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
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Physikalische Gleichungen IX.
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Protosterne, Nebel, Beobachtung
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Protostars in Omega Cen
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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
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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
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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...
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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:
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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:
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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.
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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
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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
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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
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pre-MS tracks
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Vorhauptreihensterne
Darstellung der Entwicklung als Bahn “track” im
HRD → evolutionary track
→ Entwicklung beginnt rechts (niedrige T) im HRD
Kurzdurchlauf durch HRD
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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
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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
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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
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Protostern mit M > 4 M
führt zu
massereichem Stern mit innerer
Konvektionszone
Hülle mit geringer Dichte und optischer Tiefe →
Energietransport in Randregionen durch
Strahlung
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< 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?
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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
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