Staub im interstellaren Raum
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Staub im interstellaren Raum - Entstehung Wie entsteht „Staub“ in den kühlen Hüllen von Riesensternen? Physikalischer Prozeß: Kondensation aus der Gasphase NUKLEATION Inhomogene Kondensation Homogene Kondensation benötigt einen „Kondensationskeim“ „Keimbildung“ direkt aus der Gasphase heraus durch Clusterbildung Bildung von Regentropfen thermodynamisch gehemmter Prozeß • Temperaturen unterhalb der Kondensationstemperatur des Stoffes Die bei der homogenen Kondensation gebildeten Nanopartikel können als Kondensationskeime für inhomogene Kondensationsprozesse dienen nucleation - Keimbildung • Gas muß mit dem Stoff übersättigt sein Beispiel: Auskondensation von Aluminiumoxid (Korund) in den Hüllen von AGB-Riesen 2𝐴𝑙 + 3𝐻2 𝑂 → 𝐴𝑙2 𝑂3 + 3𝐻2 Abstand ~ 3 – 4 Sternradien T~ 1760 K 𝑇𝑒𝑓𝑓 ≈ 3000 𝐾 Radiale Pulsationen können die Staubbildung triggern... • Clusterbildung weniger Al-Atome • Al-Cluster reagieren mit Wasser-Molekülen • Es entstehen Korund-Nanopartikel, die weiter wachsen, sobald sie eine kritische Größe erreichen • Während dieses Wachstumsprozesses dürfen sich die Umgebungsbedingungen nicht zu sehr ändern bestimmt die Zeitskala • Partikel werden durch den Sternwind in den interstellaren Raum verfrachtet und damit Bestandteil der ISM Umgebungsbedingungen und Staubbildung Temperatur und Temperaturgradient (Kondensationsreihenfolge) lokale Teilchenzahldichte der monomeren Ausgangsstoffe ganz wichtig: das Kohlenstoff / Sauerstoff ( C/O ) - Verhältnis Beim „Heliumbrennen“ entstehen über den Tripel-Alpha-Prozeß Kohlenstoff- und Sauerstoffkerne, die sich im Sternkern ansammeln. In gewissen Phasen im „Leben“ eines Riesensterns (hier 3 MS) reicht die Konvektionszone bis in de He-brennenden Schale und kann so Kohlenstoff und Sauerstoff in die Sternatmosphäre transportieren. Einteilung von Riesensternen (Leuchtkratklasse III) nach dem C/O -Verhältnis C/O < 1 Sauerstoffreiche Sterne C/O = 1 S-Typ Kohlenstoffsterne C/O > 1 Kohlenstoffreiche Sterne AGB-Sterne Welches Verhältnis sich konkret einstellt, hängt von den Entwicklungsparametern des jeweiligen Sterns ab. Sterne mittlerer Masse (2.3 𝑀⨀ ≤ 𝑀∗ ≤ 8 𝑀⨀ ) können durch Heliumbrennen einen C/O-Kern ausbilden. Erlöscht das Wasserstoff-Schalenbrennen über der den Kern umhüllenden He-brennenden Schicht, dann wandert der Stern im Hertzsprung-Russell-Diagramm auf den asymptotischen Riesenast (AGB), dehnt sich stark aus und wird bis in die Nähe der Brennzone konvektiv. Ab einer Sternmasse von 3.5 𝑀⨀ kann für kurze Zeit die Konvektionszone bis in die ehemals wasserstoffbrennende Zone hinabreichen und dabei die Brennprodukte in die Sternatmosphäre verfrachten. second dredge up - Ereignis third dredge up - Ereignis Asymptotic Giant Branch (AGB) - Sterne Thermische Pulse Sauerstoffkerne und Kohlenstoffkerne verbinden sich in der Sternatmosphäre zu Kohlenmonoxid-Molekülen – bis einer der beiden Ausgangsstoffe aufgebraucht ist. Bleibt viel Kohlenstoff übrig Kohlenstoffsterne Bleibt viel Sauerstoff übrig Sauerstoffsterne (Bedingung: Die Temperatur liegt unterhalb 3000 K, Bindungsenergie CO: 11.1 eV) Staubbildung in sauerstoffreichen Sternen Ab 1500 K: Metalloxide wie TiO, CaO, FeO, Korund danach Mineralisationen wie Perowskit, Enstatit, Forsterit, Fayalit ... Der interessanteste Temperaturbereich liegt zwischen 1200 K und 800 K, wo sich SiO-Cluster bilden – die Grundbausteine von Silikaten Bei Temperaturen unterhalb 700 K sollten die meisten Metalle auskondensiert sein. Dann folgen bei weiter sinkenden Temperaturen volatile Stoffe, die sich dann oft in Form eines Wassereismantels um Metall- und Silikatkörner legen. Staubbildung in kohlenstoffreichen Sternen Im Temperaturbereich zwischen 2500 K und 1500 K