Kein Folientitel

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Inhalt
Sternentstehung
Hauptreihenentwicklung
Rote Riesen Phase
Horizontalast
AGB-Phase
Weiße Zwerge
Massive Sterne
Supernovae
Neutronensterne
Schwarze Löcher
Doppelsterne
2
Sternentstehung
Orion Nebel
3
Sternentstehung
Simulation zur
Sternentstehung
4
Hauptreihenentwicklung
• Sterne befinden sich im
hydrodynamischen und
thermischen Gleichgewicht
• Es besteht ein Zusammenhang
zwischen Masse, Radius und
Leuchtkraft
L = 4πR 2Teff4
5
Hauptreihenentwicklung
• Energiequelle der Sterne ist die Fusion von
Wasserstoff zu Helium:
4 p→ 4He + 2e + + 2ν e
∆E ≈ −25 MeV
• Für Sterne der Masse M < MO läuft die Reaktion über
die drei p-p-Ketten ab.
• Für Sterne der Masse M > MO ist die Kerntemperatur
hoch genug.Es dominiert der CNO-Zyklus.
6
Hauptreihenentwicklung
• p-p-Ketten
q p − p ∝ ρT 4
7
Hauptreihenentwicklung
• CNO-Zyklus
qCNO ∝ ρT 16
8
Hauptreihenentwicklung
• Die Lebensdauer hängt vom
Wasserstoffverbrauch im Kern
ab.
• Je massereicher der Stern,
desto mehr Energie muss pro
Zeiteinheit erzeugt werden
(Gleichgewicht)
=> H
schneller verbraucht =>
Lebensdauer geringer
9
Hauptreihenentwicklung
• Weitere Entwicklung der Sterne hängt maßgeblich
von ihrer Masse ab.
Die Lebensdauer der Sterne auf der
Hauptreihe ist höher als das Alter des
Universums => Rote Zwerge
– M < 0,7MO :
– M < 0,5MO :
He-Brennen findet niemals statt
Wasserstoffvorrat im Kern geht zur
– M > 0,7MO :
Neige => Stern verlässt die Hauptreihe
10
Rote Riesen Phase
• Wasserstoffvorrat im Kern
kommt zum Erliegen => HBrennen wandert in einer Schale
nach
außen.
• Kern kontrahiert und heizt
sich auf
=>
CNO-Reaktion in der
Schale beschleunigt
=> Stern bläht sich auf
• Roter Riese entsteht
11
Rote Riesen Phase
• Kontraktion des Kerns geht weiter
Kerntemperatur steigt
Stern bläht sich auf
Oberflächentemperatur sinkt
hohe Leuchtkraft
hohe Opazität im Außenbereich
=>
=>
=>
=>
=>
• Bei T = 108 K setzt He-Brennen im Kern ein
12
Horizontalast
• Triple-AlphaProzess
q3α ∝ ρT 40
∆E = −7,162 MeV
13
Horizontalast
• Phase des stabilen He-Brennens ist wesentlich kürzer
als die Hauptreihenphase
– Fusionsreaktionen liefern weniger Energie
– Leuchtkraft ist höher als auf der Hauptreihe
• 0,7MO < M < 2MO : Helium-Flash lässt Kern
expandieren
–
–
–
–
Entartungsdruck im Kern ist temperaturunabhängig
He-Brennen zündet explosiv
Kern kühlt ab => Hülle kontrahiert => Leuchtkraft sinkt
Stern verlässt den Riesenast
14
Horizontalast
• Massearme Sterne erreichen Horizontalast
– He-Brennen für 108 yr
– Radiale Pulsationsinstabilität möglich (RR-Lyrae Sterne)
• 2MO < M < 10MO : He-Brennen im Kern setzt
langsam ein
– Temperaturerhöhung abhängig von der Masse
– Leuchtkraft steigt ebenfalls mit der Masse
• Sterne mittlerer Masse bilden Helium-Hauptreihe
– Radiale Pulsationsinstabilität möglich
(Cepheiden-Veränderliche)
15
AGB Phase
• He-Brennen wandert nach außen
– C-O-Kern bildet sich, kontrahiert und heizt sich auf
– Hülle expandiert und kühlt ab
• Stern kehrt über den AGB-Ast (Asymptotic Giant
Branch) zum Roten Riesen-Ast zurück.
