Sterne - Entwicklung und Ende

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1 Sterne - Entwicklung und Ende André Kesser 5. Juli Entstehung von Sternen 1.1 Vorraussetzungen für die Bildung von Sternen Sterne entstehen aus interstellaren Gaswolken. Diese können aus Überresten von früheren Sternen bestehen, oder direkt nach dem Urknall entstanden sein. Sterne die aus von Vorgängersternen stammenden Gaswolken entstehen, nennt man Population II Sterne. Sie enthalten im Vergleich zu Population I Sternen, die aus Gaswolken entstanden sind, die sich direkt nach dem Urknall gebildet haben, mehr schwerere Elemente. Das nach Sir James Hopwood Jeans benannte Jeans Kriterium trifft eine Aussage darüber, wie groß eine Masse in Abhängigkeit von der Temperatur und der Dichte sein muss, damit eine interstellare Gaswolke kollabieren kann. Es gilt: mit: M : Masse der Gaswolke k B : Boltzmann Konstante T : Temperatur m mol : mittlere molare Masse ρ : Dichte des Gases Das Jeans Kriterium folg aus dem Viralsatz ( E pot = 2 E kin ) und der kalorischen Zustandsgleichung eines idealen Gases (E kin = 3k 2 BT M m mol ) durch Integration über den Energiegewinn. M > ( 5kB T Gm mol ) 3 ( ) 3 4πρ (1) Abbildung 1: Das etwa 7000 Lichtjahre entfernte Sternentstehungsgebiet Adlernebel (NGC 6611) 1

2 Besitzt die Gaswolke eine ausreichende Größe und damit eine genügend große Masse, zieht sie sich aufgrund der Gravitation zusammen. Da der Drehimpuls der Gaswolke erhalten bleiben muss, bildet sich ein Ringsystem oder eine Akkretionsscheibe. Ein Ringsystem kann weiter fragmentieren und mehrere Sterne bilden. Man spricht dann von einem Doppel- oder Mehrsternsystem. Aus einer Akkretionsscheibe können sich, wie etwa in unserem Sonnensystem, Planeten bilden. Der Drehimpuls ist dann in Form von Bahndrehimpuls im Doppel- bzw. Mehrfachsternsystem oder den Planeten gespeichert. Beispielsweise tragen in unserem Sonnensystem Saturn und Jupiter zusammen 99% des Drehimpulses, aber die Sonne 99% der Masse. Etwa 80% der beobachtbaren Sterne befinden sich in einem Doppel- oder Mehrfachsternsystem. re Massen kollabieren schneller als kleine. Die Zeit, die eine Gaswolke benötigt um zu kollabieren wird Helmholz-KelvinZeit genannt, sie beträgt 105 bis 108 Jahre. Abbildung 3: HD216956, ein Akkretionsscheibe, aus dem sich ein Stern mit einem Planetensystem bilden kann. 1.2 Energieproduktion in einem Stern Der Kollaps der Gaswolle kommt zum Halt, wenn das Kerngebiet sich auf etwa 4000K erwärmt hat. Durch das Pauli-Prinzip wird der Kern dicht und der Kern wirkt als Stoßfront für die äußere, weiter einfallende Materie. Dadurch erhöhen sich sowohl Druck als auch Temperatur. Ist beides genügend hoch, kommt es zum Wasserstoffbrennen. Solche so genannten Protosterne sind wegen der Staubhülle, die sie umgibt zunächst nur im Infrarotbereich zu sehen. Abhängig von der Masse des Sterns kann dieser verschiedene Brennstufen durchlaufen. Dabei muss für jede höhere Brennstufe der Druck und die Temperatur im Kern des Sterns zunehmen. Diese Zunahme kann nur dadurch entstehen, dass äußere Schalen in den Kern stürzen. Sterne mit Massen Abbildung 2: M57, ein Ringnebel, aus dem sich ein Doppel- oder Mehrfachsternsystem bilden kann. Der Kollaps einer solchen Gaswolke ist abhängig von ihrer Ursprungsgröße, größe- 2

