Sterne. Achim Weiss. Max-Planck-Institut für Astrophysik. Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.1

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1 Sterne Achim Weiss Max-Planck-Institut für Astrophysik Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.1

2 Überblick Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.2

3 Empirische stellare Parameter 1. Masse: M untere Grenze: Wasserstoff-Fusion reicht nie aus, abgestrahlte Energie zu produzieren (Braune Zwerge) obere Grenze: Pulsations-Instabilität führt zu Verlust der äußeren Massenschalen 2. Leuchtkraft: 2 log(l/l ) 6 ergibt sich aus Massenbereich ohne Sternexplosionen 3. Radius: R ergibt sich aus Masse und Entwicklungsphase korreliert stark mit T eff 4. Effektivtemperatur: K Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.3

4 Vorkommen 1. als Einzelsterne, Mehrfachsysteme, Gruppen, Haufen 2. in allen Komponenten der Milchstraße (Scheibe, Halo, Bulge) 3. in allen Typen von Galaxien 4. in Objekten jeden Alters Sterne entstehen immer und überall, zu jeder Zeit, unter allen Bedingungen, und leben zwischen Millionen Jahren und länger als die Hubble-Zeit (ca. 14 Mrd. Jahre) Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.4

5 Erscheinungsformen 1. Einzelsterne 2. Doppelsterne (und Mehrfachsysteme; mit Akkretionsscheiben Massentransfer) 3. Veränderliche Sterne (periodisch [Cepheiden]; irregulär) 4. Novae und Supernovae 5. kompakte Endstadien (Weiße Zwerge; Neutronensterne; Schwarze Löcher) stets Licht (Fluss; Farbe; spektrale Eigenschaften), das die Information über die Sterne selbst und ihre Umgebung liefert Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.5

6 Einfluss auf Umgebung 1. Energie: Strahlungsverluste Heizen, Ionisieren der umgebenden Materie schnelle, heiße Winde, Explosionen Aufheizen des interstellaren Mediums Neutrinos 2. Materie: durch Nukleosynthese im Innern angereichert mit schwereren Elementen Winde, Explosionen Anreichern des ISM Materiekreislauf 3. Information Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.6

7 Sternentstehung aus großen Materie-(Molekül)Wolken Kontraktion unter Eigengravitation Kühlung durch atomare und Molekül-Linien Kollaps und Fragmentierung Entstehung von Sternen in Gruppen Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.7

8 Beobachtungen Orion-Nebel: am besten bekanntes Sternentstehungsgebiet; viele Plätze aktiver Sternentstehung und junger Sterne Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.8

9 Beobachtungen Eagle-Nebel: in den Säulen (Lichtjahre groß) entstehen Sterne Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.9

10 Sternentstehung in Magellanschen Wolken 30 Doradus in LMC N81 in SMC Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.10

11 Bedingung für Kollaps der Wolke Selbstgravitierende Wolke im Gleichgewicht betrachte kleine Störung Störungstheorie und Entwicklung der Störung Gleichung für Störung in Form einer Welle wachsende Lösung für λ > λ J = ( π Gρ0 ) 1/2 cs erreicht, wenn Masse M > M J := (4π/3)ρ 0 λ 3 J (Jeans-Masse) mit Zustandsgleichung und Druckgleichgewicht: M J = ( M T ) 3/2 ( ) 1/2 ρ 10 2 K g/cm µ 3/2 3 τ coll λ J c s = ( π Gρ0 ) 1/2 Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.11

12 Kühlungsproblem M J umso größer, je heißer die Wolke, also Kollaps umso schwieriger daher Kühlung wichtig, aber wie? sehr effizient: radiative Kühlung durch angeregte Atome/Moleküle mit reichen Liniensystem viele Metalle gute Kühlung aber sehr schwierig für die Ersten Sterne, da diese (s. BBN) metallfrei Kühlung hier nur sehr ineffizient über Wasserstoffmoleküle bestand die erste Sterngeneration (Population III) nur aus sehr massereichen Sternen? Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.12

