1 astrophysik und kosmologie seminar entstehung und lebenslauf von sternen von konstantin senski
TRANSCRIPT
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Astrophysik und Kosmologie Seminar
Entstehung
und Lebenslauf von Sternen
Von Konstantin Senski
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Inhalt
•Hertzsprung Russell Diagramm
•Die interstellare Materie
•Entstehung von Sternen
• Massenabhängige Entwicklung
•Ende als Neutronenstern / schwarzes Loch
•Ende als roter Riese bis zum weißen Zwerg
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Das Hertzsprung Russell Diagramm
•Mit Beginn des Wasserstoff Brennens erreichen die Sterne die Hauptreihe
• für Hauptreihe gilt: L M3,2....3,88
• logarithmische Auftragung
• Lebensweg eines Sternes im HRD
• schwere Sterne kurzes Leben
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Sterne der Population I & III :
• jünger als II, die 2. Generation• 70 % Wasserstoff• 28 % Helium• 2-3 % schwere Elemente, bezeichnet als Metalle stammen von „Vorgängern“• häufigster Typ von Sternen • Bildung mit Resten früherer Sterne• sehr junge Sterne haben nur Spektrum im Infrarotbereich Wellenlänge im Millimeter Bereich
II:
• älter als I• im Kugelsternhaufen, 103 bis 106 Sterne • geringere Metallhäufigkeit• in Gebieten mit weniger interstellarer Materie• im Halo
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Entdeckung der interstellaren Materie
• freie Flecken am Nachthimmel
• vor ca. 150 Jahren, durch Spektroskopie an Doppelsternsystemen
• Absorptionslinien stammen von der (ruhenden) Gaswolke
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Gas und Staub typische Gaswolke:
- Dichte = 10-21 kg/m3 das sind etwa 1 Teilchen pro 100m3 - etwa 1 pc (parsec) Durchmesser, das sind 3.26 Lichtjahre- etwa 100 K
•Gas: Hauptsächlich Wasserstoff, 90% aller Teilchen, Rest im wesentlichen Helium
•Gas sichtbar wenn es zum Leuchten angeregt wird
•Staub:
- feste Teilchen - erscheint entweder als Dunkelwolke oder leuchtend als Reflexionsnebel- kommt aus abströmenden Sternhüllen oder aus Kondensationen
nur ca. 2-3 % Staub, der Rest ist Gas , ähnlich wie Zusammensetzung von Sternen
junge Sterne in Gaswolken beobachtet
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Nachweis von Staub
Absorption von Licht Maximum an Schwächung bei 220 nm durch Graphitteilchen Polarisation des Lichtes Streuung von kurzwelligem Licht stärker als langwelliges kurzwelliges Licht wird stärker geschwächt als langwellige
Stern blau
blau
rot
Interstellare Materie
• hinter der Staubwolke sieht man ein Objekt im Radiowellenbereich
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Optischer Bereich
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Infrarot
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Radio Wellen Bereich
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Röntgenstrahlen
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H He
CFe
m < 0.08M Brauner Zwerg
m > 0,08 M ⊙ Stern entseht
m > 6 M⊙ weitere Brennphasen T > 600 Milli. Kelvin
m < 6 M Ende der Kernfusion
Helium Brennen bei 108 K
Super Nova
Neutronen Stern
Schwarzes Loch
Roter Unterriese
Roter Riese
Roter Überriese Massenverslust durch planetarischen Nebel
weißer Zwerg
Neutronenstern durch Doppelsternsystem
Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten: Übersicht
Interstellare Materie
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Interstellare Materie
Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten: Beginn: die interstellare Materie
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Normalerweise stabiler Zustand thermischer Druck = Gravitationsdruck
Anregung, durch spiralarme einer Galaxie
Kollabieren durch Gravitation ab Grenzmasse
Jeans Masse:
Jeans Masse: 2000-10 000 M
Fusion von Wasserstoff ab 0,08 M; 4106 K
Sonst: brauner Zwerg
typischer Lebensweg für Sterne mit
0,08 M < m < 60 M
schwere Systeme aufgrund des Strahlungsdrucks nicht
stabil, stoßen Materie ab
Kontraktion der interstellaren Materie ein Stern entsteht
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G
TRcM Jeans
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He
Interstellare Materie
m < 0.08M⊙ Brauner Zwerg
m > 0,08 M⊙ Stern entseht
Wasserstoffbrennen
Wasserstoffbrennen
- wichtigste und längste Phase eines Sterns
- Massendefekt : 26,73 MeV
- 4 H Kerne werden zu einem He Atom
- ab 4106 K Kernfusion
Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten:
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Energieabgabe
• Wärmeleitung: Wegen der geringen Dichten im allgemeinen vernachlässigbar; wird erst bei entarteter Materie wichtig.
• Strahlung: Mehrmalige Absorption und Emission der Photonen. ca. 100000 Jahre unterwegs vom Zentrum zur Oberfläche Abgegebene Energie S T4 (durch Spektroskopie: nur Information über äußerste Schicht des Sterns)
• Konvektion: Wenn Materie zu undurchsichtig für Strahlung wird, kann diese die Energie nicht schnell genug transportieren. ⇒ großer Temperaturgradient entsteht ⇒ Konvektion setzt ein
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H He
C
Interstellare Materie
m < 0.08 M⊙ Brauner Zwerg
m > 0,08M⊙ Stern entseht
Heliumbrennen
- Zündtemperatur ca. 108 K
- Hauptreaktion 3 4He 12C
- 7,274 MeV pro Reaktion
HeliumbrennenSternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten:
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H He
CFe
Interstellare Materie
m < 0.08 M⊙ Brauner Zwerg
m > 0,08 M ⊙ Stern entseht
m > 6 M⊙ weitere Brennphasen T > 600 Milli. Kelvin
Helium Brennen bei 108 K
Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten:
Kohlenstoffbrennen:
Zündtemperatur etwa 600 Mill. K; Zeitskala 104 Jahre; 12C +12 C oder
12C+16 O oder . . . verschiedene Reaktionsprodukte (Ne, Mg, . . . )
Sauerstoffbrennen:
Zündtemperatur etwa 800 Mill. K; Zeitskala 103 Jahre
16O +16O oder 16O + 20Ne oder . . . verschiedene Reaktionsprodukte
(Mg, Si, ...)
Kohlenstoffbrennen
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Zwiebelschale der Sterne
• Temperatur im Kern höher als
außen
• brennende Kerne stets im
Innern des Kerns der
vorangegangenen Phase !
Zwiebelschalen-Struktur
• Ende der möglichen Kernfusion
beim Eisen
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H He
CFe
Interstellare Materie
m < 0.08 M⊙ Brauner Zwerg
m > 0,08 M ⊙ Stern entseht
m > 6 M⊙ weitere Brennphasen T > 600 Milli. Kelvin
Helium Brennen bei 108 K
Super Nova
Neutronen Stern
Schwarzes Loch
Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten:
Zwei Ausgänge nach Supernova;
• Neutronenstern für 1 M ist der Radius 10 km
•schwarzes Loch:
- Schwarzschildradius für 1M bei 3 km
- alles wird absorbiert
- wenig Informationsauskunft
Supernova
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H He
CFe
Interstellare Materie
m < 0.08 M⊙ Brauner Zwerg
m > 0,08 M ⊙ Stern entseht
m > 6 M⊙ weitere Brennphasen T > 600 Milli. Kelvin
m < 6 M Ende der Kernfusion
Helium Brennen bei 108 K
Super Nova
Neutronen Stern
Schwarzes Loch
Roter Unterriese
Roter Riese
Roter Überriese Massenverslust durch planetarischen Nebel
weißer Zwerg
Neutronenstern durch Doppelsternsystem
Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten: Stern expandiert
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Roter Riese: Betageuze
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Zum planetarischen Nebel
• Stern expandiert
• Leuchtkraft nimmt zu
•Effektivtemperatur sinkt langwelligeres Licht wird emittiert (roter Unterriese)
• Gegeneffekt: Photosphäre wird mit fallender Effektivtemperatur transparenter, begrenzt Temperaturabfall, aber weiter Expansion (roter Riese)
Horizontallast: der Stern wird wärmer aber nicht heller: Heliumbrennen und Kohlenstoffbrennen (roter Überriese)
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Entwicklung für verschieden Massen von Sonnen
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Planetarischer Nebel / weißer Zwerg
• großer Massenverlust
• übrig bleibt nur der heiße Kern (weiße Zwerg)
• typischer weißer Zwerg:
- Radius r = 107 m, ca. Erdradius- Masse m = 1 Sonnenmasse- Dichte = 5 105 g/cm3 - kein thermonuklearen Reaktionen mehr- kollabieren wg. Abstoßung der Elektronen- ist Z = Ordnungszahl und A = atomare Massenzahl so gilt:
- d.h. der Radius wird kleiner für größere Masse- Formel nur bis 1,4 M⊙ gültig
ein erkalteter weißer Zwerg wird zum schwarzen Zwerg
3
3
5
317 1101,3
mA
Zkgmr
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Ende als weißer Zwerg?
• Es gibt noch eine Chance ....ein paar Jahre später
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H He
CFe
Interstellare Materie
m < 0.08 M⊙ Brauner Zwerg
m > 0,08 M ⊙ Stern entseht
m > 6 M⊙ weitere Brennphasen T > 600 Milli. Kelvin
m < 6 M⊙ Ende der Kernfusion
Helium Brennen bei 108 K
Super Nova
Neutronen Stern
Schwarzes Loch
Roter Unterriese
Roter Riese
Roter Überriese Massenverslust durch planetarischen Nebel
weißer Zwerg
Neutronenstern durch Doppelsternsystem
Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten: Übersicht