Eta Carinae

Highlights der Astronomie
APOD vom28.11.04:  Carinae Massereiche Sterne, Vorläufer von Supernovae was sehen wir?
●
2 große, symmetrische Wolken
●
innere Struktur, dunkle Streifen
●
räumliche Vorstellung einer Hantel
●
●
●
in Mitte helles Zentrum, umgeben von bläulichem Gebiet
senkrecht zur Hantel ausströmende Scheibe?
sowie dünner Strahl, zu beiden Seiten, aus Zentrum kommend
und was ist das?
●
 Carinae ist ein massereicher Stern
●
Masse bei 100 M⊙, Helligkeit bei 5 106 L⊙
●
Oberflächentemperatur ca. 30000 K, Spektraltyp B
●
absolute bolometrische Magnitude ­12
●
Entfernung 7000­9000 Lichtjahre
●
●
●
●
eingebettet in eine Gaswolke, die durch den Sternwind erzeugt wurde
diese Wolke heißt auch Homunkulus­Nebel
 Carinae selbst ist Mitglied der OB Assoziation Trumpler 16, die aus vielen jungen, massereichen Sternen besteht
in dieser Gegend der Milchstraße viele Gas­ und Staubwolken (z.B. der Kohlensack), Sternhaufen, Sternentstehung
Carina – der Schiffskiel
am Südhimmel
Teil der Milchstraßen­
scheibe
Nähe Kreuz des Südens
Die Umgebung
NGC3372 ist der große
Nebel, der Carina­Nebel
(Größe etwa 200 LJ)
Trumpler 14 und 16 sind
darin eingebettete Stern­
haufen
Der Keyhole­Nebel (NGC3324) ist ein auf NGC3372 liegender weiterer Nebel
(Größe etwa 7 LJ)
der Keyhole­Nebel
neben  Carinae gibt es noch etliche weitere, auch heißere junge Sterne, zwei sind hier gezeigt
der Keyhole­Nebel ist hier gut zu erkennen
(Skala 15 arcmin, oben links NE)
mehr Details
2mass Infrarot­Aufnahme des
Carina Nebels, der Keyhole­Nebel
ist jetzt nicht mehr sichtbar
der Keyhole­Nebel wurde 1838
von Sir John Frederick William
Herschel entdeckt, Carina 1677
von Edmund Halley
Carina HST (3.8 arcmin, 9 LJ)
Die Geschichte der Helligkeit von  Carinae
•
Anfang 19. Jhdt.:
veränderlicher Stern, hell (2. – 4. Magnitude), aber sonst “normal”
1830+ plötzlich starke Erhöhung der Helligkeit
Dezember 1837 1. Größenklasse
schon 1827 und 1832 ebenfalls (Nachforschungen)
dann schwächer, aber 1841­1843 starkes Anwachsen
April 1843 ­1 mag und 2.­hellster Stern am Nachthimmel
ab 1863 starke Abschwächung
danach nur noch 8. mag Sir J.F.W. Herschel
(Sohn von William Herschel)  Carinae im 20. Jahrhundert
Ende 19. bis Mitte 20. Jhdt.:
bis 1940 schwach
ab 1941 langsam heller
• Ende des 20. Jhdt.:
Anfang 1990 wieder für bloßes Auge sichtbar
vermutlich starker Ausbruch (aber keine Supernova­Explosion) verantwortlich für Aufflammen
ausgeworfene Masse verdunkelt erst, und wird langsam dünner, wodurch Zentralstern wieder sichtbar und heller wird.
•
Blick ins Innere von  Carinae
Auflösung
1.5 Mrd km
(doppelte Jupiterbahn)
 Carinae ist über 800 Mill. km groß (Jupiterbahn) und der hellste Stern in der Milchstraße. Mit Interferometrie (rechts) können zweimal so große Details
aufgelöst werden. Erkennbar ist ein unsymmetrischer Wind.  Carinae verliert Masse
●
●
●
●
●
●
●
Massenverlust dokumentiert durch Materiewolke
asymmetrisch, aber behält Richtung über viele Größen­
ordnungen (10­30.000 AU)
unklar, warum; Pilz­ (Hantel­)struktur nur, falls in Rotationspolrichtung auseinander gezogen (ungewöhnlich)
Rotation sehr schnell, nahe kritisch (90%)
Massenverlust/Jahr 500 M⊕ bzw. 0,0016 M⊙
also Lebenserwartung von weniger als 100.000 Jahren
aber vermutlich vorher schon Supernova­Explosion
Massereiche Sterne
●
Sterne im Bereich von etwa 10 – 100 M⊙
●
obere Grenze: Instabilität ●
untere Grenze: Endprodukt ein weißer Zwerg
●
Lebenszeit: von 20 bis 1 Million Jahre
●
●
Endprodukt: Supernova vom Typ II; ergibt eine expandierende Hülle (SN­Überrest) sowie einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch (2­5 M⊙)
Häufigkeit: nur 5% soviele 10 M⊙ und nur 0.2% soviele 100 M⊙
wie 1 M⊙ Sterne
●
Entwicklung wird vor allem vom Massenverlust beeinflusst
●
dieser ist durch Strahlungsdruck auf Atmosphäre getrieben
Was ist an  Carinae so besonders?
