Übersicht. 1. Unsere Sonne als Stern 1.1. Modell Sonne. Die Entstehung von Weißen Zwergen & Neutronensternen
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- Emil Linden
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1 Übersicht Die Entstehung von Weißen Zwergen & Neutronensternen Author: Tutor: Ort: Alexander Kolodzig Dr. Marek Kowalski Physik-Institut, Humboldt Universität zu Berlin Datum: Background Picture Credits - Binary System: with ESA, NASA and Felix Mirabel - XMM-Newton: ESA (Image by C. Carreau) 1. Unsere Sonne als Stern. Die Zukunft der Sonne. Das Ende der Sonne. Ende massereicher Sterne 5. Beobachtungsobjekte 1. Unsere Sonne als Stern 1.1. Modell Sonne Homogene Wasserstoff-Gas-Kugel Mittlere Temperatur: T ~,5 K Annahme: Ideales Gas Zustandsgleichung bekannt! Weiter Annahmen Hydrostatisches Gleichgewicht Konstante Energieproduktion Picture-Credits: SOHO (ESA & NASA) 1.0. Chemisches Zusammensetzung aus der Sonnen-Photosphäre berechnet Massenanteil (Quelle ) % 75% 1% Wasserstoff (H) Helium (He) Metalle (Z>) 1.0. Wichtige Größen Unsere Sonne: Masse Radius Dichte Oberflächentemperatur: M R 7 km = 0,005 AU kg 0.000M Erde 5 ρ 1, < 0,5 ρ kg T, 5800 K eff Erde 1.. Hydrostatisches Gleichgewicht Gas-Druck: P Ideale Gasgleichung Gas ρ T Strahlungsdruck PStra T starke Temperaturabhängigkeit Gravitationsdruck P Grav M R PGrav = PGas + PStra 5 1
2 1.. Hydrostatisches Gleichgewicht Sonne Bild: Quelle Entartungsdruck (1/) Entartetes freies Elektronengas: alle Energie-Niveaus besetzt (nach dem Pauli-Prinzip) Fermi-Energie E F Def.: Das höchste Energieniveau, was bei T = 0K immer noch besetzt ist. Entartung ab: EF Etherm = kb T Heisenbergesche Unschärferelation E F nimmt mit sinkenden Volumen zu px x ħ E F abhängig von der Elektronendicht E n Bild: Quelle 1 8 F e 1.. Entartungsdruck (/) 1.. Innere Energie-Quelle Entartungsdruck - Herleitung (skizziert): ħ p x ħ p ( ) I. II. x e d p E T e F F p d e I.& II. P ρ 5 P ρ nicht relativ. ρ Druck unabhängig von der Temperatur! P ρ relativistischh -Fusion -Temperatur: T, Wasserstoff-Fusion: H 1 He + m c 1 7 1,5 K Massendefekt = Bindungs-Energie vom He Exotherm Reaktion 0,7% Masse abgestrahlt als Energie Photonen, Elektronen, Positronen und Neutrinos Bild: Quelle Radialer Verlauf 50% M 0% Energie 50% Energie. Die Zukunft der Sonne.1. Heute Hauptreihenphase : hauptsächliche Lebensphase eines Sterns : Wasserstoffbrennen 1% vom H werden verbraucht Dauer: t ( 1% M,H ) a 9 Sonnenalter: t,jetzt 5 a In der Mitte des Lebens Video Credits: D. Klochkov 008 Bild: Quelle 1 11 Bild: Quelle 1
3 .. Phasen-Wechsel (1/) 1% vom H verbraucht : He- keine H-Fusion Temperatur (T) fällt Druck (P) fällt kontrahiert Dichte steigt stark Gas entartet T steigt nicht an T ց ( ρ ) Pց PGas T P > P + P ρ Grav Gas Stra P ρ n T.. Phasen-Wechsel (/) Schale -Kontraktion T am -Rand steigt R Rand ց ր Wasserstoff-Schalen-Brennen T in der Schale steigt TSchaleր Dichte sinkt ρց P Grav nimmt nach außen ab Stern bläht sich auf RHülle > 0 R Sonne wird zum Roten Riesen T Bild: Quelle 1 Bild: Quelle 1.. Neue Phase Roter Riese.. Roter Riese Schalenbrennen T steigt langsam an Helium-Fusion ab 1 He 1 C+ E Einsetzten explosionsartig Helium-Flash Schale wächst weiter bis zu Tր T ~ 8 K R Hülle 1AU Bild: Quelle 15 Bild: Quelle 1. Das Ende der Sonne.1. Übersicht: Sternenentwicklung Masse / M >5 1,5 5 0, 1,5 0,08 0, Picture-Credits: NASA/CXM/M. Weiss Zeit 9 a a 17.. Vom Roter Riese Heliumbrennen instabiler Fusionsprozess stark T-empfindlich Sternradius oszilliert pulsartiger Massenverlust kompletter Hüllen-Verlust möglich Bild: Quelle 1 18