13 Der erste Stern im Universum z=20, R200=90pc, Mv=4e5Msun dynamic range=3e7! The First Star in the Universe 6 kpc 600 pc 60 pc 10,000 AU 0.6 pc Abel, Bryan and Norman pc Am Ende (der Simulation) ein Protostern von 200 M Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.13

14 Initial Mass Function Massenspektrum entstandener Sterne fast immer gut durch Potenzgesetz darstellbar: dn M x dm Salpeter-Massen-Funktion: x = 2.35 (für 0.4 M/M 10) bestimmt aus N(L) (Leuchtkraftfunktion) und einer M(L)-Relation Funktion muss irgendwann abbrechen! Vermutlich unterhalb 0.05M ; definitiv noch nicht gefunden! erstaunlich universell Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.14

15 Stellare Populationen Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.15

16 1. Kugelsternhaufen ca. 150 in Milchstraße meist im Halo, dort aber nur 1% der stellaren Masse bestehend aus Sternen auch in anderen Galaxien dynamisches System unter Eigengravitation dynamische Wechselwirkungen wichtig M30 Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.16

17 CMD-Eigenschaften (CMD von M68) eine Entfernung (direkter Vergleich) dünne Äste ein Alter (meist sehr hoch) eine Zusammensetzung (X, Y, Z), in Milchstraße Z 1/10Z bestätigt durch Spektroskopie ideale Laboratorien Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.17

18 2. Offene (galaktische) Haufen ebenfalls eine Entfernung und etwa eine Zusammensetzung bis ca Sterne gravitativ nicht sehr gebunden nur einige Jahre alt höherer Metallgehalt; bis Z = Z NGC6939 Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.18

19 3. Einfache (Zwerg-)Galaxien (fast) eine Entfernung (ca. 24 kpc) mehrere Zusammensetzungen (Populationen) 10 8 bis ca M Sagittarius Zwerggalaxie Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.19

20 4. Galaktische Populationen zwei Populationen von Sternen in Milchstraße: 1. Population I: Z Z ; einige Milliarden Jahre alt, oder auch sehr jung; Sonne Metallverteilung etwa wie in Sonne findet sich vor allem in der Scheibe, auch offene Sternhaufen; niedrigere Geschwindigkeiten 2. Population II: Z Z /10; typisch Z /100; Alter Jahre; Kugelsternhaufen Metallverteilung anders als in Sonne (O, Ne, Mg,... angereichert) findet sich vor allem im Halo; höhere Geschwindigkeiten Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.20

21 5. Feldsterne die nähere Umgebung der Sonne Mischung aus verschiedenen Massen, Alter, Zusammensetzungen dank Astrometrie Entfernungsbestimmung möglich Hipparcos Diagramm der Sonnenumgebung Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.21

22 Lehre aus CMDs Sterne sind nicht willkürlich verteilt sondern in immer wiederkehrenden Strukturen wichtigste: Hauptreihe daneben noch: Riesenast Position häng ab von: 1. Masse 2. Zusammensetzung 3. Alter das sind die fundamentalen Parameter, die die Struktur eines Sternes bestimmen! Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.22

23 Physik des Sternaufbaus Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.23

24 Grundlegende Eigenschaften Sterne bestehen aus heißem Plasma unter Eigengravitation Energieverlust durch (Photon-)Strahlungsverluste von Oberfläche Sterne sind sphärisch Rotation und Magnetfelder können ignoriert werden eindimensionales Problem mit r als der natürlichen (Euler-)Koordinate und P, T, M r, L r als den weiteren (unabhängigen) Variablen, wobei M r = Masse innerhalb Kugelschale mit Radius r dazu noch chemische Zusammensetzung (zeitlich variabel) Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.24

25 Strukturgleichungen 1. Gleichung für M r (Lagrange-Koordinate) r M r = 1 4πr 2 ρ (1) 2. Gleichung für P (Bewegungsgleichung) 1 ρ P r + GM r r 2 = 2 r t 2 (2) Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.25

