Sternenentwicklung. Martin Hierholzer. Seminar über Nukleare Astrophysik und Anwendungen - SS04 Institut für Kernphysik - Universität Münster
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- Annika Hofmeister
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1 Sternenentwicklung Martin Hierholzer Seminar über Nukleare Astrophysik und Anwendungen - SS04 Institut für Kernphysik - Universität Münster sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.1/30
2 Übersicht Allgemeine Eigenschaften von Sternen Hertzsprung-Russell-Diagramm Aufbau eines Sterns Entwicklungsablauf Kontraktion zur Hauptreihe Hauptreihe Massenarme Sterne Massenreiche Sterne Endphasen Zusammenfassung sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.2/30
3 Allgemeine Eigenschaften von Sternen Entfernungen der Sterne Messung durch Parallaxe (für nahe Sterne): 1 Parallaxe p = 1 entspricht einer Entfernung von 1 pc = AE = 3,26 Lj (1 AE = 1 Erdbahnradius) 2π sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.3/30
4 Allgemeine Eigenschaften von Sternen Entfernungen der Sterne Messung durch Parallaxe (für nahe Sterne): 1 Parallaxe p = 1 entspricht einer Entfernung von 1 pc = AE = 3,26 Lj (1 AE = 1 Erdbahnradius) Scheinbare Helligkeit m Helligkeit, wie wir Stern sehen; angegeben in Magnitudines. 1 mag entspricht einem Verhältnis von 10 0,4 = 2,512 2π sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.3/30
5 Allgemeine Eigenschaften von Sternen Entfernungen der Sterne Messung durch Parallaxe (für nahe Sterne): 1 Parallaxe p = 1 entspricht einer Entfernung von 1 pc = AE = 3,26 Lj (1 AE = 1 Erdbahnradius) Scheinbare Helligkeit m Helligkeit, wie wir Stern sehen; angegeben in Magnitudines. 1 mag entspricht einem Verhältnis von 10 0,4 = 2,512 Absolute Helligkeit Stern in Gedanken in die Standardentfernung von 10 pc versetzen Absloute Helligkeit M Berechnung nach 1 r 2 -Gesetz: m M = 5 mag log 2π r 10 pc sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.3/30
6 Farbindex Allgemeine Eigenschaften von Sternen Differenz von 2 in verschiedenen Wellenlängenbereichen gemessenen scheinbaren Helligkeiten: Farbindex = m X m Y Standard: UBV-System Zusammenhang mit Temperatur (λ max T = const) sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.4/30
7 Farbindex Allgemeine Eigenschaften von Sternen Differenz von 2 in verschiedenen Wellenlängenbereichen gemessenen scheinbaren Helligkeiten: Farbindex = m X m Y Standard: UBV-System Zusammenhang mit Temperatur (λ max T = const) Spektraltyp Klassifikation des Sterns nach Stärke von Spektrallinien (Bsp. Sonne: G2 = Ca II sehr stark, neutrale Metalle Fe I,... sehr stark) Auch hier direkte Temperaturabhängigkeit sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.4/30
8 Allgemeine Eigenschaften von Sternen Aufteilung in Populationen nach Zusammensetzung: Population I Sonnenähnliche Zusammensetzung: 70% H, 28% He, 2% Metalle Meist in Offenen Haufen Entstanden aus Gas, das von früheren Sternen mit Metallen angereichert ist Jüngere Sterne sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.5/30
9 Allgemeine Eigenschaften von Sternen Aufteilung in Populationen nach Zusammensetzung: Population I Sonnenähnliche Zusammensetzung: 70% H, 28% He, 2% Metalle Meist in Offenen Haufen Entstanden aus Gas, das von früheren Sternen mit Metallen angereichert ist Jüngere Sterne Population II Geringere Metallhäufigkeit (0,1% bis 0,01%) Ältere Sterne Treten meist in Kugelsternhaufen auf sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.5/30
10 Hertzsprung-Russell-Diagramm Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) Auftragen der visuellen absoluten Helligkeit M v über dem Spektraltyp sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.6/30
11 Hertzsprung-Russell-Diagramm Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) Auftragen der visuellen absoluten Helligkeit M v über dem Spektraltyp Oft auch Temperatur auf Abszisse sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.6/30
12 Hertzsprung-Russell-Diagramm Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) Auftragen der visuellen absoluten Helligkeit M v über dem Spektraltyp Oft auch Temperatur auf Abszisse Auffällig: viele Sterne auf einer Linie sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.6/30
