T - Physikalischer Verein
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Kosmogonie Sternentwicklung Von der Entstehung bis zum dramatischen Ende Sternentstehung • „Teig“ aus denen Sterne gemacht werden – kosmische Molekülwolken – insbesondere die dichtesten und kältesten Gebiete • Gravitationsenergie EG „formt den Teig“ 3 G M2 EG 5 R • Der Virialsatz ist die „Köchin“ 2ET EG 0 mit ET 3 kT M 2 mH (kugelförmige Massenansammlung) © Dr. R. Göhring [email protected] III-2 Gravitationsinstabilität • Jeans-Kriterium Virialsatz wird verletzt – entweder Ekin (=Druck) ist zu klein – oder EG ist zu groß Masse stürzt zusammen • Die Jeans-Masse MJ ist die minimale Masse, bei der der Kollaps gerade einsetzt MJ T3 r (r ist die Dichte und T die Temperatur des interstellaren Gases) © Dr. R. Göhring http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1995/44/image/a Adler Nebel (M16) Sternbild Serpens Cauda [email protected] III-3 Jeans-Kriterium • Instabilität des interstellaren Gases – die Dichte r liegt im Bereich 10-21 bis 10-18 kgm-3 (2·10-19 kgm-3 ≈ 100 H-Atome pro cm-3) – die Temperatur T liegt im Bereich 100 bis 20 K • Die Jeans-Masse MJ ist demnach zwischen 105 und 102 M → zunächst entstehen nur Gebilde in der Größe von Sternhaufen • Diese Gebilde würden in der freien Fallzeit tff kollabieren t ff 1 Gr bei einer Dichte von 2·10-19 kgm-3 in 107 Jahren © Dr. R. Göhring [email protected] III-4 Fragmentation • Beobachtet werden Sterne nur im Bereich von 0,1 bis ≈ 102 M • Während des Kollapses muß entsprechend dem JeansKriterium eine Fragmentation stattfinden: MJ • T3 r und aus Beobachtungen weiß man, daß zu mehr als 60 % Doppel- und Mehrfachsysteme gebildet werden. © Dr. R. Göhring [email protected] III-5 Drehimpuls • Der Drehimpuls L einer (kugelförmigen) Wolke spielt eine große Rolle bei der Entwicklung eines Sternes. L 2 MR 2 5 • Der Drehimpuls ist eine Erhaltungsgröße, d.h. je mehr die Wolke kollabiert, um so schneller muß sie rotieren. Es bildet sich eine Akkretionsscheibe aus. • In diesen Scheiben wird das Material durch Reibung langsam nach innen transportiert und fällt schließlich auf den Kern. Ist die Dichte der Scheibe groß genug, können sich Planeten bilden. • Im Sonnensystem tragen Planetenbahnen 99 % des Drehimpulses; die Sonne aber 99,9 % der Masse © Dr. R. Göhring [email protected] III-6 Protosterne • Für T ≈ 10 K und r=10-16 kgm-3 (=1011 Teilchen m-3) sind Massen ≥ 1 M instabil – bei 1 M ist der Radius der Wolke = 104 AE – freie Fallzeit tff = 4·105 a • Bildung eines Kerngebietes von M ≤ 0,01 M mit hoher Dichte, das sich durch Aufprall der einfallenden Materie aufheizt (Stoßfront) • Bei T ≥ 2000 K dissoziiert H2, Energie wird dadurch verbraucht und der Temperaturanstieg verlangsamt sich. Die Gravitation gewinnt die Überhand und im innersten Teil findet ein Kollaps statt (Dauer einige Monate bis Jahre). • Bei T ≈ 104 K kommt der Kollaps zum Stehen bei einem Kern von ≤10-3 M • Nachdem die restliche Materie des ersten Kernes auf den inneren gefallen ist, bildet sich ein Kern im hydrostatischen Gleichgewicht aus. • Im freien Fall stürzt die restliche dünne Hülle – im wesentlichen über eine Akkretionsscheibe – auf den Kern in einem Zeitraum der tff entspricht. © Dr. R. Göhring [email protected] III-7 Massearme Protosterne • Gesamtmassen M ≤ 3 M • gesamte Hülle fällt innerhalb kurzer Zeit auf den Kern • bei 1 M ist nach ca. 106 a praktisch die gesamte Protosternmasse im Kern enthalten • In der Frühphase ist der Stern selbst durch eine Akkretionsscheibe verdeckt • Bipolare Jets können senkrecht zur Scheibe ausgeworfen werden (HerbigHaro Objekte) • Wenn der Stern selbst sichtbar wird, erscheint er