26 Hydrostatisches Gleichgewicht Approximiere 2 r t 2 R/τ 2 (τ typische Zeitskala) Vernachlässige Druckterm freier Fall in τ ff (R/g) 1/2 = (GM/R 3 ) 1/2 1/2(G ρ) 1/2. Abschätzung für Sonne ( ρ 1.4 g/cm 3 ): 27 Minuten! D.h., jede Abweichung von 2 r t = 0 wird in kurzer Zeit 2 ausgeglichen und es herrscht stets hydrostatisches Gleichgewicht weitere Grundannahme, also P = GM r M r 4πr 4 Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.26

27 Einfache Abschätzung... für Zentrumswerte von P and T : Ableitungen durch Differenzen ersetzen Zentrum P c und Oberfläche P 0 0 P c 2GM2 πr 4 (M/2 and R/2 als mittlere Masse und Radius) Sonne: P c = Mit ρ = µp RT und ρ = (3M)/(4πR3 ) T c = 8 3 µ R GM R ρ ρ c < µ R GM R K Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.27

28 (thermische) Strukturgleichungen 3. Energieerzeugung L r M r = ǫ n T s t ǫ ν = ǫ n + ǫ g ǫ ν (3) ǫ g : gravothermische Energie; durch Expansion/Kontraktion der Massenschicht ǫ n : nukleare Energieerzeugungsrate (erg/gs); ǫ n (T,ρ, X) ǫ ν : Energieverluste durch Plasma-Neutrinos (bei hoher Dichte) Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.28

29 globale Energieerhaltung (3) beschreibt die lokale Energieerhaltung durch Integration kann man zeigen, dass damit auch global die Energie erhalten bleibt: d dt (E kin + E g + E i + E n ) = (L + L ν ) d.h. die durch Photonen (von der Oberfläche) und Neutrinos (aus dem dichten Innern) verlorene Energie wird aus innerer, Gravitations-, und nuklearer Energie bezogen; kinetische Energie ist hier nur formal gesetzt, ist i.a. verschwindend Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.29

30 Das Virial-Theorem Durch Integration der hydrostatischen GGW-Gleichung (2) kann man zeigen, dass (für monoatomares Gas) E g = 2E i Gesamtenergie W = E i + E g = E i = (1/2)E g da L + dw E dt = 0 L = g 2 = E i Wichtige Interpretation: die Energie, die durch Abstrahlung verloren geht, entspricht 50% der dadurch erzwungenen Kontraktion; die andere Hälfte wird aber gleichzeitig in Erhöhung der inneren Energie gesteckt. Weil Sterne Energie verlieren, werden sie i.a. kompakter und heißer! Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.30

31 (thermische) Strukturgleichungen 4. Energietransport T -Gradient in Sonne: T/ r 10 7 /10 11 = 10 4 (K/cm). Energie transportiert durch Strahlung, Konvektion (und Leitung). T M r = T P GM r 4πr 4 ( ln T ln P ) = T P GM r 4πr 4 Im Falle von Strahlung (diffusiver Prozess, freie Photonweglänge nur 1 cm oder weniger) erhält man T = 3 κl r M r 64acπ 2 r 4 T 3 (4) Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.31

32 Energietransport durch Konvektion Konvektion ist eigentlich dynamischer, turbulenter, mehrdimensionaler Vorgang; hier nur interessiert an Temperaturgradient ; konvektives Mischen als instantan angenommen; Beschreibung durch Mischungswegtheorie, die einen freien Parameter, α MLT enthält ( Eichung durch Fit an Beobachtungen) im einfachsten Fall (iso-entropische Schichtung) = ad 0.4 (hängt nur von Zustandsgleichung ab) einige hydrodynamische Test- und Vergleichsrechnungen Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.32

33 Zusammensetzung Wasserstoff (X), Helium (Y ), und Metalle (Z) in relativen Massenanteilen (X + Y + Z = 1) diverse (wichtige) Elemente in Metallgruppe Änderungen durch 1. nukleare Reaktionen 2. Mischen durch Konvektion 3. Separation durch Sedimentation 4. (andere Mischungs- und Trennungsmechanismen) werden verfolgt durch Reaktionsgleichungen der Form X i t = m i ρ j r ji k r ik (5) Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.33

