Highlights der Astronomie. APOD vom : Carinae Massereiche Sterne, Vorläufer von Supernovae

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1 Highlights der Astronomie APOD vom : Carinae Massereiche Sterne, Vorläufer von Supernovae

2 was sehen wir? 2 große, symmetrische Wolken innere Struktur, dunkle Streifen räumliche Vorstellung einer Hantel in Mitte helles Zentrum, umgeben von bläulichem Gebiet senkrecht zur Hantel ausströmende Scheibe? sowie dünner Strahl, zu beiden Seiten, aus Zentrum kommend

3 und was ist das? Carinae ist ein massereicher Stern Masse bei 100 M, Helligkeit bei L Oberflächentemperatur ca K, Spektraltyp B absolute bolometrische Magnitude 12 Entfernung Lichtjahre eingebettet in eine Gaswolke, die durch den Sternwind erzeugt wurde diese Wolke heißt auch Homunkulus Nebel Carinae selbst ist Mitglied der OB Assoziation Trumpler 16, die aus vielen jungen, massereichen Sternen besteht in dieser Gegend der Milchstraße viele Gas und Staubwolken (z.b. der Kohlensack), Sternhaufen, Sternentstehung

4 Carina der Schiffskiel am Südhimmel Teil der Milchstraßen scheibe Nähe Kreuz des Südens

5 Die Umgebung NGC3372 ist der große Nebel, der Carina Nebel (Größe etwa 200 LJ) Trumpler 14 und 16 sind darin eingebettete Stern haufen Der Keyhole Nebel (NGC3324) ist ein auf NGC3372 liegender weiterer Nebel (Größe etwa 7 LJ)

6 der Keyhole Nebel neben Carinae gibt es noch etliche weitere, auch heißere junge Sterne, zwei sind hier gezeigt der Keyhole Nebel ist hier gut zu erkennen (Skala 15 arcmin, oben links NE)

7 mehr Details 2mass Infrarot Aufnahme des Carina Nebels, der Keyhole Nebel ist jetzt nicht mehr sichtbar der Keyhole Nebel wurde 1838 von Sir John Frederick William Herschel entdeckt, Carina 1677 von Edmund Halley Carina HST (3.8 arcmin, 9 LJ)

8 Die Geschichte der Helligkeit von Carinae Anfang 19. Jhdt.: veränderlicher Stern, hell (2. 4. Magnitude), aber sonst normal plötzlich starke Erhöhung der Helligkeit Dezember Größenklasse schon 1827 und 1832 ebenfalls (Nachforschungen) dann schwächer, aber starkes Anwachsen April mag und 2. hellster Stern am Nachthimmel ab 1863 starke Abschwächung danach nur noch 8. mag Sir J.F.W. Herschel (Sohn von William Herschel)

9 Carinae im 20. Jahrhundert Ende 19. bis Mitte 20. Jhdt.: bis 1940 schwach ab 1941 langsam heller Ende des 20. Jhdt.: Anfang 1990 wieder für bloßes Auge sichtbar vermutlich starker Ausbruch (aber keine Supernova Explosion) verantwortlich für Aufflammen ausgeworfene Masse verdunkelt erst, und wird langsam dünner, wodurch Zentralstern wieder sichtbar und heller wird.

10 Blick ins Innere von Carinae Auflösung 1.5 Mrd km (doppelte Jupiterbahn) Carinae ist über 800 Mill. km groß (Jupiterbahn) und der hellste Stern in der Milchstraße. Mit Interferometrie (rechts) können zweimal so große Details aufgelöst werden. Erkennbar ist ein unsymmetrischer Wind.

11 Carinae verliert Masse Massenverlust dokumentiert durch Materiewolke asymmetrisch, aber behält Richtung über viele Größen ordnungen ( AU) unklar, warum; Pilz (Hantel )struktur nur, falls in Rotationspolrichtung auseinander gezogen (ungewöhnlich) Rotation sehr schnell, nahe kritisch (90%) Massenverlust/Jahr 500 M bzw. 0,0016 M also Lebenserwartung von weniger als Jahren aber vermutlich vorher schon Supernova Explosion