• Stern wird zum Überriesen
16
AGB Phase
• Energieerzeugung in zwei
verschiedenen Schichten =>
Thermische Instabilität
• Kernfusion findet in Zyklen
statt
• Strahlungsdruck sorgt für
Superwinde
=> großer Massenverlust
17
AGB Phase
• Stern stößt seine Hülle ab
• Kern kontrahiert und heizt
sich auf
• Rekombinsationsleuchten
führt zur Entstehung eines
planetarischen Nebels
Helix - Nebel
18
AGB Phase
• He-Brennen kommt schließlich zum Erliegen.
• Planetarischer Nebel expandiert und löst sich nach 104
- 105 yr auf.
• Übrig bleibt der entartete C-O-Kern, der sich zum
Weißen Zwerg entwickelt.
19
Weiße Zwerge
• Keine Fusionsreaktionen
• Entartungsdruck der Elektronen im C-O-Kern wirkt
Gravitation entgegen.
• Dünne, mit Wasserstoff oder Helium angereicherte
Hülle
• Thermische Energie der Ionen ist verantwortlich für
Strahlung.
20
Weiße Zwerge
• Je nach Vorgeschichte haben Weiße Zwerge Massen
um M = 0,6MO.
• Temperatur ist im Innern weitgehend konstant
(Entartung)
 L / LO
TC ≈ 4 ⋅10 
 M / MO
7
2/7



K
• Weiße Zwerge kühlen mit der Zeit ab
5/7
 M / MO
τ cool ≈ 2,5 ⋅10 
 L / LO
6



yr
21
Weiße Zwerge
• Es besteht ein
Zusammenhang zwischen
Masse und Radius
• ChandrasekharGrenzmasse:
MC = 1,46MO
• Ende der Entwicklung:
Weißer Zwerg erkaltet =>
Schwarzer Zwerg
RO
R≈
74
1/3
 MO 


 M 
22
Massive Sterne
• Massereiche Sterne: M > 10MO
• Kern entartet bis zum Endstadium nicht.
• Massenverlust spielt während der ganzen Entwicklung
entscheidende Rolle ∆M = 10 −5 yr (Wolf-Rayet
Sterne):
• Leuchtkraft bleibt annähernd konstant.
23
Massive Sterne
Eta Carinae M =
100MO
Wolf Rayet Stern
WR124
24
Massive Sterne
• Nach dem He-Brennen findet
Fusion von schwereren
Elementen statt.
– Energieausbeute wird immer
geringer
– Brennstoffe sind sehr schnell
verbraucht
– Kernfusion liefert nur bis zum
Eisen Energie
• Zwiebelschalenmodell =>
Supernova-Vorgänger Stern
25
Supernovae
• Fe-Kern kollabiert => Elektronen entarten
• Entartungsdruck kann Kollaps nicht mehr aufhalten
– Masse des Kerns ist größer als die Chandrasekhar
Grenzmasse MC = 1,46MO.
–
–
–
–
–
Elektronen werden von den schweren Kernen eingefangen
Temperatur steigt rasant an => Energie wird verbraucht
Photodesintegration von Fe in He absorbiert Energie
Photodesintegration von He in Protonen und Elektronen
Kern kontrahiert fast ungebremst
26
Supernovae
• Die Dichte steigt so stark an, dass Protonen freie
Elektronen einfangen => Neutronengas
• Neutronengas entartet:
g
ρ ≈ 10
cm 3
15
• Kollaps wird aufgehalten
• Neutronenkern mit R = 15 km entsteht
27
Supernovae
• Enorme Menge an Gravitationsenergie werden in
kürzester Zeit frei
• Es kommt zu einer Supernova-Explosion (Typ II)
L ≈ 10 LO
– Leuchkraft steigt extrem an
v ≈ 0,03 c
– Hülle wird abgestoßen und extrem beschleunigt
– Neutrinos tragen den größten Teil der Energie (99 %).