34 Zustandsgleichung Gas aus Atomen, Ionen, Elektronen 1000 < T < 10 9 K; 13 < log(ρ) < 7 ideales Gas PV = nk B T oder P = R µ ρt (µ: mittleres Molekulargewicht) Ionisation (Saha-Gleichung) Strahlungsdruck P rad = at 4 Elektronen-Entartung nicht-ideale Effekte (z.b. Coulomb-Wechselwirkungen) möglichst viele Elemente (H, He, C, O,..., Fe) Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.34

35 Opazitäten außerordentlich wichtig für Energietransport und daher Temperatur-Gradient wie bei EoS: großer Parameterraum mit Daten abzudecken insbesondere auch Spurenelemente, die effektive Absorber sind Effekte: Elektronenstreuung, Frei-Frei-, Frei-Gebunden-, Gebunden-Gebunden-Übergänge dazu noch Wärme-Leitung durch entartete Elektronen (große freie Weglängen!) Moleküle (Rotations-, Vibrationszustaände), Staub, bei tiefen Temperaturen Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.35

36 Opazitäten Rosseland-Mittel im optisch dicken Fall (freie Weglänge klein gegen typische Länge) Diffusion der Photonen (Energie) Opazität κ (Rosseland-Mittel) ist ein geeignet gemittelter Absorptionskoeffizient 1 κ := 1 B ν 0 κ ν T dν B ν 0 T dν ( ( wobei B ν (T) = 2hν3 c exp hν 2 kt der radiative Fluss ist F = K rad T = 4ac 3 ) 1 ) 1 T 3 κρ T r = L r/(4πr 2 ) Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.36

37 Opazitäten Tabellen Beispiel einer Opazitäten - Tabelle (Rosseland-Mittel), zusammengesetzt aus Original-Tabellen für hohe und tiefe Temperaturen und Elektronenleitung Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.37

38 Nukleare Energieerzeugung benötigt werden Reaktionsraten (r ij (T,ρ,Y i,y j )) bei typisch stellaren Temperaturen ( K oder kev) im Labor meist nur messbar oberhalb 1 MeV daher Extrapolation oder theoretische Werte notwendig Reaktionen für Hauptphasen der Sternentwicklung relativ gut bekannt für Energieerzeugung genaue Rate nicht sehr wichtig, da sehr Temperatur-empfindlich (Thermostat) für Element-Synthese allerdings genaue Raten sehr wichtig (Beispiel: 12 C(α,γ) 16 O) Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.38

39 Nukleare Energieerzeugung Zeitskala Energieausbeute einer Kernreaktion hängt von Massendefizit ab; E = mc 2 Sonne: M c 2 = erg maximale Lebenszeit: Leuchtkraft/nukleares Energie-Reservoir Jahre H He Umwandlung: (4M H M He )c 2 = MeV ( erg/gm) rel. zur Ruhemasse: 26.73/3724 = yr He C: (3M He M C )c 2 = 7.27 MeV Lebenszeit (L L ): 10 9 yr Fe: höchste Bindungsenergie/Nukleon, danach muss Energie aufgewandt werden, um schwerere Elemente zu erzeugen! Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.39

40 Zeitskalen hydrostatische (Frei-Fall) τ ff : einige Stunden thermische (Kelvin-Helmholtz) τ KH : L de i dt τ KH := E i L E g L E g GM2 2R τ KH GM2 2RL. Sonne: τ KH = Jahre nukleare τ n : Millionen bis Milliarden Jahre im Allgemeinen daher: τ ff τ KH < τ n Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.40

41 Weitere Effekte Rotation: verändert (leicht) Struktur; führt zu Mischungsvorgängen; aktives Forschungsgebiet 2. Massenverlust: durch Sternwinde (Strahlungsdruck auf Atome, Moleküle und Staubteilchen); kann signifikant sein. Meist vereinfachte Behandlung durch parametrisierte Formeln der Art dm dt = η L gr (M yr 1 ) typische Größenordnung: M yr 1 3. (Teilchen-)Diffusion: meist Sedimentation; wichtig für genaues Sonnenmodell; sonst? Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.41

