Einf¨uhrung in die Astronomie II
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Einführung in die Astronomie II 1. November 2005 Günter Wiedemann [email protected] Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg 112 21029 Hamburg V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.1/86 Wiederholung V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.2/86 Dunkelnebel V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.3/86 Orion nebula V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.4/86 Jeansmasse kT 3 − 1 MJ = 5.46( )2 ρ 2 µmu G V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.5/86 Stabilität der Sterne stationärer Zustand: Balance Druck-Schwerkraft Verhalten bei Störung, ρ ∼ M/R3 Entscheidend: Kompressibilität , ∼ dP dρ P ∼ ρΓ Schwerkraft (über Stern gemittelt): GM KG ∼ ρ 2 ∼ R−5 R Druckgradient (dP/dr) ∼ P R ∼ ρΓ R ∼ R−3Γ−1 V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.6/86 Stabilität der Sterne (dP/dr) −3(Γ− 34 ) ∼R KG Falls Γ > 43 : Kontraktion → Druckgradient nimmt schneller zu als Grav. → stabile Konfig. z.B. einatomiges ideales Gas: Γ = cp cv = 5/3 Hauptreihensterne stabil..... GMC: Γ = cp cv = 7/5 V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.7/86 Zeitskalen Helmholtz-Kelvin-Zeit = Zeitspanne, über die ein Stern seine Abstrahlung durch Gravitationsenergie decken kann tHK ∼ ET L EG GM 2 ET ∼ ∼ ∼ L RL L wegen Virialsatz i.A. gilt tHK < Sonne ? 1 100 tnuc V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.8/86 Zeitskalen: Freifallzeit tf f : Zeitspanne, in der sich Stern im Kollaps befindet hydrostatisches GG : dP dr Beschleunigungsterm: (r) = −ρ(r) GM ergänzt durch r2 d2 r ρ dt2 d2 r R GM ρ 2 'ρ 2 'ρ 2 dt R tf f wg ρ ' M R3 → tf f ∼ q 1 Gρ Sonne: tf f ∼ 1hr, großräumige Druckstörungen werden innerhalb tf f ausgeglichen → hydrostat. GG mit äußerst hoher Genauigkeit gegeben V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.9/86 → Zeitskalen: Freifallzeit tf f ∼ q 1 Gρ Sonne: tf f ∼ 1hr, großräumige Druckstörungen werden innerhalb tf f ausgeglichen → hydrostat. GG mit äußerst hoher Genauigkeit gegeben → Sonne über Mio.Jahre sehr stabil V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.10/86 Theorie Wenn tHK < tf f : Energie geht nicht in (P,T)Erhöhung → kein hydrostatisches GG, kein Virialsatz dynamische (zeitabhängige) Rechnungen aufwendig und schwierig V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.11/86 pre-MS tracks V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.12/86 Protosternentstehung Entwicklungsbahnen f. Vorhauptreihensterne Darstellung der Entwicklung als Bahn “track” im HRD → evolutionary track Abkühlung nur durch Lichtemission Entwicklung beginnt rechts (niedrige T) im HRD die Sterne sind noch mitten im umgebenden Dunkelnebel → Beobachtungen sind jetzt schwierig (wh) → cocoon nebula: absorbiert Licht des Protosterns im Optischen V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.13/86 Protosterne: Omega V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.14/86 Entstehung von Protosternen Protosternbeobachtungen im IR: absorbiertes Licht heizt den Staub im Kokon-Nebel auf einige 100 K warmer Staub strahlt großflächig im IR! cocoon nebula im IR stärker transparent Vgl. sichtbare und IR Bilder (seit wann?) ! V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.15/86 Masse: + und − Massenverlust und -zunahme Sternentstehung: nicht durch simple Kontraktion viel dichtes Material wird tatsächlich vom Protostern abgestoßen abgestoßenes Material kann Umgebung leerfegen → Protostern kann sichtbar werden (?)! 2003,2004 ESO Beobachtungen V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.16/86 Protosterne, Nebel, Beobachtung V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.17/86 Protosternentstehung Wie gelangt ein Stern nach seiner Entstehung aus Verdichtungen des ISM in das (hydrostatische) Stadium eines (Vor-) Hauptreihensterns? Zeitskalen wichtig q 1 tf f ∼ Gρ tHK ∼ EG L ∼ GM 2 RL ∼ ET L deutliche Unterschiede in d. Entwicklung: massearme Sterne massereiche Sterne Drehimpulsverteilung bei Fragmentierung begünstigt Sternentstehung V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.18/86 Protosternentstehung Einige 1000 Jahre nach Kollapsbeginn werden Oberflächentemperaturen von 2000 − 3000 K erreicht Immer noch großer Radius bewirkt hohe Leuchtkraft Beispiel: 1 M nach 1000 Jahren Kontraktion → 20 R , 100 L Dichte → ( 200AE )3 !) 