Einführung in die Astronomie und Astrophysik II

Transkript

1 Einführung in die Astronomie und Astrophysik II Teil 3 Jochen Liske Hamburger Sternwarte jochen.liske@uni-hamburg.de

2 Astronomische Nachricht der letzten Woche

3 Astronomische Nachricht der letzten Woche

4 Astronomische Nachricht der letzten Woche

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6 Astronomische Nachricht dieser Woche Credit: Borisova et al. (2016)

7 Themen Sternentstehung Sternentwicklung Interstellare Materie Die Milchstraße Galaxien Galaxienhaufen Intergalaktische Materie Kosmologie

8 Hayashi-Track Willkommen auf der Hauptreihe Henyey-Track

9 Sterne: Hauptreihe Wasserstoffbrennen im Kern Normalzustand Längste Phase eines Sternenlebens Ist mehr oder weniger 1-dimensional Hinweis auf einfachen Zusammenhang zwischen M, R, L, T eff Nur 1 Parameter für Beschreibung nötig?

10 Hauptreihe Kann die Hauptreihe im HRD anhand der Strukturgleichungen verstanden werden, d.h. können die beobachteten Skalierungsrelationen abgeleitet werden? Ansatz: Verwendung von Mittelwerten: r R/2, M r M/2, L r L/2, ρ ρ, P P, T T und Ersetzen von Gradienten: dm r /dr M/R, dl r /dr L/R, dt/dr <T>/R,... und Verwendung von Potenzgesetzen: κ ρ Opazität P ρt ideales Gas ε ρt ν Energieproduktion

11 Hauptreihe Skalierungsrelationen aus Strukturgleichungen:

12 Hauptreihe Typischer Bereich: ν 5 20 (ν 1) / (ν + 3) = Beispiel: ν = 13 (ν 1) / (ν + 3) = 0.75 L M 3, R M 0.75, L R 4, L T 8

13 Hauptreihe Typischer Bereich: ν 5 20 (ν 1) / (ν + 3) = Beispiel: ν = 13 (ν 1) / (ν + 3) = 0.75 L M 3, R M 0.75, L R 4, L T 8 L T 8 Mit E N M t E N / L M -2 Massereiche Sterne leben kürzer!

14 Sternentwicklung: Zeitskalen Energiesatz des gesamten Sterns: Zeit bis Energiereservoir erschöpft ist: Danach: Abnahme der Leuchtkraft oder Erschließung eines neuen Energiereservoirs Ursache für die zeitliche Entwicklung von Sternen

15 Sternentwicklung: Zeitskalen Nukleare Zeitskala t N x 0.1 x M ʘ c 2 / L ʘ yr Für M = 30 M ʘ L = 10 5 L ʘ : t N 3 x 10 6 yr Kelvin-Helmholtz Zeitskala (Energiegewinnung aus Kontraktion) t KH E therm / L ʘ = 1/2 E pot / L ʘ = 3/10 G M ʘ2 / R ʘ / L ʘ 10 7 yr Hydrostatische Zeitskala t hyd R / c sound = R / (P/) 1/ s t N >> t KH >> t hyd Die meisten Sterne befinden sich auf der Hauptreihe

16 Sternentwicklung: Übersicht

17 Sternentwicklung: Übersicht im HRD

18 Entwicklung auf der Hauptreihe Start: Alter-Null Hauptreihe Durch H He Brennen verringert sich die Teilchenzahl pro Masseneinheit im Kern mittlere Teilchenmasse steigt Druck sinkt Kontraktion Kerntemperatur steigt Energieerzeugungsrate steigt Leuchtkraft steigt Sonne heute 30% leuchtkräftiger als bei Geburt Steigende Temperatur in der Hülle Expansion T eff sinkt

19 Post-Hauptreihenentwicklung Nachdem der H-Vorrat verbrannt ist, verlässt der Stern die Hauptreihe im HRD Die weitere Entwicklung hängt stark von der Masse des Sterns ab

20 0.08 < M / M ʘ < 0.45 Die masseärmsten Sterne Voll konvektiv Verbrennen komplett zu He Danach keine weitere Kernfusion Auskühlung zu Weißen Zwergen Etwas massereichere Sterne Post-Hauptreihenentwicklung Nicht voll konvektiv H-Schalenbrennen Kern kann aber He-Brennen nicht zünden Auskühlung zu Weißen Zwergen Die Post-Hauptreihenentwicklung dieser Sterne kann nicht beobachtet werden, weil t N > t Universum Erst möglich für M > 0.85 M ʘ

