Sternenentwicklung
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Sterne & Kosmos Sternenentwicklung Nach einer Abb. Aus dem Buch von :Cammille Flammarion: L'Atmosphère, Paris 1888 Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.1 Prof. U. Walter © 2014, LRT Literatur A. Weigert, H.J. Wendker, L. Wisotzki Astronomie und Astrophysik, Wiley-VCH, ISBN 3-527-40358-2 (besnders interessant: Sternenentstehung und Sternenentwicklung, Interstellare Materien, Galaxien T. Bührke, R. Wengenmayr (Herausgeber), Geheimnisvoller Kosmos: Astrophysik und Kosmologie im 21. Jahrhundert, ISBN-10: 3527408991 Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.2 Prof. U. Walter © 2014, LRT 1. Phase: Gas/Dust Cloud Collapse (t = 0-1 Myr) 1. Das stetig nach innen strömende 2. Über die Pole kann so schnell rotierendes Plasma, also Drehimpuls, abgegeben werden, wodurch die Plasmawolke weiter kollabieren kann Gas erhitzt sich stark und wird zu rotierendem Plasma, das ein Magnetfeld senkrecht zur Akkretionsebene erzeugt. 3. Dabei formt sich unter dem Einfluss der gerichteten Feldlinien eine Scheibe um das Zentralgestirn heraus, die zunehmend schneller und flacher rotiert © Sternwarte Feuerstein e.V. / Werner Stupka / Grafik: S. Kaufmann 5.3 Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung Prof. U. Walter © 2014, LRT Zusammenfassung Clump in cloud A few million years Interstellar cloud Approx. 25 light years Bi-polar flow Few hundred AU Approx. light year Protostar Leftover gas © S. Kaufmann Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.4 Prof. U. Walter © 2014, LRT Lebensphasen eines Sterns 5.5 Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung Prof. U. Walter © 2014, LRT Sternenentwicklung 3 M < M < 150 M 1,46 M < M < 3 M Red giants blow off about 30% of their mass. 0,073M < M < 1,46 M 0,073M < M < 0,20 M M < 0,073 M © NASA/Chandra Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.6 Prof. U. Walter © 2014, LRT Wachstumsstadien eines Sterns aus Gaswolke Temperatur im Zentrum/K Hayashi-Linie 107 - 106 - 105 - 104 - 103 - 102 - 1. dynamischer Kollaps 1. Gleichgewichtsphase 2. dynamischer Kollaps Sonne atomarer Wasserstoff Dissoziation molekularen Wasserstoffs 2. Gleichgewichtsphase Aufheizung 10 - Abkühlung nahezu undurchlässig für infrarote Wellenlängen Isotherme Phase 1 102 106 1010 1014 1018 1022 1026 Dichte/Moleküle pro Kubikzentimeter Das kollabierende und sich aufwärmende Gas überträgt durch Stöße die Wärme auf C- und COIonen (Staub) die über IR-Strahlung die Wolke abkühlen. Damit kein innerer Gegendruck Kollaps innerhalb einiger 100.000 Jahre Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung Wärmeübertragung auf Staub und IRAbstrahlung befindet sich im thermodynamischen Gleichgewicht. Wolke wird wegen hoher Dichte undurchlässig für die IR-Strahlung Wolke beginnt sich aufzuheizen. Die Verdichtungswärme geht hauptsächlich in die Dissoziation der HMoleküle Wolke heizt weniger stark auf. Der gesamte Wasserstoff ist dissoziiert Wolke heizt wieder stärker auf. © S. Kaufmann 5.7 Prof. U. Walter © 2014, LRT Protostellare Entwicklung & Hayashi-Linie 1. Gleichgewichtsphase Entwicklungsdauer in Jahren Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.8 Prof. U. Walter © 2014, LRT Sonne Sterne unterliegen in den beiden Gleichgewichtsphasen dem hydrostatischen Gleichgewicht Druckbilanz pgrav = pzentri + pgas + prad Pgas Prad Druckarten pgrav pzentri Pgas Prad pgrav pzentri Gravitation Fliehkraft Gasdruck Strahlung © S. Letschnik 5.9 Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung Prof. U. Walter © 2014, LRT HertzsprungRussell Diagramm © NASA Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.10 Prof. U. Walter © 2014, LRT Protosternentwicklung M < 2M Hayashi-Linie Erst im „erlaubten“ Bereich links von der Hayashi-Linie ist ein Stern im hydrostatischen Gleichgewicht und voll konvektiv, d.h. die thermische Konvektion erzeugt durch die HFusion reicht vom Zentrum bis zur Oberfläche des Sterns © U. Walter Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.11 Prof. U. Walter © 2014, LRT Hauptreihen-Vorentwicklung – Hayashi Pfade M 2M Sterne im hydrostatischen Gleichgewicht Hayashi-Linie © ESO Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.12 Prof. U. Walter © 2014, LRT © S. Letschnik Evolution unserer Sonne im HR-Diagramm © S. Letschnik Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.13 Prof. U. Walter © 2014, LRT Entwicklungspfade unterschiedlicher Sterne im HR-Diagramm Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.14 Prof. U. Walter © 2014, LRT Anfangsstadien aller Sterne Alle M 5.15 Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung Prof. U. Walter © 2014, LRT Anfangsstadien aller Sterne – alle M H fusioniert im Kern zu He Nicht brennende Hülle He fusioniert zu C H fusioniert zu He Nicht brennende Hülle © S. Gillen Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.16 Prof. U. Walter © 2014, LRT H fusioniert im Kern zu He Elektron (e-) H Gamma strahlung H Nicht brennende Hülle Positron (e+) H H H Neutrin o H Proton-ProtonProzess 3He eH e+ 4He Dominant für M < 2M Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung © S. Kaufmann H 5.17 Prof. U. Walter © 2014, LRT Aufbau unserer Sonne – heute Sonne heute Kern = Ort der p-pProzesse © NASA Diese Phase des Wasserstoffbrennes dauert 99% der gesamten Lebensdauer eines Sterns. Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.18 Prof. U. Walter © 2014, LRT Drei-Alpha-Prozess (Helium-Fusion) He fusioniert zu C H fusioniert zu He Nicht brennende Hülle Drei-Alpha-Prozess 4He 8Be 12C 4He 4He © S. Kaufmann Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.19 Prof. U. Walter © 2014, LRT Helium-Fusion – Bethe-Weizsäcker-Zyklus (CNO-Zyklus) Dominant für M > 3M C12 p+ p+ He fusioniert zu C N13 N15 H fusioniert zu He Nicht brennende Hülle He4 e+ ν Wenn nach dem Drei-Alpha-Prozess 12C zur Verfügung steht und ab 30 Millionen Kelvin, also für Sterne mit Massen > Sonne, ist der CNO-Zyklus vorherrschend. Der Kohlenstoffkern 12C dient hier nur als Katalysator. Unsere Sonne fusioniert nur 1,6% ihrer Energie im CNO-Zyklus. e+ ν O15 Die Energieerzeugungsrate ist beim CNOZyklus proportional zur 15. Potenz der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5% eine Steigerung von 108% bei der Energiefreisetzung und ist somit viel effizienter als der Proton-Proton-Prozess. Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung C13 p+ © S. Kaufmann N14 p+ 5.20 Prof. U. Walter © 2014, LRT Phasen der Kernfusion x 200 Roter Riese Radius 1 AU C fusioniert zu Na, Ne, Mg Degenerierter Eisenkern Supernova © S. Gillen Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.21 © NASA Prof. U. Walter © 2014, LRT Endphasen eines massereichen Sterns (Anfangsmasse) M < 8M Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.22 Prof. U. Walter © 2014, LRT Phasen der Sternentwicklung, M < 8M He-Kern mit p-p Fusion stabil über weitere 6 Millarden Jahre Ausgebrannter He-Kern ohne weitere p-p Fusion Kern kollabiert Gravitationskollaps erhitzt Kern und äußere Schalen Schalen expandieren zum Roten Riesen (RGB) © j.Letschnik Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.23 Prof. U. Walter © 2014, LRT Verlassen der Hauptreihe Roter Riese Im Endstadium eines Sterns erlischt das Wasserstoffbrennen. Dann existiert kein hydrostatisches Gleichgewicht mehr und der Kern kontrahiert (Kelvin-Kontraktion). Der dabei (Gravitations- & Fusionsenergie) entstehende Wärme- und Strahlungsdruck dehnt den Stern auf den 100-fachen Radius aus, wodurch er 5000 Mal heller strahlt, obwohl seine Oberflächentemperatur abnimmt. 6000 K 3000 K (Roter Riese) Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.24 Prof. U. Walter © 2014, LRT Ein Roter Riese bläst viel Materie ab Betelgeuse © ESO Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.25 Prof. U. Walter © 2014, LRT Phasen der Sternentwicklung, M < 8M Erhitzender Kern führt schließlich und explosionsartig zur Fusion von Helium zu Kohlenstoff über Dreialpha-Prozess Helium-Flash (von außen nicht sichtbar) © j.Letschnik Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.26 Prof. U. Walter © 2014, LRT Phasen der Sternentwicklung, M < 8M Ausgebrannter C-Kern ohne weitere He-He-Fusion Kern kollabiert Gravitationskollaps erhitzt Kern (der erreicht aber wegen Materieentartung nicht 600 Millionen °C und kann daher nicht C fusionieren) und äußere Schalen Schalen expandieren zum Roten Riesen auf Asymptotischen Ast, so genannter AGB. Dessen Durchmesser pulsiert wegen vielen Helium-Flashs in äußeren Schalen. Dabei verliert der AGB-Stern viel Masse. © j.Letschnik 5.27 Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung Prof. U. Walter © 2014, LRT AGB-Stern