14. Endstadien der Sterne

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1 Jetzt schnelle Entwicklung. Rote Riesen (z. B. Sonne) < 10 9 Jahre Immer neues nukleares Brennen wechselt mit dazwischenliegenden Phasen von Kontraktion ab. Im tieferen Inneren des Sternes werden immer schwerere Elemente aufgebaut. Dann: Verlust der äußeren Schichten Planetarische Nebel (M < 8 M ) Supernova Ende: als Weißer Zwerg, Neutronenstern oder Schwarzes Loch Folie 1

2 Stellare Nukleosynthese Sämtliche chemischen Elemente schwerer als He (abgesehen von Spuren von Li,Be,B) sind in Sternen entstanden Nukleosynthese: Schema zur Erklärung der Elementhäufigkeiten im Universum Fusionsprozesse sind die stellare Energiequelle, maximale Bindungsenergie bei 56 Fe erreicht Elemente schwerer als Eisen durch Neutronen- bzw. Protonen-Einfang, kein Energiegewinn mehr Folie 2

3 s-, r und p-prozesse Sterne als Orte der Nukleosynthese Aufbau zahlreicher Elemente, die nicht direkt aus Fusionsreaktionen stammen Hohe Flüsse an Neutronen (s-und r-prozess) bzw. Protonen für p- Prozess notwendig Aussagen über Dichten und Temperaturen, Alter einzelner Elemente, Chronometer durch radioaktiven Zerfall Aktive Forschungsrichtung der nuklearen Astrophysik Folie 3

4 14.1 Endstadien massearmer Sterne IC 1295 Sterne: M< 8M haben kein Kohlenstoffbrennen Entwicklung erfolgt entlang des asympthotischen Riesenastes (engl.: Asymtotic Giant Branch, AGB) Ausgeprägte Kern-Hülle Struktur, Rote Riesen mit ausgedehnten Konvektionszonen, WZ im Zentrum AGB-Sterne: Hohe Leuchtkräfte, Massenverlust und langperiodische Pulsationen, Beispiel: MIRA Kühle Sternatmosphären: T eff <3000 K, Kondensation von Festkörpern, Staubbildung Abstoßen der Hülle, Bildung eines Planetarischen Nebels Nukleosynthese: s-prozess Elemente durch langsamen Neutroneneinfang Folie 4

5 Massenverlust von Roten Riesen Olofsson et al. Wechselwirkungen von Strahlung, Gas und Staubteilchen, die aus Gasphase kondensieren, staubgetriebene Winde Pulsation des Sterns (sog. Mira- Variablen, schon 1594 durch Fabricius bei o Ceti entdeckt,) lässt Atmosphäre expandieren L 10 4 L, R 300R (=Marsbahn) Kondensation der Staubteilchen wird erleichtert, Strahlungsdruck bläst Staub davon, Reibung durch Stöße mit dem Gas nimmt gesamte Hülle mit Rotation, Konvektion, Inhomogenitäten, Abschattung, Wolkenbildung, Instabilitäten, Folie 5

6 Zwei-Wind Modell eines PN langsamer asymmetrischer Wind-Halo des früheren Roten Riesen ~10 km/s schneller sphärischer Wind ~2000 km/s äußere Stoßwelle Zentralstern heiße Windschale innere Stoßwelle expandierende PN-Schale ~25 km/s Kwok, 1982 Kahn & West, 1985 Folie 6

7 s-prozess Langsamer Einfang von Neutronen: slow neutron capture, d.h. β - -Zerfall findet zwischen den n-einfängen statt, Tal der stabilen Kerne Wechselspiel von β - -Zerfall und n-einfang: Verzweigungspunkte geben Hinweise auf Temperatur und Dichte s-prozess findet in Roten Riesen statt Bildung von A = 90 bis A = 204, bei Temperaturen zwischen 2.8 und K, Neutronendichten von cm -3 Jeder 56 Fe-Saatkern fängt im Mittel 15.1 Neutronen ein % der vorhandenen 56 Fe-Kerne genügen als Ausgangssaat, um solare s- Häufigkeiten zu erklären Folie 7