12 Massereiche Sterne Sterne im Bereich von etwa M obere Grenze: Instabilität untere Grenze: Endprodukt ein weißer Zwerg Lebenszeit: von 20 bis 1 Million Jahre Endprodukt: Supernova vom Typ II; ergibt eine expandierende Hülle (SN Überrest) sowie einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch (2 5 M ) Häufigkeit: nur 5% soviele 10 M und nur 0.2% soviele 100 M wie 1 M Sterne Entwicklung wird vor allem vom Massenverlust beeinflusst dieser ist durch Strahlungsdruck auf Atmosphäre getrieben

13 Was ist an Carinae so besonders? 1. der zweithellste Stern, im IR (18 m) sogar der hellste 2. Masse am obersten Ende des möglichen Bereichs für Sterne 3. stark und untypisch deformiert 4. sehr hoher Massenverlust 5. umgebender Nebel emittiert auch Röntgen Strahlung (variiert, Hinweis auf Doppelstern?) 6. unregelmäßige und drastische Helligkeitsveränderungen auf extrem kurzer Zeitskala 7. Oberflächen Zusammensetzung: reich an He, N, C

14 Entwicklung massereicher Sterne Hertzsprung Russell Diagramm der Entwicklung massereicher Sterne: beginnen ganz links (Nullalter Hauptreihe) verbringen meiste Zeit in den schraffierten Bereichen

15 Die Sterne der Sonnenumgebung Sterne sind in einem langen, schrägen Band angeordnet: Hauptreihe Erklärung: Sterne verbringen dort meiste Zeit, weil Energieerzeugung dort am effektivsten Der Riesenast bei niedrigeren Temperaturen entspricht weiteren, relativ ruhigen Entwicklungsphasen oberes und unteres Ende der Hauptreihe: wenig Sterne, kurzes Leben (oben) ungenaue Daten (unten) Quelle: HIPPARCOS Astrometrie Satellit; da Entfernungen bekannt, absolute Magnituden bestimmbar

16 Was ist die Hauptreihe? beobachtungstechnisch: eine Anhäufung von Sternen im HRD (CMD) statistisch: der Ort langsamster Entwicklung von Sternen physikalisch: die Phase der ertragreichsten Energieerzeugung: durch Wasserstoff Fusion Abschätzung: pro Erzeugung von einem 4He Kern entstehen ca. 25 MeV, das sind pro Gramm Materie erg/gm also aus 1 M (Annahme 10% fusionieren) und bei 1 L Helligkeit ergibt sich Lebenszeit von 1010 Jahren Lebensalter der Sonne auf Hauptreihe alle weiteren Phasen max. 10% davon

17 Zentrales Wasserstoffbrennen ein massereicher Stern beginnt sein Leben mit Wasserstoffbrennen in einem konvektivem Kern im Zentrum etwa 50% der Masse in diesem Kern zentrale Temperatur K, Oberfläche K Brennen über CNO Zyklus (Bethe Weizsäcker Zyklus); dabei wirken C, N, O als Katalysatoren werden aber in Häufigkeiten verändert, insbesondere wird C zu N umgewandelt

18 Massenverlust gleichzeitig verliert der Stern von der Oberfläche Masse durch Sternwind, der getrieben wird von der intensiven Strahlung des Sterns theoretische Rate (Näherung, unvollständig, vereinfacht) log M = log L /105 L 1.3 log M /30 M 0.9 log T eff /40000 K M L2.2 M 1.3 T 0.9 eff Folgen: Stern verliert Masse, verkürzt sein Leben ändert Entwicklungsweg deckt sein Inneres auf

19 Spezielle massereiche Sterne Wolf Rayet Sterne massereiche Sterne mit N, oder C reicher Hülle (WN, WC Sterne) sehr hoher Massenverlust (10 5 M / Jahr) verlieren Hülle Oberflächenzusammensetzung ändert sich entsprechend der aufgedeckten Tiefe Entwicklungsweg: hohe Rotation (bis 400 km/s)

20 Spezielle massereiche Sterne Luminous Blue Variables noch massereichere Sterne noch leuchtkräftiger, kühler als WR Sterne sehr hoher Massenverlust schnelle Veränderungen, Ausbrüche

21 Luminous Blue Variables dazu zählen Carinae, P Cygni, S Dor (LMC), R71, AF And, AG Car berühmt sind in den Spektren die P Cygni Profile der Linien: Zusammenspiel von Absorption und Emission mit den Geschwindigkeiten der Sternhüllen

22 Zusammenhang der diversen Typen Hängen normale massereiche Sterne (O Sterne), WR Sterne und LBVs zusammen? vielleicht durch die Kombination der Effekte von Rotation, Massenverlust und innerer Entwicklung denkbar ist eine Sequenz: O Stern H reicher WN P Cygni artiger LBV H armer WN H freier WN WC Supernova ist aber noch nicht geklärt!

