M Stern - Friedrich-Schiller

Friedrich-Schiller-Universität Jena
Astrophysikalisches Institut
Seminar: „Das Milchstraßensystem“
Leitung: PD Dr. K. Schreyer
Spätphasen der Sterne
Referent: Sina Truckenbrodt
Gliederung
1
Einteilung der Spätphasen von Sternen
2
Weiße Zwerge
3
Vergangene Sterne mit ungewisser Zukunft
4
Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙
5
Zusammenfassung
Literatur
05.01.2009
S "Das Milchstraßensystem"
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1 Einteilung der Spätphasen von Sternen
MStern ≤ 0,4 M⊙ He-brennen zündet nicht
MStern ≤ 0,1 M⊙
Braune Zwerge
H-brennen zündet nicht
starker
MStern = (1…8) M⊙
Massenverlust
schwächerer
Massenverlust
MStern = (8…10) M⊙
20 – 30%
Massenverlust
Kollaps im
Zentralbereich
Weißer Zwerg M = (0,6…1,4) M⊙
M > 1,4 M⊙
Nukleare C-Detonation (?)
kein Reststern?
Neutronenstern M ≤ 1,8 M⊙
+ Abstoßen einer Hülle
Schwarzes Loch M ≥ 1,8 M⊙
?
Abb. 1: Übersicht zu möglichen Entwicklungswegen der Sterne in der Spätphase
(in Anlehnung an Unsöld & Baschek 2002/2005:302, eigene Darstellung)
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S "Das Milchstraßensystem"
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2 Weiße Zwerge
M = (1…8) M⊙
starker Massenverlust
M < 1,4 M⊙
≡ Chandrasekharsche
Grenzmasse
Abb. 2:
Entwicklungsweg eines Sterns
zum Weißen Zwergen im HRD
(aus Unsöld & Baschek
2002/2005:297)
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2 Weiße Zwerge
kurz zusammengefasst:
→ Massenverlust durch Sternwinde und Abstoßen von planetarischen
Nebeln (hauptsächlich auf den Riesenästen)
→ keine nukleare Energieerzeugung mehr (Abknicken oben links im
HRD), somit Wandern in das Gebiet der Weißen Zwerge
→ Temperaturverringerung bis auf 4000K in einigen 109a
→ nach Erlöschen des H- und He- Brennens erreicht der Stern eine
stabile Endkonfiguration, dh. Druck des entarteten Elektronengases
ist mit Gravitationswirkung im Gleichgewicht
Masseverlust im Bereich der Roten Riesen und Überriesen entscheidet,
ob der Stern zum Weißen Zwerg wird oder nicht.
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2 Weiße Zwerge
Planetarischer Nebel mit Zentralstern:
Daten zum Bild:
- Aufnahme mit 3,6 m Teleskop
der EOS
- blau: Emission des ionisierten
Sauerstoffs
- rosa: Hα-Emission des neutralen
Wasserstoffs
- Zentralstern: Teff ≈ 150000K
Abb. 3: Nebel NGC 3132 in Vela
(aus Unsöld & Baschek 2002/2005:298)
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2 Weiße Zwerge
Entwicklungsmöglichkeiten, wenn WZ in Doppelsternsystemen
auftreten
Möglichkeit 1: Materie wird vom Partner akkretiert
- bei hinreichend hoher Akkretitionsrate wird Instabilität vermieden
 kritische Masse des Stern zum Zünden des Kohlenstoffbrennens
wird überschritten
 wahrscheinlich wird durch Kohlenstoffdetonation Stern zerrissen
Möglichkeit 2: Beide Komponenten sind WZ
- Bahndrehimpuls nimmt durch Gravitationswirkung ab
 die Komponenten kommen sich näher und verschmelzen
 kritische Masse wird überschritten - Zünden des
Kohlenstoffbrennens
 wahrscheinlich wird durch Kohlenstoffdetonation Stern zerrissen
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3 Vergangene Sterne mit ungewisser Zukunft
MStern ≤ 0,4 M⊙ He-brennen zündet nicht
MStern ≤ 0,4 M⊙
Braune Zwerge
H-brennen zündet nicht
starker
MStern = (1…8) M⊙
Massenverlust
schwächerer
Massenverlust
MStern = (8…10) M⊙
20 – 30%
Massenverlust
Kollaps im
Zentralbereich
Weißer Zwerg M = (0,6…1,4) M⊙
M > 1,4 M⊙
Nukleare C-Detonation (?)
kein Reststern?
Neutronenstern M ≤ 1,8 M⊙
+ Abstoßen einer Hülle
Schwarzes Loch M ≥ 1,8 M⊙
?
Abb. 1: Übersicht zu möglichen Entwicklungswegen der Sterne in der Spätphase
(in Anlehnung an Unsöld & Baschek 2002/2005:302, eigene Darstellung)
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3 Vergangene Sterne mit ungewisser Zukunft
MStern = (1…8) M⊙
schwächerer Massenverlust
M > 1,4 M⊙
→ Bei Entwicklung reicht der Massenverlust nicht aus, um die
Grenzmasse für Weiße Zwerge zu unterschreiten
→ in entartetem Elektronengas des Heliumkerns kommt es durch sehr
hohe Temperaturen zum Zünden des Kohlenstoffbrennens (verläuft
explosiv):
+ 12C → 23Na + p
12C + 12C → 20Ne + α
12C
→ eventuell ist C-Brennen Auslöser für Supernovaausbrüche
Offen bleibt die weitere Entwicklung…
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4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙
MStern ≤ 0,4 M⊙ He-brennen zündet nicht
MStern ≤ 0,4 M⊙
Braune Zwerge
H-brennen zündet nicht
starker
MStern = (1…8) M⊙
Massenverlust
schwächerer
Massenverlust
MStern = (8…10) M⊙
20 – 30%
Massenverlust
Kollaps im
Zentralbereich
Weißer Zwerg M = (0,6…1,4) M⊙
M > 1,4 M⊙
Nukleare C-Detonation (?)
kein Reststern?
Neutronenstern M ≤ 1,8 M⊙
+ Abstoßen einer Hülle
Schwarzes Loch M ≥ 1,8 M⊙
?
Abb. 1: Übersicht zu möglichen Entwicklungswegen der Sterne in der Spätphase
(in Anlehnung an Unsöld & Baschek 2002/2005:302, eigene Darstellung)
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4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙
Allgemeines:
Kohlenstoffbrennen setzt in nicht entarteter Materie bei (5…8) 108K
ein
→ Stabilität des Sterns ist für Dauer ≈ 100a gegeben, da in diesem
Zeitraum das C-Brennen hydrostatisch ist
→ Brennen im Kern erlischt
→ Schalenförmiges Brenngebiet lässt Kern aus 16O, 20Ne und
24Mg
entstehen
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4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙
8M⊙ ≤ M ≤ 13M⊙
Kollaps im Sterninneren durch Instabilität des Sterns ausgelöst, da
Entartungsdruck der Elektronen nur bis zu einer Masse von 0,8 M⊙ im
Gleichgewicht gehalten werden kann
Hälfte der Masse des Sterns hat Dichten größer als 2*107 kg/m3
→ Kollaps endet
→ Materie besteht zu Großteilen aus Neutronen (ist inkompressibel)
→ im Inneren entsteht ein Neutronenstern
Materie fällt auf Neutronenstern
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4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙
8M⊙ ≤ M ≤ 13M⊙

