E - Astrophysik Uni-Potsdam

1-01
Neues vom Kosmos
Fortbildungsseminar
für Lehrerinnen und Lehrer
der Physik und Astronomie
Samstag, 20. Juni 2009, 10 - 18 Uhr
Institut für Physik und Astronomie
Universität Potsdam
Neues von den Sternen
Wolf-Rainer Hamann
Universität Potsdam
Photo: NGC 602 (HST)
:
Extrasolare Planeten
2-01
Bisher ca. 300 indirekte Nachweise durch Doppler Wobble
Bewegung Stern und Planet um gemeinsamen Schwerpunkt
λ
erreichte spektrale Auflösung ca.
= 10 8 (~3 m/s) !
∆λ
reicht für Riesenplaneten (Jupiter-Masse) auf enger Bahn (1 AU)
erste Entdeckung:
51 Peg (1995)
:
Extrasolare Planeten
2-02
Transit-Methode
periodische Verminderung der Helligkeit
nur bei kleiner Inklination der Bahn
nur kleine Bahnradien (sonst zu selten)
photometrische Genauigkeit 10 -4 -> Erde vor Sonne
kontinuierliche photometrische Überwachung sehr vieler Sterne
spezielle Satelliten, z.B.:
Kepler (NASA)
- Start März 2009
- 10 5 Sterne im Schwan
- 10 -5 photom. Genauigkeit
- Perioden < 1 Tag
:
2-03
Extrasolare Planeten
Direkte Beobachtung
sehr schwierig wegen Überstrahlung
Kontrast am besten bei jungen, noch heißen Riesenplaneten
im Infrarot
erste Entdeckung:
Fomalhaut
1. Größe, Südhimmel
Typ A4V
Staubring: jung
Entfernung 8 pc
HST-Aufn. 2004/2006
Entdeckung 2008
Abstand 115 AU
Periode 872 Jahre
Masse ca. 3x Jupiter
:
3-01
Die chemischen Elemente
Atomkerne werden gebildet aus:
Protonen (positiv elektrisch geladen)
N Neutronen (elektrisch neutral)
Protonen und Neutronen haben etwa gleiche Masse
Starke Wechselwirkung hält die Kerne zusammen
Kernladungszahl Z bestimmt das chemische Element
- Elektron (negativ geladen)
Wasserstoff ( Z = 1), 1 H
-
N
Helium ( Z = 2), 4 He
N
-
Kernfusion : z.B. 4 Atome 1 H
1 Atom 4 He
:
3-02
Energieerzeugung in Sternen
Verschmelzung von Atomkernen (Kernfusion)
1 Helium-Atom
4 Wasserstoff-Atome
Produkt ist 0.8% leichter ( Massendefekt )
Umwandlung
von Masse m
in Ernergie E :
E = m c2
:
3-03
Rote Riesen
Sonne: nach 9 Milliaren Jahren
aller Wasserstoff im Zentrum verbraucht
(davon sind 4.6 Milliarden Jahre um)
Aufblähung zum 1000fachen Durchmesser
Kernfusion Helium Kohlenstoff, Sauerstoff
Simulation M. Steffen, B. Freytag (Movie):
Das Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD)
Effektivtemperatur in Kilo-Kelvin
100
50
20
10
5
6
50 M
10
0
R
5
Rote
Riesen
1
4
R
3
e
R
ge
er
Zw
01
0
e
ih
tre
up
eiß
0.
1
1M
= Leuchtkraft
= Strahlungsleistung
Solare Einheit:
1L⊙ = 2 1026 Watt
Die meisten Sterne
sitzen auf der
Hauptreihe
Sternmasse bestimmt
Position auf der
Hauptreihe
Stefan-Boltzmann:
-1
0.2 M
-2
L
Ha
2
10 M
W
log L (Leuchtkraft in Sonnenleuchtkräften)
7
2
3-04
5
4
log T eff (Effektivtemperatur in Kelvin)
4
L = 4πR2∗ σSB T eff
:
3-05
Entwicklung der Sonne zum Roten Riesen
Radius wächst auf über 1000 R
Ende der Erde!