20 R noch keine Kernfusion, Energie nur aus Kontraktion V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.19/86 Sphärischer Kollaps T = 10K , n = 105 cm−3 → M > 1 M instabil Radius dieser M Kugel : R = 104 AE ; tf f = 4 × 105 a zu Beginn: tHK < tf f → freigesetzte potentielle Energie wird schnell abgestrahlt erst nach ∼ tf f bildet sich Kerngebiet von ≤ 0.01 M Kollaps kommt zum Stillstand, wenn Absorption der Kern-IR Strahlung durch optisch dichten Staub einsetzt. aber dann... V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.20/86 Sphärischer Kollaps II Durch Aufprall der weiterhin von außen nachströmenden Materie wächst T > 2000K → H2 dissoziiert; H2 → 2H → Γ sinkt; n → 2n, aberρ = const.; P ∼ ρΓ sinkt → weiterer Kollaps kommt bei T ∼ 104 K, n ∼ 1021 − 1022 cm−3 zum Stillstand Kern von ≤ 10−3 M bildet sich restliche Materie des 1. Kerns fällt auf innerern → Protostern mit charakteristischer Struktur: V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.21/86 Sphärischer Kollaps III Die ausgedehnte, dünne äußere Hülle stürzt im ∼ freien Fall auf das dichte Kerngebiet (im hydrostat. GG (Masse Mc , RadiusRc wird von einer Stoßfront (!) an der Kernoberfläche abgebremst. freigesetzte kinetische Energie: dabei Ṁ = dM dt Ṁ GMc R : Einfallrate der Materie Ekin deckt fast gesamte Leuchtkraft des Protosterns danach: Mc wächst stetig, Ṁ nimmt ab stark unterschiedlicher Ablauf f. massearme bzw. massereiche Sterne: V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.22/86 Massearme Sterne M ≤ 3 M : gesamte Hülle fällt in kurzer Zeit auf den Kern z.B. bei 1 M : Nach ∼ 106 a fast gesamte Protosternmasse im Kern Ṁ sinkt, damit der Beitrag von Ekin zu L wenn klein gg. Kontraktionsenergie geworden: ’Vor-Hauptreihenstern’-Stadium erreicht, hydrostat. GG weitere Kontraktion bis Fusionstemperatur im Kern erreicht. V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.23/86 Massearme Sterne im frühen Entwicklungsstadium: Protosterne im Optischen nicht beobachtbar, aber IR und sub-mm später: Übergang zu dynamischer und hydrostat. Phase: auch im Opt. z.B. als T-Tauri Sterne langwellige Absorptions-Komponente : ’P-Cygni’-Profil → Materieeinfall im Spektrum direkt beobachtbar V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.24/86 Massereiche Sterne Im Gegensatz zu massearmen Sternen: tHK f. Kontraktion des hydrostatischen Kerns ist kürzer als die Einfallzeit der Hülle → H-Brennen setzt ein während noch Protosternmasse auf Kern fällt. Hydrostatische Vor-HR-Phase wird nicht durchlaufen H-Brennen bewirkt starken Anstieg v. L → Strahlungsdruck auf Staub Materieeinfall wird gestoppt und umgekehrt → Stern stößt gros̈en Teil der Materie wieder ab z.B.: aus 60 M Protostern wird HR-Stern mit 17 M V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.25/86 Junge massereiche Sterne: Beobachtung vor der HR nur als sehr leuchtkräftige IR-Quellen beobachtbar (Staubhüllen) charakteristische Temp.: 100 − 800K , L ∼ 103 − 10−6 L Spektralsignaturen: breite ’features’ bei 3.1µm(H2 O − Eis); 9.7µm(Silikate) ’Becklin-Neugebauer’- Objekt V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.26/86 pre-MS tracks V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.27/86 Vorhauptreihensterne Darstellung der Entwicklung als Bahn “track” im HRD → evolutionary track → Entwicklung beginnt rechts (niedrige T) im HRD Kurzdurchlauf durch HRD V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.28/86 Protostern mit 1 M optisch sehr dichte Materie Energietransport durch Konvektion (statt λ) Objekt verkleinert sich bei T ≈ const. (Kollaps, kein GG, VS n.a. ) → L nimmt ab, Bahn verläuft nach unten im HRD gleichzeitig erhöht sich die innere Temperatur des Protosterns → Materie wird ionisiert → stärker transparent