Einf¨uhrung in die Astronomie II.
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Einführung in die Astronomie II . November 2005. Günter Wiedemann [email protected] Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg 112 21029 Hamburg V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.1/64 Veränderliche Sterne im HRD V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.2/64 Veränderliche Sterne im HRD HR Sterne i.A. sehr (lange) stabil Veränderliche Sterne: Lichtkurven Ähnliche Lichtkurven − ähnliche Sterne Veränderliche Sterne: Pulsationen Cepheiden: MV − P -Beziehung → Entfernungsmessung V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.3/64 Veränderliche: m, v, R Messung von R? V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.4/64 Pulsation stars V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.5/64 Entfernungsmessung mit Cepheiden Cepheiden sind Riesensterne, hell → grosse Entfernungen Enge Beziehung zwischen Periode und Leuchtkraft → Mv − P Beziehung P Mv = a × log( ) + b 1d a ≈ −3m , b ≈ −1m ’klassische’ und ’V’-Cepheiden V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.6/64 Andromeda V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.7/64 P-L Beziehung Empirische MV − P Beziehung für Milchstrassen- Cepheiden mit guter Entfernungsbestimmung V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.8/64 Entfernungsmessung Messung von mv , P Berechnung von MV mV − MV → Entfernungsmodul → Entfernung Entfernungsmessung für extragalaktische Systeme möglich Problem : Koeffizienten a,b hängen sehr empfindlich von Details des Sternaufbaus (z.B. Metallizität) ab. ’klassische’ und ’V’-Cepheiden V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.9/64 P − ρ Beziehung Periode -Dichte-Beziehung √ P ρ = const V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.10/64 andere Pulsationsveränderliche W Virginis- Sterne: massearme, ältere Sterne, andere P-L Beziehung bei gleicher Periode: ∼ 1.4m schwächer als Cepheiden RR Lyrae: in alten Kugelsternhaufen → Haufenveränderliche kürzere Perioden, 0.1 − 1d, geringe Streuung der absoluten Helligkeiten MV = 0m − 0.8m Verlängerung des Cepheiden-Instabilitätsstreifens zu kleinen Leuchtkräften ähnlicher Mechanismus V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.11/64 andere Pulsationsveränderliche δ -Scuti Sterne: ähnliche, aber unregelmässige Lichtkurven kürzere Perioden : 0.05d − 0.2d, Leuchtkräfte schwächer als RR Lyrae Entwicklungszustand kaum verstanden δ -Scuti -Newsletter V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.12/64 Miras Prototyp: Omikron Ceti, ’Mira’ charakteristisch: grosse Amplituden: ∆mv ≈ 2m − 6m (∆Mv ) lange Perioden: P ∼ 100 − 1000d Mira : P = 331d, ∆mv = 6m häufig unregelmässige Lichtkurven HRD: Sehr kühle Riesensterne V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.13/64 Miras Tef f = 2500K − 3000K λmax im NIR im Optischen starke Absorptionsbanden von Molekülen: TiO, (VO) klassisch: Erot = qm: Erot = L2 2I l(l+1) 2 2I ~ Evib = (v + 1/2)~ω ω ∼ √1 M V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.14/64 Miras Tef f = 2500K − 3000K λmax im NIR im Optischen starke Absorptionsbanden von Molekülen: TiO, (VO) Starke Abschwächung der optischen Helligkeit mit abnehmendem Tef f Bolometrische Helligkeit: wesentlich kleinere Amplitude: ∼ 1m Verschiebung des Strahlungsflusses ins NIR Charakteristisch: Auftreten von Emissionslinien vieler Atome und Moleküle MASER V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.15/64 Miras MASER zeigen ausgedehnte Hüllen um Miras oft expandierend → Massenverlust V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.16/64 Miras gute Beobachtungen IR, mangelnde Theorie Pulsationsmechanismus nicht verstanden Komplikation durch Konvektion Mira veränderlichkeit am Ende des He-Brennens Mira-Phase bei allen Riesen ??? starker Massenverlust, entscheidend für weitere Entwicklung V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.17/64 Entwicklung V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.18/64 Tod der Sterne Todesarten AGB Sterne WDs PNe SNe Neutronensterne Stellare Schwarze Löcher V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.19/64 NGC 7293 V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.20/64 Hourglass Nebula V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.21/64 Weisse Zwerge R ∼ 5000km 0.4M < M < 1.4M e− Entartung keine Fusions -E-quelle Kristallisation möglich sehr lange Abkühlzeiten V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.22/64 Weisse Zwerge sehr lange Abkühlzeiten M L 5 τk ≈ 10 a × ×( )7 M L 7 Welche ZAMS-Massen werden zu