tauri
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Letzte Vorlesung: Wie entsteht das Protostern-Scheibe-System? Wiederholung: Inside-out-Kollaps Gravitation nicht abgeschirmt, daher fällt eine nach der anderen Massenschale in Stern ρ r “Expansionwelle” breitet sich mit Schallgeschwindigkeit aus Stellare Masse nimmt linear mit Zeit zu Wiederholung: Materie einer gegebene Schale (bestimmter r0) fällt innerhalb des Zentrifugalradius rc auf die Mittelebene rc = re (θ 0 = π /2) = ω r 2 4 0 rc < r*, Masse fällt direkt auf Stern rc > r*, Scheibe entsteht GM Akkretion Bisherige Annahme zur Akkretion: stetiger Prozess Neues Bild des Akkretionsprozesses: Kein stetiger Prozess sondern Phasen hoher Akkretion und niedriger Akkretion wechseln sich ab Heute: Wie entsteht ein Protostern? ρ Annahme: Innerer Bereich entwickelt sich zu Stern r Phasen der Sternentstehung A.Interstellare Wolke B. Kollabierendes Wolkenfragment C. Ende der Kollapsphase D. Protostern Klassifizierung beobachteter Sterne Klassifizierung von Vorhauptreihensternen Protosterne Kontrahiert Wolke weiter, stürzt immer mehr Masse im freien Fall mit Überschallgeschwindigkeit auf zentralen Ort Protostern Vorläuferstadium des eigentlichen Sterns gleiche homogene chemische Zusammensetzung wie späterer Stern physikalischen Verhältnisse aber völlig anders Aufprall von Massen auf Kontraktionszentrum Ausbildung von Stoßfront Protosterne Ausbildung von Stoßfront Umwandlung von kinetische Energie in thermische Ab 2000 K dissoziieren die Wasserstoffmoleküle zu Atomen Energie wird verbraucht Gleichgewicht aufgehoben instabil Kontraktionszentrum kollabiert Temperatur steigt Bei ~ 10 000 K ionisieren die Wasserstoffatome neues Gleichgewicht nur noch langsame Kontraktion gemäß Kelvin- Helmholtz- Mechanismus Kelvin-Helmholtz-Mechanismus Oberfläche eines Sterns oder Planeten kühlt ab Durch Abkühlung wird Druck reduziert Stern oder Planet wird komprimiert Komprimierung erzeugt Wärme Kern des Sterns oder Planeten heizt auf. Mechanismus bewirkt sowohl auf Jupiter als auch auf Saturn Temperaturerhöung Kelvin-Helmholtz-Mechanismus enthält zwei Phasen Hayashi-Phase Chushiro Hayashi fand in den 1960ern, dass ein Stern kein hydrostatisches Gleichgewicht erlangt, wenn die äußeren Lagen zu kalt sind. Henyey-Phase Ionisation des Wasserstoffs steigert Gasdruck weitere Kontraktion - quasistationär Gravitationsdruck ~ Gasdruck + Strahlungsdruck hydrostatisches Gleichgewicht Ende der Entwicklungsphase des Protosterns Protostern nicht mehr transparent für Strahlung Grund: Photonen werden an Elektronen gestreut werden (Thompson- Streuung). Zunächst ist Protostern voll konvektiv Protostern ist kühl, nur im Zentrum vollionisert d.h. Energie wird fast allein durch Wärmebewegungen transportiert. Wegen tiefe Konvektionszone Hayashi-Linie 1.) Opazität eines Sterne nimmt mit der Temperatur ab κ ∝ ρT −3.5 kalte Objekte haben eine hohe Opazität 2.) Hohe Opazität führt zu steilen Gradienten in der Strahlungstemperatur 3.) steilen Gradienten in der Strahlungstemperatur führen zu konvektiver Instabilität Hayashi-Linie Linie im Farben-Helligkeits-Diagramm, welche Gebiete, in denen stabiles hydrostatisches Gleichgewicht möglich ist, von solchen, in denen dies nicht möglich ist, abgrenzt. Liegt etwa bei 4000 Kelvin, genaue Position hängt allerdings von Masse des Sterns ab, je mehr Masse desto höher Effektivtemperatur bei der Linie liegt. Modell: Vorhauptreihe L = 4πR σT 2 4 eff Für Sterne mit M<3MSonne geht bei Erreichen der Hayashi- Linie die Entwicklung dann nahezu senkrecht nach unten, die effektive Oberflächentemperatur