pdf-file - Institut für Theoretische Astrophysik

SS 2011
Institut für Theoretische Astrophysik, Heidelberg
H.-P. Gail
bei Sternen hoher Leuchtkraft
Massenverlust und zirkumstellare Hüllen
11. Materiezyklus in der Galaxis
10. Massenverlust bei Doppelsternen
9. Explosiver Massenabwurf (Supernovae, Novae, LBVs)
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8. Staubgetriebene Winde (M & C Sterne auf dem AGB, Überriesen)
7. Wellengetriebene Winde (RGB Sterne, Miras)
6. Liniengetriebene Winde (O, B , WR Sterne)
5. Elementare Theorie des Sternwinds (Parker-Theorie)
4. Sternatmosphären und Strahlungsdruck
3. Beobachtung von Massenverlust
2. Überblick Sternaufbau und Entwicklung
1. Einführung
Inhalt:
Plan der Vorlesung
page: 1.2
Die sichtbare Materie im Kosmos ist zum größten Teil in Sternen und in
Sternsystemen konzentriert. Nur ein relativ kleiner Teil ist im interstellaren Medium enthalten, das den Raum zwischen den Sternen und den
Sternsystemen ausfüllt. Das war nicht schon immer so. In der allerersten Phase nach der Entstehung des Kosmos war die sichtbare Materie
zunächst weitgehend gleichförmig verteilt, bis aus anfänglichen Fluktuationen heraus der gravitative Kollaps zu Galaxien und den ersten
Sternen einsetzte. Bei der Nukleosynthese während der Entstehungsphase des Kosmos wurden zunächst nur die leichtesten Kerne gebildet:
Wasserstoff, Helium und Spuren von Lithium. Die Zusammensetzung
der Sterne der ersten Sterngeneration war entsprechend einfach. Sie
bestanden nur aus H und He; Deuterium und Lithium wurden bereits
in der Entstehungsphase der Sterne verbrannt.
1. Einführung
page: 1.3
Sterne sind nur ein metastabiler Zwischenzustand der Materie, die unter
dem Einfluß ihrer wechselseitigen Schwereanziehung zu immer kompakteren Konfigurationen kollabiert und dabei immer dichter und heißer
wird. Dabei werden zeitweilig so hohe Temperaturen und Dichten erreicht, daß in der Materie Kernreaktionen einsetzen. Durch Fusion von
leichteren zu schwereren Kernen
H → He → C → O → . . . → Fe
wird soviel Energie freigesetzt, daß das heiße Gas eine zeitlang den gravitativen Kollaps aufhalten kann. Wenn der Vorrat an Brennstoff, der
unter den jeweiligen Temperatur- und Druckbedingungen brennen kann,
aufgebraucht ist, dann setzt erneute Kontraktion ein, bis bei höherer Temperatur und höherem Druck eine neue Kernsorte zu brennen
anfängt.
Einführung
page: 1.4
2. Die Fusion von leichten zu schweren Kernen erreicht den Bereich
der Elemente höchster Bindungsenergie pro Nukleon im Bereich der
Eisengruppe und ein weiterer Energiegewinn durch nukleare Brennprozesse ist nicht mehr möglich. Der Stern kollabiert dann entweder
zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch. Dieses Ereignis ist als Supernovaexplosion vom Typ II oder Ib, Ic beobachtbar.
1. Es tritt Entartung des Elektronengases oder eines Neutronengases
ein. Dadurch wird ein weiteres Schrumpfen des Sterns unterbunden
und er endet als Weißer Zwerg (in den meisten Fällen besteht dieser
aus C und O oder aus O und Ne).
Diese abwechselnden Phasen von gravitativer Kontraktion und zeitweiligem Verharren in einem quasistationären Zustand, in dem nukleares
Brennen für eine gewisse Zeit die Kontraktion aufhält, werden dadurch
beendet, daß eines der beiden folgenden Ereignisse eintritt:
Einführung
page: 1.5
Der Endzustand der sichtbaren Materie im Kosmos wäre also eine Konzentration aller Materie in Weißen Zwergen, Neutronensternen oder
Schwarzen Löchern.