WDs? komplizierte Physik < 8M werden zu WZ B3V, M ∼ theoretische Überlegungen → 9 − 10M V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.23/64 Planetarische Nebel WD Anfangsmasse > 1.4M abgeworfene Hülle → Planetarischer Nebel Häufigkeit 20,000–50,000 in Milchstrasse PN expandiert ∼ 10 − 30km/sec Emissionslinien von H, O, N beleuchtet v. Zentralstern leuchtet ca 20,000 -50,000 Jahre typ. Durchmesser: 1ly → Alter ∼ 10, 000 Jahre PN geben (zus.) ca. 5 M /yr ans ISM ca. 15% der gesamten Materieabgabe (Rest?) → wichtig für chemische Entwicklung der Milchstrasse V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.24/64 AGB Sterne : Dredge up starke Konvektion bringt Material vom Kern an die Oberfläche Erster dredge up nach Beendigung des Kern H-Brennens: Stern zum 1. Mal auf dem Weg zum Roten Riesen Produkte des CNO Zyklus erreichen die Oberfläche → verändern die beobachtete Elementhäufigkeit ursprüngliche Häufigkeit – Entwicklung V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.25/64 Dredge up second dredge up nach Beendigung des He-Brennens erhöht auch CNO in der Atmosphäre third dredge up während ABG Phase AGB (> 2 M Sterne) grosse Mengen von C erreichen die Oberfläche → ’Kohlenstoffstern’,carbon star starke stellare Winde von AGB Sternen werfen grosse C Mengen ins ISM eject large amounts C O [H ] > [H ] → C-Chemie IRC + 10216, m10µ ≈ −7 V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.26/64 NGC 7293 V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.27/64 Hourglass Nebula V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.28/64 Massereiche Sterne grosse Massen bewirken starke Kernkompression → hohe Temperaturen HR- Masse > 4 M : C-O Kern > 1.4 M → weiterer Kollaps T > 600 × 106 K: C-Brennen produziert O, Ne, Na, Mg (auch nicht-α) V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.29/64 High Mass Stars HR Masse > 8 M : nach C-Brennen erreichen T 109 K → Ne-Brennen produziert O and Mg danach: O burning (T > 1.5 × 109 K) produziert S and Si T > 2.7 × 109 K → Si-Brenne produziert S to Fe jede Kernbrennphase hat assoziiertes Schalenbrennen V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.30/64 High Mass Stars bewirkt: mehrere RR Phasen! → gegenläufige Bewegung im HRD starke Massenverluste Einige Kernreaktionen produzieren Neutronen → Kernreaktionen → neutron capture Neutroneneinfang → Produktion seltener Elemente V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.31/64 Massereiche Sterne hohe L bläht äussere Schichten auf → Überriese bis 1000 R Thermonukleare Brennsequenz endet bei Si 56 Fe: stabilstes Element (26 p, 30 n) Hinzufügen von Protonen oder Neutronen verlangt Energie → inerter Fe -Kern Energieproduktion durch Schalenbrennen innerhalb 1 Erdradius konzentriert V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.32/64 Endlich: Supernovae in den letzten nuklearen Brennstadien steigt T schnell auf mehrere (100’s million K) → sehr energiereiche Photonen in massereichen Sternen dominiert Paarerzeugung Photodissoziation → schwere Atomkerne können gespalten werden führt zu instabilem Kern: Kollaps in freiem Fall, bis Neutronisierung der Materie durch extreme Dichteerhöhung Zentralbereich: unkomprimierbarer Neutronenkern Reflektiert nachstürzende Materie Stossfronten, Schockwellen V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.33/64 Endlich: Supernovae Stossfronten, Schockwellen Hülle kann mit ∼ 104 km/sec abgeschleudert werden SUPERNOVA bleibt: Neutronenstern V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.34/64 Supernovae Einsetzen der Instabilität nicht gut verstanden Massenverlust spielt grosse Rolle bei Wolf-Rayet Sternen wird bereits He-Schale weggefegt. SN kann sich aus Rotem oder Blauem Überriesen entwickeln V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.35/64 Supernovae SN Typen Typ II: mit H Typ I: kein H, Typ Ia: mit Si, Typ: Ib, Ic kein Si Unterschiedliche Lichtkurven V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.36/64 SN Lichtkurven V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.37/64 Supernovae bei Kernkollaps freigesetzte Energiemenge typ 1045 J > 90% als Neutrinos ∼ 10% wird als kinet. Energie auf Hülle übertragen reicht um Hülle auf 5000 - 10,000 km/sec zu beschleunigen resultierende Lichtkurven Abb 8 − 7 Anstieg innerhalb 20 -30 Tage um ∼ 20mag Verzögerung durch Transparenzentwicklung Maximum: L ≈ 1010 L V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.38/64 Supernovae Helligkeitsabnahme durch Entwicklung radioaktiver Elemente 60 Co PD Beobachtungen 1987A typ. Überlebensdauer von expandierenden Hüllen: 105 Jahre Überreste: SNR