4. Entstehung und Entwicklung der Sterne

Transkript

1 4. Entstehung und Entwicklung der Sterne Die Masse bestimmt die Entwicklung Vorgänge in Molekülwolken Brennsequenzen Masseverluste Supernovae

2 4.1 Die Masse bestimmt die Entwicklung

3 Hauptreihenmasse, Entwicklung und Endzustand M/M J Prozesse Endzustand <0.08 schwaches D-Brennen, kein H-Brennen Brauner Zwerg Kern = p,e, entartet >0.08 1% H in Jahren verbrannt He-Weißer Zwerg <0.35 He zündet nicht, konvektiv Kern = He 3, e, entartet >0.35 H + He Kern-/Schale-Brennen Weißer Zwerg, 0.6 M J <2.5 He zündet bei Entartung, He-Blitz Kern = C,O,e, entartet Roter Riese Planetarischer Nebel >2.5 H + He Kern-/Schale-Brennen <8 C + O Kern-Brennen bei Entartung Zündung bei K falls Masseverlust vor Zündung C/O >15 H + He Kern-/Schale-Brennen C + O Kern-Brennen ohne Entartung Brennen bis 56 Fe, Kern-Kollaps falls nach Masseverlust >10 M J Kollaps Supernova Typ I, Zerstörung Weißer Zwerg, 1 M J Supernova Typ II, Neutronenstern Schwarzes Loch

4 4.2 Vorgänge in Molekülwolken

5 Molekülwolken entlang der Spiralarme (M51) M51 = NGC 5194 Durchmessr: Lj Entfernung: 30 Mill. Lj Molekülwolken mit Sternbildung sind von H-II-Regionen begleitet, die man am roten Licht des Balmer-Übergangs erkennt.

6 In unserer Umgebung: Sternreste und entstehende Sterne 1500-Lj-Umgebung Sonne: der Molekülwolken (orange) dicht daneben junge heiße Sternen (O/B- Assoziationen) Reste von Sternexplosionen (Gas-Staub-Schalen)

7 Nahe OB-Assoziationen αsco 450 Lj Gum-Nebel 450 Lj 1500 Lj

8 Dunkelwolke Barnard 68: Frequenzabhängige Schwächung sichtbares Licht ultrarotes Licht

9 Sternbild Orion: Barnard s loop links oben: Beteigeuze, 450 Lj rechts unten: Rigel, 775 Lj 3 Gürtelsterne, unmittelbar darunter Pferdekopfnebel, weiter unten Orionnebel, Lj Barnard s loop (1895 entdeckt) deutet sich als leicht rötliches Verarmungsgebiet der Hintergrundsterne an (Pfeile). ց ր

10 Milchstraße, Orion, Barnard s loop und M42

11 Orion-Nebel umhüllt von Barnard s loop Barnard s loop wahrscheinlich Rest einer alten Supernova Beteigeuze links oben außerhalb des Bildes Rigel rechts unten linker Gürtelstern mit Pferdekopf- Nebel Orion-Nebel (M42) im unteren Trapez

12 Spitzer-UR-Teleskop: Gas-Staub-Wolken hinter dem Orion sichtbares Licht: Vordergrund-Sterne und M42 ultrarotes Licht: Gas-Staub-Wolken im Hintergrund NASA/JPL-Caltech/R. Hart (SSC Caltech)

13 Pferdekopf-Nebel und Orion-Nebel (M42)

14 Orion-Nebel (M 42) und Pferdekopf-Nebel Pferdekopf- und Orion-Nebel, 1300 Lj

15 Pferdekopf-Nebel: Dunkelwolken vor H-II-Regionen

16 Pferdekopf-Nebel: Details links unten: linker Gürtelstern des Orion

17 Orion-Nebel: Junge Sterne erzeugen X-ray flares rechts: Chandra-Teleskop, etwa 10 Lj im Orion-Nebel, zentriert bei den heißen Trapez- Sternen unten: Hubble-Teleskop, Trapez-Sterne

18 Sternbildung im Orion-Nebel (M 42)

19 Dunkelwolke beim Stern ρ Oph (Entfernung 450 Lj) ρ Oph σ Sco M4 Antares Zentrum Milchstraße

20 Vorlesung ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE an der TUCh im WS 2006/07 Dunkelwolke ρ Oph Sternbildung mit protoplanetarer Scheibe (Durchmesser 300 AU) ρ Oph Dunkelwolke σ Sco VLT + ISSAC Antares (α Sco) 520 Lj, 700 R J M J 9000 L J M Lj

21 Gum-Nebel: Rest einer Supernova vor 1 Mill. Jahren Füllt 41 Grad des Südhimmels, Sternbilder Vela/Puppis, Vorderfront 450 Lj, Rückfront 1500 Lj