1a. Der Weiße Zwerg kollabiert, wodurch im noch nicht verbrannten nuklearem Material (C, O) die Brennprozesse erneut zünden und das
Material zu den Elementen der Eisengruppe verbrennt. Die freigesetzte Energie bringt den gesamten Stern zur Detonation und es verbleibt kein Überrest. Dieses Ereignis ist als Supernovaexplosion vom
Typ Ia beobachtbar.
Im ersten Fall kann unter Umständen durch fortgesetzte Massenzufuhr,
z.B. durch Massentransfer in einem Doppelsternsystem, die Masse noch
anwachsen und die Chandrasekharsche Massengrenze von 1.4 M für
einen stabilen Weißen Zwerg überschritten weren. Dann tritt folgendes
Ereignis auf:
Einführung
page: 1.6
als explosiver Massenabwurf in Nova- oder Supernovaereignissen.
als sporadischer Abwurf von äußeren Schichten des Sterns in Form
eines kurzzeitigen, sehr intensiven Sternwinds, über Zeiträume von
einigen Jahren bis zu einigen Jahrhunderten, die in der Beobachtung
gelegentlich als ausgeprägte Massenschalen in der Umgebung eines
Sterns feststellbar sind, oder
als gleichmäßiger Verlust von Masse in Form eines kontinuierlichen
Sternwinds, bei dem über Zeiträume von 104 bis 106 Jahre eine Ausströmung aus dem Stern stattfindet, oder
Daß es heute noch sehr viele junge Sterne und auch noch beachtliche
Mengen an interstellarer Materie in der Galaxis gibt, und nicht nur
die kompakten Endzustände, liegt daran, daß praktisch alle Sterne gegen Ende ihrer Lebensdauer einen erheblichen Teil ihrer ursprünglichen
Masse, mit der sie als Hauptreihensterne entstanden sind, wieder an das
interstellare Medium zurückgeben. Dieser Massenverlust erfolgt
Einführung
page: 1.7
Die Prozesse der Sternentstehung und die Massenverlustprozesse bewirken zusammen, daß in den meisten – außer den elliptischen – Galaxien
ständig eine gewisse Menge interstellarer Materie existiert, die noch
nicht in neue Sterne kondensiert ist, sowie eine große Zahl von Sternen
in den unterschiedlichsten Entwicklungsphasen, von ganz jungen, gerade entstandenen, bis zu ganz alten Sternen, die noch aus der ersten Zeit
der Entstehung der Galaxie stammen.
Die Materie, die bei diesen Prozessen an das interstellare Medium
zurückgegeben wird, vermischt sich mit diesem, und aus der Mixtur
von Materie aus sehr vielen unterschiedlichen Einzelquellen entstehen
später neue Sterne.
Einführung
Abbildung 1.1: Materiekreislauf in der Galaxis
Einführung
page: 1.8
page: 1.9
Nur bei den elliptischen Galaxien (und Kugelhaufen) ist dieser Materiekreislauf zum Erliegen gekommen. Sie enthalten praktisch keine
interstellare Materie und nur alte Sterne.
In einer Galaxie existiert deswegen ein ausgeprägter Materiekreislauf
zwischen Sternen und interstellarer Materie. Ständig zirkuliert Materie zwischen dem Massenreservoire der interstellaren Materie und dem
Massenreservoire der Sterne. Ein Teil der Materie scheidet aus diesem
Kreislauf aus, weil sie in einem der Endzustände der Sternentwicklung
als Weißer Zwerg, Neutronenstern oder Schwarzem Loch verschwindet.
Andererseits wird dieser Abgang durch auch heute noch einfallende frische Materie aus dem intergalaktischen Medium wenigstens teilweise
ersetzt.