V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.29/86 1 M protostar Energietransport: innen (ionisierter Bereich) durch Strahlung außen (kühlere Bereiche): durch Konvektion Energietransport in dieser Phase insgesamt erleichtert → L und Oberflächen-T steigen nach einiger Zeit erreicht Zentraltemp. T > 106 K → Kernfusion setzt ein weitere Kontraktion wird durch E und T gestoppt. Stern erreicht hydrostatisches GG und Hauptreihe V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.30/86 Protostern mit > 4 M viel schnellere Kontraktion und T-Erhöhung H-Brennen beginnt früher L stabilisiert sich schnell, aber Stern schrumpft weiter bis zum endgültigen GG d.h. T steigt bei L =const. → horizontale Bahn im HRD Größere Masse bewirkt höheren Druck und höhere Temperatur im Kern → größerer T-Gradient als bei 1 M Stern V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.31/86 Protostern mit M > 4 M führt zu massereichem Stern mit innerer Konvektionszone Hülle mit geringer Dichte und optischer Tiefe → Energietransport in Randregionen durch Strahlung V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.32/86 < 0.8 M protostar Temperatur bleibt zu niedrig für vollständige Ionisation der Kernregion → Stern bleibt voll konvektiv bei zu geringer Masse (≈< 0.07 M ) → setzt wg. zu niedriger T. kein H-Brennen ein → Braune Zwerge zwischen Sternen und Planeten ← Entstehung? V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.33/86 Protostars Sterne erreichen schließlich die Hauptreihe verbringen den längsten Abschnitt ihrer Entwicklung auf HR massereiche Sterne sind viel leuchtstärker als massearme Sterne Protosterne mit > 100 M : extrem Interner Druck steigt bis >>Schwerkraft → äußere Hülle wird abgestoßen, Stern zerbricht V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.34/86 Dark cloud B68 V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.35/86 Dark cloud V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.36/86 Sternentstehung in M17 V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.37/86 NGC 1850 V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.38/86 Sternhaufen V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.39/86 Protosterne → HR-Sterne HR-Sterne: Massen von ≈ 0.08 M (häufig) bis 100 M (selten) Vor-HR Entwicklung von massereichen Sternen viel schneller als die von massearmen Sternen 20,000 a f. 10 M , 10 Mio. a f. 1 M → das wilde Leben der Sterne kurz vor der HR hoher Diagnosewert V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.40/86 Frühe Sternphasen: T Tauri - Sterne Protosterne mit Absorptions -und Emissionslinien L ändert sich unregelmäßig innerhalb von Tagen < 3 M , ≈ 106 Jahre alt oberhalb der Hauptreihe Emissionslinien → Massenverlust v ∼ 80 km s−1 Emissionslinen im Universum.... Abstoß von 10−8 to 10−7 M /a (Sun: 10−14 M /a) verursacht durch Schockwellen (?); Magnetfelder! T Tauri-Phase kann 107 a andauern → 1 M (!) wird abgegeben am Ende bedeutend weniger Masse als zu Beginn V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.41/86 OUTFLOWS bei M > 3 M tritt keine T Tauri - Phase auf trotzdem mass loss durch starken Strahlungsdruck nahe der Oberfläche → stellar wind bipolar outflow: entgegengesetzte Gasausströmungen (“jets”) mit mehreren 100 km s−1 tritt bei vielen Sternen auf Jets kollidieren mit Umgebungsmaterial erzeugen”Knoten” aus heißem, dichtem Material → Herbig-Haro objects V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.42/86 Herbig-Haro objects V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.43/86 Protostar V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.44/86 Herbig-Haro objects HH Objekte ändern Position, Größe, Gestalt, Helligkeit innerhalb v. Jahren rotierende Jets beobachtet Beobachtungen: → Alle jungen Sterne stoßen irgendwann in ihrer Entwicklung Material in Jets ab. kurzlebig (104 to 105 years), aber stark → abgestoßene Masse übertrifft Restmasse (HR-Stern) V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.45/86 Akkretionsscheiben zirkumstellare Materie mit Drehimpuls → Scheiben Scheiben mit bipolar jets korreliert ermöglichen Kollaps verhindern