Sternentwicklung. Ziele

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1 Ziele DAS HERTZSPRUNG-RUSSELL DIAGRAMM Eigenschaften von Sternen. Übersicht über Sterntypen: Hauptreihe, Riesen, Zwerge, Neutronensterne. STERNSTRUKTUR UND STERNENTWICKLUNG Modelle als Schlüssel zur Kenntnis des Unsichtbaren. ALTERSBESTIMMUNG VON STERNEN: KUGELSTERNHAUFEN Entwicklungstheorie liefert Alter von Sternen. ÜBERSICHT ÜBER ENTWICKLUNG VON STRUKTUREN Entropie und Zweiter Hauptsatz verbieten Evolution nicht; sie machen sie erst möglich. Evolution von einfachen zu komplexen Sternen. Evolution der Elemente. 1 fuh

2 Von hier an den Rand des Universums Mercury Venus Earth Mars Jupiter Saturn Uranus Neptune Pluto & Charon Sun Planeten ( 2 fuh

3 THE SUN The Sun (SOHO image) 3 fuh

4 SOLAR SYSTEM Venus Mercury Saturn Earth Mars Jupiter Äusseres Sonnensystem Inneres Sonnensystem Saturn Jupiter Uranus Neptune Pluto 4 fuh

5 STARS Sternbild des Orion 5 fuh

6 SPECIAL STARS Planetary nebulae Supernovae remnants 6 fuh

7 CLUSTERS OF STARS Open clusters M16 M44 M45 (Playades) Globular clusters M3 M13 M92 7 fuh

8 GALAXIES: OUR MILKY-WAY Unsere Milchstrasse (von innen!) Eine ähnliche Galaxie (M33) 8 fuh

9 GALAXIES 9 fuh

10 GALAXY CLUSTERS 10 fuh

11 DISTANT GALAXIES Hubble deep field image ( 11 fuh

12 Eigenschaften der Sterne WOHER KENNEN WIR LEUCHTKRÄFTE? Unter Leuchtkraft eines Sterns versteht man den gesamten Energiestrom von der Oberfläche eines Sterns (wie zum Beispiel der Sonne): Vorgehen 1. Distanz messen 2. Scheinbare Leuchtkraft bestimmen 3. Energiestrom pro Quadratmeter (bei uns) bestimmen 4. Totaler Energiestrom von Oberfläche des Sterns kann berechnet werden 12 fuh

13 WOHER KENNEN WIR DISTANZEN? Vorgehen 1. Distanz Erde Sonne bestimmen 2. Durch Triangulation im Laufe eines halben Jahres die Entfernung eines Sterns bestimmen (durch Parallaxe) Distant stars STAR 3. Auf diese Weise kriegt man Distanzen für einige Hundert (in naher Zukunft: Tausend) Lichtjahre. 4. Alle anderen Distanzen sind indirekt durch die Eigenschaften der Objekte und ihre scheinbare Helligkeit (scheinbare Grösse, etc.) bestimmt. Earth Sun Parallax Earth 13 fuh

14 WOHER KENNEN WIR TEMPERATUREN UND CHEMISCHE ZUSAMMENSETZUNG? O Stars T > 30,000 K B Stars T: 11,00 30,000 K A Stars T: 7,500 11,000 K F Stars T: 5,900 7,500 K G Stars T: 5,200 5,900 K K Stars T: 3,900 5,200 K M Stars T: 2,500 3,900 K Spectral types of stars ( 14 fuh

15 HERTZSPRUNG-RUSSELL DIAGRAMM 15 fuh

16 WOHER KENNEN WIR RADIEN? Aus Oberflächentemperatur und Leuchtkraft. Die Leuchtkraft pro Quadratmeter hängt direkt mit der Temperatur der strahlenden Fläche zusammen (Strahlungsgesetz). WOHER KENNEN WIR MASSEN? Vorgehen 1. Messung der Entfernung. 2. Beobachtung der Bewegung von Doppelsternen. Mit der Entfernung ergibt sich aus der Bahn die Geschwindigkeit. 3. Die Geschwindigkeit der Sterne auf ihrer Bahn umeinander hängt von ihren Massen ab (Gravitationsgesetz). 4. Für Hauptreihensterne ergibt sich eine direkte Masse-Leuchtkraft Beziehung. The binary star Mizar in Ursae Majoris ( nasa.gov/apod/image/9702/mizara_npoi_big.gif) 16 fuh

