1. 2 Inhalt Sternentstehung Hauptreihenentwicklung Rote Riesen Phase Horizontalast AGB-Phase Weiße...
-
Upload
hilda-gausman -
Category
Documents
-
view
103 -
download
0
Transcript of 1. 2 Inhalt Sternentstehung Hauptreihenentwicklung Rote Riesen Phase Horizontalast AGB-Phase Weiße...
1
2
InhaltSternentstehung
HauptreihenentwicklungRote Riesen Phase
HorizontalastAGB-Phase
Weiße ZwergeMassive Sterne
SupernovaeNeutronensterneSchwarze Löcher
Doppelsterne
3
SternentstehungSternentstehung
Orion Nebel
4
SternentstehungSternentstehung
Simulation zur
Sternentstehung
5
• Sterne befinden sich im hydrodynamischen und thermischen Gleichgewicht
• Es besteht ein Zusammenhang zwischen Masse, Radius und Leuchtkraft
Hauptreihenentwicklung
424 effTRL
6
• Energiequelle der Sterne ist die Fusion von Wasserstoff zu Helium:
• Für Sterne der Masse M < MO läuft die Reaktion über die drei p-p-Ketten ab.
• Für Sterne der Masse M > MO ist die Kerntemperatur hoch genug.Es dominiert der CNO-Zyklus.
Hauptreihenentwicklung
MeVEeHep e 25224 4
7
• p-p-Ketten
Hauptreihenentwicklung
4Tq pp
8
• CNO-Zyklus
Hauptreihenentwicklung
16TqCNO
9
• Die Lebensdauer hängt vom Wasserstoffverbrauch im Kern ab.
• Je massereicher der Stern, desto mehr Energie muss pro Zeiteinheit erzeugt werden (Gleichgewicht) => H schneller verbraucht => Lebensdauer geringer
Hauptreihenentwicklung
10
• Weitere Entwicklung der Sterne hängt maßgeblich von ihrer Masse ab.
– M < 0,7MO : Die Lebensdauer der Sterne auf der Hauptreihe ist höher als
das Alter des Universums => Rote Zwerge
– M < 0,5MO : He-Brennen findet niemals statt
– M > 0,7MO : Wasserstoffvorrat im Kern geht zur Neige => Stern verlässt die Hauptreihe
Hauptreihenentwicklung
11
• Wasserstoffvorrat im Kern kommt zum Erliegen => H-Brennen wandert in einer Schale nach außen.
• Kern kontrahiert und heizt sich auf => CNO-Reaktion in der
Schale beschleunigt => Stern bläht sich auf
• Roter Riese entsteht
Rote Riesen Phase
12
• Kontraktion des Kerns geht weiter => Kerntemperatur steigt => Stern bläht sich auf => Oberflächentemperatur sinkt => hohe Leuchtkraft
=> hohe Opazität im Außenbereich
• Bei T = 108 K setzt He-Brennen im Kern ein
Rote Riesen Phase
13
• Triple-Alpha-Prozess
Horizontalast
403 Tq
MeVE 162,7
14
• Phase des stabilen He-Brennens ist wesentlich kürzer als die Hauptreihenphase– Fusionsreaktionen liefern weniger Energie– Leuchtkraft ist höher als auf der Hauptreihe
• 0,7MO < M < 2MO : Helium-Flash lässt Kern expandieren
– Entartungsdruck im Kern ist temperaturunabhängig– He-Brennen zündet explosiv– Kern kühlt ab => Hülle kontrahiert => Leuchtkraft
sinkt– Stern verlässt den Riesenast
Horizontalast
15
• Massearme Sterne erreichen Horizontalast– He-Brennen für 108 yr
– Radiale Pulsationsinstabilität möglich (RR-Lyrae Sterne)
• 2MO < M < 10MO : He-Brennen im Kern setzt langsam ein
– Temperaturerhöhung abhängig von der Masse– Leuchtkraft steigt ebenfalls mit der Masse
• Sterne mittlerer Masse bilden Helium-Hauptreihe– Radiale Pulsationsinstabilität möglich
(Cepheiden-Veränderliche)
Horizontalast
16
• He-Brennen wandert nach außen – C-O-Kern bildet sich, kontrahiert und heizt sich auf– Hülle expandiert und kühlt ab
• Stern kehrt über den AGB-Ast (Asymptotic Giant Branch) zum Roten Riesen-Ast zurück.
• Stern wird zum Überriesen
AGB Phase
17
• Energieerzeugung in zwei verschiedenen Schichten => Thermische Instabilität
• Kernfusion findet in Zyklen statt
• Strahlungsdruck sorgt für Superwinde => großer Massenverlust
AGB Phase
18
• Stern stößt seine Hülle ab
• Kern kontrahiert und heizt sich auf
• Rekombinsationsleuchten führt zur Entstehung eines planetarischen Nebels
AGB Phase
Helix - Nebel
19
• He-Brennen kommt schließlich zum Erliegen.
• Planetarischer Nebel expandiert und löst sich nach 104 - 105 yr auf.
• Übrig bleibt der entartete C-O-Kern, der sich zum Weißen Zwerg entwickelt.
AGB Phase
20
• Keine Fusionsreaktionen
• Entartungsdruck der Elektronen im C-O-Kern wirkt Gravitation entgegen.
• Dünne, mit Wasserstoff oder Helium angereicherte Hülle
• Thermische Energie der Ionen ist verantwortlich für Strahlung.
Weiße Zwerge
21
• Je nach Vorgeschichte haben Weiße Zwerge Massen um M = 0,6MO.
