Die Entwicklung von Sternen
SeminarvortragMichael Beimforde
Inhalt
Einführung / Klassifizierung
Kräfte und Drücke
Die Geburt
Der stabile Lebensabschnitt
Das Ende der Sternentwicklung
Sterne: Ein Überblick
Seite 3
Stern: Selbstleuchtender Himmelskörper aus Plasma
Strahlungsenergie aus Kernfusion im Sterninneren
Typische Messgrößen: Masse, Radius, Leuchtkraft, Spektraltyp
Mittlere Sternendichte im Universum: ~0.1 Sterne/pc³ (1pc~3.26Lj)
Proxima Centauri: The Closest Star
Astronomy Picture of the Day
15. Juli 2002
Der nächste Nachbarstern: Proxima ZentauriEntfernung: ~4.3lyEntdeckt 1915 im Dreisternsystem Alpha Zentauri
Endstadien, die nur noch aufgrund von Restwärme
strahlen
Sterne: Klassifizierung
Spektraltyp Temperatur in K
O0 50000
B0 25000
A0 10000
F0 7600
G0 6000
K0 5100
M0 3600
M5 3000
C 3000
S 3000
Seite 4
Generell unterscheidet man Sterne nach:
1. Spektraltyp(Oberflächentemperatur, Absorptions- und Emissionslinen)
2. Leuchtkraft bzw. MK-Klassifikation (W.W. Morgan & P.C. Keenan).
Aufgetragen werden diese Klassifizierungen in einem Hertzsprung-Russel-Diagramm.
MK-Kl. Beschreibung
0 Hyperriesen
Ia Helle Überriesen
Ib Überriesen
II Helle Riesen
III Riesen
IV Unterriesen
V Hauptsequenz/
Zwerge
VI Unterzwerge
Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD),nach Ejnar Hertzsprung (DK) undHenry Norris Russel (USA)1910-1913Mv=-2.5* log( gew. Intens. * (d/10pc)2 ) :absolute Helligkeit
Sterne: Entwicklung
Seite 5
„Nichts währt ewig“ ...
...das gilt natürlich auch für Sterne im Universum.Sterne sind im HRD keine stationären Objekte!
Drei Stufen der Entwicklung:Geburt (103 - 107a)Stabile Phase / Hauptreihenstadium (Sonne ~1010a)Tod / Nach-Hauptreihenstadium
Es wirken also Kräfte bzw. Drücke in den Sternen, welche die Entwicklung verursachen:
kTm
kTV
Np
Hgas
Gasdruck (ideales Gas):
4
2
8
3
R
MGpgrav
Gravitationsdruck:
4
0 3
4
3
1T
cddI
cp SBrad
Strahlungsdruck: Fermidruck:
für 3/1
für 3/22
c
c
cH
efermi m
cmp
Massen-pin ew.Molekularg mittl. :
Konstante-Boltzmann-Stefan :SB Dichte kritische :c
Die Geburt: Überblick
Seite 6
Sterne in unserer Milchstraße: ca. 10¹¹
Zuwachs pro Jahr: ca. 3-5
Entstehung: Kontraktion von Staubpartikeln und Gaswolkenausgelöst von lokalen Dichteschwankungen
Die mittlere Entstehungszeit liegt je nach Masse des entstehenden Sterns zwischen 103-107Jahre
Entstehung von Sternenhaufen in Staub- und Gaswolken
Orion Nebel: UV- und Blau-FilterAstronomy Picture of the Day13. July 2004
Die Geburt: Das Jeans-Kriterium
kTm
pH
gas
4
2
8
3
R
MGpgrav
gasgrav pp
Seite 7
Um kollabieren zu können, muss eine Wolke eine gewisse Mindestmasse überschritten haben.
Für das Ideal-Gas gilt: Gravitationsdruck:
Gravitative Instabilität tritt auf, wenn
Mindestmasse zur Erfüllungdes Jeans-Kriteriums (in Sonnenmassen)
Jeans-Kriterium
mit
folgt:
RmG
kTM
H
2
3/1
3
4
3
3
4
M
RRVM
16
2/3
HmG
kTM
T in K 1 H-Atom / cm³
100 H-Atome / cm³
10000 H-Atome / cm³
5 270 MO 27 MO 2,7 MO
10 750 MO 75 MO 7,5 MO
100 25000 MO 2500 MO 250 MO
Die Geburt: Protosterne
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Phasen des Kollaps:
Ist das Jeans-Kriterium erfüllt, beginnt die Materiewolke in Richtung des Gravitationszentrums zu kollabieren.