Ansteigende Leuchtkraft
niedrige Oberflächen-Temperatur ( ‘‘rot’’)
Wasserstoff-Schalenbrennen
zentrales Helium-Brennen
4
He + 4 He + 4 He 12 C, teilweise 4 He +
2
4
C
16
O
Erheblicher Massenverlust durch
"Sternwind" (wieviel?)
l-Al
Horizontalast
Rote Rie
2
sen
3
Nul
terptre
1
Hau
ihe
log L (Leuchtkraft in Sonnenleuchtkräften)
Oberflächentemperatur in Kilo-Kelvin
100
50
20
10
5
12
0
-1
Abb.:
Entwicklung eines Sterns von 1 M
im Hertzsprung-Russell-Diagramm
Sonne
5
4
log T (Oberflächentemperatur in Kelvin)
:
3-06
Asymptotischer Riesenast
(engl. Asymptotic Giant Branch, AGB )
Helium im Kern erschöpft
Zwei-Schalen-Brennen
Ansteigende Leuchtkraft
Instabilität: Thermische Pulse
Abwechselndes Brennen der beiden Schalen
2
Abwechselnde Konvektionszonen
von außen bis ins Zwischenschalen-Gebiet
5
4
AGB
von He-Brennschale bis Zwischenschalen
12
3
Mischung von H in
12
2
Reaktion
C + 1H
Reaktion
13
C + 4 He
Nul
l-Al
ter-
1
Hau
C-reiches Gebiet
13
N
16
13
C + e+
O + Neutron
ptre
ihe
log L (Leuchtkraft in Sonnenleuchtkräften)
Oberflächentemperatur in Kilo-Kelvin
50
20
10
5
100
0
-1
Sonne
5
4
log T (Oberflächentemperatur in Kelvin)
Neutronenquelle für div. Kernreaktionen
Erzeugung der sog. s-Prozess-Elemente
:
Zentralsterne Planetarischer Nebel
3-07
Massenverlust durch "Sternwind" im Riesen-Stadium
Typische Restmasse: 0.6 M
Maximale Restmasse 1.4 M (für Anfangs-Massen bis 8 M )
Wenn Wasserstoff-Hülle (fast ?) vollständig verloren
schnelle Kontraktion (in 10 000 Jahren)
Hohe Oberflächen-Temperatur, schneller Sternwind
"Zusammenschieben" des früheren Winds zum Planetarischen Nebel
UV-Strahlung bringt den Nebel zum Leuchten
2
5
4
Planetarische Nebel
3
2
Nul
l-Al
ter-
1
Hau
ptre
ihe
log L (Leuchtkraft in Sonnenleuchtkräften)
Oberflächentemperatur in Kilo-Kelvin
100
50
20
10
5
0
-1
Sonne
5
4
log T (Oberflächentemperatur in Kelvin)
Ringnebel in der Leier
:
3-08
Bilder Planetarischer Nebel (HST)
Katzenaugen-Nebel
Hantel-Nebel
Katzenaugen-Nebel
Katzenaugen-Nebel
:
3-09
Bilder Planetarischer Nebel (HST)
NGC 3242
NGC 6751
NGC 7027
Stundenglass-Nebel
:
3-10
Weiße Zwerge
Beispiel: Sirius B (α CMA B)
Doppelstern (A und B)
Abstand 8 ... 32 AU
Umlaufzeit 50 Jahre
Typ
Masse
Radius
T eff
Leuchtkraft
Sirius A
Sirius B
A1
2.1 M
1.7 R
10 000 K
26 L
WD
1.0 M
0.01 R
25 000 K
0.0002 L
Abb.: Sirius A ist 10000 mal heller als Sirius B
Ursache: 10000 mal kleinere Oberfläche
100 mal kleinerer Durchmesser:
etwa die Größe der Erde!