22 Sternbildung mit Jet in einer Dunkelwolke HH 46/47: Herbig-Haro-Objekt Entfernung 1140 Lj Gas-Jet etwa 1 Lj lang Infrarot-Bild vom SPITZER-Raumteleskop optisches Bild links unten

23 Herbig-Haro-Objekt HH 46/47 im Gum-Nebel

24 Sternbildung im Adler-Nebel (M16) An der Spitze jedes Pfeilers dichte Wolken mit entstehenden Sternen Entfernung 6500 Lj, Durchmesser 20 Lj

25 Sternbildung im Trifid-Nebel (M20) Nur dichte Gas-Staub-Wolken an den Spitzen der Pfeiler bleiben im Sternwind des zentralen heißen Sterns erhalten. Entfernung 5000 Lj, Durchmesser 20 Lj Sternbild Sagittarius

26 Sternbildung im Lagunen-Nebel (M8) Entfernung 5000 Lj, Ausschnitt 50 Lj Der Sternwind zentraler heißer Sterne treibt das Gas auseinander. Nur dichte Kerne widerstehen und bilden dunkle Kontraste. Verdichtungsregionen (Bok-Globulen) mit Sternbildung findet man in den rotbraun dargestellten Gebieten.

27 Bok-Globule im Nebel NGC 281 in der Cassiopeia Entfernung Lj

28 Kleinste Bok-Globulen

29 Protostellare Scheiben im Ultraroten

30 Binärsystem T Tauri: Prototyp der T-Tauri-Variablen Das Binärsystem im Sternbild Stier besteht aus zwei Komponenten, die noch nicht auf der Hauptreihe angekommen sind. Das Wasserstoff-Brennen hat noch nicht begonnen. Energiequelle für die oft große Leuchtkraft der T-Tauri-Objekte ist die Gravitationsbindungsenergie des einfallenden Materials. T-Tauri-Objekte bilden Jets und zeigen unregelmäßige Ausbrüche. Die Physik solcher Systeme wird maßgeblich durch den Drehimpuls bestimmt.

31 Jeans-Masse: Mindestmasse für Kollaps, falls ρ, T gegeben Modell: Gaskugel, homogen, isotherm, ideales Gas Kriterium: Schweredruck im Zentrum übertrifft Gasdruck (α=2) oder Masse übertrifft Virial-Grenze (α=5) M J = ( )3 αk B T 2 Gm ( 3 4πρ )1 2 Schlussfolgerung: 10 K, ρ > kg/m 3 : Wolken mit 1M J kollabieren 60 K, ρ < kg/m 3 : Wolken mit einigen 10 M J kollabieren, Sternhaufen MJ/M K 60 K 30 K 10 K ρ/10 18 kg m 3....

32 1 M J vor der Hauptreihe HL, Hayashi-Linie rechts davon: keine stabile Energieentsorgung unmittelbar links davon: nur Konvektion weiter links: zunehmend Strahlungstransport L J ff, Kollaps nahezu im freien Fall J, Zeitskala 1/ Gρ, fast isotherm bei 2.3 ev (H 2 2 H), 13.6 ev (H p + e ) P, Protostern 5 R J, T z 10 5 K, T eff 3500 K T eff /K KH, Kelvin-Helmholtz-Phase 10 7 J, homogene Freisetzung von Gravitationsenergie C, Core entsteht 1.3 R J, T z 10 7 K, T eff 4500 K, Stop Kontraktion, T Tauri-Sterne R, Rekonstruktion aller Prozesse Umbau konvektiv strahlend, gegen Ende sporadisches Zünden im Core HR, Ankunft Alter-Null-Hauptreihe (ZAMS) J, R J, T z K, T eff 6000 K

33 4.3 Brennsequenzen

34 Die Breite der Hauptreihe a) Ankunft auf der Hauptreihe b) Anfang der Kontraktion des He-reichen Kerns c) Ende des H-Brennens im Zentrum d) Anfang des He-Brennens im Zentrum

35 Entwicklung eines 5-M J -Sterns (nach R. Kippenhahn) A-B-C Hauptreihe, 56 Mill. J A R=2.58R J, T eff =17500 K, Sp.typ B5, T z = K, P z = Pa, CNO B-C He-reicher Kern kontrahiert C Ende H-Brennen im Kern C...H H-Brennen in Schale, J C-D H brennt nur in Schale, He-Kern kontrahiert, J E-F He-Brennen im Kern, es entsteht 12 C, R nimmt ab, T z = K F-G C-Kern kontrahiert, R wächst G-H He-Schale brennt K-L roter Überriese, 100 R J, pulsiert

36 Kugelsternhaufen M3: Brennsequenz H - He - C - O 4. AGB asymptotischer Riesenast 2. Riesenast Schale: He brennt Schale: H brennt Schale: H brennt 3. Horizontalast 1. Hauptreihe Zentrum: He brennt Schale: H brennt Zentrum: H brennt