8 Weiße Zwerge in M pc 0.2 pc HST und VLT: Kugelhaufen in Einzelsterne aufgelöst, detaillierte Farben-Helligkeits-Diagramme möglich Spektrale Fits: Elementhäufigkeiten der Weißen Zwerge Folie 8

9 Weiße Zwerge (in M4) Weiser Zwerg (WZ): Endstadium eines sonnenähnlichen Sterns Kollaps des stellaren Kerns, extrem kompaktes Objekt, R 10000km bei M=1M Dichte etwa 1 Tonne/cm 3 Chandrasekhar'sche Grenzmasse: 1.44 M R ~ M -1/3 Sirius B mit T eff 30000K M4: Nächster Kugelhaufen in Entfernung von d = 2.2 kpc Schätzung: etwa Weiße Zwerge (von Sternen) [Fe/H] = -1.2 Folie 9

10 HST: SNe bei hoher Rotverschiebung Supernovae vom Typ I Doppelstern: Akkretion von Masse auf einen Weißen Zwerg, keine oder kaum Wasserstoff- Linien beobachtet Energien: E kin erg, v e km/s Zerstörung des Weißen Zwerges durch thermonukleare Reaktion, Zünden von Kohlenstoff Modell: WZ an der Chandrasekhar-Grenzmasse von 1.44 M, Akkretionsrate: M /Jahr Zeitskala der Explosion etwa 1 Sekunde, kein Neutronenstern als Überrest Auftreten in allen Galaxientypen, insbesondere in Elliptischen Galaxien Fundamentale Rolle bei der extragalaktischen Entfernungsbestimmung, da ziemlich einheitliche maximale Helligkeiten und Lichtkurven Relation zwischen maximaler Helligkeit und Abfall der Lichtkurve Folie 10

11 Entfernungsmessung durch SNe SN1994D SN-Explosionen sind wichtigste Methode zur Bestimmung der Hubble- Konstanten, der Expansion des Kosmos,... Systematische SN-Überwachung: 2001 sind 282 SNe in Galaxien beobachtet Typ Ia erscheint als homogene Gruppe, insbesondere im B-Band, Streuung σ<0.1 mag Vergleich von scheinbarer Helligkeit mit absoluter Helligkeit, Problem: interstellare Absorption (Staub) WZ mit 1.44M erklärt Lichtkurve und Spektrum Entfernteste Typ Ia SN im Hubble Deep Field (HDF) zeigt Rotverschiebung von z=1.7, d=3gpc Folie 11

12 14.2 Endstadien massereicher Sterne Masse: M 12M, Sternentwicklung zeigt Zwiebelschalenmodell, chemische Stratifikation des Sterns Kernbrennen ist erschöpft, Kollaps des Kerns bis zu Neutronen-sterndichten Rückprall der Strömung am Kern: core-collapse Supernova, Typ II Stoßwelle durchläuft Stern, Photo-dissoziation der Kerne führt zu hohen Energieverlusten, z.b. Fe- Zerlegung: erg/0.1m Explosive Nukleosynthese: r- und p-prozess Folie 12

13 r-prozess Rascher Einfang von Neutronen: rapid neutron capture, d.h. kein unmittelbarer β - -Zerfall Typische Zeitskala des Einfangs etwa 10-4 s r-prozess-pfad etwa Masseneinheiten in Richtung neutronenreicher Kerne verschoben Versiegen des n-flusses, rascher β - - Zerfall in Richtung stabiler Kerne Gesamte Prozessdauer wenige Sekunden Explosive Nukleosynthese: Entsprechend hohe Neutronenflüsse nur bei Supernova-Explosionen massereicher Sterne Folie 13

14 Beobachtete Nukleosynthese: Al 26 -Linie im ISM Al 26 : γ-linie bei MeV, τ 1/2 =10 6 Jahre, diskrete Quellen Al 26 nur in explosiver Nukleosynthese von core-collapse SNe M Al 26 < 1 M COMPTEL Folie 14