42 Lösungen (Sternmodelle) beschriebene 4 Aufbaugleichungen plus 4 Randbedingungen: 1. M r = 0 und L r = 0 bei r = 0 2. L = 4πσR 2 T 4 eff bei r = R 3. P(R) aus einer Atmosphärengleichung beim Punkt r = R, wo Material optisch dicht wird Differentialgleichungen Differenzengleichungen löse räumliches Problem für gegebene Zusammensetzung X i (t,r) löse dann Änderungen von X i (r,t) während eines endlichen Zeitschritts t Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.42

43 Sternentwicklung setze Masse M und homogene Anfangszusammensetzung fest ergibt Sequenz von Sternmodellen, die Sternentwicklung beschreiben... mittels numerischer Programme meist implizite Verfahren mit Newton-artigen Solvern Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.43

44 Hauptreihen-Relationen aus Strukturgleichungen erhält man durch Annahme linearer Verhältnisse näherungsweise: P M M R 4 R M 1 R 2 ρ T M L R 4 T 3 L M ǫ ρλ T ν (verwenden r = 0, M r = 0, L r = 0 im Zentrum; P(R) 0; und ρ ρ) Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.44

45 Hauptreihen-Relationen zusammen mit der Zustandsgleichung folgen dann P ρ M R T µ L µ 4 M 3 Das ist die Masse-Leuchtkraft-Beziehung, die für (nahezu homogene) Sterne auf der Hauptreihe gilt! Sie hängt nicht von der Energieerzeugung ab, aber die Proportionalität wird durch κ bestimmt. (µ = P i X i (1+Z i ) µ i 1; µi : Molekülgewicht der einzelnen Spezies) Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.45

46 Masse Leuchtkraft-Beziehung... und das beobachtete Gegenstück Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.46

47 Masse Radius Beziehung Ähnlich lässt sich auch eine Masse Radius Beziehung herleiten, deren Exponenten allerdings von den Details der Energieerzeugung abhängen Es ergeben sich 2 Beziehungen: pp-zyklus: R µ M 0.5 CNO-Zyklus: R µ 0.61 M 0.78 Das sind die Masse Radius Beziehungen für Sterne im Wasserstoffbrennen (Hauptreihe) Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.47

48 Masse Radius Beziehung... und wieder die Beobachtung dazu: Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.48

49 Hauptreihen Beziehung Für R M 3/4 (Durchschnitts-Exponent), L M 3 und L R 2 T 4 eff log L = 8 log T eff + const, Das ist die Gleichung für die Hauptreihe; für R=const. erhält man log L = 4 log T eff + const, Das sind flachere Linien im HRD. Da daneben L M 3, aber τ nuc M/L τ nuc M 2 Massereichere Sterne sind viel heller, aber auch kurzlebiger als massearme! Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.49

50 Entwicklung der Sterne Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.50

51 Vor der Hauptreihe am Ende der Sternentstehung hydrostatische Kontraktion Stern homogen und durch Konvektion gut durchmischt thermische Zeitskala L r M r = ǫ g und ǫ n = 0 steigende Zentraltemperatur, bis Wasserstoffbrennen einsetzt Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.51

52 Hauptreihe zentrales Wasserstoffbrennen weitgehend ǫ g 0 ǫ n, vor allem zum Zeitpunkt Null (Zero age main sequence ZAMS) Stern fusioniert auf nuklearer Zeitskala Wasserstoff zu Helium Trennung: M 1.5M Wasserstoff-Fusion über pp-ketten; darüber über CNO-Zyklus (s.u.) 2. Trennung: M 1.3M Stern hat konvektive Hülle; M 1.2M Kern ist konvektiv (genaue Grenzen hängen von Zusammensetzung ab) brennender Kern ca. 10% (1M ) bis 80% (20M ) der Gesamtmasse Ausbrennen des Kerns vom Zentrum her (H/He-Profils), bzw. (bei Konvektion!) als ganzes (H/He-Stufe) Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.52