3 bis etwa 8M können folgende Brennstufen durchlaufen: Wasserstoffbrennen Heliumbrennen Da mit jeder höheren Brennstufe mehr Energie erforderlich wird um die Coulombwälle bei der Kernfusion zu überwinden, können nur genügend schwere Sterne auch weitere Brennstufen durchlaufen: 1.3 Herzsprung-Russel- Diagramm 1913 entwickelte Henry Norris Russell beruhend auf Arbeiten von Ejnar Herzsprung aus dem Jahre 1905 das nach beiden benannte Herzsprung-Russell-Diagramm (HRD). Kohlenstoffbrennen Neonbrennen Sauerstoffbrennen Siliziumbrennen Die Asche einer Brennstufe ist dabei gleichzeitig der Ausgangsstoff der nächsten Stufe. Dabei ist das Wasserstoffbrennen die am längsten dauernde Brennstufe, alle höheren Stufen laufen zunehmend schneller ab. Tabelle (1.2) zeigt den zeitlichen Verlauf, sowie die nötige Temperatur der einzelnen Brennstufen eines Sternes mit M = 25M : Abbildung 4: Henry Norris Russell Russell klassifizierte die Sterne nach ihrer Leuchtkraft und Temperatur. Dabei entstehen vier Gruppen. Zum einen ergibt sich die Hauptreihe (Main Sequence), auf der sich etwa 70% der Sterne befinden. Brennphase Temp. in K Dauer H-Brennen J He-Brennen 2, J C-Brennen 9, J Ne-Brennen 1, J O-Brennen 2, J 2 Si-Brennen 4, d Tabelle 1: Zeitlicher Ablauf und benötigte Temperatur der Brennstufen eines Sterns mit M = 25M. Abbildung 5: Herzsprung Russell Diagramm 3

4 Leuchtkraft Sonne = 1 Zeit Phase ,1 0,01 Sterne beginnen ihr Leben am unteren Ende der Hauptreihe als rote Zwerge und wandern während der Phase des Wasserstoffbrennens auf der Hauptreihe weiter nach oben. Rechts oberhalb der Hauptreihe befinden sich die so genannten Riesensterne (Giants). Diese Sterne befinden sich am Ende der Wasserstoffbrennphase im Übergang zum Heliumbrennen. Bei noch größeren Leuchtkräften befinden sich Überriesen (Supergiants). Dabei handelt es sich um Sterne bei denen die das Heliumbrennen schlagartig begonnen hat. Bei niedrigen Leuchtkräften aber hohen Temperaturen befinden sich die Weißen Zwerge (White Dwarts). Weiße Zwerge sind Überreste erloschener Sterne. ~9 Mrd J ~1 Mrd J ~100 Mill J ~ J Hauptreihe Roter Riese Gelber Riese Planet. Nebel Weißer Zwerg Sonne 4,5 Mrd J (jetzt) 12,2 Mrd J 12,3 Mrd J 12,3305 Mrd J 13,3306 Mrd J 10 4 Kern Schrumpft Abstoßen Planetrarischer Nebel der Hülle 10 3 Roter Überriese Kern kühlt aus Weißer Zwerg Roter Riese Hauptreihe Temperatur K Abbildung 6: Wanderung der Sonne im Herzsprung-Russell-Diagramm Abbildung Nr. (6) zeigt beispielhaft die Wanderung der Sonne auf dem Herzsprung- Russell-Diagramm. Während er Wasserstoffbrennphase, die bei der Sonne etwa 10 9 Jahre dauert, wandert sie auf der Hauptreihe. Ist der Wasserstoffvorrat des Kerns aufgebraucht, fehlt der Gegendruck zum Gravitationsdruck. Dadurch beginnt die Schale in den Kern zu stürzen und erhöht damit Druck und Temperatur im Kern. Dadurch dass dieser durch das Pauli-Prinzip dicht wird, wirkt er als Stoßfront. Die reflektierte Stoßwelle bläht die äußeren Schalen auf einhundert Sonnenradien auf. Die Temperatur der ausgedehnten Schalen nimmt ab, die Leuchtkraft der Sonne bleibt hingegen durch die größere Oberfläche etwa konstant. Die Sonne ist zum Roten Riesen geworden. Durch den zunehmenden Druck beginnt in den Schalen der Sonne ebenfalls eine Wasserstoffbrennphase. Befindet sich eine genügende Menge an Helium im Kern (etwa 0, 45M ), kommt es zum Heliumflash. Dabei zündet explosionsartig die Heliumbrennphase und bläht die Sonne zu einem Überriesen mit 140R auf. Stabilisiert sich das Heliumbrennen, wird die Sonne zum Gelben Riesen. Am Ende des Heliumbrennens wird die Sonne ihre Hülle abstoßen. Die zunächst noch sichtbare Hülle kühlt ab, weshalb die Temperatur sinkt. Wird der übrig gebliebene Kern sichtbar, ist die Sonne zu einem Weißen Zwerg geworden, der nur noch Restwärme abstrahlt. 2 Ende von Sternen Es gibt drei verschiedene Möglichkeiten, wie ein Stern sein Leben beenden kann. Sterne mit einer Masse bis 1, 44M, der Chandrasekhar-Grenze, enden als Weißer Zwerg, Sterne mit bis zu 3M, der Tolman-Oppenheimer- Volkoff-Grenze, enden als Neutronenstern. Schwere Sterne werden zu Schwarzen Löchern. 2.1 Weiße Zwerge Weiße Zwerge sind die Kerne leichter Sterne, die ihr Hülle bereits durch eine Supernova abgestoßen haben. Sie besitzen keine eigene Energieproduktion mehr, sondern 4

