kapitel vii: leben und tod der sterne. 2 hauptreihensterne voraussetzung nukleares, thermisches und...
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Kapitel VII: Leben und Tod
der Sterne
Kap
itel V
II: L
eben
und
Tod
der
Ste
rne
2
Hauptreihensterne
Voraussetzung Nukleares, thermisches und hydrostatisches
Gleichgewicht „Null-Alter“: homogene chemische
Komposition (überwiegend Wasserstoff) Freier Parameter: Masse M
Resultat Masse-Leuchtkraft-Relation Hauptreihe im HR Diagram
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Energieproduktion (T≲20×106K) Proton-Proton Kette:
1. p + p 2D + e+ + e
2D + p 3He +
3. 3He + 3He 4He + p + p
Total: 4 p 4He + 2 e+ + 2e
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CNO-Zyklus (T≳20×106K)(Bethe-Weizsäcker-Zyklus)
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T (106 K)
0 5 10 15 20 25 30log
[ (
/ X
2)/ m
3 W
kg
2 ]
35
PP
T4
CNO T19.9
Temperaturabhängigkeit von pp und CNO-Zyklus
CNO braucht höhere Temperaturen um die Coulomb-Abstoßung des Kohlenstoffs zu überwinden
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Hauptreihensterne
Eigenschaften H-Brennen im Zentralgebiet (inner 10% in R)
• p-p-Zyklus für M≲1.5M⊙
• CNO-Zyklus für M≳1.5M⊙
Konvektionszone• äußere Bereiche für M≲1.5M ⊙ im wesentlichen wegen H-
Rekombination• konvektiver für M≳1.5M ⊙ wegen steilem Temperaturgradienten
beim CNO-Zyklus
Unsicherheiten: Konvektionstheorie Overshooting in angrenzende stabile Schichten Mischungsweg der Konvektion Semi-Konvektion in marginal instabilen Schichten, die
durch chemischen Gradienten stabilisiert werden
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Was passiert, wenn H im Zentrum verbraucht ist ? Wasserstoff-Schalenbrennen
He-Kern kontrahiert Hülle expandiert Entwicklung mit Lconst.
• Für massereiche Sterne nimmt L gar ab, da die Ausdehnung der Hülle Energie verbaucht.
• Da Lconst. und R T Ausdehnung (Bewegung nach rechts im HR
Diagramm), bis die sogenannte Hayashi-Grenze erreicht ist
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Das Hayashi-Limit Wenn der Stern nicht im energetischen GGW
Entwicklung auf Kelvin-Helmholtz-Zeitskala (siehe Kapitel IV)
Energiegewinn durch Kontraktion
• steilerer Temperatur-gradient
• größere Ausdehnung der Konvektionszone
• Maximal: vollkonvektiver Stern
Aufbaugleichungen Grenzlinie im HR-Diagram bei 3500K V
erbo
tene
Z
one
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Sternentwicklung
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Eigenschaften Roter Riesen
Sonne Betelgeuze
Masse 1 16
Radius 700,000 km 500,000,000 km
Oberflächen-temperatur
5,800 K 3,600 K
Zentral-temperature
15,000,000 K 160,000,000 K
Leuchtkraft 1 46,000
Alter 4.5 Milliarden Jahre
10 Millionen Jahre
Dichte 1.4 g/cm3 1.3x10-7 g/cm3
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Größenvergleich
Sun
Bootis
Xi Cygni
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Was passiert, wenn H im Zentrum verbraucht ist ? Nach Erreichen der Hayashi-Grenze
H-Schalenquelle frisst sich nach außen Leuchtkraft steigt He-Kern wächst, Zentraltemperatur nimmt zu Bei T≃108K He-Brennen zündet
• M<2.3M⊙ He-Kern entartet T-Erhöhung hat keine P-Erhöhung zur Folge (kein Thermostat) explosives Brennen
Erheblicher Teil der äußeren Massenschalen geht durch Sternwind verloren
Wenn He erschöpft: CO-Kern + He-Schalenquelle + H-Schalenquelle
„in jedem Roten Riesen sitzt ein Weißer Zwerg“
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Helium-Brennen (triple-)
Problem: es gibt keinen stabilen Atomkern mit 8 Nukleonen
Ausweg: triple--Reaktion (im wesentlichen Dreierstoß
HeHeBe
ãBeHeHe42
42
*84
*84
42
42
+→
+→+
ãCHeBe 126
42
*84 +→+
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Temperaturabhängigkeit des Heliumbrennens
T (106 K)
0 10 20 30 40 50 60
log
[ (
/ X
2)/ m
3 W
kg
2 ]
70 80 90 100 110 120 130
PP T4
Tthreshold
CNO
T19.9
Tthreshold
T413
Tthreshold
Starke Temperaturabhängigkeit oft explosionsartig Helium-flash
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Entwicklung eines massearmen Sterns
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Entwicklung eines 1 M⊙-Sterns
