Einf¨uhrung in die Astronomie II
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Einführung in die Astronomie II 30. Nov 2004 Günter Wiedemann [email protected] Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg 112 21029 Hamburg WS06.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 1/12/2004 – 12:49 – p.1/22 Tagesprogramm WS06.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 1/12/2004 – 12:49 – p.2/22 Physikalische Gleichungen IX. WS06.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 1/12/2004 – 12:49 – p.3/22 Protosterne, Nebel, Beobachtung WS06.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 1/12/2004 – 12:49 – p.4/22 Protostars in Omega Cen WS06.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 1/12/2004 – 12:49 – p.5/22 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 WS06.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 1/12/2004 – 12:49 – p.6/22 Protosternentstehung am 23. Nov 2004 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 WS06.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 1/12/2004 – 12:49 – p.7/22 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... WS06.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 1/12/2004 – 12:49 – p.8/22 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: WS06.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 1/12/2004 – 12:49 – p.9/22 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: WS06.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 1/12/2004 – 12:49 – p.10/22 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. WS06.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 1/12/2004 – 12:49 – p.11/22 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 WS06.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 1/12/2004 – 12:49 – p.12/22 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 WS06.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 1/12/2004 – 12:49 – p.13/22 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 WS06.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 1/12/2004 – 12:49 – p.14/22 pre-MS tracks WS06.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 1/12/2004 – 12:49 – p.15/22 Vorhauptreihensterne Darstellung der Entwicklung als Bahn “track” im HRD → evolutionary track → Entwicklung beginnt rechts (niedrige T) im HRD Kurzdurchlauf durch HRD WS06.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 1/12/2004 – 12:49 – p.16/22 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 WS06.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 1/12/2004 – 12:49 – p.17/22 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 WS06.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 1/12/2004 – 12:49 – p.18/22 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 WS06.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 1/12/2004 – 12:49 – p.19/22 Protostern mit M > 4 M führt zu massereichem Stern mit innerer Konvektionszone Hülle mit geringer Dichte und optischer Tiefe → Energietransport in Randregionen durch Strahlung WS06.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 1/12/2004 – 12:49 – p.20/22 < 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? WS06.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 1/12/2004 – 12:49 – p.21/22 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 WS06.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 1/12/2004 – 12:49 – p.22/22