53 Hauptreihe zentrales Wasserstoffbrennen Anstieg von zentraler Temperatur und Dichte Leuchtkraft und Radius wachsen etwas an T eff fällt (i.a.) Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.53

54 Wasserstoff-Fusion erste, wichtigste, und am längsten dauernde (hydrostatische) Fusions-(Brenn-)Phase in Sternen Nettoeffekt: 4 p 1 4 He; Massendefekt MeV wegen Ladungs- und Leptonenzahlerhaltung müssen bei der n p Umwandlung 2 (Elektron-)Neutrinos entstehen Energieverlust; unterschiedlich je nach Reaktionsabfolge Neutrinos von der Sonne messbar solares Neutrinoproblem großen Einfluss auf Teilchenphysik: Neutrinos haben Massen und können sich ineinander umwandeln (Neutrino-Oszillationen) Energieerzeugungsmaximum ergibt sich aus Verlauf von Wasserstoff-Häufigkeit und Temperatur in Stern Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.54

55 pp-ketten Energie pro α-erzeugung: (ppi), (ppii), MeV (ppiii); ǫ T 4...T 6 Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.55

56 CNO-Zyklus q CNO 25 MeV ǫ T 13...T N(p,γ) 15 O langsamste Reaktion; C & O 14 N; außerdem Gleichgewicht 12 C/ 13 C 5 (sonst: > 100) Diagnostik Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.56

57 pp oder CNO? solange C, N, oder O vorhanden, beides möglich da Reaktionen T-abhängig Verhältnis ändert sich in Sonne: 98.5% pp-ketten; später (Rote Riesen): CNO in massereicheren Sternen: CNO Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.57

58 Riesenhafte Expansion am Ende der Hauptreihe: Maximum von ǫ n in Schale um Zentrum dort entwickelt sich zunächst dicke Schalenquelle (CNO-Brennen) innerer Kern erlischt und kontrahiert (Virial-Theorem!) Hülle expandiert Schalenquelle wird dünner; starke P - und ρ-gradienten entwickeln sich Stern wird kühler und größer Übergang bei massearmen Sternen auf nuklearer, bei massereicheren auf thermischer Zeitskala Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.58

59 Rote Riesen es gibt einen maximalen Temperatur-Gradienten (Konvektion) kühle Grenze für vollkonvektive Sterne (Hayashi-Linie) weitere Ausdehnung führt zu Leuchtkraft-Anstieg Sterne werden Rote Riesen leben in dieser Phase von Wasserstoffschalenquelle massearme Sterne haben ausgedehnteste Riesenphase (bis zu 1 Mrd. Jahre) Riesenäste Zeichen alter Sternpopulation endet mit Zünden des Heliums (wenn Masse ausreicht, T 10 8 K zu erreichen; M 0.5M ) Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.59

60 Helium-Brennen Zündtemperatur ca K; zündet in massearmen Sternen fast als Explosion log L/L 3 danach bei log L/L 2 (T eff variiert) Klumpen oder horizontaler Ast im HRD bei massereicheren Sternen undramatisches Zünden im Zentrum Hauptreaktion 3 4 He 12 C ǫ 3α T 40! MeV pro Reaktion außerdem 12 C(α, γ) 16 O (7.16 MeV) und 16 O(α, γ) 20 Ne (4.73 MeV) am Ende C/O-Mischung (ca. 50/50) nukleare Zeitskala des He-Brennens 10% von H-Brennen Brennzeit: ca Jahre Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.60

61 Entwicklung eines 1M -Sterns A: Mitte Hauptreihenphase B: Turn-Off C: Schalenquelle D: Helium-Flash Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.61

62 Entwicklung eines 5M -Sterns Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.62

63 Entwicklung massereicher Sterne Y = 0.28, Z = 0.02 mit etwas Massenverlust Entwicklung massereicher Sterne hängt stark ab von: 1. Massenverlust (empirische Formeln, oder Theorie strahlungsgetriebener Winde) 2. Konvektionstheorie (kinetische Effekte in Kernen; Überschießen resultiert in höherem Brennstoff-Vorrat) Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.63