4 .. zum Weißen Zwerg.. Planetarische Nebel Ende der He-Fusion im ohne Energie-Quelle kontrahiert (wie beim He-) He-Schalenbrennen beginnt Fusionsschalen (H und He) Schale expandiert Instabile Konfiguration stößt Hülle ab Nackter mit Planetarischen Nebel (PN) Credits: NASA, ESA,The Hubble Heritage Team (STScI/AURA), HEIC, C.R. O'Dell (Vanderbilt University), M. Meixner, P. McCullough, Raghvendra Sahai, John Trauger (JPL), the WFPC science team, Andrew Fruchter, the ERO Team [Sylvia Baggett (STScI), Richard Hook (ST-ECF), Zoltan Levay (STScI)] Bild: Quelle Weißer Zwerg (WZ) Zentralstern des Planetarischen Nebels Nackter sehr heißes und dichtes Elektronengas keine innere Energie-Quelle kontrahiert (wie beim He-) Dicht steigt stark an 8 kg entartet ab ρ WZ ~ Temperatur steigt nicht mehr kontrahiert (sehr langsam) bis P (Quelle ) P ρ n P > P + P Grav Gas Stra = P Grav Entartung,e -.. Masse-Radius-Beziehung Masse-Radius-Beziehung: M ρ R M 1 P R R M 5 P ρ mit wachsender Masse schrumpft der Radius! 1.7. ndrasekhar-grenzmasse.7. ndrasekhar-grenzmasse Grenzmasse: 1 1 M = π ħ c µ m p G ( µ ) m p mittlere Abstand der Protonen (oder Elektronen) entspricht der Compton-Wellenlänge eines 1 Elektrons: λe 0 DElektronenhülle ~ 0 DAtomkern Elektronen hochrelativistisch v c Bild: Quelle
5 .8. ndrasekhar-grenzmasse.9. Weißer Zwerg (WZ) für Wasserstoff-Helium-Gemisch M 1, 5M bei Rotation M M Anfangs-Sternmasse (mit Rotation) bis M ~ 8 M HRS Grenz-Radius: Grenz-Dichte R km 0,0 R Erde ρ kg weitere Eigenschaften 9 kg Massendichte steigt enorm ρ WZ ~ Sonne hätte Erdradius ~ M RErde ρwz kühlt dabei durch thermische Abstrahlung Röntgen-Emission (bis hin zum Optisch) Oberflächentemperatur T K (Quelle ) 5.. Weißer Zwerg Sirius A HRS M ~,1M T ~.000K R ~ 1,7 R Sirius A. Ende massereicher Sterne.1. Übersicht: Sternenentwicklung Masse / M Picture-Credits: NASA/CXM/M. Weiss >5 1,5 5 Sirius B WZ M ~ 1M T ~ 5.000K R ~ 0,01R ~ R Sirius B Erde (Quelle ) Credits: NASA, ESA, H. Bond (STScI) and M. Barstow (University of Leicester) 7 0, 1,5 0,08 0, Zeit 9 a a 8.. massenreiche Stern dichter & heißer kein Helium-Flash He-Fusion stabiler & kürzer Nach He-Fusion: Kohlenstoff- kontrahiert He-Schalenbrennen temperatur steigt C-Fusion setzt ein C+1 He 1 O + γ O+1 He 1 Ne + Bild: Quelle 1 9 γ.. weiter Fusionen Bei schweren Sternen weiter Fusionen möglich: Ne-Fusion, O-Fusion bis Si-Fusion Eisenkern (Fe) Schalenbrennen: Bild: Quelle 1 0 5