5 strahlen nur noch Restwärme ab. Sie haben Temperaturen von 10 4 bis 10 5 K. Dem Gravitationsdruck wird durch den Entartungsdruck der Elektronen standgehalten. Dadurch besitzt der Weiße Zerg eine hohe Dichte. Etwa die Masse der Sonne ist auf des Volumen der Erde komprimiert. Dadurch herrscht an der Oberfläche eines Weißen Zwerges eine im Vergeich zur Erde etwa mal größere Fallbeschleunigung. Abbildung 7: Weißer Zwerg: Sirius B, Begleiter des Sirius im Sternbild Großer Hund Dem Gravitationsdruck hält nun der Entartungsdruck der Neutronen stand. Entsprechend steigt steigt auch die Fallbeschleunigung an und erreicht Werte, die mal so groß wie die Fallbeschleunigung auf der Erde. Aufgrund der Drehimpulserhaltung weisen Neutronensterne eine hohe Drehfrequenz auf, es wurden Drehfrequenzen bis zu 716Hz gemessen. Neutronensterne weisen ebenfalls ein hohes Magnetfeld bis zu 10 8 T auf, steht dieses nicht parallel zu Drehachse, spricht man von einem Pulsar. Die Hülle des Neutronensterns besteht aus Eisenkernen und freien Elektronen. Durch die Rotation kommt es zu einer Hallspannung im Bereich von V. 2.3 Schwarzes Loch Bei Schwarzen Löchern wird der Entartungsdruck der Neutonen überwunden und das Volumen des Sterns praktisch auf Null reduziert. Durch die starke Gravitation wird die Raumzeit bis zur Singularität gekrümmt. Schwarze Löcher sind nicht sichtbar, können aber durch Materiejets, die senkrecht zur Akkretionsscheibe austreten detektiert werden. Weiße Zwerge besitzen eine Hülle aus Wasserstoff und Helium sowie meist einen Kern aus Sauerstoff und Kohlenstoff. 2.2 Neutronenstern Bei Neutronensternen wird der Entartungsdruck der Elektronen durch die Gravitation überwunden. Die Elektronen werden dadurch in die Protonen gedrückt und wandeln sich mit diesen zu Neutronen und Neutrinos um: p + e n + ν e (2) Abbildung 8: Prinzipdarstellung eines Schwarzen Lochs, das einen Stern verschlingt 5

