4. sternentwicklung cora...
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Sternentwicklung
Entartete MaterieZustandsgleichung eines idealen Gases:
p
ρc2=
kT
µmHc2
⇒ p ∝ ρT
entartete Materie: Fermienergie EF > kT thermische Energie
kritische Dichte : ρc =µmp
(
~
mec
)3≃ 3 · 107 g cm−3
Zustandsgleichung nicht-relativistisch (ρ < ρc):
p
ρc2∝
(
ρ
ρc
)2/3
⇒ p ∝ ρ5/3
Zustandsgleichung relativistisch (ρ > ρc):
p
ρc2∝
(
ρ
ρc
)1/3
⇒ p ∝ ρ4/3
Temperatur-unabhangig!
Sternentwicklung
Entwicklung massereicher SterneM = 5M⊙
log(L/L⊙)→
← logTeff
10R⊙ 100R⊙
1
H-BrennenHauptreihe
(6.5 · 107 yr)
2Kernkontraktion(2.2 · 106 yr)
3
H-Schalenbrennen(1.4 · 105 yr)
4
Anwachsen der H-Schale(1.2 · 106 yr)
5
KernkontraktionExpansion der HulleHertzsprung-Lucke
(8 · 105 yr)6
Roter Riese(2 · 106 yr)
7He-Brennen zundet
8
9
He-BrennenHorizontal-Ast
(106 yr)
10
instabiler Außenbereich
11He-Brennen endetKernkontraktion
1213
He-SchalenbrennenAsymptotischer Riesenast
He-SchalenbrennenKernkontraktion
14
15
Sternentwicklung
Entwicklung massearmer SterneM = 1M⊙
log(L/L⊙)→
← logTeff
1H-BrennenHauptreihe(109 yr)
2Kernkontraktion
3
4
H-Schalenbrennen
5
6
KernkontraktionExpansion der Hulle
aufsteigender Riesenast
7
8Helium-Flash
(6 Tage)
He-BrennenHorizontal-Ast(5 · 108 yr)
9
asymptotischer Riesenast(AGB)
10
Abstoßung der HullePlanetarischer Nebel
11
Sternentwicklung
EndstadienM . 0.08M⊙ Brauner Zwerg
0.08 . M . 0.5M⊙ Weißer Zwerg
0.5 . M . 8M⊙ Planetarischer Nebel Weißer Zwerg
8 . M . 20M⊙ Supernova Typ II Neutronenstern
20 . M . 40M⊙ Schwarzes Loch
Sternentwicklung
Ursprungliche Massenfunktion - Initial mass function (IMF)Verteilung der Sternmassen zum Zeitpunkt ihrer Entstehung
dN = N0 ξ(M) dM
Bestimmung uber die Leuchtkraftfunktion Φ0(L): ξ(M) =dL
dMΦ0(L(M))
Parametrisierung als Potenzgesetz: ξ(M) ∝ M −(1+x)
Salpeter : x = 1.35
Scalo : x =
0.83 fur M ≤ 0.2M⊙
2.27 fur 1 ≤ M ≤ 10M⊙
1.45 fur M ≥ 10M⊙
Kroupa : x =
0.20 fur M ≤ 0.5M⊙
1.20 fur 0.5 ≤ M ≤ 1M⊙
3.50 fur M ≥ 1M⊙
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