13 Hertzsprung-Russell-Diagramm Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) Auftragen der visuellen absoluten Helligkeit M v über dem Spektraltyp Oft auch Temperatur auf Abszisse Auffällig: viele Sterne auf einer Linie Rechts oben: Riesensterne Links unten: Zwergsterne sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.6/30
14 Hertzsprung-Russell-Diagramm Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) Auftragen der visuellen absoluten Helligkeit M v über dem Spektraltyp Oft auch Temperatur auf Abszisse Auffällig: viele Sterne auf einer Linie Rechts oben: Riesensterne Links unten: Zwergsterne Farben-Helligkeits-Diagramm (FHD) Auftragen von M v über einem Farbindex (meist B V ) Ähnliches Bild wie beim HRD sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.6/30
15 Hertzsprung-Russell-Diagramm Beispiel für HRD/FHD Hier: Sämtliche Sterne eines Kugelsternenhaufens eingetragen sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.7/30
16 Hertzsprung-Russell-Diagramm Beispiel für HRD/FHD Hier: Sämtliche Sterne eines Kugelsternenhaufens eingetragen Typische Bereiche des HRD/FHD Hauptsequenz sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.7/30
17 Hertzsprung-Russell-Diagramm Beispiel für HRD/FHD Hier: Sämtliche Sterne eines Kugelsternenhaufens eingetragen Typische Bereiche des HRD/FHD Hauptsequenz Knie sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.7/30
18 Hertzsprung-Russell-Diagramm Beispiel für HRD/FHD Hier: Sämtliche Sterne eines Kugelsternenhaufens eingetragen Typische Bereiche des HRD/FHD Hauptsequenz Knie Riesenast sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.7/30
19 Hertzsprung-Russell-Diagramm Beispiel für HRD/FHD Hier: Sämtliche Sterne eines Kugelsternenhaufens eingetragen Typische Bereiche des HRD/FHD Hauptsequenz Knie Riesenast Asymptotischer Riesenast sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.7/30
20 Hertzsprung-Russell-Diagramm Beispiel für HRD/FHD Hier: Sämtliche Sterne eines Kugelsternenhaufens eingetragen Typische Bereiche des HRD/FHD Hauptsequenz Knie Riesenast Asymptotischer Riesenast Ähnliches Diagramm, wie HRD eines Sterns im zeitlichen Verlauf, aber nicht identisch!! sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.7/30
21 Hertzsprung-Russell-Diagramm Vergleich: Entwicklungswege Isochronen Entwicklungswege: Sterne gleicher Masse Isochronen: Sterne gleichen Alters sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.8/30
22 Aufbau eines Sterns Hydrostatisches Gleichgewicht Gewichtskraft einer Kugelschale: df = G m(r) A(r)ρ(r) dr r 2 mit: A(r) = 4πr 2 ; m(r) = R r 0 A(r ) ρ(r ) dr sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.9/30
23 Aufbau eines Sterns Hydrostatisches Gleichgewicht Gewichtskraft einer Kugelschale: df = G m(r) A(r)ρ(r) dr r 2 mit: A(r) = 4πr 2 ; m(r) = R r 0 A(r ) ρ(r ) dr mit A d p = df folgt Gravitationsdruck: d p = G r 2 m(r)ρ(r) dr p grav = 3 8 G M 2 πr 4 sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.9/30
24 Aufbau eines Sterns Hydrostatisches Gleichgewicht Gewichtskraft einer Kugelschale: df = G m(r) A(r)ρ(r) dr r 2 mit: A(r) = 4πr 2 ; m(r) = R r 0 A(r ) ρ(r ) dr mit A d p = df folgt Gravitationsdruck: d p = G r 2 m(r)ρ(r) dr p grav = 3 8 G M 2 πr 4 Thermischer Druck (ideales Gas): p gas = ρ M RT mit : M = mittlere molare Masse sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.9/30
25 Aufbau eines Sterns Hydrostatisches Gleichgewicht Gewichtskraft einer Kugelschale: df = G m(r) A(r)ρ(r) dr r 2 mit: A(r) = 4πr 2 ; m(r) = R r 0 A(r ) ρ(r ) dr mit A d p = df folgt Gravitationsdruck: d p = G r 2 m(r)ρ(r) dr p grav = 3 8 G M 2 πr 4 Thermischer Druck (ideales Gas): p gas = ρ M RT mit : M = mittlere molare Masse Gravitationsdruck wird durch thermischen Druck ausgeglichen sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.9/30
26 Aufbau eines Sterns Verteilung der chemischen Elemente am Beispiel der Sonne Wasserstoffbrennen im Inneren geringere Wasserstoff- und höhere Heliumkonzentration sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.10/30
27 Aufbau eines Sterns Konvektionszonen Massenreiche Sterne: Innen konvektiv, außen radiativ Massenarme Sterne: Innen radiativ, außen konvektiv sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.11/30
28 Entwicklungsablauf Kontraktion zur Hauptreihe Hauptsequenz Rote Riesen Endphasen: Weiße Zwerge, Neutronensterne, Supernovae sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.12/30