mittlere Dichte der Sonne: ~1 g pro cm 3
mittlere Dichte von Sirius B: ~1 Tonne pro cm 3
:
Das dramatische Schicksal der massereichen Sterne
4-01
Hohe Leuchtkraft, kurze Lebensdauer
Sternwinde entfernen Großteil der Masse ( Wolf-Rayet-Sterne )
z.T. episodischer Massenauswurf (sog. Luminous Blue Variables )
Ausgeworfenes Material bildet Nebel
Oberflächentemperatur in Kilo-Kelvin
100
50
20
10
5
2
6
60 M
Luminous Blue Variables
WolfRayetSterne 40 M
5
4
25 M
Falls Restmasse über 1.4 M :
Gravitationskollaps
Supernova oder γ-Ray Burst
Planetarische Nebel
3
l-Al
ge
Hau
wer
ter-
Z
iße
ptre
1
Nul
2
We
ihe
log L (Leuchtkraft in Sonnenleuchtkräften)
7
0
Sonne
5
4
log T (Oberflächentemperatur in Kelvin)
:
4-02
Sternwinde
kontinuierliches, radiales Abströmen von Materie
Hohe Geschwindigkeiten: bis zu 3000 km/s (~0.01 c)
Hohe Massenverlustraten Ṁ [in Sonnenmassen pro Jahr = M /yr]
Typ
Ṁ [M /yr]
Mechanismus
Sonne
O, B
Wolf-Rayet
Rote Überriesen
10 -14
10 -7 ... 10 -5
10 -5 ... 10 -4
10 -4
Korona
Strahlungsdruck auf Spektrallinien
Strahlungsdruck (?)
Strahlungsdruck auf Staub
Entscheidende Bedeutung für :
Sternentwicklung
Endmasse << Anfangsmasse!
Kosmischen Materiekreislauf
:
4-03
Line-driven stellar winds
(Castor, Abbott & Klein 1975)
Wind transparent in continuum, opaque in many lines
Absorption from ~ radial direction; re-emmission isotropic
Acceleration
velocity
Doppler shift of the line
Photons from a whole frequency band
∆ν
Specific Luminosity Lν
In one line intercepted momentum per time:
∆ν = ν0 v∞ / c
are swept up
Lν0 ∆ν/c = L v∞ /c2
Wind momentum per time: Ṁ v∞
Mass loss driven by one line:
L
Ṁ = 2
c
Lν0
L ≈ Lν0 ν0
ν0
Frequency ν
= mass loss by nuclear burning !
d
dE
2
L = dt = dt (Mc )
4-04
Das dramatische Schicksal massereicher (> 8 M ) Sterne
Hohe Leuchtkraft, kurze Lebensdauer (~ 1 Million Jahre)
Sternwinde entfernen Großteil der Masse
Ausgeworfenes Material bildet Nebel
Homunculus-Nebel um η Carinae (HST)
Nebel um Wolf-Rayet-Stern WR 124
:
4-05
Das Spinnrad (‘‘pinwheel’’) WR104
Doppelstern: WC + B0
IR-Emission (Staub)
Spiralmuster
Rotiert in 220 Tagen
(Tuthill 1999)
:
4-06
Kollidierende Sternwinde
Enges Doppelsternsystem
Beide Sterne mit Wind, z.B. WR + O
Bildung eines Schock-Kegels
(relativ harte) Röntgenstrahlung
Shock
nicht-thermische Radiostrahlung
Staubbildung (Spirale)
(nur bei kühlen WC-Typen ?)