64 nachfolgende nukleare Phasen 1. Kohlenstoffbrennen: Zündtemperatur etwa 600 Mill. K; Zeitskala 10 4 Jahre 12 C + 12 C oder 12 C + 16 O oder... verschiedene Reaktionsprodukte (Ne, Mg,... ) 2. Sauerstoffbrennen: Zündtemperatur etwa 800 Mill. K; Zeitskala 10 3 Jahre 16 O + 16 O oder 16 O + 20 Ne oder... verschiedene Reaktionsprodukte (Mg, Si,... ) 3. Silizium-Brennen 4. danach vor allem nukleares statistisches Gleichgewicht (s. auch BBN) zwischen vielen Elementen Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.64

65 nachfolgende nukleare Phasen 5. zunehmend kompliziertere nukleare Prozesse 6. Photodesintegration beginnt 7. Phasen werden nur noch von immer höheren Massen erreicht (Zündtemperatur) 8. brennende Kerne stets im Innern des Kerns der vorangegangenen Phase Zwiebelschalen-Struktur 9. diese Folge endet mit Fe Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.65

66 Endstadien 1. M 0.08M : braune Zwerge M/M 0.5: Helium-Weiße Zwerge M/M 2.2: C/O-Weiße Zwerge mit ca. 0.6M ; Hülle abgeblasen M/M 6: nach 2. Riesenphase C/O- WD mit ca M ; Hülle abgeblasen während Riesenphase abgeblasene Hüllen werden zu Planetarischen Nebeln (ionisierte, selbstleuchtende Gasnebel) Ring-Nebel (HST-Aufnahme) Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.66

67 Planetarische Nebel nach Abwurf der Hülle wird Zentralstern schnell heißer; dabei ionisiert er seine ehemalige Hülle, die sich als dichter, langsamer Wind ausdehnt; Stern wird dann zum WD Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.67

68 Endstadien 5. 6 M/M 8: wie oben, aber C-Zünden findet statt; unter stark entarteten Bedingungen Supernova-Explosion ohne Überrest 6. M 8M : bis zum Eisenkern; SN-Explosion mit Neutronenstern/Schwarzem Loch als Rest; starke stellare Winde mit Verlust von großen Teilen der Hülle aufgrund der sehr heißen, energiereichen Strahlung des Sterns Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.68

69 Supernovae (vom Typ II) Endstadium massereicher Sterne mit Eisenkern log T 9.9; log ρ 9 Kern stabilisiert durch thermische Ionen und entartete, relativistische Elektronen Photodesintegration der Eisenkerne thermische Energie sinkt Destabilisierung gleichzeitig bei steigender Dichte ǫ F so hoch, dass günstiger, Elektronen wieder in Kernen einzufangen (Neutronisation) reduziert Entartungsdruck Destabilisierung Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.69

70 Supernovae (vom Typ II) führt zu Kernkollaps (einige msec), der erst bei Dichten beendet wird, bei denen die Neutronen entarten nachfallende Hülle prallt auf starren Proto-Neutronenstern und wird reflektiert Explosion, Schock durch Hülle, Nukleosynthese freigesetzt wird Gravitationsenergie der Größenordnung erg, davon 99% in Form von Neutrinos! vom Rest wieder 99% kinetische Energie und nicht-sichtbares Licht Explosion macht Supernova zu einem der hellsten Objekte im Universum (L L ; wie ganze Galaxie) Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.70

71 Historische Supernovae 1006 (-10 mag!), 1054 (Crab-Nebel: SN-Überrest), (Tycho), 1604 (Kepler) SN1987A in LMC (Neutrinos gemessen!) Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.71