1. der zweithellste Stern, im IR (18 m) sogar der hellste
2. Masse am obersten Ende des möglichen Bereichs für Sterne
3. stark und untypisch deformiert
4. sehr hoher Massenverlust
5. umgebender Nebel emittiert auch Röntgen­
Strahlung
(variiert, Hinweis auf
Doppelstern?)
6. unregelmäßige und drastische Helligkeitsveränderungen auf extrem kurzer Zeitskala
7. Oberflächen­Zusammensetzung: reich an He, N, C
Entwicklung massereicher Sterne
Hertzsprung­Russell­Diagramm
der Entwicklung massereicher
Sterne:
beginnen ganz links (Nullalter­
Hauptreihe)
verbringen meiste Zeit in den schraffierten Bereichen
Die Sterne der Sonnenumgebung
Sterne sind in einem langen, schrägen
Band angeordnet: Hauptreihe
Erklärung: Sterne verbringen dort meiste Zeit, weil Energieerzeugung
dort am effektivsten
Der Riesenast bei niedrigeren Temperaturen entspricht weiteren, relativ ruhigen Entwicklungsphasen
oberes und unteres Ende der Hauptreihe:
­ wenig Sterne, kurzes Leben (oben)
­ ungenaue Daten (unten)
Quelle: HIPPARCOS Astrometrie
Satellit; da Entfernungen bekannt,
absolute Magnituden bestimmbar
Was ist die Hauptreihe?
●
●
●
●
●
●
beobachtungstechnisch: eine Anhäufung von Sternen im HRD (CMD)
statistisch: der Ort langsamster Entwicklung von Sternen
physikalisch: die Phase der ertragreichsten Energieerzeugung: durch Wasserstoff­Fusion
Abschätzung: pro Erzeugung von einem 4He­Kern entstehen ca. 25 MeV, das sind pro Gramm Materie 6.4 1018 erg/gm
also aus 1 M⊙(Annahme 10% fusionieren) und bei 1 L⊙
Helligkeit ergibt sich Lebenszeit von 1010 Jahren
Lebensalter der Sonne auf Hauptreihe
alle weiteren Phasen max. 10% davon
Zentrales Wasserstoffbrennen
●
ein massereicher Stern beginnt sein Leben mit Wasserstoffbrennen in einem konvektivem Kern im Zentrum
●
etwa 50% der Masse in diesem Kern
●
zentrale Temperatur 40 106 K, Oberfläche 50 106 K
●
●
Brennen über CNO­Zyklus (Bethe­Weizsäcker­
Zyklus); dabei wirken
C, N, O als “Katalysatoren”
werden aber in Häufigkeiten
verändert, insbesondere wird
C zu N umgewandelt
Massenverlust
●
●
●
gleichzeitig verliert der Stern von der Oberfläche Masse
durch Sternwind, der getrieben wird von der intensiven Strahlung des Sterns
theoretische Rate (Näherung, unvollständig, vereinfacht)
log Ṁ =−6.72.2 log L /105 L⊙−1.3 log M /30 M ⊙0.9 logT eff /40000 K 
Ṁ ∝ L2.2 M −1.3 T 0.9
eff
●
Folgen: –
Stern verliert Masse, verkürzt sein Leben
–
ändert Entwicklungsweg
–
deckt sein Inneres auf
Spezielle massereiche Sterne
●
Wolf­Rayet­Sterne
–
massereiche Sterne mit N­, oder C­reicher Hülle (WN, WC­Sterne)
–
sehr hoher Massenverlust (10­5 M⊙ / Jahr)
–
verlieren Hülle
–
Oberflächenzusammensetzung ändert sich entsprechend der aufgedeckten Tiefe
–
Entwicklungsweg:
–
hohe Rotation
(bis 400 km/s)
Spezielle massereiche Sterne
●
Luminous Blue Variables
–
noch massereichere Sterne –
noch leuchtkräftiger, kühler als WR­Sterne
–
sehr hoher Massenverlust –
schnelle Veränderungen, Ausbrüche
Luminous Blue Variables
●
●
dazu zählen  Carinae, P Cygni, S Dor (LMC), R71, AF And, AG Car
berühmt sind in den Spektren die P Cygni Profile der Linien:
Zusammenspiel von Absorption
und Emission mit den Geschwindigkeiten der
Sternhüllen
Zusammenhang der diversen Typen
●
●
●
Hängen “normale” massereiche Sterne (O­Sterne), WR­
Sterne und LBVs zusammen?