(Tuthill)
:
Endstadium massereicher Sterne (über 8 M )
4-07
C/O-Kern kann weitere Brennprozesse zünden
56
C, O
Na, Ne, S, Si
Fe
zwiebelschalenartiger Aufbau
Fe (Eisen) kann keine
Fusionsenergie liefern
Fe-Kern über 1.4 M
Gravitationskollaps
Neutronenstern
Nachstürzende Materie
prallt ab Explosion
Supernova (alle Typen außer Ia)
Sehr hoher Fluß von Neutronen
Neutroneneinfang
r-Prozeß-Elemente
Einziger bekannter Mechanismus zur Bildung schwerer Elemente
:
4-08
Supernova 1987A
am 25. Februar 1987 - die erste ‘‘nahe’’ Supernova seit Jahrhunderten
in der Großen Magellanschen Wolke (160 000 Lichtjahre)
13 Neutrinos registriert Modell bestätigt
25.02.1987
vorher
Rechts : zehn Jahre später (HST)
Einsatz : Innerer Ring 2004
Ringe: früherer Sternwind,
vom Blitz der Explosion
zum Leuchten angeregt
:
4-09
Gamma Ray Bursts
Sekunden andauernde, sehr harte Strahlung
stammen aus fernsten Galaxien
kurzzeitig so hell wie das ganze Universum!
Zwei Typen, zwei Szenarien:
- Gravitationskollaps stark rotierender WR-Sterne
- Verschmelzen zweier Neutronensterne
Die Positionen von 2704
GRBs sind gleichmäßig
über den Himmel verteilt.
Das beweist ihren extragalaktischen Ursprung.
:
Gamma Ray Bursts
4-10
Sekunden andauernde, sehr harte Strahlung
stammen aus fernsten Galaxien
kurzzeitig so hell wie das ganze Universum!
Zwei Typen, zwei Szenarien:
- Gravitationskollaps stark rotierender WR-Sterne
- Verschmelzen zweier Neutronensterne
Die Positionen von
2704 GRBs sind
gleichmäßig über den
Himmel verteilt. Das
beweist ihren extragalaktischen
Ursprung.
:
4-11
Der Lebensweg der Sterne
- lang und ruhig, oder kurz und heftig ?
Sterne geringer Masse (unter 8 Sonnenmassen):
Simulation
NGC 6543 = Katzenaugen-Nebel
Sirius A
Sirius B
= Weißer Zwerg
1 Sonnendurchmesser
Lange Phase (Sonne:
10 Milliarden Jahre) ruhiges
Wasserstoffbrennen
Aufblähung zum Roten
Riesen (bis 2000 Sonnendurchmesser)
Abwurf von rund 50% der Masse
als Planetarischer Nebel . Stern
schrumpft und wird sehr heiß
Weißer Zwerg von der
Größe der Erde, aber
einer Sonnenmasse
Massereiche Sterne (mehr als 8 Sonnenmassen):
Nebel um Wolf-Rayet-Stern WR 124
Kurze Phase (2 Millionen
Jahre) als Blauer Riese mit
Sternwind
Abgeblasene Materie
sammelt sich u.U. in
einem Nebel
Krebsnebel, Supernova von A.D. 1054
Stern explodiert als
Supernova - Abb.: SN 1987A
nach 17 Jahren
Überrest mit Neutronenstern
(60km Durchmesser), u.U.
auch Schwarzes Loch
:
5-01
initial mass
[M ]
Spectral type
0.08
0.5
M
Brown
Dwarf
1.3
K
G
τNuc > τHubble
radiative core
2
F
8
A
Red
Supergiant
Blue
Supergiant
(shell H burning)
WNL (1)
WN-late LBV
WNL (2)
(H shell)
(He burning)
Hertzsprung
Gap
time
Red Giant
(core He & shell H burning)
metal poor stars: Horizontal Branch (HB)
+
(C burning)
+
...
Asymptotic Giant Branch (AGB) Star
(shell He & shell H burning)
thermal pulses
PN ejection
0.08
(He burning)
WC
(He burn. C burn. ...)