17 SUMMARY OF STELLAR PROPERTIES IN HR-DIAGRAM Mass-Luminosity Relation for main sequence stars 100,000 M = 10 10,000 Luminosity 1, Luminosity M = Sun SUN M = Mass 10 Temperature 17 fuh

18 WAS HABEN DIESE STERNE UND STERNKLASSEN MITEINANDER ZU TUN? Bisher kennen wir nur Eigenschaften aus (mehr oder weniger) direkten Beobachtungen: Entfernung, Leuchtkraft, Oberflächentemperatur (Farbe), Radien, Massen. Das Hertzsprung-Russell Diagramm zeigt verschiedene Klassen von Sternen: Hauptreihensterne, rote Riesen, Super-Riesen, weisse Zwerge, Neutronensterne, schwarze Löcher, und weitere (z.b. verschiedene Klassen von Veränderlichen). Was haben diese Miteinander zu tun? ERSTE MÖGLICHKEIT: DIE VERSCHIEDENEN STERNE WURDEN SO HINGESETZT, ODER SIND SO IN IHRER VERSCHIEDENHEIT ENTSTANDEN. ZWEITE MÖGLICHKEIT: VERSCHIEDENE KLASSEN STELLEN VERSCHIEDENE ENTWICK- LUNGSSTUFEN VON STERNEN EINER KLASSE DAR. FALLS WIR VON EINER KLASSE AUSGEHEN, UNTERSCHEIDEN SICH DIE STERNE DURCH MASSE UND CHEMISCHE ZUSAMMENSETZUNG. (DIE CHEMISCHE ZUSAMMENSETZUNG VARIIERT RELATIV WENIG.) 18 fuh

19 Um den Zusammenhang zwischen den Sternklassen als Folge der Entwicklung zu sehen, muss man erst den Aufbau von einfachen Sternen verstehen. Die einfachsten Sterne sollten solche sein, die gerade entstanden sind. Beim Kollaps von Gaswolken durchmischt sich das Gas sehr gut. Ein neugeborener Stern ist also eine vollkommen durchmischte kugelförmige Gaswolke. Sie ist aus etwa 70% Wasserstoff, 28% Helium und 2% schwereren Elementen zusammengesetzt. Da die beobachteten Massen der Sterne etwa zwischen 1/10 und 10 Sonnenmassen liegen, sollte man mit der Berechnung der Struktur solcher Gaskugeln beginnen. IDEE: DA DIESE STERNE GERADE GEBOREN WURDE, D.H. DA SIE GERADE IHRE ERSTE MÖGLICHE ENERGIEQUELLE ANGEZAPFT HABEN, DIE AUS DER UMWANDLUNG VON WAS- SERSTOFF IN HELIUM BESTEHT, SO SIND DIESE EINFACHEN STERNE GASKUGELN, DIE IM INNERN WASSERSTOFF VERBRENNEN. 19 fuh

20 Sternstruktur In einem gut durchmischten Gasball hängen die wichtigen Grössen nur von der Distanz vom Zentrum ab. Die wichtigen Variablen (aus denen man dann auch alles andere berechnen kann) sind Druck, Temperatur, Masse und Leuchtkraft (alle als Funktionen der radialen Variablen). 20 fuh

21 Luminosity Mass Temperature Pressure Center Radial variable Surface Diese Grössen berechnet man mit Hilfe von Sternstrukturmodellen, die von folgenden Gesetzen Gebrauch machen: 21 fuh

22 BILANZGESETZE VON ENTROPIE, BEWEGUNGSMENGE, MASSE UND ENERGIE WÄRMETRANSPORTGESETZ (STRAHLUNG ODER KONVEKTION) ENERGIEFREISETZUNG DURCH KERNREAKTIONEN: WASSERSTOFF ZU HELIUM ZUSAMMENHANG ZWISCHEN DRUCK, TEMPERATUR UND DICHTE DES GASES GRAVITATIONSGESETZ 22 fuh

23 RESULTAT Die gut durchmischten, Wasserstoff brennenden Gaskugeln passen genau auf die untere Kante der Hauptreihe im Herzsprung-Russell Diagramm. Diese untere Kante nennt man Zero Age Main Sequence, weil die Sterne hier ein Alter von Null Jahren haben. Die Massen der Gaskugeln stimmen auch mit den Massen der Hauptreihensterne nach der Masse-Leuchtkraft Beziehung überein. FRAGE Wir kennen nun die Sterne auf der Unterseite der Hauptreihe. Wie passen alle anderen Sterne in dieses Schema? LOG(Luminosity) Zero Age Main Sequence (ZAMS) M 4 10 M 3 5 M 2 3 M M -1 ZAMS LOG(Temperature) 23 fuh