als T-Tauri Veränderlicher • Nach ca. 107 a setzt das Wasserstoffbrennen ein; der Stern erreicht die Hauptreihe © Dr. R. Göhring [email protected] III-8 Junge Sterne leben gefährlich • Sternentstehungsgebiet W5 im Sternbild Kassiopeia aufgenommen von dem IRSatteliten Spitzer. • W5 ist 6.500 Lichtjahre von uns entfernt. • Helle, junge Sterne mit ca. 20-facher Sonnenmasse „blasen“ das Material aus der Umgebung der kleineren, sonnenähnlichen Sterne. • Die sonnenähnlichen Sterne sind 2 bis 3 Millionen Jahre alt. • Planetenentstehung wird so unterdrückt. Bild: NASA / JPL-Caltech / Harvard-Smithsonian CfA © Dr. R. Göhring [email protected] III-9 Massereiche Protosterne • Gesamtmasse > 3 M • Wasserstoffbrennen setzt schon ein, während ein wesentlicher Teil der Hülle noch auf den Kern fällt. • Die Sterne sind als Vor-Hauptreihesterne wegen der sie verdeckenden Staubhülle im optischen nicht sichtbar (nur in IR). • Durch den Strahlungsdruck wird der Materieeinfall gebremst und kann schließlich umgekehrt werden. • Z.B. kann ein Protostern von 60 M so zu einem Hauptreihestern von nur 17 M werden. • Neuere Berechnungen zeigen allerdings, daß sich während des Kollapses „Kanäle“ in der Wolke herausbilden könne, durch die die Strahlung entweicht, ohne das Gas übermäßig aufzuheizen. © Dr. R. Göhring [email protected] III-10 © Dr. R. Göhring [email protected] III-11 Quelle: http://hubblesite.org © Dr. R. Göhring [email protected] III-12 Quelle: http://hubblesite.org © Dr. R. Göhring [email protected] III-13 Hertzsprung-Russell-Diagramm Ursprüngliches HRD Farben-Helligkeits Diagramm Theoretisches HRD aus: http://www.astro.uni-bonn.de/~deboer/sterne/hrdtxt.html © Dr. R. Göhring [email protected] III-14 Interpretation eine FHD -2 Legt man beide Diagramme – das aus 0 den HIPPARCOS-Daten ermittelte und 2 das hypothetische – übereinander, 4 sieht man deutlich, daß die Sterne der Hauptreihe alle etwa die die Größe der 6 Sonne, aber unterschiedliche 8 Temperaturen haben. 10 12 0.5 0 0.5 1 1.5 © Dr. R. Göhring 2 [email protected] III-15 Entwicklungsbahnen ZAMS = Zero Age Main Sequence Quelle: http://www.ogonek.net/galaxytext/sternentwick.html © Dr. R. Göhring [email protected] III-16 Hydrostatisches Gleichgewicht R Kraft = Masse · Beschleunigung und Druck = Kraft / Fläche oder Kraft = Druck · Fläche dP dF r(r) dF dr g(r) r dV=dF·dr g(r) G M(r) r2 dP G M(r) 4 2 r(r) g(r) r(r) r (r) G r dr 3 r2 Gasdruck im Zentrum der Sonne bei konstantem r: P 2 2 r GM r G R2 3 2 R P r kT mu mit den Werten für die Sonne ergeben sich Werte P ≈ 1,4·1014 Pa und T ≈ 6·106 K im Mittelpunkt. © Dr. R. Göhring [email protected] III-17 Grundgleichungssystem dM(r) 4 r 2 r(r) dr dP(r) G M(r) Hydrostatisches Gleichgewicht : r(r) dr r2 dL(r) Thermisches Gleichgewicht : 4 r(r) (r) dr Energietransport dT(r) 3(r) r(r) L(r) durch Strahlung : dr 4cT 3 4r2 Massenerhaltung : durch Konvektion : dT(r) 1 T(r) dP 1 dr (r) P(r) dr Randbedingungen: im Zentrum: M(0) = 0 und L(0) = 0 an der Oberfläche: M(R) = M, T(R) = Teff © Dr. R. Göhring [email protected] III-18 Sonnenmodell nach Stix Dichte und Temperatur in der Sonne Dichte und Temperatur in der Sonne 18.000.000 1,E+06 T(r) logr(r) 160.000 16.000.000 1,E+05 140.000 14.000.000 180.000 r(r) 100.000.000 logT(r) 10.000.000 1,E+04 1.000.000 120.000 12.000.000 1,E+03 100.000 1,E+02 100.000 10.000.000 80.000 8.000.000 60.000 6.000.000 40.000 4.000.000 20.000 2.000.000 Dichte von Wasser Dichte von Gold 1,E+01 10.000 1,E+00 0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 1.000 1,E-01 100 1,E-02 10 1,E-03 0 0 0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 1,E-04 1 Gasdruck im Zentrum der Sonne: > 2·1016 Pa © Dr. R. Göhring [email protected] III-19 Innerer Aufbau der Sonne Quelle: NASA © Dr. R. Göhring • Kern: Bereich, in dem die Energieerzeugung stattfindet. Volumen 1,6 % des der Sonne beinhaltet 50 % der Masse. • Strahlungszone macht 70 % des Sonnenradius aus. Energie wird durch Strahlung transportiert, wobei ein Photon aus dem Kern 10.000 bis 170.000 Jahre benötigt, um die Sonne zu verlassen. • Konvektionszone ist 140.000 km dick. Die Energie wird dort durch Strömung transportiert; heißes Plasma strömt nach oben, kaltes sinkt ab. Sichtbar als Granulation. • Photosphäre ist die ca. 300 km dicke sichtbare Schicht. • Chromosphäre ist ca. 10.000 km dick und ist nur bei eine Sonnenfinsternis zu beobachten. In der oberen Photo-sphäre und in der Chromosphäre entstehen die Spektrallinien. [email protected] III-20 Innerer Aufbau Quelle: http://abyss.uoregon.edu/~js/images © Dr. R. Göhring [email protected] III-21 Wasserstoffbrennen, p-p-Kette 1 H1 H2 D e 2 D1 H3 He 3 He3 He4 He 2 1H 0,42 MeV 5,49 MeV 12,86 MeV Zur Berechnung des Energieüberschusses: 1. Die ersten beiden Reaktionen müssen doppelt gezählt werden, da zwei 3He-Atome benötigt werden, um ein 4HeAtom zu bilden. 2. Das Positron e+ reagiert mit einem Elektron der Umgebung und zerstrahlt in 2 Gamma-Quanten von 1,022 MeV. 3. Die kinetische Energie von 0,26 MeV des Neutrinos verschwindet ungehindert aus dem Stern. Energieüberschuß: 2·(0,42 MeV + 1,022 MeV + 5,49 MeV – 0,26 MeV) + 12,86 MeV = 26,204 MeV © Dr. R. Göhring [email protected] III-22 Wasserstoffbrennen, CNO-Zyklus Auch als Bethe-Weizsäcker-Zyklus nach den Entdeckern benannt. Setzt ab 14 Millionen Kelvin ein und ist ab 30 Millionen Kelvin vorherrschend. Die Erzeugungsrate für die Energie ist proportional zu ≈T20 © Dr. R. Göhring [email protected] III-23 Heliumbrennen, 3a-Prozeß Auch als Salpeter-Prozeß nach dem Entdecker benannt. Er setzt ab einer Temperatur von 100 Millionen Kelvin ein. Seine Erzeugungsrate ist proportional T41; dadurch geschieht das Brennen oft explosionsartig (Helium-flash). Folgeprozeß: 12 © Dr. R. Göhring C 4He [email protected] 16 O III-24 Abhängigkeit der Energieerzeugung von der Temperatur log [ Energieerzeugung] T41 0 10 3 CNO T19.9 T4 20 30 40 50 60 70 PP 80 90 T (106 K) © Dr. R. Göhring [email protected] 100 110 120 130 Quelle: Steinmetz, AIP III-25 Verweilzeit auf der Hauptreihe • • • M = 1,98·1030 kg besteht zu 70% aus Wasserstoff. Die vollständige Umwandlung des Wasserstoffes in Helium nach dem pp-Prozeß liefert 8,8·1044 J. Bei der jetzigen Leuchtkraft der Sonne L = 3,85·1026 W würde das 7,3·109 Jahre dauern. 1.000.000.000.000 100 Jahre 60 1,10E+11 100.000.000.000 4,80E+10 18 1,40E+10 10.000.000.000 5,10E+09 Daraus kann man allgemein die Entwicklungszeit tE [a], die ein Stern auf der Hauptreihe verbringt, berechnen zu: 10 1,80E+09 6 1.000.000.000 3,90E+08 3 100.000.000 1,5 5,20E+07 • 1,1 1 0,8 10.000.000 2,40E+06 0,5 1.000.000 5,50E+05 M/M tE[a] 7,3 10 L /L 9 © Dr. R. Göhring M/M 0,2 100.000 0,1 O5V [email protected] B0V B5V A0V F0V G0V K0V M0V M5V III-26 Was geschieht, wenn im Kern aller Wasserstoff zu Helium „verbrannt“ ist? • Bei Sternen mit einer Sonnenmasse M brennt Wasserstoff in einer Schale um den erloschen Kern weiter. • Die Hülle expandiert, die Leuchtkraft bleibt konstant: R T bis Hayashi-Grenze erreicht ist. • Das Schalenbrennen des Wasserstoffs wandert nach außen und der Kern kontrahiert; durch die so gewonnene Energie vergrößert sich die Konvektionszone. Der Stern wird zum Roten Riesen. • Der (Helium-) Kern kontrahiert so lange, bis die Zündtemperatur für das Heliumbrennen im Kern erreicht ist: explosionsartiger Helium-flash. • Große Teile der Schale werden durch