Expanding at 5-20 km per second © NASA, ESA, HEIC, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA) Wegen geringer Gravitation auf Oberfläche des Roten Riesen verliert der Stern schnell viel Masse: AGB - Star Molecules 10-5 M yr-1 Dust Dieser Verlust rettet ihn vor dem Ende als Supernova. Es entsteht ein Planetarer Nebel. Infrared radiation Millimeter line radiation Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.28 Prof. U. Walter © 2014, LRT Planetare Nebel Der entstehende zirkumstallare Nebel ist die Brutstätte komplexer anorganischer und organischer Moleküle © NASA Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.29 Prof. U. Walter © 2014, LRT Phasen der Sternentwicklung, M < 8M Wegen sehr geringer Gravitation des Roten Riesen verliert er alle Hund He-Schalen und der nackte C-Kern bleibt übrig = Weißer Zwerg. Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung © j.Letschnik 5.30 Prof. U. Walter © 2014, LRT Weiße Zwerge Weiße Zwerge sind das Endstadium fusionierender Sterne mit M < 1,46 M. Typisches Beispiel ist Sirius B mit einer Oberflächentemperatur T = 24 000 K In Weißen Zwergen sind die einzelnen Atome zusammen gequetscht, d.h. die Elektronen befinden sich in niedrigeren Orbits. Daraus folgen wesentlich größere Massendichten: Mittlere Dichte bei p=0 Größte Dichte, bei der Atome noch stabil bleiben. Darüber hinaus beginnt inverser Beta-Zerfall e p n ve Der Gravitationsdruck von einigen Millionen bar wird durch die AustauschWechselwirkung (Pauliprinzip) der Elektronen untereinander, die nun stark aufeinander gedrückt werden, kompensiert. Die Masse, bei der = C erreicht wird, ist das sogenannte Chandrasekhar-Limit MC = 1,46 M und RC 5000 km. Für M > MC werden die Atome zu reiner Kernmaterie zusammengequetscht (siehe Neutronensterne). Die Abgrenzung zu den Braunen Zwergen ergibt sich dadurch, dass Braune Zwerge gerade keine Kernfusion erreichen, was bei M = 0,073 M einsetzt. Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.31 Prof. U. Walter © 2014, LRT Star track for 1-8 M Stars © S. Letschnik Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.32 Prof. U. Walter © 2014, LRT Endphasen eines massereichen Sterns (Anfangsmasse) M > 8M 5.33 Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung Prof. U. Walter © 2014, LRT Schalenbrennen Phasen der Kernfusion für M > 8M Übersicht der Phasen Diese im Folgenden im Detail C fusioniert zu Na, Ne, Mg M > 8M Degenerierter Eisenkern © S. Gillen Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.34 Prof. U. Walter © 2014, LRT M > 8M Da die Fusion schwererer Kerne den Strahlungsdruck aufrecht erhält und es daher zu keiner Kelvin-Kontraktion kommt, entsteht kein Roter Riese. Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.35 Prof. U. Walter © 2014, LRT Endstadium letzten 10.000 Jahre C Na, Ne, Mg C fusioniert zu Na, Ne, Mg Ne O, Mg Degenerierter Eisenkern O S, Si Fe Das Brennen in dieser letzte Phase führt zu periodischen Expansionen, wobei die Größe jedoch insgesamt zunimmt. © S. Gillen Durch zunehmend vertikale Konvektion gelangen Protonen in tiefere Schichten und lagern sich an schwere Elemente an (s-Prozess) alle schwere Elemente bis Blei Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.36 Prof. U. Walter © 2014, LRT Spätentwicklungspfade – Übersicht 5.37 Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung Prof. U. Walter © 2014, LRT Nukleare Bindungsenergie Fe O-Brennen He-Brennen H-Brennen Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.38 Prof. U. Walter © 2014, LRT Phasendauer Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.39 Prof. U. Walter © 2014, LRT Massenverlust eines Sterns Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.40 Prof. U. Walter © 2014, LRT Nukleosynthese Kernladungszahl, A Primordial Nucleosynthesis © S. Letschnik Anzahl der Nukleonen im Kern, Z 5.41 Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung Prof. U. Walter © 2014, LRT © U. Walter Primordial Nucleosynthesis Helium burning Carbon-Neon burning Oxygen burning Hydrogen burning Nuclear Statistical Equilibrium Neutron captures (s- and r- processes) Galactic Cosmic Rays Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.42 Prof. U. Walter © 2014, LRT Das Ende massenreicher Sterne – Super Nova © NASA Cassiopeia A Lehrstuhl Raumfahrttechnik Sterne & Kosmos, Vorlesung 5.43 Prof. U. Walter © 2014, LRT