Kollaps.... Drehimpulsverteilung Magnetfelder Planetenentstehung direkte Beobachtung möglich (HST. Silhouette geg. Nebel) sehr komplizierte Physik.... V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.46/86 Protoplanetare Scheiben V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.47/86 pre-MS tracks V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.48/86 pre-MS tracks dL dt → Radius − Tef f M − τ (P M S) .... V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.49/86 Young Stellar Clusters V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.50/86 Young Stellar Clusters Dunkelnebel enthalten mehrere 1000 M → Sterne entstehen in Haufen “clusters” Sterne in Haufen → Massenspektrum Sterne in Haufen: gleichzeitige Entstehung → Entwicklung kann beobachtet werden V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.51/86 Young Stellar Clusters V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.52/86 Young Stellar Clusters Beginn d. Sternentstehung im Cluster: gleichzeitig aber: Hauptreihe wird zu unterschiedlichen Zeiten erreicht massereiche Sterne werden schnell zu leuchtstarken O und B Sternen UV Strahlung v. O und B Sternen generiert H II Regionen HI, HII, HIII.... V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.53/86 HI, HII, HIII HI 21 cm HII, Rekombination etc., 13.6 eV H2 HR, HRD HRT, HS HH, HB Boltzmannverteilung → Besetzung d. Anregungszustände Saha-Gleichung → Ionisationszustand V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.54/86 Young Stellar Clusters massearme Sterne entwickeln sich noch in Richtung HR Entwicklung kann durch OB Sterne in der Nähe gestört werden Beispiel: Adlernebel: OB Sterne produzieren ’Säulen’ und streifen Material von massearmen Protosternen ab V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.55/86 Eagle nebula V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.56/86 Young Stellar Clusters → kann die erreichbare Masse begrenzen ! HRD junger Haufen zeigt den Evolutionsstatus der unterschiedlichen Massen Ältere Haufen: massereiche Sterne beginnen, sich von HR wegzu’bewegen’ kann zur Altersbestimmung des Haufens verwendet werden Isochrone V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.57/86 Young Stellar Clusters open cluster or galactic cluster: loose collection of stars barely bound by gravitation stellar association: loose collection of stars not bound by gravitation stellar association typically dominated by OB stars → OB association V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.58/86 Young Stellar Clusters Kugelhaufen Offene Haufen or Galaktische Haufen: lose Ansammlung v. Sternen, schwach gravitativ gebunden Sternassoziationen: gravitatiy nicht gebundene Ansammlung von Sternen von OB Sternen dominierte Haufen → OB association V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.59/86 Young Stellar Clusters V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.60/86 Young stellar clusters V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.61/86 Young stellar clusters V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.62/86 Young stellar clusters V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.63/86 HRD of open clusters V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.64/86 pre-MS tracks V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.65/86 HR-Sterne V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.66/86 HR - Sterne Struktur der HR Sterne : durch GG gegeben bis auf M.. nicht von Details der PMS-Entwicklung abhängig deswegen: Studium PMS-Entwicklung erfordert PMS Beobachtungen V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.67/86 pre-und post-MS tracks V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.68/86 Post-MS tracks V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.69/86 Post-MS evolution Nachdem H im Kern verbraucht ist: → H-Brennen geht in einer Schale um den Kern weiter → shell hydrogen burning dabei steigt die Kerntemperatur T !: Kern kontrahiert ... Das in der Schale produzierte He fällt auf den Kern 1 M Kern schrumpft in einigen ∼ 100M io. a auf ≈ 1/3 T