15 Folie 15

16 Klassifikation von Supernovae Unterscheidung nach der Form der Lichtkurve und dem Vorhandensein/Abwesenheit von H-Linien Zwei Klassen von optischen SNe: Typ I: kein H vorhanden, theoretisches Modell: Doppelstern, Akkretion auf Weißen Zwerg, thermonukleare Explosion Typ II: H vorhanden, Metalle, Endstadium massereiche Sterne, Kernbereiche kollabieren, Bildung eines Neutronensterns Folie 16

17 Folie 17

18 Lichtkurven von Supernovae Typ I SNe sind leuchtkräftiger als Typ II SNe, absolute Helligkeit: M V = 19 mag Typ Ia sind ideale Standardkerzen zur extragalaktischen Entfernungsbestimmung Typ II zeigen häufig ein Plateau Langsamer Abfall der Lichtkurve von Typ Ia SNe bedingt durch γ-heizung aus radioaktivem Zerfall von 56 Ni und 56 Co Typ I finden in allen Galaxientypen statt, keine räumlich bevorzugten Gebiete Folie 18

19 p-prozess Auf der protonenreichen Seite der Kerne existieren 32 stabile Kerne, seltene Elemente Keine Produktion durch s- oder r-prozess möglich, da protonenreiche Kerne Hohe Dichten ρ>10 6 gcm -3 und hohe Temperaturen T> K erforderlich Bildung über (p,γ)-reaktionen Explosive Nukleosynthese in Nova- oder SN-Explosionen, Photodisintegration schwerer Kerne Neutronensterne, X-ray bursters, Thorne-Zytkow-Objekte Folie 19

20 Stellare Nukleosynthese: Zusammenfassung Folie 20

21 Supernovae vom Typ II Ende der Kernfusion: Neutronisation der Materie, Druck der entarteten Elektronen fällt weg, Kern kollabiert, sog. corecollapse SNe Energetik: E G,NS erg, E ν erg, E kin erg Rückprall der Einwärtsbewegung bei Atom-kerndichten, Ausbildung der Stoßwelle Problem: Photodisintegration der Hülle, da erg/0.1m (Fe) notwendig Neutrinoverluste dominant, NS für Neutrinos optisch dick, Bildung einer Neutrinosphäre Streuung und Energieabgabe der Neutrinos an das thermische Gas, sog. delayed explosions Folie 21

22 14.3 Neutronensterne und Pulsare 1967 als periodische, gepulste Radioquellen entdeckt (daher der etwas irreführende Name) Modell: Schnell rotierender Neutronenstern mit Magnetfeld, einem Leuchtturm ähnlich Lichtzylinder: L Ω = c Perioden: Millisekunden bis einige Sekunden Perioden nehmen durch Drehimpulstransport ins Umgebungsmedium zu, typischerweise dω/ω 10-8 Periodensprünge beobachtet, sog. Sternbeben (star quakes) Folie 22

23 ROSAT: Vela SNR + NS Aufbau eines Neutronensterns Kristalline feste Kruste im Zentrifugalgleichgewicht Masse: 1.44 M/M 3 Radius: R 10 km Dichte vergleichbar einem Atomkern: g/cm 3 Superfluider Kern aus freien Neutronen, eventuell Quark- Gluonen-Plasma: Anzahl von Wirbeln ist quantisiert Extrem hohe Magnetfelder durch Kollaps des stellaren Magnetfeldes, sog. Magnetare mit Gauss, Gammaemission, Soft-Gamma- Repeaters: SGR Folie 23

24 Zusatz zu Pulsaren: Winkelgeschwindigkeit ω = 2π P (360 =2π in einer Periode) R Warum müssen Pulsare klein sein? * Oberflächengeschwindigkeit: v = 2πr P, wenn v = c also R < km 5 Pc R = = km ~ 48000km 2π 2π * Zentrifugalbeschleunigung < Schwerebeschleunigung 2 Gm z < g Rω < 2 R 2 4π Gm R < 2 2 P R GmP R < < 2 2 4π 4π 3 25 R < 0,34 10 cm R < ~ 1.000km Folie 24