24 Sternentwicklung Alle anderen Sterne sind das Resultat der Entwicklung der Zero Age Main Sequence Sterne! Die Entwicklung passiert als Folge der chemischen Veränderung im Innern der Sterne als Folge der Kernreaktionen. Berechnung von Sternentwicklung Aus der bekannten Struktur berechnet man die Raten, mit denen die nuklearen Umwandlungsporzesse stattfinden. Man berechnet die Änderung der chemischen Zusammensetzung im Laufe eines (kurzen) Zeitschritts. Eine neue Strukturrechnung wird auf Grund der neuen Zusammensetzung gemacht. Die neue Struktur führt zu neuen Raten, führen zu neuen Zusammensetzungen, führen zu neuen Strukturen 24 fuh

25 RESULTAT Massereiche Sterne verbrauchen ihren Wasserstoff-Vorrat schnell (in wenigen Millionen Jahren). Massarme Sterne verbrauchen ihren Wasserstoff-Vorrat sehr langsam (Sonne: in 10 Milliarden Jahren). Dann blähen sich die Sterne zu roten Riesen auf. In den mittelschweren wird Helium zu Kohlenstoff verbrannt. Leichte und mittelschwere Sterne stossen die Hülle ab (planetarische Nebel). Zurück bleibt der Kern: ein weisser Zwerg. LOG(Luminosity) H FFFF FFFF Ñ HHHH HHH F F H H 30 M B B B 10 M JJJ 5 M Ñ Ñ F F H 3 M Ñ Ñ JJJJJ J J J J J J H H J J HF H H H H F FFF F F F F F F Ñ ÑÑÑ Ñ 1 M -3 Ñ LOG(Temperature) Ñ ÑÑÑ ZAMS 25 fuh

26 Einzelheiten der Entwicklung eines Sterns mit einer Masse von 10 Sonnenmassen Evolution of 10 Solar Mass Star 5 10 M Main sequence Star Time 0.0 Mass LOG(Luminosity) Myr Myr Myr Myr Myr Myr Hertzsprung Gap Time 24.5 Mass Giant Branch Time 24.5 Mass Core Helium Burning Time 24.5 Mass First AGB Time 27.4 Mass Neutron Star Time 27.5 Mass Neutron Star Time 31.6 Mass Hier ist das Endprodukt ein Neutronenstern! 0 Myr LOG(Temperature) 26 fuh

27 Schwere Sterne (oben links auf der Hauptreihe) wandern schnell in die obere rechte Ecke ab. Bei leichteren Sternen dauert das Abwandern von der Hauptreihe sehr viel länger M Luminosity as a function of time for stars of various masses 10 M 3 M LOG(Luminosity) M 1 M Time / MYears 27 fuh

28 Altersbestimmung von Kugelhaufen: Das HR Diagramm des Kugelsternhaufens M5 28 fuh

29 Die Entwicklung von sehr Massereichen Sternen führt zu einem komplexen schalenförmigen Aufbau der Gaskugel mit verschiedenen chemischen Zusammensetzungen. Die Elemente bis Eisen werden durch Reaktionen aufgebaut. Dann explodiert der Stern als Supernova! 29 fuh

30 Entwicklung der chemischen Elemente IM GANZ FRÜHEN UNIVERSUM WURDE AUS WASSERSTOFF HELIUM GEMACHT: FÜHRTE ZU ETWA 25% HELIUM UND 75% WASSERSTOFF. IN DEN ERSTEN STERNEN WURDEN DIE SCHWEREREN ELEMENTE SYNTHETISIERT: ENTWEDER DURCH DIE ENTWICKLUNG DER SUPERMASSEREICHEN STERNE; SUPERNOVAS ERZEUGEN ELEMENTE SCHWERER ALS EISEN UND VERTEILEN DIE SCHWEREN ELEMENTE IN DER GALAXIS. ODER DURCH LANGSAMERE PROZESSE IN DEN HÜLLEN DER MASSEÄRMEREN STERNE. DIE HÜLLEN WERDEN IN DEN RAUM ABGESTOSSEN. (DIESER PROZESS SETZT VORAUS, DASS ELEMENTE BIS EISEN SCHON DURCH DIE SCHNELLEBIGEN MASSEREICHEN STERNE ERZEUGT WURDEN.) 30 fuh

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