21 Post-Hauptreihenentwicklung M 1 M ʘ H-Brennen erlischt im Kern, nur noch Schalenbrennen Strahlungsdruck sinkt Kern kontrahiert mit Zeitskala t KH T Kern steigt T Schale steigt Energieerzeugung in Schale steigt Energie geht in Expansion Schale und Hülle expandieren, L steigt nur leicht T eff sinkt Unterriese

22 Post-Hauptreihenentwicklung M 1 M ʘ Elektronengas entartet bevor T Kern ~10 8 K nötig für He-Brennen erreicht wird Entartungsdruck stoppt Kontraktion des Kerns Zunächst kein He-Brennen T Schale steigt stark Energieerzeugung in Schale steigt L steigt und Schale und Hülle expandieren T eff sinkt Roter Riese (1. Riesenast)

23 Post-Hauptreihenentwicklung M 1 M ʘ Masse des He Kerns steigt durch Schalenbrennen He Brennen zündet bei M Kern 0.45 M ʘ Kern expandiert aber nicht (entartet), erhöht nur T Kern Energieerzeugungsrate steigt rasant T Kern steigt weiter, etc. Helium Flash Entartung wird aufgehoben Expansion Rückkopplung endet Stabiles He-Brennen im Kern Horizontalast

24 Post-Hauptreihenentwicklung M 1 M ʘ He-Brennen im Kern H-Brennen in Schale t N 10 8 yr Wenn He-Kern ausgebrannt: Kontraktion des Kern Hülle expandiert Asymptotischer Riesenast (2. Riesenast) C,O Kern He und H-Brennen in Schalen Wenn He-Schale erlischt: Thermally Pulsing AGB

25 Post-Hauptreihenentwicklung M 1 M ʘ AGB-Sterne sind extrem stark ausgedehnt und kühl Hülle nicht mehr stark an Stern gebunden Massenverlust durch pulsierendes He- Schalenbrennen (t ~10 3 yr) Zentralstern + planetarischer Nebel Freilegung des Kerns R < 0.1 R ʘ, T eff > 10 5 K abgestoßene Hülle wird ionisiert und expandiert weiter (Lebensdauer ~ 10 5 Jahre)

26 Post-Hauptreihenentwicklung M 1 M ʘ Nachdem H und He- Schalenbrennen erloschen ist keine weitere Energiequelle mehr Stern kontrahiert und kühlt ab (über sehr lange Zeitskalen) Weißer Zwerg Endstadium!

27 Weiße Zwerge Endstadium von Sternen mit M < ~8 M Typischerweise C,O-Kern mit H,He-Hülle, aber auch He-WD M WD < M Ch = 1.44 M ʘ, die meisten im Bereich M ʘ Hohe Oberflächentemperatur, bis ~10 5 K Aber geringe Leuchtkraft Sehr kleiner Radius: für M 1M, R 1 R Erde ρ 10 6 g cm -3 Druck durch entartetes Elektronengas: nicht-relativistisch: P ρ 5/3 relativistisch: P ρ 4/3 Mit: ρ M / R 3 und P M ρ / R R M 1/3 Radius nimmt mit zunehmender Masse ab! Sirius A und B

28 Weiße Zwerge Entartung fußt in Pauli-Prinzip M größer WD kleiner Ort der Elektronen besser bekannt Impuls unschärfer Elektronengas wird relativistisch Chandrasekhar-Grenze: M R Relation divergiert: Schallgeschwindigkeit c

29 Weiße Zwerge WD in Doppelsternsystem mit Massenübertragung: M WD M Ch Kern erreicht T für C-Fusion Typ Ia Supernova = thermonukleare Explosion

30 Weiße Zwerge WD in Doppelsternsystem mit Massenübertragung: M WD M Ch Kern erreicht T für C-Fusion Typ Ia Supernova = thermonukleare Explosion

31 SNIa Jede SNIa Explosion läuft sehr ähnlich identisch ab, weil die Ausgangslage immer die Gleiche ist Absolute Helligkeit einer SNIa korreliert mit der Breite ihrer Lichtkurve SNIa sind standardisierbar Exzellente Entfernungsmesser über kosmologische Distanzen Entdeckung der beschleunigten Ausdehnung des Universums

