigern, daß die
Sekundärkomponente diese nicht mehr
aufnehmen kann.
⇒ Gemeinsame Hülle
⇒ Sterne reiben an Hülle und
verlieren dadurch Energie an diese
⇒ Abstand der Sterne verringert sich;
Hülle
wird
aufgeheizt
und
abgestoßen
Doppelsterne
Zurück
bleibt
ein
enges
Doppelsternsystem aus einem Weißen
Zwerg und einem Hauptreihenstern.
⇒ Abstrahlung
von
Gravitationswellen
⇒ Verringerung des Abstandes
⇒ Gezeitenwirkung des
Weißen
Zwerges zwingt Hauptreihenstern
zu gebundener Rotation
Gleichzeitig trägt Sternwind Drehimpuls
vom Hauptreihenstern (M<MÀ)
⇒ Verringerung des Abstandes
⇒ Hauptreihenstern
kommt
in
Kontakt mit Roche-Fläche
⇒ Massetransfer zu Weißen Zwerg
⇒ Schicht von wasserstoffreicher
Materie sammelt sich langsam auf
Weißen Zwerg
⇒ Entartung
⇒ H-Flash (Nova)
Doppelsterne
Umkreist ein Sekundärstern mit einer
Masse größer als eine Sonnenmasse einen
CO-Weißen Zwerg, so wird er, nachdem
er einen Heliumkern gebildet hat, bis zu
Roche-Fläche expandieren.
⇒ Er gibt seine Masse schneller ab,
als der Sekundärstern diese
aufnehmen kann
⇒ Gemeinsame Hülle
Wird diese abgeworfen, so bleibt ein Paar
von Weißen Zwergen zurück.
⇒ Abstrahlung
von
Gravitationswellen
⇒ Verringerung des Abstandes
⇒ Verschmelzung
Doppelsterne
CO-Weißer Zwerg + He-Weißer Zwerg
⇒ heller Überriese mit ausgeprägten
Heliumhüllen (R Corona Borealis)
CO-Weißer Zwerg + CO-Weißer Zwerg,
mit M>MChandrasekhar
⇒ Materietransfer
⇒ C-Brennen auf Oberfläche
⇒ Brennt sich durch Stern hindurch
⇒ Energiefreisetzung
⇒ Supernova Ia
⇒ Kein Überrest
Da eine Supernova Ia immer bei Erreichen
des Chandrasekhar-Limits explodiert, ist
auch die erreichte maximale Leuchtkraft
immer dieselbe.
⇒ Entfernungsbestimmung
Doppelsterne
Doppelsterne
Literatur
• A.Unsöld, B.Baschek, Der Neue Kosmos, 7.Auflage,
2002, Springer, Berlin, Heidelberg, New York
• R.Kippenhahn, A.Weigert, Stellar Structure And
Evolution, 1994, Springer, Berlin
• C.J.Hansen, S.D.Kawaler, Stellar Interiors, 1994,
Springer, New York, Berlin, Heidelberg
• I.Iben, A.V.Tutukov, The Lives Of Stars, Sky & Telescope, 12 (1997)
• I.Iben, A.V.Tutukov, The Lives Of Binary Stars, Sky &
Telescope, 1 (1998)
• S.W.Staller, Die Entstehung der Sterne, Spektrum der
Wissenschaft, Digest: Astrophysik, 1 (1999)
• J.K.Cannizzo, R.H.Kaitchuck, Akkretionsscheiben in
engen Doppelsternsystemen, Spektrum der Wissenschaft, Digest: Astrophysik, 1 (1999)
• http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html