23 der Pistolen Stern noch heller als Carinae LJ entfernt 1990 entdeckt, 1995 von HST genauer untersucht (Bild) durch Staubhülle stark geschwächt, daher hier im IR beobachtet

24 Entwicklung im Inneren nach Ende des Wasserstoffbrennens bleibt ein Helium Kern zurück Energieerzeugung findet in einer Schale um den innersten Kern herum statt (wandert nach außen) Helium Kern komprimiert und heizt sich auf bei etwa 108 K beginnt das Helium Brennen, das zu C, O und Ne führt dieser brennende Kern befindet sich innerhalb des ursprünglichen Wasserstoff brennenden Kerns nach einigen Jahren auch diese Energiequelle erschöpft

25 Hydrostatische Brennphasen in der Folge immer weiter Brennphasen, bei denen die Aschen der vorhergehenden Phase zu den nächst schwereren Elementen verbrannt werden C Ne Mg Si Fe Brenntemperaturen steigen konstant an, bis über 109 K wie weit diese Sequenz verfolgt wird, hängt von Anfangsmasse ab; nur massereiche Sterne gelangen bis Fe bis Eisen sind die Reaktionen exotherm, da sich die Bindungsenergie pro Nukleon (leicht) erhöht danach aber kein weiterer Energiegewinn möglich stattdessen Photo Desintegration

26 am Ende eines Sternlebens aufgrund der Abfolge der Brennphasen ergibt sich eine Zwiebelschalen Struktur im Inneren des Sterns massereiche Sterne erzeugen in diesen und anderen Episoden ihres Lebens alle Elemente!

27 Kollaps steigt der Druck auf den Eisenkern, muss dieser komprimieren dadurch steigt auch die Temperatur (1010 K) und somit die Zahl hochenergetischer Photonen Photo Desintegration wird wirksam, Eisen in Bestandteile (auch Protonen und Neutronen) zerlegt das führt zu einer Kühlung, wodurch der thermische Druck sinkt weitere Kompression von außen am Ende nur noch p, n, e, Photonen; T sehr hoch Neutronisation durch p + e n + Neutrino damit weitere Kühlung und Verlust des Entartungsdruckes der Elektronen Kollaps schneller

28 Kollaps und Stoß durch Neutronisation wandelt sich der Eisenkern zu einem (Proto )Neutronenstern erst wenn die Neutronen stark entartet sind, bei Dichten von bis zu kg/m3, kommt der Kollaps aprupt zum Halt die äußeren Schichten des Kerns prallen auf die plötzlich starren inneren Gebiete und werden reflektiert es entsteht eine nach außen wandernde Stoßwelle, die die Außenschichten des Sterns wegreißt: Explosion gesamte Energie liegt bei 1051 erg, davon 90% oder mehr in den entweichenden Neutrinos, weitere 9% in kinetischer Energie der Hülle, und 1% in Photonen

29 Supernova vom Typ II Supernova 1987A vom in der LMC sieht heute so aus:

30 Supernovae (Typ II) Sternexplosionen Vorgänger sind massereiche Sterne hellste Objekte in Galaxien (heller als Galaxie selbst) speien Elemente in das ISM heizen dieses auch auf und komprimieren umliegende Materie lösen damit neue Sternentstehung aus aus Materie, die sie selbst mit schwereren Elementen angereichert haben Materiekreislauf und Elemententstehung im Universum

31 und Carinae? befindet sich wohl in einer späteren Brennphase da deren Zeitdauer immer kürzer wird (Silizium Brennen nur wenige Stunden), ändert sich das äußere Erscheinungsbild des Sterns nicht mehr durch die inneren Vorgänge kann im Helium, Kohlenstoffbrennen oder später sein daher kann Carinae heute, oder in Jahren explodieren die meisten Schätzungen sagen noch eine Lebenszeit von Jahren voraus

32 ... und das können Sie 2005 sehen: APOD vom : Komet Machholz Schöne Weihnachten und Alles Gute für 2005!