1.1. Materiekreislauf
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Die allerersten Sterne entstanden aus Materie, die aus dem Urknall hervorgegangen ist. Sie enthalten praktisch nur H und He. Sterne mit dieser
Zusammensetzung werden als Population III (abgekürzt Pop III) Objekte bezeichnet. Bis heute sind nur ein paar Sterne gefunden worden,
die dieser Kategorie zuzuordnen sind.
Die Sterne verdanken ihre Existenz als zeitweilige Haltestationen auf
dem Wege des gravitativen Kollapses den nuklearen Brennprozessen, bei
denen H über He in schwerere Kerne umgewandelt wird. Diese frisch
synthetisierten, schweren Kerne sind in dem Material enthalten, das
in den Massenverlustpozessen an das interstellare Medium abgegeben
wird. Der Kreislauf der Materie bewirkt deswegen, daß die interstellare
Materie und die Sterne, die aus ihr entstehen, langsam mit schweren
Kernen angereichert werden.
Einführung
page: 1.11
Es sind eine ganze Reihe solcher Objekte bekannt, teilweise mit außerordentlich geringem Metallgehalt. In unserer Galaxis findet man sie
vorwiegend im Halo und in Kugelsternhaufen. Die kleine Magellansche
Wolke besteht zum Beispiel nur aus Pop II Sternen. Einige der Pop II
Sterne haben einen Gehalt an Metallen, der ca. 10−5 mal kleiner als der
der Sonne ist. Bei durchschnittlichen Pop II Sternen liegt der Metallgehalt aber eher beim 0.5-fachen dessen der Sonne.
Die nächsten Sterngenerationen enthalten bereits Beimengungen an
Materie, die bei Massenverlustprozessen der ersten Sterngeneration synthetisiert wurden. Der Gehalt dieser Sterne an Elementen schwerer als
He (die sog. Metalle) ist klein. Sterne mit dieser Zusammensetzung werden als Pop II Sterne bezeichnet.
Einführung
page: 1.12
Wegen der unterschiedlichen Massendichten und daraus resultierender
unterschiedlicher Sternentstehungsraten in verschiedenen Zonen einer
Galaxis sind zu einem festen Zeitpunkt die Metallhäufigkeiten innerhalb einer Galaxis räumlich nicht konstant; sie nehmen zum Zentrum
hin zu.
Nach einigen Milliarden Jahren hatte der Metallgehalt der Galaxis etwa
den Wert des Metallgehalts der Sonne erreicht. Sterne mit dieser Zusammensetzung werden als Pop I Sterne bezeichnet. Ganz junge Sterne
haben gegenwärtig etwa den doppelten Metallgehalt der Sonne.
Einführung
page: 1.13
Endstadien der Entwicklung erst nach einer Zeit, die das Alter des
Kosmos übersteigt. Sie befinden sich noch alle auf der Hauptreihe.
ˆ Sterne mit Anfangsmassen von weniger als etwa 0.8 M erreichen die
dauern von einigen Millionen Jahren.
ˆ Massereiche Sterne mit Anfangsmassen > 10M haben nur Lebens-
nach ca. 9 × 109 Jahren die Endphase der Sternentwicklung.
ˆ Sterne wie die Sonne, mit einer Anfangsmasse von 1 M, erreichen
In den frühen Phasen der Entwicklung des Universums und der jungen
Galaxien erreichten nur die Sterne mit der kürzesten Lebensdauer die
Endphase ihrer Entwicklung, in der dann starke Massenverlustprozesse
einsetzen. Die Lebensdauer von Sternen nimmt mit zunehmender Masse
stark ab:
Einführung
page: 1.14
Da für einen großen Teil aller Elemente, vor allem der schweren Elemente, deren Häufigkeit im Kosmos nur aus der Analyse von Matrixmaterial
der primitiven Meteoriten bekannt ist, ist es von besonderem Interesse,
die Elementsynthese und die Massenverlustprozesse bei den Sternen zu
verstehen, die zum Zeitpunkt der Entstehung der Sonne schon das Endstadium der Sternentwicklung erreicht hatten; das sind eben die Sterne
mit M∗ > 2 M.
