1 astrophysik und kosmologie seminar entstehung und lebenslauf von sternen von konstantin senski

1

Astrophysik und Kosmologie Seminar

Entstehung

und Lebenslauf von Sternen

Von Konstantin Senski

2

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

3

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

4

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

5

Entdeckung der interstellaren Materie

• freie Flecken am Nachthimmel

• vor ca. 150 Jahren, durch Spektroskopie an Doppelsternsystemen

• Absorptionslinien stammen von der (ruhenden) Gaswolke

6

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

7

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

8

Optischer Bereich

9

Infrarot

10

Radio Wellen Bereich

11

Röntgenstrahlen

12

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


13


Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten: Beginn: die interstellare Materie

14

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

1

G

TRcM Jeans

15

He


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:

16

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

17

H He

C


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:

18

H He

CFe







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

19

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

20

H He

CFe






Super Nova

Neutronen Stern

Schwarzes Loch


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

21

H He

CFe





m < 6 M Ende der Kernfusion


Super Nova

Neutronen Stern

Schwarzes Loch

Roter Unterriese

Roter Riese


weißer Zwerg


Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten: Stern expandiert

22

Roter Riese: Betageuze

23

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)

24

Entwicklung für verschieden Massen von Sonnen

25

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

26

Ende als weißer Zwerg?

• Es gibt noch eine Chance ....ein paar Jahre später

27

H He

CFe





m < 6 M⊙ Ende der Kernfusion


Super Nova

Neutronen Stern

Schwarzes Loch

Roter Unterriese

Roter Riese


weißer Zwerg


Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten: Übersicht

1 astrophysik und kosmologie seminar entstehung und lebenslauf von sternen von konstantin senski

Documents