6 .. Schalenbrennen Fusionswechsel T erhöht sich jeweils Brenndauer wird immer kürzer letzte Fusion: Si-Brennen 8 5 Si 1 Fe + 1 He + γ letzte exotherme Reaktion Fe-: sehr heiß T K extrem dicht ρ > ρ Bild: Quelle 1 1 WZ Nach Si-Brennen.5. -Kollaps kontrahiert Dichte steigt Fe- entartet Wenn M > M 1,5M inverser Betazerfall e + p n + v e Folge: P >> P Grav Stern kollabiert im Freien Fall bis im : P = P Grav Entartung,n Bild: Quelle 1.. Supernova Komprimierter 1 kg Dichte ρ > ρatomkern einfallen Hülle wird reflektiert ( bei M Stern < 5 M ) reflektierte Hülle trifft auf einfallender Hülle Stern wird explosionsartig zerrissen Supernova (Bildung vieler schwerer Elemente) Bild: Quelle 1.7. Supernova Remnant Crab Nebula SN in5 BC Credit: NASA, ESA, J. Hester and A. Loll (Arizona State University).8. Energiefreisetzung Gravitations-Energie: 99% für inversen Betazerfall Neutrinos 1% in Strahlung E ~ E a (Quelle ) Strahlung,SN ( ) mal heller als die Sonne.9. Neutronenstern Eigenschaften 17 kg Massendichte ρns ~ > ρatomkern Masse M NS M Radius R NS ~ km 11 Temperatur: T NS ~ K Röntgenemission Bild: Quelle 1 5 Bild: Quelle 1
7 .. Dichte-Übersicht 5. Beobachtungsobjekte 5.1. Pulsar Atomkern Bild: Quelle Bild: Quelle Pulsar-Dreh-Impuls Ursprungsstern hat Dreh-Impuls Dreh-Impuls-Erhaltung L = const. Radius R schrumpft um ~ L = M R Kreisfrequenz ω steigt um ~ 8 Umlauf-Perioden: Τ = s 1s 1Hz Hz 1 kg Stabilitätsbedingung fordert: ρ ~ NS Rotations-Energie E ~ E a Rotation ( ) Strahlung ( ) ω 5.. Pulsar Signal Video Credits: D. Klochkov Video Credits: D. Klochkov Pulsar - Magnetfeld 5... Pulsare zuhören Ursprungsstern hat Magnetfeld Φ = B da A Magnetischer Fluss Φ = const. Radius R schrumpft um ~ Magnetfeldstärke B steigt um ~ 8 Feldstärke: B ( BSupraleiter ) NS ~ Tesla ~ 0Tesla sehr regelmäßiges Radio-Signal Taktgeber für Uhren Krebs-Nebel - Pulsar 198: kräftiges Radio-Signal entdeckt f NS ~ 0Hz Quelle 5 Pulsar = Leuchtturm Abstrahlung bremst Rotation Pulsare = junge Neutronensterne Video Credits: D. Klochkov 008 Video Credits: D. Klochkov
8 5.. Pulsare zusehen X-Ray optisch 5.0. Low Mass X-ray Binaries Credits: X-ray: NASA/CXC/ASU/J. Hester et al., optical: NASA/HST/ASU/J. Hester et al.. Quellen 1. Experimentalphysik, W. Demtröder,.Auflage, Springer-Verlag. Lodders, The Astrophysical Journal, 591: 17, 00 July. Astronomie und Astrophysik, Ein Grundkurs, A.Weigert, H.J.Wendker, L.Wisotzki, Wiley-VCH Verlag Thanks for your Attention! Questions? 5 Background Picture Credits - Binary System: with ESA, NASA and Felix Mirabel - XMM-Newton: ESA (Image by C. Carreau) 8
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Staubgetriebene Winde Thomas Rivinius WS 2004/2005 Landessternwarte Heidelberg, Königstuhl T.Rivinius@lsw.uni-heidelberg.de http://lsw.uni-heidelberg.de/users/triviniu/vorlesung Winde von kühlen Überriesen
Dies sind die Planeten (griechisch, Wanderer), die anderen scheinen am Himmelsgewölbe stillzustehen und heißen Fixsterne (fix = feststehend).
.. MMVI Außerhalb der Stadt, wo der Blick in den Himmel nicht durch Streulicht behindert wird, kann man mit bloßem Auge in Mitteleuropa ca. 3000 Sterne sehen. Einige von ihnen bewegen sich gegenüber dem
= 8.28 10 23 g = 50u. n = 1 a 3 = = 2.02 10 8 = 2.02Å. 2 a. k G = Die Dispersionsfunktion hat an der Brillouinzonengrenze ein Maximum; dort gilt also
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