– Elemente schwerer als Eisen werden gebildet.
10
• Überreste einer Supernova sehr ausgedehnt und
langlebig
28
Supernovae
Lichtkurve von
SN1987a
Supernova SN1987a in der Großen Magellanschen
Wolke
29
Supernovae
Crab-Nebel
30
Neutronensterne
• Nach dem Abstoßen der Hülle bleibt der entartete
Neutronenkern zurück.
• Ein Neutronenstern entsteht
– Es besteht ein ähnlicher Masse-Radius Zusammenhang wie
bei Weißen Zwergen
R ∝ M −1 / 3
– Zustandsgleichung schwer zu bestimmen
(ART-Effekte, innere Struktur).
– Grenzmasse kann nur abgeschätzt werden
M ≈ 2 − 3M O
31
Neutronensterne
• Drehimpulserhaltung während des Kollaps sorgt für
schnelle Rotation von Neutronensternen
2
 Rns 
 ≈ 2 ⋅ 10 − 3 s
Pns = PO 
 RO 
• Magnetfeld wird auf 108 T verstärkt
– Geladene Teilchen werden vom Magnetfeld beschleunigt.
– Synchrotronstrahlung (v.a. Elektronen)
32
Neutronensterne
• Strahlungsemission nach
dem Leuchtturmmodell
• Neutronensterne werden
als Pulsare beobachtet.
• Lebensdauer:
106 yr
105-
33
Schwarze Löcher
• Für die massereichsten Sterne mit M > 60MO
überschreitet der Kern die Grenzmasse für
Neutronensterne.
• Gravitationskollaps wird durch nichts mehr aufgehalten.
• Unterschreitet der Kern den Schwarzschild-Radius,
kann kein Licht mehr entweichen.
RSch ≈ 3
M
km
MO
34
Schwarze Löcher
• Ein Schwarzes Loch
entsteht.
• Hinter dem
Ereignishorizont wird
Singularität vermutet.
• Keine direkte
Beobachtung möglich
– Gravitationslinseneffekt
– Akkretionsscheibe
– Jets
Schwarzes Loch - Künstlerische
Darstellung
35
Doppelsterne
• Nahe Doppelsterne können
im Laufe ihrer Entwicklung
Masse austauschen.
• Entwicklung nicht mehr
allein durch die
Einzelmassen der Partner
bestimmt.
36
Doppelsterne
• Diverse exotische Objekte
können als nahe
Doppelsterne interpretiert
werden
– kataklysmische
Veränderliche (Novae)
– Röntgendoppelsterne
– Supernovae vom Typ I
37
Doppelsterne
• Supernovae vom Type Ia
– Weiße Zwerge überschreiten
Chandrasekhar-Grenzmasse
durch Massenakkumulation
– Absolute Helligkeit im
Maximum konstant
– Homogene Verteilung im
Universum
• Standardkerzen für
Entfernungsbestimmung im
Universum
38
Literatur
C.J. Hansen, S.D. Kawaler, Stellar Interiors and Evolution, Berlin 1994.
I. Iben, A. Tutukov, The Lives of Stars : From Birth to Death and Beyond I+II,
in: Sky and Telescope Dezember 1997 und Januar 1998.
R. Kippenhahn, A. Weigert, Stellar Structure and Evolution, Berlin 1990.
A. C. Phillips, The Physics of Stars,
Chichester 1994.
D. Prialnik, An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution,
Cambridge 2000.
R. Napiwotzki et al., SPY-The ESO Supernovae Type Ia Progenitor Survey,
in: The Messenger 112, Juni 2003.
http://www.astro.ex.ac.uk/people/mbate/Research/pr.html (02.12.03)
39
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