6 2.4 Supernovae Es gibt grundsätzlich zwei verschiedene Supernovaetype, die KernkollapsSupernovae und die DoppelsternSupernovae. Abbildung 10: Supernova aus dem Jahr 1987 Bei einer Doppelstern-Spernovae saugt ein Weißer Zwerg in einem Doppelsternsystem einem benachbarten Roten Riesen Materie ab und wächst bis zur Chandrasekhar-Grenze an. Die anschließende Supernova dient als Standardkerze zur Entfernungsmessung. Der Begleitstern wird zum Fluchtstern (Runaway Star). Abbildung 9: Supernova aus dem Jahr 1054 Bei der Kernkollaps-Supernovae werden die Schalen des Stern am Ende des Sternlebens in den interstellaren Raum geschleudert. Dies geschieht dadurch, dass die Hülle zunächst auf den Kern zufällt, da die Energie fehlt, der Gravitation stand zu halten. Wird der Kern durch das Pauli-Prinzip dicht, wirkt er als Stoßfront, an der die Stoßwelle reflektiert wird. Bei dieser Explosion können Bedingungen herrschen, die für die Bildung von Elementen schwerer als Eisen Voraussetzung sind. Die abgesprengte Gashülle erreicht Geschwindigkeiten bis 106 km. Fast die gesamte Energie Abbildung 11: Prinzipdarstellung einer h (99%) wird in Form von Neutrinos abge- Doppelsternsupernova geben. 6

7 3 Nachweis von Neutrinos aus Supernovae Um rechtzeitig vor Supernovae warnen zu können besteht das Supernova- Frühwarnungssystem (SNEW), ihm angeschlossen sind die Detektoren: SNO (Kanada) Super-Kamikande (Japan) LVD (Italien) IceCube (Antarktis) aus 5160 lichtempfindlichen Sensoren an 86 Strängen, die in das Eis der Antarktik eingelassen sind. IceCube ist zum Nachweis von Neutrinos genbaut. Hochenergetische Neutrinos können durch die Reaktion von Myon-Neutrinos detektiert werden: ν µ + N X + µ (3) Das dabei entstehende Tscherenkow-Licht kann im hochreinen Eis detektiert werden und lässt damit die Berechnung der Flugbahn des Neutrinos zu. 3.1 IceCube Abbildung 13: Errechnete Flugbahn von Neutrinos, Daten vom 4. Juni 2010 Niederenergetische Neutrinos aus Supernova-Ereignissen können ebenfalls detektiert werden, dazu nutzt man die Reaktion mit Protonen: Abbildung 12: Schematischer Aufbau des IceCube Detektors Der Detektor IceCube, an dem auch die Universität Mainz beteiligt ist und der 2011 fertig gestellt werden soll, besteht ν e + p n + e + (4) Abbildung Nr (14) zeigt ein detektiertes Supanovaereignis. Gut zu erkennen ist der plötzliche Anstieg der Detektionen und die innerhalb von etwa 10 Sekunden abklingende Zahl der Neutrinos. 7

8 DOM Hits ( 20ms binning) No Oscillation Scenario A (NH) Scenario B (IH) sechs Stunden vor sichtbarem Licht die Erde erreichen. 4 Quellen Buch Oberhummer Kerne und Sterne Johann Ambrosius Barth Time Post-Bounce [s] Abbildung 14: Detektiertes Supernova- Ereigniss Mit Hilfe der in Detektoren beobachteten Ereignisse können Astronomen frühgewarnt werden, da Neutrinos aufgrund der geringen Wechselwirkung mit Materie etwa