dominieren KohlenstoffMonomere (C, 𝐶2 , 𝐶3 ...) sowie 𝐶2 𝐻2 , 𝐶𝐻4 die Außenhülle kohlenstoffreicher Riesensterne. Kondensation in amorphen Kohlenstoffpartikel (Ruß), in Graphit und Fullerene Der Aufbau hexagonaler Ringstrukturen (Benzolringe) aus Ethin-Fragmenten läßt Polyzyklische Kohlenwasserstoffe (Aromate) entstehen. Aus ihnen können wiederum übereinanderliegende Graphitblättchen gebildet werden. Weiterhin können sich in den Atmosphären, Hüllen und Ausflüssen von Kohlenstoffsternen auch Metalle zu Karbide (SiC, 𝐹𝑒3 𝐶) und Schwefel zu Sulfiden verbinden. R Coronae Borealis - Sterne Spektrale Energieverteilung Lichtkurve von R CrB Staubbildung in kataklysmischen Phasen der Sternentwicklung • Nova-Ausbrüche (Klassische Novae, Rekurrierende Novae, Zwergnovae) • Supernova-Ausbrüche (hydrodynamische Supernovae, thermonukleare Supernovae) Rekurrierende Nova T Pyxidis Zwei Supernovae in einer Galaxie Wie „funktioniert“ eine Klassische Nova? Uns allen bekanntes Beispiel: Nova Cygni 1975 (Entfernung ca. 3000 Lj, Helligkeit 2.2 mag, heute 18 mag) Eine Klassische Nova besteht aus einem massearmen Hauptreihenstern (~0.5 MS) und einem Weißen Zwerg als Begleiter in einer engen Umlaufbahn. Die Konstellation ist das Resultat der zeitmäßig unterschiedlichen Entwicklung zweier Komponenten unterschiedlicher Masse eines Doppelsternsystems Nova-Ausbruch • ca. 50000 facher Helligkeitsanstieg • danach stetiger, langsamer Abstieg der Helligkeit Bei Zwergnovae (z.B. U Geminorum-Sterne) führen keine Fusionsprozesse in der Hülle des Weißen Zwergs zu Helligkeitsausbrüchen, sondern Instabilitäten in der Akkretionsscheibe. Der Weiße Zwerg besteht aus einem Kohlenstoff-Sauerstoff-reichen „body“, der durch ein entartetes Elektronengas im hydrodynamischen Gleichgewicht gehalten wird und einer geringmächtigen Wasserstoffatmosphäre. • besitzt keine inneren Energiequellen mehr • kühlt langsam ab • Kohlenstoff kann Diamant-ähnlich werden Dichte ~ 109 kg/m³ Bei einer Klassischen Nova fließ Materie vom Hauptreihenstern auf den Weißen Zwerg über Akkretionsscheibe Kanalisiert durch Magnetfelder (AM Herculis Sterne) • neues Material lagert sich erst einmal auf dem Weißen Zwerg ab • das geschieht über ca. 100000 Jahre • dabei wird das wasserstoff-reiche Gas der Außenhülle immer dichter und heißer • während dieser Zeit sammeln sich ca. 100 Erdmassen an Wasserstoff an und jetzt wird es interessant ... Entstehung des Ausbruchs • der Boden der Wasserstoffhülle erreicht eine Temperatur von 20 Millionen K • das zündet das „Wasserstoffbrennen“, wobei sehr viel Energie frei wird • die brennende Schicht breitet sich explosionsartig nach oben aus • die Außenhülle plus etwas Material vom C/O-Kern werden explosionsartig in den Weltraum transportiert • dabei werden Expansionsgeschwindigkeiten von 300 bis 4000 km/s erreicht Die totale Energiefreisetzung entspricht die der Sonne in ca. 1000 Jahren ... Der Weiße Zwerg selbst wird von diesem Ausbruch kaum berührt. Es ist halt nur eine lästige „Hautkrankheit“, die alle paar 100000 Jahre auftritt ... Um Novae bilden sich expandierende Gashüllen, in denen „Staub“ kondensieren kann Wenn die expandierende Gashülle auf unter 2000 K abgekühlt ist (nach einigen 10 Tagen), wird theoretisch Staubbildung möglich. Dazu muß das zuerst ionisierte Gas langsam in seinen neutralen Zustand übergehen (Problem UV-Strahlung). in einem vollionisierten Plasma ist keine Staubbildung möglich! die Zeitskala wird durch die Bildung von CO festgelegt die Staubbildungsraten (sichtbar am IR Exzess) sind von Nova zu Nova sehr únterschiedlich es gibt Novae, die überhaupt keine Staubproduktion zeigen Nova Cygni 1992 Nova Persei 1902 Nova etwas anders: V838 Mon - Lichtechos in der interstellaren Materie Nächstes Mal: Supernovae und Supernovae-Überreste