• Temperatur ist im Innern weitgehend konstant (Entartung)
• Weiße Zwerge kühlen mit der Zeit ab
Weiße Zwerge
KMM
LLT
O
OC
7/2
7
/
/104
yrLL
MM
O
Ocool
7/5
6
/
/105,2
22
• Es besteht ein Zusammenhang zwischen Masse und Radius
• Chandrasekhar-Grenzmasse:
MC = 1,46MO
• Ende der Entwicklung: Weißer Zwerg erkaltet => Schwarzer Zwerg
Weiße Zwerge
3/1
74
M
MRR OO
23
• Massereiche Sterne: M > 10MO
• Kern entartet bis zum Endstadium nicht.
• Massenverlust spielt während der ganzen Entwicklung entscheidende Rolle (Wolf-Rayet Sterne):
• Leuchtkraft bleibt annähernd konstant.
Massive Sterne
yrM 510
24
Massive Sterne
Eta Carinae M = 100MO Wolf Rayet Stern WR124
25
• Nach dem He-Brennen findet Fusion von schwereren Elementen statt.– Energieausbeute wird immer
geringer– Brennstoffe sind sehr schnell
verbraucht– Kernfusion liefert nur bis zum
Eisen Energie
• Zwiebelschalenmodell => Supernova-Vorgänger Stern
Massive Sterne
26
• Fe-Kern kollabiert => Elektronen entarten
• Entartungsdruck kann Kollaps nicht mehr aufhalten– Masse des Kerns ist größer als die Chandrasekhar
Grenzmasse MC = 1,46MO.
– Elektronen werden von den schweren Kernen eingefangen
– Temperatur steigt rasant an => Energie wird verbraucht
– Photodesintegration von Fe in He absorbiert Energie– Photodesintegration von He in Protonen und Elektronen– Kern kontrahiert fast ungebremst
Supernovae
27
• Die Dichte steigt so stark an, dass Protonen freie Elektronen einfangen => Neutronengas
• Neutronengas entartet:
• Kollaps wird aufgehalten
• Neutronenkern mit R = 15 km entsteht
Supernovae
31510
cm
g
28
• Enorme Menge an Gravitationsenergie werden in kürzester Zeit frei
• Es kommt zu einer Supernova-Explosion (Typ II)– Leuchkraft steigt extrem an– Hülle wird abgestoßen und extrem beschleunigt– Neutrinos tragen den größten Teil der Energie (99 %). – Elemente schwerer als Eisen werden gebildet.
• Überreste einer Supernova sehr ausgedehnt und langlebig
Supernovae
OLL 1010cv 03,0
29
Supernovae
Supernova SN1987a in der Großen Magellanschen Wolke
Lichtkurve von SN1987a
30
Supernovae
Crab-Nebel
31
• Nach dem Abstoßen der Hülle bleibt der entartete Neutronenkern zurück.
• Ein Neutronenstern entsteht– Es besteht ein ähnlicher Masse-Radius Zusammenhang
wie bei Weißen Zwergen
– Zustandsgleichung schwer zu bestimmen (ART-Effekte, innere Struktur).
– Grenzmasse kann nur abgeschätzt werden
Neutronensterne
3/1 MR
OMM 32
32
• Drehimpulserhaltung während des Kollaps sorgt für schnelle Rotation von Neutronensternen
• Magnetfeld wird auf 108 T verstärkt– Geladene Teilchen werden vom Magnetfeld
beschleunigt.– Synchrotronstrahlung (v.a. Elektronen)
Neutronensterne
sR
RPP
O
nsOns
3
2
102
33
• Strahlungsemission nach dem Leuchtturmmodell
• Neutronensterne werden als Pulsare beobachtet.
• Lebensdauer: 105-106 yr
Neutronensterne
34
• Für die massereichsten Sterne mit M > 60MO überschreitet der Kern die Grenzmasse für Neutronensterne.
• Gravitationskollaps wird durch nichts mehr aufgehalten.
• Unterschreitet der Kern den Schwarzschild-Radius, kann kein Licht mehr entweichen.
Schwarze Löcher
kmM
MR
OSch 3
35
• Ein Schwarzes Loch entsteht.
• Hinter dem Ereignishorizont wird Singularität vermutet.
• Keine direkte Beobachtung möglich– Gravitationslinseneffekt– Akkretionsscheibe– Jets
Schwarze Löcher
Schwarzes Loch - Künstlerische Darstellung
36
• Nahe Doppelsterne können im Laufe ihrer Entwicklung Masse austauschen.
• Entwicklung nicht mehr allein durch die Einzelmassen der Partner bestimmt.
Doppelsterne
37
• Diverse exotische Objekte können als nahe Doppelsterne interpretiert werden– kataklysmische
Veränderliche (Novae)– Röntgendoppelsterne– Supernovae vom Typ I
Doppelsterne
38
• Supernovae vom Type Ia– Weiße Zwerge
überschreiten Chandrasekhar-Grenzmasse durch Massenakkumulation
– Absolute Helligkeit im Maximum konstant
– Homogene Verteilung im Universum
• Standardkerzen für Entfernungsbestimmung im Universum
Doppelsterne
39
C.J. Hansen, S.D. Kawaler, Stellar Interiors and Evolution, Berlin 1994.
I. Iben, A. Tutukov, The Lives of Stars : From Birth to Death and Beyond I+II, in: Sky and Telescope Dezember 1997 und Januar 1998.
R. Kippenhahn, A. Weigert, Stellar Structure and Evolution, Berlin 1990.
A. C. Phillips, The Physics of Stars, Chichester 1994.
D. Prialnik, An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution, Cambridge 2000.
R. Napiwotzki et al., SPY-The ESO Supernovae Type Ia Progenitor Survey, in: The Messenger 112, Juni 2003.
http://www.astro.ex.ac.uk/people/mbate/Research/pr.html (02.12.03)
Literatur