vielleicht durch die Kombination der Effekte von Rotation, Massenverlust und innerer Entwicklung
denkbar ist eine Sequenz:
O­Stern  H­reicher WN  P­Cygni­artiger LBV  H­
armer WN  H­freier WN  WC  Supernova
●
ist aber noch nicht geklärt! der Pistolen­Stern noch heller als  Carinae
25000 LJ entfernt
1990 entdeckt, 1995 von HST genauer untersucht (Bild)
durch Staubhülle stark geschwächt,
daher hier im IR beobachtet
Entwicklung im Inneren
●
●
●
●
●
●
nach Ende des Wasserstoffbrennens bleibt ein Helium­
Kern zurück
Energieerzeugung findet in einer Schale um den innersten Kern herum statt (wandert nach außen)
Helium­Kern komprimiert und heizt sich auf
bei etwa 108 K beginnt das Helium­Brennen, das zu C, O und Ne führt
dieser brennende Kern befindet sich innerhalb des ursprünglichen Wasserstoff brennenden Kerns
nach einigen 100.000 Jahren auch diese Energiequelle erschöpft
Hydrostatische Brennphasen
●
in der Folge immer weiter Brennphasen, bei denen die Aschen der vorhergehenden Phase zu den nächst schwereren Elementen verbrannt werden
●
C  Ne  Mg  Si  Fe
●
Brenntemperaturen steigen konstant an, bis über 109 K
●
●
wie weit diese Sequenz verfolgt wird, hängt von Anfangsmasse ab; nur massereiche Sterne gelangen bis Fe
bis Eisen sind die Reaktionen exotherm, da sich die Bindungsenergie pro Nukleon (leicht) erhöht
●
danach aber kein weiterer Energiegewinn möglich ●
stattdessen Photo­Desintegration
am Ende eines Sternlebens
●
●
aufgrund der Abfolge der Brennphasen ergibt sich eine “Zwiebelschalen­Struktur” im Inneren des Sterns
massereiche Sterne erzeugen in diesen und anderen Episoden ihres Lebens alle Elemente!
Kollaps
●
●
●
●
steigt der Druck auf den Eisenkern, muss dieser komprimieren
dadurch steigt auch die Temperatur (1010 K) und somit die Zahl hochenergetischer Photonen
Photo­Desintegration wird wirksam, Eisen in Bestandteile (auch Protonen und Neutronen) zerlegt
das führt zu einer Kühlung, wodurch der thermische Druck sinkt  weitere Kompression von außen
●
am Ende nur noch p, n, e­, Photonen; T sehr hoch
●
Neutronisation durch p + e­  n + Neutrino
●
damit weitere Kühlung und Verlust des Entartungsdruckes der Elektronen  Kollaps schneller
Kollaps und Stoß
●
●
●
●
●
durch Neutronisation wandelt sich der Eisenkern zu einem (Proto­)Neutronenstern
erst wenn die Neutronen stark entartet sind, bei Dichten von bis zu 1017 ­ 1018 kg/m3, kommt der Kollaps aprupt zum Halt
die äußeren Schichten des Kerns prallen auf die plötzlich starren inneren Gebiete und werden reflektiert
es entsteht eine nach außen wandernde Stoßwelle, die die Außenschichten des Sterns wegreißt: Explosion
gesamte Energie liegt bei 1051 erg, davon 90% oder mehr in den entweichenden Neutrinos, weitere 9% in kinetischer Energie der Hülle, und 1% in Photonen
Supernova vom Typ II
●
Supernova 1987A vom 23.2.1987 in der LMC
●
sieht heute so aus: Supernovae (Typ II)
●
Sternexplosionen
●
Vorgänger sind massereiche Sterne
●
hellste Objekte in Galaxien (heller als Galaxie selbst)
●
speien Elemente in das ISM
●
●
●
heizen dieses auch auf und komprimieren umliegende Materie
lösen damit neue Sternentstehung aus
aus Materie, die sie selbst mit schwereren Elementen angereichert haben
 Materiekreislauf und Elemententstehung im Universum
und  Carinae?
●
●
●
●
●
befindet sich wohl in einer späteren Brennphase
da deren Zeitdauer immer kürzer wird (Silizium­Brennen nur wenige Stunden), ändert sich das äußere Erscheinungsbild des Sterns nicht mehr durch die inneren Vorgänge
kann im Helium­, Kohlenstoffbrennen oder später sein
daher kann  Carinae heute, oder in 100.000 Jahren explodieren
die meisten Schätzungen sagen noch eine Lebenszeit von 20000 Jahren voraus
... und das können Sie 2005 sehen:
APOD vom 13.12.04: Komet Machholz Schöne Weihnachten und Alles Gute für 2005!