Stadium Aufenthaltsdauer
Tempe-ratur
Leuchtkraft Durch-messer
Haupt-reihe
11×109 a 6000 K 1 1
Roter Riese
1.3×109 a 3100 K 2300 165
Helium- fusion
100×106 a 4800 K 50 10
Riese 20×106 a 3100 K 5200 180
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Sternentwicklung
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Entwicklung sehr massereicher Sterne Nukleosynthese:
ãHeSiOO
ãMgCC
ãNeOHe
ãOCHe
42
2814
168
168
2412
126
126
2010
168
42
168
126
42
++→+
+→+
+→+
+→+
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Entwicklung sehr massereicher SterneWeitere Fusion schwerer Elemente
FeNiHeFe
HeCrHeTiHeCa
HeArHeSHeSi
5626
5628
42
5226
42
4824
42
4422
42
4020
42
3618
42
3216
42
2814
→→+
→+→+→+
→+→+→+
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Entwicklung eines 5M⊙- Sterns
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Sternentwicklung im Vergleich
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Innerer Aufbau eines fortgeschrittenen 15 M⊙-Sterns
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Innerer Aufbau eines fortgeschrittenen 15 M⊙-Sterns
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Elementverteilung in einem fortgeschrittenen 15 M⊙-Stern
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Entwicklung eines 25M⊙-Sterns
Brennstoff zentrale Temperatur
Aufenthalts-dauer [a]
Hydrogen 4x107 K 7×106
Helium 2x108 K 5 ×105
Kohlenstoff 6x108 K 600
Neon 1.2x109 K 1
Sauerstoff 1.5x109 K 0.5
Silizium 2.7x109 K 1 d
Kürzer als Kelvin-Helmholtz-Zeitskala Wir können von außen nicht erkennen, in welchem dieser Brennstadien sich der Stern aufhält !
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Häufigkeit der Elemente
Vielfache von He besonders häufig !
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Bindungsenergie der Elemente
Fusion schwererer Elemente energetisch deutlich ineffizienter als Wasserstoffbrennen kürzere Lebensphasen
Energie durch Fusion nur bis 56Fe
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Wo kommen die Elemente her ? H, D, He, Be, B, Li wurden im Urknall
erzeugt (primordiale Nukleosynthese) Rest
massereiche Sterne • sind zwar selten • erzeugen aber viele Elemente• via Supernova effizient, diese auch ins
interstellare Medium zu injizieren und so künftigen Sterngenerationen zur Verfügung zu stellen
Elemente in der Sonne: • Ergebnis von 5 Zyklen aus Sternentstehung,
Sternentwicklung und Supernovaexplosion
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Endstadien der Sternentwicklung Sterne bis zu einer Anfangsmasse von MZASM
8 M⊙ Brennen erlischt je nach Masse nach H, He oder C-O
Brennen Im Kern ein weißer Zwerg (größtenteils CO) mit M
1.4 M⊙ (Chandrasekhar-Masse) (typisch M 0.6 M⊙)• Elektronen entartet, R 0,01 R⊙ • Langsames Auskühlen (Altersbestimmung Milchstraße)
Massiver Massenverlust (verliert äußere Hülle) Ionisierende Strahlung des Weißen Zwerges regt
frühe abgestoßene Hülle zum Leuchten an planetarische Nebel
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Planetarische Nebel
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Planetarische Nebel
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Endstadien der Sternentwicklung Sterne bis zu einer Anfangsmasse von MZASM > 8
M⊙ weißer Zwerg im Zentrum übersteigt MChand. Kern kontrahiert, weitere Brennprozesse Ab Tc 10≃ 9K: endotherme Prozesse Gravitationskollaps des Kerns
(innerhalb von 1 sec) Elektronen und Protonen reagieren zu Neutronen
Coulomb-Barriere kann überwunden werden Entartete Neutronen stoppen Kollaps bei R≈15km (bis
zu MNS ~ 2M⊙)
Neutronenstern (Pulsar) Ansonsten: Bildung eines schwarzen Lochs
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Endstadien der Sternentwicklung Sterne bis zu einer Anfangsmasse von MZASM >
8 M⊙ Nachstürzende Materie prallt an der harten
Oberfläche des Neutronensterns ab Schockwelle propagiert nach außen: Supernovaexplosion (Typ II)
Problem (via Computersimulationen): • Stoßwelle läuft sich schon im Stern tot.• Ausweg: Stoßwelle wird durch Neutrinoheizen aufrecht
gehalten Energieproduktion: 1053 erg
• 99% Neutrinos• 1% mechanische Energie• 0,01% Licht
Jahresenergiebudget einer ganzen Galaxie