im Zentrum steigt von 15 × 106 K auf 100 × 106 K V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.70/86 Post-MS tracks V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.71/86 Post-MS evolution In dieser Phase nimmt L beträchtlich zu → Druck im Inneren steigt → äußere Schichten expandieren stark → und kühlen gleichzeitig auf 3000 K bis 4000 K ab Stern wird zum Roten Riesen ’Red Giant’, (→ RGB-branch), nicht GRB Hülle nur schwach gebunden (g!) → mass loss durch stellar wind Stern stößt Materie mit ∼ 10 km s−1 und 10−7 M /yr ab ! wichtiger Mechanismus z. Anreicherung der ISM mit Elementen ≤ F e, Staub (?) V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.72/86 Red Giants V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.73/86 Post-MS structure V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.74/86 Helium burning He: wichtiger Kernbrennstoff braucht aber ≥ 100M io.K zur Zündung! Kerntemperatur eines Roten Riesen ist anfänglich zu niedrig Kern kollabiert weiter durch He-Einfall bis core He burning beginnt V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.75/86 Helium -Brennen 1. und wichtigste Reaktion: 3 4 He to 12 C: triple α process vollzieht sich in 2 Schritten 4 He + 4 He 8 Be + 4 He ↔ 8 Be ↔ 12 C + γ V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.76/86 Helium burning wenn genügend 12 C vorhanden ist: α -Einfang, ’capture’ kann gleichzeitig erfolgen 12 C + 4 He 16 O + 4 He → 16 O + γ → 20 Ne + γ weiter als bis 20 Ne geht es in normalen Sternen selten auf diese Weise He-Brennen stabilisiert den Kern (keine weitere Kontraktion!) He Brennstoff reicht für ≈ 20% der ursprünglichen H - Brenndauer! V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.77/86 Helium flash Anfang des He-Brennens hängt von der Sternmasse ab M > 2...3 M : moderater Beginn geringere Sternmassen: Kerndruck (wg. T) so groß, → Kernmaterial electron degenerate in diesem Fall hängt P nicht von T ab. wenn He-Brennen beginnt, wird Energie freigesetzt → T steigt V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.78/86 Helium flash P steigt ∼ nicht (wg. Entartung!) steigende T steigert Energieproduktion durch He-Brennen (T ν ! → He-Brennen started schlagartig, explosiv → ’helium flash’ für kurze Zeit erreicht L den Wert einen ganzen Galaxie T steigt dabei, bis die Elektronenentartung aufgehoben wird → Kern expandiert und kühlt ab stetiges Kern-He-Brennen setzt ein V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.79/86 Helium flash V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.80/86 Helium flash He flash zu kurz (→ selten), um beobachtet zu werden Kern-He -Brennen reduziert in der Tat L : Kernexpansion kühlt H-Schale → geringerer E-Ausstoß Hülle schrumpft → Stern verkleinert L, R und erhöht Außentemperatur HRD V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.81/86 HRD of globular (old) cluster V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.82/86 Pulsating stars sometimes stars can show pulsating atmospheres this periodically changes radius, temperature and L → pulsating variables related to a instability strip in the HRD convection limits the cooler edge of the instability strip changes in ionization limit the hotter edge of the instability strip different types: V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.83/86 Pulsating stars Mira variables: cool giants, periods of months to years, L changes by a factor of 100 or more Cepheid variables: very regular, bright pulsating variables driven by changes in the opacity of the envelope show a period-luminosity relation: dimmer Cepheids pulsate faster Type I Cepheid: metal poor stars Type II Cepheid: metal rich stars different P − L relationships V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.84/86 Pulsating stars RR Lyra variables: lower mass stars, 100 L periods < 1 d metal poor stars found in globular clusters show a P − L relationship (different from Cepheids) V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.85/86 Pulsating stars V1Nov2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 31/10/2005 – 13:52 – p.86/86