bleibt gleich bei weiter abnehmendem Durchmesser, auch die Leuchtkraft sinkt. κ ∝ ρT −3.5 Temperatur im Zentrum steigt weiter,Opazität nimmt ab. Kollaps endet, wenn hydrostatische Gleichgewicht erreicht Hayashi-Linie H-R diagramm with Hayashi track for the sun Entwicklung des Radius und der Temperatur im Kern mit der Zeit Henyey Phase Entwicklung von der nahezu senkrechten HayashiLinie zur Hauptreihe Kelvin- Helmholtz-Phase bis Protostern Hauptreihe im HRD Junge Stern zündet im Innern erste Kernfusionsprozesse ZAMS (Zero Age Main Sequence) Hauptreihenstern im HRD, die er nun Beginnt HRD hinauf zu wandern. Energie aus dem Zentrum wird jetzt auch durch Strahlung nach außen geführt. Zeit vom Beginn der Kontraktion einer Wolke bis zum Zünden der ersten Kernreaktionen hängt von Anfangsdichte ab "hohen" Dichte ~ 10-19 [g/cm3] niedrigere Dichte ~ 10-21 300 000 Jahren 3-5 Millionen Jahre Unterschiedliche Sterneverschiedene Zeitskalen Masse Lebenzeit (Msun) (Jahren) 1 Masse (Msun) Zeit bis zur Hauptreihe (106 Jahre) 0.5 100 1 30 2 8 5 0.7 15 0.16 ~1010 5 ~108 10 ~107 Henyey-Phase Letzte Phase des Kollaps vor der Hauptreihe für Sterne unterschiedlicher Masse Blaue Linie:Näherung für homogenen Kollaps von massereichen Sternen (siehe Übungen) Hayashi-Linien Hayashi-Linien für Sterne Unterschiedlicher Masse und Reale bekannte T-Tauri-Sterne Entwicklungszeiten T-Tauri-Sterne sind im bevorzugt im Altersbereich Von 106-107 Jahren. Zeitskalen Zeitskalen Sternentstehung eines massearmen Sterns Protostern strahlt vornehmlich Infrarotstrahlung im sichtbaren Spektrum praktisch nicht nachweisbar In einer Übergangsphase bildet sich ein T Tauri- Stern (benannt nach dem Stern T im Taurus) Spektrum eines T Tauri Sterns Basic MK spectral type can range from A through M with B-V ranging from ~0.7 (RU Lup) to ~1.33 (V410 Tau) strong emission lines from Ha (Balmer series), Ca II at 3933Å and 3968Å, Absorption lines of lithium Many T Tauri star spectra exhibit [O I] and [S II] forbidden lines ( indicate very low gas densities) Additionally, P Cygni profile: superimposed on a rather broad emission peak is an absorption trough at the violet (short wavelength) edge of the line. The P Cygni profiles arise from significant mass loss. T-Tauri-Sterne Variability/Mass Loss These stars are noted variables: T Tauri itself varies erratically in brightness from about 9th to about 13th magnitude although it rarely fades below 10m.6. Brightness and spectral type variations for some other examples are noted in table 1. The P Cygni profiles indicate mass loss rates in the vicinity of 10-8 to 10-7 M~/year - although these estimates are still quite uncertain - via stellar winds, with typical v∞ = 100 km/s. Sternentstehung:massearme Sterne Eigenschaften von T-Tauri-Sternen: noch keine Kernfusionsprozesse Masse zwischen 0.1 und 3 Sonnenmassen Spektralklasse F bis M Staubscheibe um T Tauri- Sterne (Planetbildung möglich) bipolare Materieausflüsse (Jets) treten entgegengesetzt an den Polen eines Magnetfeldes Treten Jets mit kaltem interstellaren Medium in Kontakt, entsteht eine Schockwelle kalte Gas wird erhitzt und ionisiert UY Aur Es bildet sich sogenanntes Herbig Haro- Objekt aus. Herbig- Haro- Objekt •Junger Stern mit Jets in dichten Gasund Staubwolke. •von kalten Materiescheibe umgeben •starkes Magnetfeld HH 2 in 1500 Lichtjahren in Orion. Herbig- Haro- Objekt Materieströme, die in entgegengesetzter Richtung aus den Magnetfeldpolen ausströmen. Zu sehen sind nur Stoßfronten, wo beide Jets auf interstellare Medium aufprallen. Temperatur ~ 100 000 [K] Offene Frage Aber ....
