13. Aufbau und Entwicklung der Sterne

Transkript

1 13.1 Sterngeburt Kollaps von interstellaren Gaswolken (dunkle oder leuchtende Nebel) Kalte globules 5-15K Folie 1

2 Sternentstehung Interstellare Wolken: Fragmentation notwendig, da Jeans- Masse in interstellaren Wolken zu groß Drehimpulstransport notwendig, da spezifischer Drehimpuls zu hoch: J/M ISW ~10 24 cm 2 /s, J/M MS ~10 17 cm 2 /s Sterne entstehen durch Gravitationskollaps in Interstellaren Wolken, Sterne bilden sich meistens in Haufen 1.Phase: Kollaps zu einem hydrostatischen Kern 2.Phase: Weitere Akkretion von Masse, Material fällt in einer Überschallströmung, wird durch Stoßfront abrupt abgebremst, Akkretionsleuchtkraft 3.Phase: Quasistatische Kontraktion, Beginn des Deuteriumbrennens, Entstehung von Jets und Winden Folie 2

3 Der Prozeß der Sternentstehung: 1- interstellare Wolke, 2- heißer O-Stern im Zentrum, 3- Bildung von Globulen (G) und Elefantenrüssel (E), 4- expandierende O-Assoziation Folie 3

4 Gravitationskollaps Kollapszeitskala, sog. Frei-Fall-Zeit: M J Schallgeschwindigkeit: Schalllauf-Zeit: R typische Längenskala: typische Masse: ESO/VLT: B68, IR Minimale Masse der Störung: Jeans-Masse M J wenn ρ und M J wenn T Folie 4

5 Folie 5

6 Folie 6

7 Molekülfluß Herbig-Haro Objekt Heißer Gasnebel Scheibe Zentraler Stern Jet Molekülwolke Folie 7

8 Folie 8

9 Folie 9

10 Sternentwicklung (allgemein) nach Gautschy (2001) Sterne (außer WZ) decken ihre Leuchtkraft durch thermonukleare Reaktionen, Fusion schwerer Elemente Änderung der chemischen Zusammensetzung in den Brennzonen, Nukleosynthese, r-,s- und p-prozesse Mischprozesse wie Konvektion oder Rotation bringen schwere Elemente an die Oberfläche Massenverlust (stetig oder explosiv) bringt nuklear prozessiertes Material ins ISM Chemische Entwicklung des ISM Folie 10

11 M 15 M Leuchtkraft (L ) Hauptreihe 5 M 3 M 2 M 1 M 10 4 Jahre 10 5 Jahre 10 6 Jahre... 0,5 M 10 7 Jahre Temperatur (K) Folie 11

12 Wasserstoffbrennen (Hauptreihe) : pp-kette, T= K Chemische Zusammensetzung der Sonne: X = 73%, Y = 25%, Z = 2% Gesamter Wasserstoff im Zentralgebiet wird in He verwandelt. Dabei bewegt sich der Stern im HRD langsam ein wenig nach oben im Hauptreihenband. Lebenszeit: t MS ~ M -2.5 (da L ~ M 3.5 ), wo t = Zeit, M = Masse also Jahre Am Ende dieser Phase sind 10% - 20% des Wasserstoffs im Stern zu Helium umgewandelt. H- Brennen setzt sich als Schalenbrennen fort Folie 12

13 Nach der Hauptreihe Umfangreiche numerische Rechnungen (Mrd. Jahre Realzeit in einigen Stunden Rechenzeit) Massereiche Sterne (M > 2.5 M ) Kernreaktionen + Hüllenexpansion, im Kern T 10 8 K. 3α Prozeß T C =1,3-1,8 * 10 8 K 4 He + 4 He = 8 Be + γ 8 Be + 4 He = 12 C + γ He Brennen erst im Kern, dann Schale (T, E He, Expansion, Kühlung, T ) Folie 13

14 Folie 14

15 Massearme Sterne, (M < 2.5 M ) Begriffe: Entartung des Elektronengas: Quantenmechanischer Effekt. Durch die Kontraktion werden die Elektronen e - immer enger gepackt. Nach der Heisenberg schen Unschärferelation ist die Position (und Impuls) eines e - unscharf. Wenn die Unschärfe die Größenordnung der Abstände zwischen den e - erreicht, werden die e - kristallartig angeordnet. Folie 15

16 Folie 16

17 Leuchtkraft (L ) Temperatur (K) Folie 17

18 Altersbestimmung durch Sternentwicklung Sternentwicklung hängt von der Masse ab Massereiche Sterne verlassen die Hauptreihe früher Kugelsternhaufen: homogene Population, z.b. M3 Farben-Helligkeits- Diagramm: Fit mit Isochronen Abknickpunkt von Hauptreihe nach Sandage 1957 Folie 18

19 Sternpopulationen 20 kpc OB -Supercluster M74, face-on Galaxie, visuell (rot) + UV (blau), Typ: Sc Spiralgalaxien besitzen Sterne unterschiedlichen Alters und chemischer Zusammensetzung Sternentstehung findet statt, OB- Assoziationen, Alter etwa 10 7 Jahre Deutliche räumliche Trennung zwischen jungen und alten Sternen Junge Sterne entstehen in den Spiralarmen, hoher UV-Anteil Alte Sterne sind über die gesamte Scheibe verteilt Beobachtungen in verschiedenen Wellenlängen notwendig Folie 19

20 Chemische Entwicklung der Sterne Sterne verbrauchen ihren Brennstoff, Entwicklung im Wesentlichen durch ihre Masse bestimmt Alle Sterne: H He Wenige Sterne erzeugen aus He C,O,N Nur massereichste Sterne (weniger als 1% der Sterne) fusionieren Elemente bis zum Fe-peak 0.1<M[M ]<0.8: H-Brennen, radiative Kühlung zum Weißen Zwerg 0.8<M[M ]<12: H-Brennen, He-Brennen, Roter Riese, s- Prozess, Entwicklung zum WZ, bereits 99% aller Sterne 12<M[M ]<40: alle Brennphasen bis Fe, explosive Nukleosynthese, rp-prozess, SN, Neutronenstern M[M ]>40: alle Brennphasen bis Fe, explosive Nukleosynthese, rp-prozess, SN, Schwarzes Loch Folie 20