Der Metallgehalt der interstellaren Materie und der aus ihr gebildeten Sterne und das Elementgemisch in ihnen wird in der Anfangsphase
der Entwicklung des Kosmos und der Galaxien durch die Massenverlustprozesse der Sterne mit Anfangsmassen von M∗ > 2 M bestimmt.
Bei einem Alter der Sonne von 4.6 × 109 Jahren und einem Alter des
Universums von ca. 13.5 × 109 Jahren haben die ersten Sterne aus der
Entstehungszeit der Galaxien mit M∗ > 2 M zum Zeitpunkt der Entstehung der Sonne die Endphase ihrer Entwicklung erreicht und können
zu dem Material beigetragen haben, aus dem unser Sonnensystem hervorgegangen ist.
Einführung
page: 1.15
Abbildung 1.2: Entwicklungswege von Sternen unterschiedlicher Masse für zwei verschiedene Metallizitäten im Hertzsprung-Russell-Diagramm nach Modellrechnungen von Schaller und Kollegen (1992).
Die schraffierten Gebiete entsprechen nuklearen Brennphasen mit langsamer Entwicklung der Sterne.
Die Entwicklungswege für M∗ > 7 M gehen bis zum Ende des C-Brennens, für 2 M ≤ M∗ ≤ 7 M
bis zum Beginn des thermischen Pulsens auf dem AGB und für M∗ ≤ 1.7 M bis zum He flash auf dem
RGB.
Einführung
page: 1.16
Später werden auch die Sterne mittlerer und kleiner Masse wichtig. In
der Endphase ihrer Entwicklung erreichen die Sterne mit Anfangsmassen M∗ ≤ 8 M den sog. asymptotischen Riesenast im HertzsprungRussell Diagramm, auf dem sie eine Leuchtkraft von mehr als 104 L
erreichen. Der Entwicklungsweg solcher Sterne ist in Abb. 1.2 dargestellt. Diese Sterne enden schließlich als Weiße Zwerge.
Für die Entwicklung der Galaxien in der frühesten Phase ihrer Entwicklung sind vor allem die massereichsten Sterne mit Anfangsmassen
von mehr als ca. 8 M von Interesse, die bereits nach einigen Millionen
Jahren wieder als Supernova explodieren.
Einführung
page: 1.17
Abbildung 1.3: Massenverlustraten im Hertzsprung-Russell Diagramm. Die Zahlenangaben an den Linien konstanter Massenverlustrate geben log Ṁ an (de Jager und
Kollegen, 1988).
Einführung
page: 1.18
Bei den heißen Sternen wird die Materie ganz im gasförmigen Zustand an das interstellare Medium abgegeben. Bei kühlen Sternen mit
Teff < 3 000 K (den Riesen und Überriesen der Leuchtkraftklassen II und
I) kühlt das ausströmende Gas genügend ab und ist dabei gleichzeitig
noch dicht genug, daß einige Elemente (O, Si, Mg, Fe, Al, Ca . . . oder
C, Si) als kleine Festkörperpartikelchen auskondensieren. Diese Sterne
sind deswegen von mehr oder weniger dichten Staubhüllen umgeben, die
sich durch eine intensive Emission durch warmen Staub im infraroten
Spektralbereich bemerkbar machen.
Die Sterne mit hoher Leuchtkraft L∗ ≥ 104 L haben allesamt sehr
hohe Massenverlustraten. Die Abb. 1.3 zeigt eine Zusammenstellung
empirisch bestimmter Massenverlustraten bei Sternen hoher Leuchtkraft. Die Massenverlustraten übersteigen ganz allgemein Werte von
10−7 M yr−1 und können Werte von bis über 10−4 M yr−1 erreichen.