25 HST: Zentrum von M1 Krebsnebel SN-Explosion: 4. Juli 1054 (23 Tage sichtbar, in China) beobachtet Visuelle Helligkeit: Nebel: 8.2 mag, NS: 16 mag Pulsar mit 1/30 s Direkte Expansion des Nebels beobachtet mit v = 1800km/s Pulsarwind: Produktion relativistischer Elektronen, Wechselwirkung mit dem Magnetfeld Abnahme der Rotationsenergie des Pulsars = Synchrotronstrahlung des Nebels Gepulste Strahlung vom Radio- bis Gammabereich (TeV-Quelle) Folie 25

26 Doppelsternsysteme Entwicklung von Sternen unterschiedlicher Masse in einem Doppelsternsystem SN-Explosion eines Partners: Frage nach der Stabilität Expansion des Begleitsterns: Ausfüllen der sog. Roche-Grenze Materieüberstrom am Lagrange (L1)-Punkt Drehimpuls: Bildung einer Akkretionsscheibe, Reibung in der Scheibe legt Akkretionsrate fest Jets entlang der Rotationsachse, Präzessionsbewegungen Folie 26

27 14.4 Stellare Schwarze Löcher M 3M : Kollaps stoppt nicht nach Neutronisation der Materie Schwarzes Loch ist eine Singularität im Raum-Zeit-Gefüge Schwarzes Loch vollständig durch Masse, Drehimpuls und Ladung beschrieben Beschreibung durch Allgemeine Relativitätstheorie, Lösung der Einstein'schen Feldgleichungen Sphärischer Fall: Metrik durch Schwarzschild erstmals bestimmt Am Schwarzschildradius: Entweichgeschwindigkeit = Lichtgeschwindigkeit Schwarschildradius für 1M : R s =3km Folie 27

28 Reibung und Drehimpulstransport ω 1 >ω 2 Reibung versucht Gradienten auszugleichen Scherströmungen in einer Keplerscheibe, da Winkelgeschwindigkeit nicht konstant, ω ~ R -3/2 Impulsaustausch durch Turbulenzelemente Magnetfelder durch mögliche Dynamoprozesse verstärkt Magnetfelder: Effektiver Drehimpulstransport, Kopplung über große Distanzen Folie 28

29 Akkretion auf stellare Schwarze Löcher Einige Schwarze Löcher in Doppelsternsystemen Röntgenemission: Temperatur der Scheibe ~10 7 K, variable Akkretion von Material des Begleiters Bestimmung der Parameter: Linienprofile, Stern- Entwicklung, Alter, Massenabschätzungen Massen 3M, daher keine Neutronensterne Folie 29

30 Akkretion: NS versus SL Rotverschiebung am Ereignishorizont gegen unendlich Emission wird röter und schwächer Akkretion auf Neutronenstern: Kinetische Energie wird auf der Oberfläche dissipiert Neutronenstern-Oberfläche als helle Röntgenquelle sichtbar Unterschiede erst bei hoher räumliche Auflösung trennbar, Interferometrie notwendig Folie 30

31 Schwarze Löcher in der Milchstraße Visueller Gravitationslinseneffekt: MACHO-96-BLG5 ausgelöst durch Vorbeiflug eines Schwarzen Loches, d 2kpc, M SL 6M Röntgenemission aus Akkretionsscheibe: XTE J , Eigenbewegung durch VLBI-Messungen, daraus Bewegung im galaktischen Potential, Begleiter ein K7-Stern, M SL = 6.5±0.4M Cyg X-1: P=5.6 Tage, Doppelsternsystem mit M * 20M, M SL 10M Gammaquelle: GRS (XN Aql 1992) mit M SL 10M Folie 31