Materie fällt auf Neutronenstern (= Kern des Sterns)

Neutronenstern zieht sich leicht zusammen und dehnt sich wieder
aus

Stoßwelle läuft gegen die einfallende Materie

Einfallende Materie kehrt Bewegungsrichtung nach der Stoßfront
um
Durch hohe Temperaturen dissoziieren Atomkerne in freie Protonen und
Neutronen

Bremsen der Welle durch Dissoziation in Abhängigkeit von der
Dichte
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4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙
8M⊙ ≤ M ≤ 13M⊙
Weiter Entwicklungsweg von Dichteverteilung und dem
Energietransport des Sterns abhängig
Welle durchläuft wenig
Materie oder nimmt genügend
Energie im Inneren durch
Absorption von Neutrinos auf
Welle erreicht Sternoberfläche
Abstoßen einer Hülle
(Supernova Typ II)
Wellenfront sammelt weiter einfallende Materie auf bis obere Grenzmasse für einen Neutronenstern
(MNGrenz=1,8 M⊙) überschritten ist
Kein stabiler Zustand mehr erreichbar
Reststern: Neutronenstern
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Welle stoppt im Sterninneren
Schwarzes Loch
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4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙
M ≥ 13M⊙
An das Kohlenstoffbrennen schließen sich relativ zügig folgende
Brennvorgänge an:
Neonbrennen
Dauer: 1a
Sauerstoffbrennen
Dauer: einige Monate
Siliziumbrennen
Dauer: 1d
Abb. 4: Schalenmodelle zu den jeweiligen Brennstufen (aus Kaplan 1983:229)
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4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙
M ≥ 13M⊙
Es kommt somit zur Ausbildung einer Zwiebelschalenstruktur mit
Eisenkern.
Abb. 5: Zwiebelschalenstruktur (aus Unsöld & Baschek 2002/2005:299)
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4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙
M ≥ 13M⊙
- Ende der nuklearen Energieerzeugung, da Maximum der
Bindungsenergie durch Aufbau der Nuklide der Eisengruppe erreicht
ist
- Stern kontrahiert im Zentralbereich weiter bei ansteigender
Temperatur
 Kompressibilität der Materie wird durch Phasenübergänge erhöht,
bis Stabilitätsbedingung nicht mehr gehalten werden kann
Kollaps
Resultat: Unklar…
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5 Zusammenfassung
Sterne haben in Abhängigkeit von der Ausgangsmasse
unterschiedliche Entwicklungswege in der Spätphase ihres
Lebens.
- ist in allen besprochenen Fällen mit einer Massenreduktion
verbunden
- Sterne mit einer Anfangsmasse von (1…8) M⊙ werden zu WZ
oder eventuell durch Kohlenstoffdetonation zerstört
- Sterne mit einer Anfangsmasse von (8…10) M⊙ werden zu
Neutronensternen welche ihre Hülle Abstoßen, Schwarzen
Löchern oder Kollabieren, wobei das Endprodukt nicht
bekannt ist
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Vielen Dank für die Aufmerksamkeit!
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Literatur
Kaler, J. B. (1993): Sterne. Die physikalische Welt der kosmischen Sonnen.
Heidelberg: Springer.
Kaplan, S. A. (1983): Physik der Sterne. Kleine Naturwissenschaftliche Bibliothek 45.
Leipzig: Teubner.
Karttunen, H., P. Kröger, H. Oja, M. Poutanen & K.-H. Donner (1990): Astronomie.
Eine Einführung. Berlin: Springer.
Šklovskij, I. S. (1988): Geburt und Tod der Sterne. Urania: Leipzig.
Unsöld, A. & B. Baschek (20027/2005): Der neue Kosmos. Eine Einführung in die
Astronomie und Astrophysik. Berlin: Springer.
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