72 Supernovae vom Typ I spektroskopischer Unterschied: keine H-Linien Vorgänger: vermutlich WD in Doppelsternsystemen, die durch Massenübertrag über 1.4M (Chandrasekhar-Masse: max. stabile Masse für entartete Elektronen) gehoben werden dann Kollaps und C-Brennen unter Entartung nukleare Explosion Standardkerzen: M B = 19.8 mag SN Ia (zeigt Si) bei Rotverschiebung z 1 benutzt, um H 0 und dann Ω Λ zu bestimmen! (s. Kosmologie-Teil) Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.72

73 Neutronensterne Masse ca. 1.4M Radius ca km Dichten bei g cm 3 ; Kerndichten ART-Effekte, da E grav GM2 R 0.1Mc2 starke Magnetfelder (bis ca Gauss und schnelle Rotation Pulsare (Synchroton-Strahlung im Radio-Bereich) kein ungewöhnliches Phänomen; Beobachtungen auch indirekt über Effekte in Doppelsternsystemen (Akkretion bei Massenaustausch Röntgen-Emission wegen hohem Gravitations-Potential) Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.73

74 Stellare Schwarze Löcher mögliche Überreste von Sternen mit M 25M M 3 5M Ereignishorizont R s = 2GM c wenige km 2 Beobachtung indirekt durch Hochenergie-Akkretions-Phänomene und Ausschluss niedrigerer Massen (Doppelstern-Dynamik) ca Objekte in der Milchstraße gefunden Entstehung entweder als Endprodukt sehr massereicher Sterne oder durch Verschmelzung von Neutronensternen in Doppelsternsystemen Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.74

75 mehr zu Nukleosynthese in normalen, hydrostatischen Phasen Erzeugung von He (alle Sterne), C+O (mittlere Massen), O... Si (massereiche Sterne), Eisengruppe (NSE in massereichen Sternen) Abgabe an interstellare Medium durch Winde und Explosionen sehr schwere Elemente (seltene Erden, Uran, etc.) jenseits von Eisen durch Neutronen-Einfang-Prozesse (Neutronenquelle wichtig!) Wo? In SN-Explosionen und in Sternen mittlerer Massen auf 2. (Asymptotischen) Riesenast Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.75

76 s- und r-prozess Erzeugung schwerer Elemente durch n-ketten n-einfang und β-zerfall wenn n-einfang langsamer als β-zerfall s(low)-process (AGB) wenn schneller r(apid)-process (SNe, vermutlich) Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.76

77 Anwendungsbeispiele Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.77

78 Isochronen Isochronen: HRD einer Population von Sternen gleichen Alters und identischer Zusammensetzung Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.78

79 Isochronen alter Populationen realisiert in Kugelsternhaufen Turn-off: heißester Punkt entlang Isochrone Position stark altersabhängig absolute Helligkeit liefert Alter durch Vergleich mit theoretischen Isochronen dazu Entfernung nötig! aber auch relative Position zeitabhängig (dann keine Entfernung nötig) Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.79

80 Altersbestimmung eines KSH Alter bestimmt durch Helligkeitsunterschied Turn-Off und Horizontalast dazu keine Entfernung notwendig, wird aber vorhergesagt Isochronen passen nicht exakt: Problem der Konversion T eff Farbe Alter ca. 11 ± 1 Gyr (M68 einer der ältesten KSH in Milchstraße) Unsicherheiten: Beobachtungsfehler, Physik der Modelle (untere Hauptreihe weggelassen und durch Schwerpunktslinie (dicke Punkte) ersetzt) änliche Methoden immer möglich, wenn Population in Sterne aufgelöst werden kann ( HRD) Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.80

81 Populations-Analyse von Galaxien die Methode, um etwas über die Geschichte von Galaxien zu lernen entfernte Galaxien integrierte Farben/Spektren; keine Einzelsterne entsprechende Größen von synthetischen Populationen: 1. Sternentstehungs-Geschichte (Star Formation History SFH) 2. Initial Mass Function 3. Entwicklungstracks daraus Zahl und Eigenschaften der Sterne zum jetzigen Zeitpunkt berechenbar und somit integrierte Größen Problem: Metallgehalt und Alter ändern diese in ähnlicher Weise Einführung in die Astrophysik Universität Augsburg; SoSe 2006 p.81