37 4.4 Masseverluste

38 Entwicklungswege im HRD: Eine Sonnenmasse K Kollaps Gaswolke, anfangs nahe freier Fall P Protostern erreicht H Hayashi-Linie, Kollaps nahe Gleichgewicht T T-Tauri-Stern erreicht, Jets, Ausbrüche Z normaler Zwerg auf Hauptreihe R Roter Riese N Planetarischer Nebel, Masseschalen abstoßen W Weißer Zwerg, Kühlung vor Z Z N W M42 Sonne NGC2392 Sirius A/B

39 Planetarische Nebel: Abgestoßene Masseschalen M57, 1 Lj, 2000 Lj Abell 39, 5 Lj, 7000 Lj M2-9, Doppelstern, 2100 Lj Rotten Egg, 1.4 Lj, 3000 Lj, ohne (l) und mit (r) UR-Bild PKS265-02, alte Schalen

40 Planetarischer Nebel NGC 6543 NGC 6543 (Katzenauge-Nebel): Nordhimmel, Sternbild Drachen, Entfernung etwa 3000 Lj, Alter 1000 J. Farbcode: links (rot - H α, blau - Sauerstoff, grün - Stickstoff), rechts (Röntgenemission (blau) hinzugefügt). Interpretation: Ein enges Doppelsystem emittiert einen Ring (helle Verdichtungen) und senkrecht dazu Jets.

41 Entwicklungswege im HRD: Mehr als 8 Sonnenmassen HR blauer Hauptreihenstern L > L Sonne U blauer bis roter Überriese kann Hülle abstoßen (Wolf-Rayet) Kern-Brennen bis Fe entarteter Fe-Kern SN II Supernova Typ II Rest Neutronenstern oder Schwarzes Loch HR U U SN II Rigel/Orion WR 124 Beteigeuze SN1987A

42 Stern η Car: Masseverlust bei Explosion Eta Carinae ist ein massereicher Stern, der äußere Hüllen abstößt. Eine Supernova Typ II ist möglich.

43 4.5 Supernovae

44 Wege zu instabilen Zuständen Entstehung aus Gas-Staub- Wolken Brennse- masseabhängige quenz rote Riesen bilden planetarische Nebel, äußere Schalen werden abgestoßen SN I: falls nach Masseverlust weniger als 1.4 M Sonne C und Begleiter SN II: falls nach Masseverlust Brennen bis 1.4 M Sonne Fe 56 im Kern

45 Was ist eine Supernova vom Typ 1a? Leuchtkraft bekannt, Normalkerze für wenige Wochen Rest der SN1572 (Tycho Brahe), Abstand LJ, Durchmesser 22 LJ, Aufnahme CHANDRA Weißer Zwerg im Binärsystem Riesenatom, stabil durch Gravitation und Pauli-Prinzip erreicht 1.4 Sonnenmassen C/O, kollabiert und explodiert, wird vollständig zerstört

46 Supernova Typ I: 1.4 M o Kohlenstoff explodieren Nur 0.01 s nach Erreichen von 1.4 M Sonne C Zündung der C-Explosion im Zentrum Explosionsfront nach 3 s an der Oberfläche Aufleuchten Stern zerstört Wolke expandiert mit km/s nach einigen 100 J heiße Blase Durchmesser 10 Lj

47 Tychos SN 1572 heute X-Emission von einer expandierenden Schale. Kein Pulsar.

48 Supernova-Reste und Sonnensystem Unser Sonnensystem ist verschwindend klein gegen einen SN- Rest im Alter von einigen 100 Jahren.

49 25-M Sonne -Stern kurz vor Kollaps

50 Supernova Typ II: Erst Kollaps - dann Explosion Bei Erreichen von 1.4 M Sonne Fe im Kern - Gravitationskollaps innerer Teil (0.8 M Sonne ) reißt ab prallt nach 0.2 s auf abstoßende Kernkraft auslaufende Schockwelle langsame Neutronisierung Neutrinos entstehen diese schieben Schockwelle in Stunden bis einigen Tagen durch Wasserstoffhülle dann erst Aufleuchten Neutronenstern bleibt

51 Energiebilanz einer Supernova Typ II

52 Vela-SN vor Jahren - der Rest heute X-Himmel, Vela-Pulsar (r), 1500 Lj X-Strahlung = Röntgenstrahlung Schale, 200 Lj, X-Emission innen Pulsar, Doppelring, bewegt entlang grüner Pfeil Jet:

53 SN 1987A in der Großen Magellanschen Wolke, 23. Feb Sanduleak -69 o 202 im Tarantel-Nebel M 18 M J Spektraltyp O T eff K L L J unten: Tarantel-Nebel in der GMW

54 SN 1987A: Anregung früher abgestoßener Ringe

55 Deutliche Supernova in der Galaxie M51 M 51, Durchmesser Lj, Entfernung 30 Mill. Lj