29 Entwicklungsablauf: Kontraktion zur Hauptreihe Gaswolken können durch Störung zu Protostern kontrahieren zunächst geringe Dichte Energie entweicht sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.13/30
30 Entwicklungsablauf: Kontraktion zur Hauptreihe Gaswolken können durch Störung zu Protostern kontrahieren zunächst geringe Dichte Energie entweicht Dichte steigt, Energie wird absorbiert Temperaturerhöhung, Dissoziation von H 2 (1800 K); Ionisation von H ( K) sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.13/30
31 Entwicklungsablauf: Kontraktion zur Hauptreihe Gaswolken können durch Störung zu Protostern kontrahieren zunächst geringe Dichte Energie entweicht Dichte steigt, Energie wird absorbiert Temperaturerhöhung, Dissoziation von H 2 (1800 K); Ionisation von H ( K) Nach vollständiger Ionisation: Bewegung im HRD nach unten zur Hauptreihe sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.13/30
32 Entwicklungsablauf: Kontraktion zur Hauptreihe Gaswolken können durch Störung zu Protostern kontrahieren zunächst geringe Dichte Energie entweicht Dichte steigt, Energie wird absorbiert Temperaturerhöhung, Dissoziation von H 2 (1800 K); Ionisation von H ( K) Nach vollständiger Ionisation: Bewegung im HRD nach unten zur Hauptreihe Einsetzen der Fusion bei 4 Mio. K (M > 0,1 M ) M < 0,08 M : Keine Fusion möglich Brauner Zwerg sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.13/30
33 Entwicklungsablauf: Kontraktion zur Hauptreihe Jeans-Kriterium Bedingung für Kontraktion einer Gaswolke: Gravitationsdruck größer als Gasdruck (+ Zentrifugaldruck) Annahmen: Nicht rotierende kugelförmige Gaswolke mit Radius R sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.14/30
34 Entwicklungsablauf: Kontraktion zur Hauptreihe Jeans-Kriterium Bedingung für Kontraktion einer Gaswolke: Gravitationsdruck größer als Gasdruck (+ Zentrifugaldruck) Annahmen: Nicht rotierende kugelförmige Gaswolke mit Radius R Geringe Massendichte Ideales Gas, pv = nrt Gasdruck p gas = ρ M RT sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.14/30
35 Entwicklungsablauf: Kontraktion zur Hauptreihe Jeans-Kriterium Bedingung für Kontraktion einer Gaswolke: Gravitationsdruck größer als Gasdruck (+ Zentrifugaldruck) Annahmen: Nicht rotierende kugelförmige Gaswolke mit Radius R Geringe Massendichte Ideales Gas, pv = nrt Gasdruck p gas = ρ M RT Gravitationsdruck p grav = 3 8 G M2 πr 4 sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.14/30
36 Entwicklungsablauf: Kontraktion zur Hauptreihe Jeans-Kriterium Bedingung für Kontraktion einer Gaswolke: Gravitationsdruck größer als Gasdruck (+ Zentrifugaldruck) Annahmen: Nicht rotierende kugelförmige Gaswolke mit Radius R Geringe Massendichte Ideales Gas, pv = nrt Gasdruck p gas = ρ M RT Gravitationsdruck p grav = 3 8 G M2 πr 4 Mit p gas < p grav und M = 4 3 πρr3 folgt: M 2kT G M R sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.14/30
37 Sternentstehungsgebiet: Orionnebel (M42) sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.15/30
38 Entwicklungsablauf: Hauptreihe Für gleichartige Sterne: L = L(T eff ) Linie im HRD; Hauptreihe sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.16/30
39 Entwicklungsablauf: Hauptreihe Für gleichartige Sterne: L = L(T eff ) Linie im HRD; Hauptreihe Massenreiche Sterne durchlaufen Hauptreihe schneller als massenarme Verweildauer etwa 90% der Lebensdauer (5 Mio. bis mehrere Mrd. Jahre), dabei praktisch keine Veränderung des Sterns sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.16/30
40 Entwicklungsablauf: Hauptreihe Für gleichartige Sterne: L = L(T eff ) Linie im HRD; Hauptreihe Massenreiche Sterne durchlaufen Hauptreihe schneller als massenarme Verweildauer etwa 90% der Lebensdauer (5 Mio. bis mehrere Mrd. Jahre), dabei praktisch keine Veränderung des Sterns Energieproduktion durch Wasserstoffbrennen im Kern Massenarme Sterne (M < 1,5 M ): pp-prozess Massenreiche Sterne: CNO-Zyklus (CNO-Zyklus setzt erst bei höheren Temperaturen ein) sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.16/30