Supernova
Neutron Star
White Dwarf
carbon-oxygen core
0.5
WN-early
gravitational collapse
Central Star of Planetary Nebula (CSPN)
surface: H-rich or [WC]-type
final mass
[M ]
O
MAIN SEQUENCE ( = core hydrogen burning )
convective core
degenerate He core
helium flash
helium core
50
B
Red Giant (shell H burning)
White Dwarf
25
Black Hole
Ne/Mg ?
0.6
1.4
3
:
Wie man einen Weißen Zwerg zur Explosion bringen kann
Enges Doppelsternsystem
Ursprünglich massereicherer Stern wird zuerst Weißer Zwerg
Roter Riese dehnt sich bis zum Lagrange-Punkt aus
Materie (Wasserstoff!) strömt zum Weißen Zwerg über
U.U. kontinuierliche Verbrennung auf der Oberfläche
Anwachsen des C/O-Kerns bis Chandrasekhar-Grenzmasse (1.4 M )
Weißer Zwerg beginnt zu kollabieren
Temperatur-Anstieg
Explosive Zündung von C-Brennen (wegen Entartung)
Weißer Zwerg wird vollständig zerrissen
Supernova Typ Ia
:
5-03
Stern-Entstehung
aus kalten Wolken
von Staub und Gas
(Molekülwolken)
Adler-Nebel
Messier 16
‘‘Pillars of Creation’’
(HST)
Abb. : M 16
Entfernung:
6000 Lichtjahre
:
5-04
Photo: NGC 602 (HST)
:
Die Elemententstehung beim Urknall
5-05
Nach ca. 2 Sekunden:
‘‘Ausfrieren’’ der Protonen und Neutronen (etwa gleiche Anzahl)
Innerhalb der ersten Stunde, konkurrierend:
Zerfall der freien Neutronen (Halbwertszeit 15min)
Einfang der freien Neutronen Entstehung von 2 H, 3 He, 4 He, 7 Li
Keine Bildung schwerer Elemente C, N, O, ..., Fe, ..., Au ... !
log (Massenbruchteil)
0
2
-5
-10
-3
H
0.1
BEOBACHTETE WERTE
0.01
1
10
4
He
3
He
7
Li
-2
-1
0
1
2
Dichteparameter log (Ω B )
Ausbeute hängt ab von Parameter Ω B
( = kosmische Dichte baryonischer
Materie in Einheiten der ‘"kritischen
Dichte’")
Beobachtete Häufigkeit von 2 H, 3 He
Ω B ≅ 0.04
Gesamtdichte des Kosmos vermutlich:
Ω B + Ω DM + Ω Λ = 1
Ω DM = 0.26 ( dunkle Materie )
Ω Λ = 0.70 ( dunkle Energie )
:
5-06
Die Elemententstehung in Sternen
Fusion H
He
C
O
Ne
Mg
Si
56
Fe
nur massereiche Sterne
langsamer Neutronen-Einfang: s-Prozess (‘‘slow’’)
niedriger Neutronenfluss Zeit für β-Zerfall vor nächstem Einfang
Neutronenquelle? z.B. AGB-Sterne mischen H mit heissem C:
12
C (p,β + ) 13 C (α,n) 16 O
schneller Neutronen-Einfang: r-Prozess (‘‘rapid’’)
hoher Neutronenfluss sukkzessive n-Einfänge ohne β-Zerfall
Neutronenquelle: Photodesintegration von Fe in Supernovae
p-Prozess (Protonen-Einfang)
Kernreaktionen mit schnellen Protonen
T > 10 9 K, in Supernovae
Rückgabe an das interstellare Medium
Sternwinde
Supernovae
:
5-07
Der kosmische Materiekreislauf
Sternwinde, Explosionen
Interstellare
Materie
Schwarze Löcher
Neutronensterne
Weiße Zwerge
Sterne
Elemente
GRÜNE P UNK
R
E
T
Sternbildung
D
Urknall
H, He, Li
: