Die ersten Sterne. Wilhelm Kley. Institut für Astronomie & Astrophysik & Kepler Center for Astro and Particle Physics Tübingen

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1 Die ersten Sterne Wilhelm Kley Institut für Astronomie & Astrophysik & Kepler Center for Astro and Particle Physics Tübingen Sternwarte Tübingen, 1. Dezember 2017

2 Die ersten Sterne: Übersicht Einführung Die Frühphase des Universums Die ersten Sterne W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

3 Einführung: Bedeutung der ersten Sterne Wahrscheinlich sehr massereich und sehr hell Aus numerischen Modellrechnungen Beeinflussen die Dynamik des Kosmos Heizung und Ionisation der Umgebung Produzieren und verbreiten die schweren Elemente Wichtig für folgende Sterngenerationen (Sonnensystem) Planetensysteme (Leben) Bilden Saatkörner für die massereichen Schwarzen Löcher befinden sich in den Zentren von Galaxien Energiequelle der Quasare W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

4 Einführung: Einbettung in die Evolution des Universums W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

5 Die ersten Sterne: Übersicht Einführung Die Frühphase des Universums Die ersten Sterne W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

6 Frühphase des Universums: Hintergrundstrahlung Die kosmische Hintergrundstrahlung (Cosmic Microwave Background, CMB) wurde (1940er) vorhergesagt von: Gamov, Alper & Herman. Abschätzung einer Temperatur von 5 Kelvin. Entdeckung: 1964 von Penzias & Wilson (Nobelpreis, 1978) Messen eine gleichmäßige Strahlung aus allen Himmelsrichtungen. (etwa bei 1.6 GHz und 1 mm Wellenlänge) (Hornantenne in Holmdel, Bell Labs, New Jersey) (Öffnung: 6 6m) W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

7 Frühphase des Universums: CMB: Spektrum Spektrum, aufgenommen durch COBE-Satellit Cosmic Background Explorer ( ) (Nobelpreis: 2006) 3K Hintergrundstrahlung: Bestes Schwarzkörperspektrum, dass jemals gemessen wurde. Fehlerbalken 100 mal vergrößert. W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

8 Frühphase des Universums: CMB: Himmelskarte Temperaturvariationen: Oben: Beobachtete Verteilung Dipolcharakter mit T K Durch Bewegung der Milchstraße/Sonne bezüglich CMB mit v dipol ' 620 km/s. Mitte: Dipol abgezogen Milchstraßenhintergrund sichtbar Unten: auch Milchstraße abgezogen Schwankungen zwischen Maxima u. Minima ca. T Keimzelle für Strukturbildung (Gravitationsfeldschwankungen). W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

9 Frühphase des Universums: Die Hintergrundstrahlung I Wir sehen die Fläche der letzten Streuung der Materie: Last Scattering Surface (LSS). Jenseits ist der Kosmos optisch dick. Bei einer Temperatur um 3000 K. Oder ca. 380,000 Jahre nach dem Big Bang Wasserstoff wird neutral. Zeit der Rekombination. Das Dunkle Zeitalter beginnt. W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

10 Frühphase des Universums: Analysiere Temperaturverteilung (Bild: Planck-Satellit) Die Hintergrundstrahlung II Die Fluktuationen zeigen, dass das Universum flach ist, also tot = 1, geben Rückschlüsse auf anfängliche Dichte-Fluktuationen und Materiebewegungen. Kosmologische Parameter bestimmbar. W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

11 Frühphase des Universums: Die Dunkle Seite Dunkle Energie: de = 0.68 Dunkle Materie: dm = 0.27 Normale Materie: nm = 0.05 W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

12 Frühphase des Universums: Teilchenerzeugung Universum expandiert Zu Beginn sehr heiß Photonenenergie sehr hoch höher als Teilchenmasse (E = mc 2 ). Gleichgewicht von Teilchenerzeugung (aus Strahlung) und Vernichtung (Teilchen und Antiteilchen) Expansion ) Abkühlung ) Ausfrieren von Teilchen Zuerst die Masse-reichen (z.b. Protonen), dann die Masse-armen (Elektronen) Paarbildung Annihilation W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

13 Frühphase des Universums: Elementerzeugung Nukleosynthese im Urknall etwas unterschiedlich zu Sternen: Höhere Temperatur, T = K, aber geringere Dichte ( ). Expansion erniedrigt T und ) Nur Deuterium, Helium und wenig Lithium werden erzeugt. Massenanteile: He zu H 1/4. W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

14 Frühphase des Universums: Deuterium Die Boxen geben in der vertikalen Achse die Beobachtungen und auf der horizontalen die notwendige Baryonendichte an. Oben: für 4 He Massenanteile Unten: Anzahlanteile Messungen: 4 He (galaktische HII Regionen) 2 D (Spektren entfernter Quasare) Die Rechnungen zeigen, dass der Anteil der Baryonen an der kritischen Dichte ( b,0 ) etwa 4-5% beträgt. Das Verhältnis der Baryonen zu Photonen ist: (C.Charbonnel, Nature, 2002) = n B n 10 9 W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

15 Frühphase des Universums: Strukturbildung Die Entstehung von großräumigen Strukturen wird zunächst durch Störungen in der Dunklen Materie initiiert. Dann folgen die Störungen in der baryonischen Materie. Neue Simulation (2014): Illustris-Projekt Animation Siehe auch Astronomy Picture of the day: APOD ( ) Sternentstehung in dichtesten Bereichen! W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

16 Die ersten Sterne: Übersicht Einführung Die Frühphase des Universums Sterne W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

17 Sterne: Entstehung und Entwicklung Wolken-Kollaps: Innerer Druck < Gravitation (Jeans Kriterium) (brauche Kühlmittel, Wolke darf sich beim Kollaps nicht Aufheizen) Maximale Masse: Strahlungsdruck < Gravitation (Eddington-Limit) (hängt stark von Metallizität des Sterns ab, in Milchstraße um M ) Wie entstehen die ersten Sterne? W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

18 Sterne: Das Besondere der Ersten Sterne Protogalaxien haben hohen Anteil an Dunkler Materie heute hat sich normale Materie im Zentrum angesammelt Kühlprozesse konzentrieren Materie Bildung von Galaxien-Kernen an den Knoten der Filamente Das Ausgangsmaterial ist extrem metallarm (nur H, He) vereinfacht die Prozesse (heute viele Elemente & Moleküle) nur wenig Kühlprozesse Atome haben zu hohe Anregungsenergie Kühlung durch molekularen Wasserstoff (H 2 ) Wie wird H 2 hergestellt? H+H) H 2 verbotene Reaktion H+e ) H + und H +H! H 2 +e bevorzugt brauche aber genügende Elektronen (e ) H + H + H) bei höheren Dichten W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

19 Sterne: Wie kühlt H 2? Anregung von Rotationen und Vibrationen durch Kollisionen (kinetische Energie! innere Energie) Abstrahlung durch Aussenden von Photon (im Infraroten) Kühlung bis auf etwa 200 K möglich (in heutiger Sternentstehung bis 10 K) W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

20 Sterne: Kühlraten von H 2 Die Kühlraten (Energieverlust/Zeit) für das H 2 -Molekül im Prinzip hat DH höhere Kühlraten, wird aber nicht so häufig erzeugt (sehr geringer Anteil) (Yoshida, ea. 2007) W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

21 Sterne: Prinzipieller Ablauf der Entstehung Minihalo-Bildung bei z 20, Gleichgewicht bei ca M Adiabatische und dissipative Heizung bis T vir = 1000 K H 2 Bildung! Kühlung! weiterer Kollaps! Sternentstehung Oben: Gasdichte zu 4 Rotverschiebungen, Verschmelzungen Mitte: Dichte am Ende der Simulation 0.06pc = AE prägalaktisches Objekt mit 10 6 M Unten: Temperatur 2vl: Schockheizung; 3vl: Kühle Bereiche (200K), Kollaps; Kern mit 100M (Abel et al. 2002) W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

22 Sterne: Minihalos mit Protosternen Halo-Massen Verteilung einige M Einige erste Kerne mit M Weiße Kreise (zoom-in bis 1 pc) (Hirano ea. 2014) W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

23 Sterne: Chemische und thermische Entwicklung I Kollaps der Kerne Runaway-Kühlung und Jeans-Instabilität H 2 Bildung: H + e ) H + und H +H! H 2 +e T vir = 1000 K nicht heiß genug für signifikante H 2 Bildung Kollisionsanregung von H 2 Rotations-Vibrations-Zuständen Strahlungsabregung: Kühlung bis 200 K Bei n H ' 10 4 cm 3 : Jeans-Instabilität (Beginn des Kollaps) Jeans Masse: M Jeans M (Galli & Palla, Omukai & Nishi, Abel ea., Bromm ea.) W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

24 Sterne: Chemische und thermische Entwicklung II Näherungsweise isothermer Kollaps Für n H > 10 4 /cm 3 (Punkt C) Beginn Jeans-Instabilität Kühlzeit ähnlich zur Fallzeit reduzierte Kontraktionsrate, leichter Anstieg in der Temperatur (Yoshida, 06) W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

25 Sterne: Chemische und thermische Entwicklung III Chemo-thermische Instabilität Für n H > 10 8 /cm 3,3Körper Reaktionen zur H 2 Bildung stark ansteigender H 2 Anteil - runaway Kühlung möglich Behindert durch verringerte H 2 Kühlungseffizienz 3 Körper Heizung erhöhte Opazität durch H 2 Linienemission Kollaps wird langsamer bis zu hohen Massen (Nähe M Jeans ) (Omukai & Yoshii 03, Ripamonti & Abel 04, Yoshida ea 06, Turk ea 09) W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

26 Sterne: Kollaps über viele Größenordnungen Gas-Dichte Entwicklung (Bromm ea. 2009) Brauche mehrdimensionale Rechnungen (2D, 3D) Sonst würde Strahlungsdruck den Kollaps verhindern Massenakkretion über eine Scheibe Komplexe Stömungen innerhalb der Sterns und Hülle W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

27 Sterne: Eigenschaften der Ersten Sterne: Pop. III.1 Masse: M (unklar wegen Feedback) kompakter als normale Sterne (weil Kernreaktionen ineffizienter) deswegen höhere Temperaturen bis zu K (17 T ) d.h. Abstrahlung im UV Bereich Ionisation des umgebenden H und He (kosmische Renaissance) Ionisationsschalen erfüllen bald das gesamte Universum Zeitalter der Reionisation: Evidenz UV Absorption in Spektren von Quasaren (einige 100 Mio. Jahre nach Urknall) WMAP: Hinweise auf Polarisation in Hintergrundstrahlung (durch freie Elektronen), frühe Ionisation? Hohe Metallizität des intergalaktischen Haufengases W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

28 Sterne: Massenverteilung von Sternen Im frühen Universum In Milchstraße (Hirano ea. 2014) (L. Saade) Massereichste Sterne in Milchstraße: NGC 3603-A1 (Wolf-Rayet Sterne) Doppelstern, mit 116 und 89 M (gesicherte Massen) Massereichster Stern in Großer Magellanscher Wolke: R136a1 (in Tarantel-Nebel) 300M (Masse unsicher, aus Sternentwicklung) W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

29 Sterne: Strahlungsfeedback Blau: Ionisationsschalen, Grün: Moleküle (durch viele e ), viele HD Moleküle ) Entstehung von Pop. III.2 Sterne (Bromm ea. 2009) W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

30 Sterne: Überblick - Population III Sterne Sterne mit ursprünglichen Elementen aus dem Urknall Einteilung in zwei Gruppen Pop III.1 Erste Generation in ersten Mini-Halos entstanden (noch nicht in Galaxien) aus neutralem Gas sehr massereich (einige 100 M ) Pop III.2 Zweite Generation beeinflusst durch Generation 1 in ionisiertem Medium masseärmer (einige 10 M ) W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

31 Sterne: Was bleibt übrig? Blau: Ursprungsmasse Rot: Restmasse (WZ, NS, SL) Grün: Metallausstoß M init 200M : Pair-Instability Supernova (PISN) Zerlegung des Sterns kein Remnant Prinzip: PISN W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

32 Sterne: Wie schnell geht s? Massereiche Sterne: Kurze Lebensdauer Massearme Sterne Lange Lebensdauer (A. Heger) (Buzzoni ea. 2002) W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

33 Sterne: Elementerzeugung (Howes ea. 2015) Untersuche sehr metallarme Sterne in Milchstraße: Beobachtungen: Sterne im galaktischen Bulge (metallarm: rot, metallreich: blau), und im Halo (schwarz) [Fe/C] gegen [Fe/H], gepunktete Linie: Sonne! Unten: Element-Häufigkeitsverteilung eines metallarmen Sterns. SN Vergleich (40, 15, 170 M ) (speziell Cr, Mn, Co, Ni) ) Elemente nicht in PISN brauche Sterne mit einige 10 M, also PopIII.2 Sterne (HN) W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember

34 Sterne: Ausblick Die Reichweite heutiger und zukünftiger Teleskope (Astronomy, 09/2011) W. Kley, Sternwarte Tübingen, Die ersten Sterne, 1. Dezember