Erster dynamischer Kollaps → Emission von Strahlungsenergie
Erster dynamischerKollaps
Erste quasistatische Phase → Stern ist optisch dicht im IR: “Protostern”
Kern wirdoptisch dicht
im IR
Erstequasi-
statischePhase
Zweite quasistatische Phase → hydrostatisches Gleichgewicht im ionisierten Gas
Zweite quasi-
statischePhase
Zweiter dynamischer Kollaps → Dissoziation von H2
Zweiter dynamischer
Kollaps
Dissoziationvon H2
beginnt
Weiteres Aufheizen bis zur Kernfusion → Hauptreihe
Kern-fusion
Die Geburt: Der Weg zur Hauptreihe
Seite 9
Energietransport:→ Dynamischer Kollaps: Strahlungstransport→ Quasistatische Phase: adiabatisch→ Am Ende des Kollaps: effektive Konvektion
→ hohe Oberflächentemperatur, Kerntemperatur zu gering für Fusionen
Sterne heizen auf, bis sich ein Gleichgewicht eingestellt hat. → Hayashi-Linie
L :LeuchtkraftTeff :Oberflächentemperatur
Stern ist quasistationär, kollabiert langsam und heizt sehr langsam auf. Die Leuchtkraft nimmt ab:
424 TRL
Beginn der Fusionsprozesse. Der Stern befindet sich auf der Hauptreihe.
Die Hauptreihe: Masse ↔ Lebensdauer
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Nicht alle Sterne erreichen die Hauptreihe
Sterne mit M<0.08 MO
→Nicht genügend Gravitationsenergie für die Zündung des H-Brennens→Enden als “Braune Zwerge” → jupiterähnliche Gasplaneten
mit ~5MeV: pro H-Atom erzeugte Fusionsenergie
Sterne mit 0.08MO<M<50 MO
→H-Fusion bis ca. der Protonen fusioniert sind→Beginn neuer Fusionsprozesse nach ca. :
→Sterne werden instabil
= Leuchtkraft = abgestrahlte Leistung
%10HR
L
EmM HHHR
/L
HE
Sterne mit M>50 MO
→Große Gravitationsenergie führt zu sehr hohen Temperaturen→Strahlungsdruck ( ) treibt den Stern auseinander
4T
Die Hauptreihe: Kernfusion
Seite 11
Wie kommt es zur Kernfusion?
MeVr
eZZrV
rr
14
1)(
0
221
00
0r
Coulomb Barriere:
Coulomb-Potential : Protonradius
Thermische Energie der Protonen bei ca 108K:
MeVkTE 1.02
3
Die Coulomb Barriere muss durchtunnelt werden:
v4
2 221
0)v( eZZ
eP
MeVppIII
MeVppII
MeVppI
BeeBepBe
BeHe
HepLieBeHepDepH
HepHeHe
28.19
67.25
23.26
)2(),(),(
),(
),(),(),(),(
)2,(
887
73
477321
433
Wasserstoffbrennen:
langsam
Die Hauptreihe: 0.08MO<M<0.25MO
Seite 12
Nur ein kleines Kerngebiet besitzt nötige Temperatur für das H-Brennen.
Der folglich große Temperaturgradient treibt Konvektionsströmungen an.
v
p
c
c
dr
dP
P
T
dr
dT
:mit
11
Durch die Konvektion wird der gesamte Wasserstoff im Laufe der Zeit in den Fusions-bereich geleitet, sodass er gänzlich zu Helium umgewandelt wird.
Zündbereich
Konvektionszone
Die Hauptreihe: 0.25 MO <M<1.5 MO
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Bereich des Wasserstoffbrennens ist ausgedehnter (~0.3R)
Folge: → kleinerer Temperaturgradient im und um den Kern
→ Der Strahlungstransport dominiert in diesen Bereichen.
Strahlungstransport („radiativ“)
Konvektion („konvektiv“)
Am Rand steigt der Absorptionskoeffizient (T wird kleiner)
→ Konvektion dominiert in äußerster Hülle!
He
Ist aller H im Kern in He übergegangen kontrahiert der Kern.
→ Komprimierung äußerer Schichten erzeugt neue H-Brennzone.
neue H-Brennzone
ausgebrannter Kern
Die Hauptreihe: M>1.5 MO
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Temperaturen von mehr als 2·107K im Kern ermöglichen effektivere Fusion.
→CNO-Zyklus
OpNpC
p
pOep
FeON
eFpe
p
OpNpC
161512
17
171513
18
171413
,,
,
,,,
,
,,,
,
,,
CNO-Zyklus
Starke Temperaturabhängigkeit des CNO-Zyklus: dE/dt~T20
→ großer Temperaturgradient im Kern (Konvektion)
„kälterer“ pp-Zyklus in Randschichten des Kerns
pp-Zyklus
Konvektion
Keine Fusion in Randschichten. Mäßiger Temperaturgradient → Strahlungstransport dominiert
Strahlungstransport
Wege zum Tod: 0.08 MO <M<0.26 MO
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Chandrasekhar-Grenze:Es gibt keinen stabilen Weißen Zwerg mit
einer Masse größer als Mc=M(ρc)~1.5 MO
Stern ist konvektiv → der ganze Wasserstoff fusioniert zu HeTemperatur fällt → Kontraktion
keine He-Fusion → Stern endet als Weißer Zwerg
Hierbei halten sich Gravitationsdruck und Fermidruck die Waage.
4
2
8
3
R
MGpgrav
Gravitationsdruck:
mit3/1
3
4
3
3
4
M
RRVM
folgt:3/13/2
2
3/1
2
3/
2 62
1
M
c
G
cR
MG
m
m
c
pn
cH
e
ccH
e
mG
cmM
für ,/6)(2/32
also:
c
cH
e
mG
cmM
für ,1
/6)(2/32
Fermidruck:
für 3/1
für 3/22
c
c
cH
efermi m
cmp
mit n=1,2
Wege zum Tod: 0.26MO <M<2.5MO
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Unterschiedliche Entwicklungsphasen nach dem Hauptreihenstadium.
Generell gilt nach Beendigung des H-Brennens:
Die Temperatur der Randgebiete steigt an
→ Stern bläht sich zum Roten Riesen auf
Kern kontrahiert→ komprimierte Randgebiete erreichen die Zündtemperatur fürdas H-Brennen
Für M>0.5 MO steigt Kerntemperatur auf über 108K.→ Die Zündtemperatur für den 3- Prozess wird damit überschritten:
)1.0( 844 MeVEBeHeHe
)4.7( 1248 MeVECHeBe innerhalb von 2.5·10-16s
M>1.4MO
Kontinuierliches Heliumbrennen
M<1.4 MO
Helium Flash
Wege zum Tod: Helium Flash
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Aufgrund niedriger Temperatur dominiert Fermidruck über Gasdruck
3- Prozess sorgt nicht für Expansion
sehr starke Temperaturabhängigkeit:
Teile der Hülle (ca. 0.1MO) werden abgesprengt (Planetarische Nebel)
kinetische Energie wächst im Bereich der Helium-Fusion
Dieser Prozess wiederholt sich ca. alle 1000a,
Stern bläht sich auf: R~250RO
Diese Sterne enden nach hinreichendem Massenverslust als Weiße Zwerge
Explosion im Sterninneren: Helium Flash
Planetarischer Nebel NGC 3132in Vela.S. LaustsenEuropäische Südsternwarte
dE/dt~T41
Wege zum Tod: M>2.5 MO
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Mehrere Brennzyklen aufgrund hoher Temperaturen.3--Prozess auch in den äußeren Schalen.
M>8MO :C-Brennen, Ne-Brennen, O-Brennen, Si-Brennen → Fe
Es entsteht eine Zwiebelschalenstruktur mit Eisenkern:
Eisenkern / Si-Brennen
Fe
Ne-BrennenO-BrennenC-Brennen
He-Brennen
H-Brennen
Wasserstoff-Hülle
Der Stern bläht sich zum Überriesen auf
Supernova Typ-II
enpe
Nach dem Si-Brennen gibt es keine Energiezufuhr mehr und der Stern kollabiert zu einem Neutronenstern (R~10km!)
Zusammenfassung
Seite 19
• Einführung und Klassifikation von Sternen• Schauplätze der Sternentstehung• Kriterium für den Gravitationskollaps• Frühe Phasen der Sternentwicklung / Protosterne
• Der Haupreihenabschnitt der Sternentwicklung
• Die Phase nach der Hauptreihe, der Tod der Sterne
OpNpC
p
pOep
FeON
eFpe
p
OpNpC
161512
17
171513
18
171413
,,
,
,,,
,
,,,
,
,,
CNO-Zyklus
pp-Zyklus
Konvektion
Strahlungstransport
→ weiter gehts im Vortrag:
„Sternexplosionen“
Supernova Remnant Imaged in Gamma Rays
Astronomy Picture of the Day5. November 2004
HESS Colaboration
T in K 1 H-Atom / cm³ 100 H-Atome / cm³ 10000 H-Atome / cm³
5 270 MO 27 MO 2,7 MO
10 750 MO 75 MO 7,5 MO
100 25000 MO 2500 MO 250 MO
Literaturverzeichnis
Seite 20
• Unsöld, Albrecht:Der neue Kosmos: Einführung in die Astronomie und Astrophysik7. Aufl.Springer 2002
• Demtröder, Wolfgang: Experimentalphysik: Band 4. Kern-, Teilchen- und Astrophysik1. Aufl.Springer 1998
• Weigert, Alfred:Astronomie und Astrophysik: ein Grundkurs3. überarb. Aufl.VCH 1996
• Skript zur Vorlesung: „Einführung in die Astroteilchenphysik“ WS2004/2005, Dr. Stegmann