Es ist offensichtlich, daß Sterne, die in ihrer Entwicklung den oberen Teil
des Hertzsprung-Russell Diagramms erreichen oder wegen ihrer hohen
Massen von Anfang an eine enorme Leuchtkraft besitzen, innerhalb relativ kurzer Zeit einen beträchtlichen Teil ihrer ursprünglichen Masse
an das interstellare Medium zurückgeben.
Einführung
SN
Novae
WCL
LBV
RSG
OB
AGB(C)
AGB(S)
AGB(M)
10−8
10−7
10−6
10−5
10−4
10−3
-
Einführung
peculiar dust
silicate dust
carbon dust
gas
page: 1.19
page: 1.20
Abbildung 1.4: Raten für die Abgabe von Gas und Staub (in M kpc−2 a−1) an das
interstellare Medium durch die unterschiedlichen stellaren Quellen. Die Abkürzungen
für die Staubquellen sind: AGB= Sterne auf dem Asymptotischen Riesenast (‘asymptotic giant branch’) der Spektraltypen M, S, und C, OB= Massereiche Sterne auf der
oberen Hautreihe, RSG=Rote Überriesen (’red supergiants’), LBV= Leuchtkräftige
Blaue Variable, WCL= Wolf-Rayet Sterne der Spektraltypen WC8-11. Die Unterschiedliche Zusammensetzung der Staubmischungen in den unterschiedlichen Staubbildnern wird vereinfachend durch die drei Grundtypen Silikatstaub“, Kohlenstoff”
”
staub“, und Spezieller Staub“ bezeichnet. Für Supernovae ist wegen der Unsicherheit
”
bezüglich der Zusammensetzung und der Menge des bei diesen Objekten gebildeten
Staubs keine Staubproduktionsrate angegeben.
Einführung
page: 1.21
Der interstellare Staub stammt zu einem Teil aus dieser Quelle. Die
chemische Zusammensetzung der Staubpartikelchen hängt von der Zusammensetzung der Materie im Sternwind oder in der abgeworfenen
Masse ab, die ihrerseits wieder von der Synthese von Elementen bei
den nuklearen Brennprozessen im Sterninneren bestimmt wird. Abbildung 1.4 zeigt die wichtigsten Quellen für Massenabgabe an das interstellare Medium durch weit entwickelte Sterne und die jeweiligen Gasund Staubanteile.
Einführung
page: 1.22
Ein Teil der Staubteilchen in der interstellaren Materie entgeht der
Zerstörung im interstellaren Medium durch Stoßwellen und kann bei der
Entstehung neuer Sterne unter anderem in Körper der gleichzeitig entstehenden Planetensysteme eingebaut werden. In unserem eigenen Planetensystem findet sich in primitiver meteoritischer Materie ein kleiner
Anteil solcher unveränderter Staubteilchen, die sog. präsolaren Staubteilchen, die direkt aus dem Massenabstrom von Sternen in weit fortgeschrittenen Entwicklungsstadien stammen. Diese präsolaren Staubteilchen können durch exotische Isotopenhäufigkeiten mancher Elemente
eindeutig identifiziert werden, die ihrerseits wieder Informationen über
die nuklearen Prozesse im Inneren der Elternsterne mit sich tragen. Dadurch ist es möglich geworden, die Prozesse, die sich im Abstrom von
Materie aus weit entwickelten Sternen und in den nuklearen Brennzonen
in ihrem Inneren abgespielt haben, im Laboratorium zu studieren.
Einführung
page: 1.23
Um die Fülle von Informationen, die in den Spektren der Sterne und
in präsolaren Staubteilchen über die Synthese der chemischen Elemente und die frühe Entwicklung des Kosmos enthalten sind, richtig entschlüsseln zu können, ist ein möglichst genaues Verständnis der Massenverlustprozesse der leuchtkräftigsten Sterne erforderlich. Mit den unterschiedlichen Facetten dieses Problems beschäftigt sich diese Vorlesung.
Einführung