Sternwind abgestoßen. Quelle: http://www.ogonek.net/galaxytext/sternentwick.html © Dr. R. Göhring [email protected] III-27 Alter von Sternhaufen NGC 188 Quelle: http://www.seds.org/messier/Pics/Jpg/n0188mg.jpg © Dr. R. Göhring [email protected] III-28 Altersbestimmung von Sternhaufen: Alter von NGC188: 10 Mrd. Jahre Quelle: http://www.astro.physik.uni-goettingen.de/academics/f-praktikum/sternhaufen/cmd_ngc188.jpg © Dr. R. Göhring [email protected] III-29 Entwicklung der Sonne Quelle: http://www.ogonek.net/galaxytext/sternentwick.html © Dr. R. Göhring [email protected] III-30 Was geschieht, wenn im Kern alles Helium „verbrannt“ ist? • Sterne mit einer Masse > 2,3 M erreichen im Kern das Stadium des Kohlenstoffbrennens. • Dabei können Elemente bis zum Eisen gebildet werden. • Eisen ist das Ende des Fusionsvorganges – „Sternenasche“. • Um diesen Kern ist die Schale des Heliumbrennens und darum eine Schale des Wasserstoffbrennens. • Sterne < 8 M verlieren in der Endphase einen Großteil ihrer Masse durch Sternenwind oder Abstoßung der äußern Hülle (Planetarische Nebel). • Sie enden als weiße Zwerge. Quelle: http://www.ogonek.net/galaxytext/sternentwick.html © Dr. R. Göhring [email protected] III-31 Bindungsenergie pro Kernteilchen © Dr. R. Göhring [email protected] III-32 Entwicklungswege Stern mit 1 … 8 M Starker Masseverlust Sternwind + Planetarischer Nebel Weißer Zwerg 0,6 …<1,4 M Stern mit > 8 M 20 – 30% Masseverlust Schwacher Masseverlust Kollaps im Zentralbereich Weißer Zwerg ≈ 1,4 M Supernova Supernova 1a bei Doppelsternen © Dr. R. Göhring Neutronenstern ≤1,8 M [email protected] Hypernova Schwarzes Loch >1,8 M III-33 Planetarische Nebel Abell 20 NGC 7009 MyCn 18 NGC 6543 M2-9 Twin Jet © Dr. R. Göhring [email protected] III-34 Supernova 1a Überrest der Tycho Brahe Nova von 1572 Quelle: MPI für Astronomie http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/image_category/star/supernova/ © Dr. R. Göhring [email protected] III-35 „Zwiebelschalenmodell“ Quelle: MPI für Astrophysik © Dr. R. Göhring [email protected] III-36 0,1 sec nach Stoßentstehung aus: http://www.mpa-garching.mpg.de/mpa/pub_resources/pop_science/phiuz_www.pdf © Dr. R. Göhring [email protected] III-37 Explosionsphasen Inhomogenitäten in der Heliumschale 1 Stunde nach der Explosion 1. Sekunde der Explosion © Dr. R. Göhring [email protected] III-38 Krebsnebel (Supernova von 1054) Very Large Telescope der Europäischen Südsternwarte © Dr. R. Göhring [email protected] III-39 Hypernova GRB 080319B Nachglühen Aufnahme im Röntgenbereich Aufnahme im opt. Bereich http://www.armageddononline.org/hypernova.php Entfernung 7,5 Mrd. Lichtjahre. Scheinbare Helligkeit des Nachglühens max. 5,76 mag. Absolute Helligkeit -36 mag, entspricht ca 3·1016 Sonnenhelligkeit. © Dr. R. Göhring [email protected] III-40 Eta Carina h Carina • Masse: 100 – 120 M • Radius: 80 – 180 R • Leuchtkraft: 5.000.000 L • Temperatur: 36.000 – 40.000 K • Alter: < 3 Mio. Jahre • Entfernung: 7.000 – 10.000 Lj • Wird wahrscheinlich in den nächsten 100.000 Jahren als Super-/Hypernova explodieren Quelle: Wikipedia © Dr. R. Göhring [email protected] III-41 • Explosionswolke einer Supernova aus dem Jahr 1054 in einer Entfernung von 6.500 Lichtjahren. • Der Ursprungsstern besaß die zehnfache Sonnenmasse; der Kern kollabierte zu einem Neutronenstern/Pulsar. • Die Wolke reichert das interstellare Medium mit höheren Elementen an. • Die Stoßwelle einer Supernova kann in der Umgebung die Geburt eines neuen Sternes anregen. • So sind die Elemente in unserem Sonnensystem das Ergebnis von 5 Zyklen aus Sternentstehung, -entwicklung und Supernovaexplosion. © Dr. R. Göhring [email protected] III-42
