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13. Aufbau und Entwicklung der Sterne 13.1 Sterngeburt Kollaps von interstellaren Gaswolken (dunkle oder leuchtende Nebel) Kalte “globules” 5-15K 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 1 Sternentstehung • Interstellare Wolken: Fragmentation notwendig, da JeansMasse in interstellaren Wolken zu groß • Drehimpulstransport notwendig, da spezifischer Drehimpuls zu hoch: J/MISW~1024cm2/s, J/MMS~1017cm2/s • Sterne entstehen durch Gravitationskollaps in Interstellaren Wolken, Sterne bilden sich meistens in Haufen • 1.Phase: Kollaps zu einem hydrostatischen Kern • 2.Phase: Weitere Akkretion von Masse, Material fällt in einer Überschallströmung, wird durch Stoßfront abrupt abgebremst, Akkretionsleuchtkraft • 3.Phase: Quasistatische Kontraktion, Beginn des Deuteriumbrennens, Entstehung von Jets und Winden 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 2 XIII.1 Der Prozeß der Sternentstehung: 1- interstellare Wolke, 2- heißer O-Stern im Zentrum, 3- Bildung von Globulen (G) und Elefantenrüssel (E), 4- expandierende O-Assoziation Folie 3 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Gravitationskollaps Kollapszeitskala, sog. Frei-Fall-Zeit: MJ Schallgeschwindigkeit: Schalllauf-Zeit: R typische Längenskala: typische Masse: ESO/VLT: B68, IR Minimale Masse der Störung: Jeans-Masse MJÈ wenn ρÇ und MJÇ wenn TÇ 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 4 XIII.2 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 5 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 6 XIII.3 Molekülfluß Herbig-Haro Objekt Scheibe Heißer Gasnebel Zentraler Stern Jet Molekülwolke 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 7 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 8 XIII.4 Folie 9 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Sternentwicklung (allgemein) nach Gautschy (2001) 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne • Sterne (außer WZ) decken ihre Leuchtkraft durch thermonukleare Reaktionen, Fusion schwerer Elemente • Änderung der chemischen Zusammensetzung in den Brennzonen, Nukleosynthese, r-,s- und p-Prozesse • Mischprozesse wie Konvektion oder Rotation bringen schwere Elemente an die Oberfläche • Massenverlust (stetig oder explosiv) bringt nuklear prozessiertes Material ins ISM • Chemische Entwicklung des ISM Folie 10 XIII.5 106 15 M~ Leuchtkraft (L~ ) º 104 9 M~ 5 M~ 104 Jahre 3 M~ 102 105 Jahre 2 M~ Hauptreihe 1 M~ 106 Jahre 1 ... 0,5 M~ 107 Jahre 10-2 10-4 40.000 20.000 10.000 5.000 2.500 ←⎯⎯ Temperatur (K) 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 11 Wasserstoffbrennen (Hauptreihe) : • Chemische Zusammensetzung der Sonne: X = 73%, Y = 25%, Z = 2% pp-Kette, T=15•106K • Gesamter Wasserstoff im Zentralgebiet wird in He verwandelt. Dabei bewegt sich der Stern im HRD langsam ein wenig nach oben im Hauptreihenband. • Lebenszeit: tMS ~ M-2.5 (da L ~ M3.5), wo t = Zeit, M = Masse also 106 – 1011 Jahre Am Ende dieser Phase sind 10% - 20% des Wasserstoffs im Stern zu Helium umgewandelt. • H- Brennen setzt sich als Schalenbrennen fort 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 12 XIII.6 Nach der Hauptreihe Umfangreiche numerische Rechnungen (Mrd. Jahre Realzeit in einigen Stunden Rechenzeit) Massereiche Sterne (M > 2.5 M~) Kernreaktionen + Hüllenexpansion, im Kern TÜ 108 K. 3α Prozeß TC=1,3 - 1,8 * 108 K 4He + 4He = 8Be + γ 8Be + 4He = 12C + γ He Brennen erst im Kern, dann Schale (TÜ, EHeÜ, Expansion, Kühlung, TÞ) 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 13 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 14 XIII.7 Massearme Sterne, (M < 2.5 M~) Begriffe: Entartung des Elektronengas: Quantenmechanischer Effekt. Durch die Kontraktion werden die Elektronen e- immer enger gepackt. Nach der Heisenberg’schen Unschärferelation ist die Position (und Impuls) eines e- unscharf. Wenn die Unschärfe die Größenordnung der Abstände zwischen den e- erreicht, werden die e- kristallartig angeordnet. 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 15 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 16 XIII.8 Leuchtkraft (L~ ) º ←⎯⎯ Temperatur (K) Folie 17 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Altersbestimmung durch Sternentwicklung • Sternentwicklung hängt von der Masse ab • Massereiche Sterne verlassen die Hauptreihe früher • Kugelsternhaufen: homogene Population, z.B. M3 • Farben-HelligkeitsDiagramm: Fit mit Isochronen Abknickpunkt von Hauptreihe nach Sandage 1957 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 18 XIII.9 20 kpc Sternpopulationen OB -Supercluster M74, face-on Galaxie, visuell (rot) + UV (blau), Typ: Sc • Spiralgalaxien besitzen Sterne unterschiedlichen Alters und chemischer Zusammensetzung • Sternentstehung findet statt, OBAssoziationen, Alter etwa 107 Jahre • Deutliche räumliche Trennung zwischen jungen und alten Sternen • Junge Sterne entstehen in den Spiralarmen, hoher UV-Anteil • Alte Sterne sind über die gesamte Scheibe verteilt • Beobachtungen in verschiedenen Wellenlängen notwendig 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 19 Chemische Entwicklung der Sterne • Sterne verbrauchen ihren Brennstoff, Entwicklung im Wesentlichen durch ihre Masse bestimmt • Alle Sterne: H → He • Wenige Sterne erzeugen aus He → C,O,N • Nur massereichste Sterne (weniger als 1% der Sterne) fusionieren Elemente bis zum Fe-peak • 0.1<M[M~]<0.8: H-Brennen, radiative Kühlung zum Weißen Zwerg • 0.8<M[M~]<12: H-Brennen, He-Brennen, Roter Riese, sProzess, Entwicklung zum WZ, bereits 99% aller Sterne • 12<M[M~]<40: alle Brennphasen bis Fe, explosive Nukleosynthese, rp-Prozess, SN, Neutronenstern • M[M~]>40: alle Brennphasen bis Fe, explosive Nukleosynthese, rp-Prozess, SN, Schwarzes Loch 13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Folie 20 XIII.10