Supernova-Remnant, (SNR bei Messung) ca 230 SNR in MW bekannt → Ausbruch alle ∼ 50 − 100 Jahre V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.39/64 Supernovae meiste SN in externen Galaxien beobachtet (möglich) V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.40/64 SN simulation V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.41/64 Supernovae this creates a powerful pressure (sound) wave encounters outer material trying to fall onto the collapsed core (at speeds of 0.15c!) the pressure wave reverses the motion of the falling material (aided by neutrinos) reaches supersonic speed and becomes a shock wave drives the material outwards and reaches surface after a few hours V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.42/64 SN 1987A V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.43/64 SN 1987A Letzte SN ’in der Nähe’: 1987A in der LMC mit blossem Auge beobachtbar nur 108 L : aus Blauem Überriesen Neutrinos wurden ca 3 h vor optische Entdeckung nachgewiesen V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.44/64 SN 1987A V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.45/64 Supernova Remnants Gum nebula: 60◦ in the sky (largest) near side 100pc from Earth! center about 460pc away exploded about 9000 B.C. parent SN as bright as the quarter moon! V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.46/64 Gum nebula V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.47/64 Supernova Remnants SN remnants best searched by radio observations Cas A: exploded about 300 years ago (unseen!) last galactic SNe: 1572 (Tycho), 1604 (Kepler) next earlier: ≈ 1000 years earlier! Galaxy should show about 5 SNe per century most are hidden by dust in the ISM! V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.48/64 Cas A: X-ray & radio V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.49/64 Neutronensterne Überreste von SN -Explosionen M ≈ 1 M R ≈ 10 km Dichte von Kernmaterie! R nimmt mit M ab → Massengrenze ≈ 3 M V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.50/64 neutron star structure V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.51/64 Neutron stars 1930 vorhergesagt! Als Pulsare beobachtet V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.52/64 Pulsars V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.53/64 Pulsars V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.54/64 Vela Pulsar V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.55/64 Black Holes stellar remnant too massive to become a WD or neutron star? collapses due to extremely strong gravity distortions of space-time increase dramatically light follows curved path due to huge distortions eventually, the escape speed from the surface reaches c V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.56/64 Black Holes V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.57/64 Black Holes at this stage, a “hole” is punched into space-time by the enormous gravity → collapsing objects disappears from the universe and becomes a black hole event horizon: location where the escape speed from the hole is equal to the speed of light nothing inside of the event horizon can ever leave the hole! can be considered “surface” of the BH V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.58/64 Black Holes V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.59/64 Black Holes inside the event horizon the mass of the collapsing star is concentrated at zero volume at the center of the BH → singularity distance singularity to event horizon: → Schwarzschild radius 2GM RS = c2 V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.60/64 Black Holes inside a BH, directions of space and time interchange observer could affect time but cannot move in space! at the singularity, space and time completely lose identity singularity behaves randomly (unpredictable) all this is completely shielded from the universe by the event horizon! GR effects strong only within a small distance from the event horizon! V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.61/64 Overview V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.62/64 Katharsis Endstadien von Doppelsternen Masseaustausch Akkretionsscheiben beteiligt (wg L) Doppelsystem mit WD → SN Typ Ia möglich Röntgendoppelstern V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.63/64 Katharsis II Novae und Zwergnovae häufige Konstellation : WD und HR Stern Nova: Hüllenausbruch 10−3 M , 1038 J Masseneinfall auf WD Begleiter geschätzt 50 Novae/Jahr in Milchstrasse meist durch Staub abgeschirmt V22Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 22/11/2005 – 12:04 – p.64/64