tauri

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 ....