32 SNIa Jede SNIa Explosion läuft sehr ähnlich identisch ab, weil die Ausgangslage immer die Gleiche ist Absolute Helligkeit einer SNIa korreliert mit der Breite ihrer Lichtkurve SNIa sind standardisierbar Exzellente Entfernungsmesser über kosmologische Distanzen Entdeckung der beschleunigten Ausdehnung des Universums

33 SNIa Jede SNIa Explosion läuft sehr ähnlich identisch ab, weil die Ausgangslage immer die Gleiche ist Absolute Helligkeit einer SNIa korreliert mit der Breite ihrer Lichtkurve SNIa sind standardisierbar Exzellente Entfernungsmesser über kosmologische Distanzen Entdeckung der beschleunigten Ausdehnung des Universums

34 Post-Hauptreihenentwicklung M > 2.5 M ʘ Durchlaufen zunächst ähnliche Entwicklung wie die Unterriesen, aber bei viel höheren Leuchtkräften: He-Kern kontrahiert, Zeitskala t KH T Kern steigt T Schale steigt Energieerzeugung in Schale steigt Energie geht in Expansion Schale und Hülle expandieren, L steigt nur leicht T eff sinkt Überriese

35 Post-Hauptreihenentwicklung M > 2.5 M ʘ Kern wird immer heißer, Außenschichten immer kühler Stern wird konvektiv T eff wird so niedrig, dass sich die Ionisationsstruktur und damit der Atmosphäre verändert mehr Strahlung kann entweichen L steigt, T eff sinkt weniger stark T für He-Zündung wird erreicht, ohne dass Kern entartet He-Brennen lässt Stern rückwärts laufen H brennt in Schale weiter

36 Post-Hauptreihenentwicklung M > 2.5 M ʘ Je nach Masse wiederholt sich der Vorgang mehrmals bis zum Si-Brennen (t N ~Tage)

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38 Endstadien massereicher Sterne M > ~8 M ʘ Fe-Ni Kern wird durch Elektronenentartungsdruck gestützt Wenn M Kern > M Ch Kern-Kollaps SN Aus dem Kern ensteht ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch (ab ~20 M ʘ ) Nachfolgende Materie prallt ab und wird zurückgeschleudert

39 Supernova Klassifikation SN werden nach ihrem spektroskopischen Erscheinungsbild klassifiziert, nicht gemäß ihres physikalischen Ursprungs

40 Neutronensterne Überbleibsel einer Kern-Kollaps SN Werden durch Neutronenentartungsdruck am weiteren Kollaps gehindert M NS M ʘ (Tolman Oppenheimer Volkoff Grenze) R 10 km, g NS g Erde Dichte wie Nukleus 5 x kg/m 3 (1 TL NS = 900 Pyramiden) T K innerhalb weniger Jahre Pulsierende Radioemission Pulsar

41 Schwarze Löcher Überbleibsel einer Kern-Kollaps SN, M Stern > ~20 M ʘ Gravitation so stark, dass nichts jenseits von R Schwarzschild = 2 G M / c 2 entkommen kann (v Flucht = c)

42 Vergleich mit Beobachtungen Bisher: Sternentwicklung aus theoretischer Modellierung Komplexes Problem: Ergebnisse abhängig von Anfänglicher Elementhäufigkeit Zeitliche und räumliche Entwicklung von Konvektionszonen Rotation (Elementmischung) Massenverlust (Sternwinde) Darstellung der Ergebnisse im HRD

43 Vergleich mit Beobachtungen Vergleich mit Beobachtungsdaten für einzelne Sterne nicht möglich, weil Zeitskalen zu lang Stattdessen: statische Aussagen anhand von Sternhaufen (bis zu 10 6 Sterne): Gleiche anfängliche Elementhäufigkeit der Sterne Gleiche Entfernung gleiches Entfernungsmodul m M Gleiches Alter

44 Vergleich mit Beobachtungen Sternhaufen Verteilung von Sternen unterschiedlicher Massen im Farben-Helligkeits-Diagramm zu einem Zeitpunkt Modellrechnungen unterschiedlicher Sternmassen liefern Isochronen = Linien gleichen Alters Vergleich liefert Alter des Haufens, Metallizität und erlaubt Aussage über die Qualität des Modells

45 Vergleich mit Beobachtungen Äußeres Feld von Cen: 2 Hauptreihen King et al. (2012)

46 Zusammenfassung