41 Entwicklungsablauf: Hauptreihe Für gleichartige Sterne: L = L(T eff ) Linie im HRD; Hauptreihe Massenreiche Sterne durchlaufen Hauptreihe schneller als massenarme Verweildauer etwa 90% der Lebensdauer (5 Mio. bis mehrere Mrd. Jahre), dabei praktisch keine Veränderung des Sterns Energieproduktion durch Wasserstoffbrennen im Kern Massenarme Sterne (M < 1,5 M ): pp-prozess Massenreiche Sterne: CNO-Zyklus (CNO-Zyklus setzt erst bei höheren Temperaturen ein) Extrem massenarme Sterne (M < 0,26 M ) werden nach Verbrauch ihres Wasserstoffs direkt zu weißen Zwergen sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.16/30
42 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Entwicklung zu Rotem Riesen Verhältnis H/He im Kern wird ungünstiger Kern schrumpft und wird heißer H wird nun in Schale verbrannt sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.17/30
43 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Entwicklung zu Rotem Riesen Verhältnis H/He im Kern wird ungünstiger Kern schrumpft und wird heißer H wird nun in Schale verbrannt Dadurch blähen sich äußere Schichten auf Stern wird zum Roten Riesen Bewegung im HRD nach zunächst rechts, dann senkrecht nach oben sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.17/30
44 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Helium-Brennen Nur Sterne mit M > 0,5 M erreichen Zündtemperatur Bei 100 Mio. K: He-Brennen im Kern; weiterhin H-Brennen in Schale sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.18/30
45 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Helium-Brennen Nur Sterne mit M > 0,5 M erreichen Zündtemperatur Bei 100 Mio. K: He-Brennen im Kern; weiterhin H-Brennen in Schale 3α-Prozess: 4 He + 4 He 8 Be 0,1 MeV 8 Be + 4 He 12 C + 7,4 MeV sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.18/30
46 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Helium-Brennen Nur Sterne mit M > 0,5 M erreichen Zündtemperatur Bei 100 Mio. K: He-Brennen im Kern; weiterhin H-Brennen in Schale 3α-Prozess: 4 He + 4 He 8 Be 0,1 MeV 8 Be + 4 He 12 C + 7,4 MeV Weitere Temperaturerhöhung des Kerns Extrem hoher Druck Fermi-Entartung, Kern expandiert nicht, Reaktion beschleunigt sich weiter sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.18/30
47 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Helium-Flash Sterne mit M < 1,4 M verbrennen Helium explosionsartig Sekunden nach dem Zünden der He-Brennens: Hohe Temperatur hebt Entartung auf sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.19/30
48 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Helium-Flash Sterne mit M < 1,4 M verbrennen Helium explosionsartig Sekunden nach dem Zünden der He-Brennens: Hohe Temperatur hebt Entartung auf Kern expandiert explosionsartig, Hülle fängt Energie jedoch auf, Stern überlebt sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.19/30
49 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Helium-Flash Sterne mit M < 1,4 M verbrennen Helium explosionsartig Sekunden nach dem Zünden der He-Brennens: Hohe Temperatur hebt Entartung auf Kern expandiert explosionsartig, Hülle fängt Energie jedoch auf, Stern überlebt starker Temperaturanstieg in der Hülle, Verlust an Leuchtkraft Sprung im HRD nach unten links sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.19/30
50 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Helium-Flash (2) Abwerfen eines Planetarischen Nebels NGC3132, Quelle: sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.20/30
51 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Helium-Flash (2) Abwerfen eines Planetarischen Nebels Asymptotischer Riesenast Zunächst gleichmäßiges He-Brennen im Kern sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.20/30
52 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Helium-Schalenflash Helium im Kern verbraucht He-Schale entsteht, H-Brennen wandert noch weiter nach außen Anwachsen des Riesens auf bis zu 300 R sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.21/30
53 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Helium-Schalenflash Helium im Kern verbraucht He-Schale entsteht, H-Brennen wandert noch weiter nach außen Anwachsen des Riesens auf bis zu 300 R He-Brennen in Schale setzt ein Temperaturanstieg in den Schalen führt zu Konvektion, Energietransport nach außen, He-Schale kühlt ab sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.21/30
54 Entwicklungsablauf: Massenarme Sterne Helium-Schalenflash Helium im Kern verbraucht He-Schale entsteht, H-Brennen wandert noch weiter nach außen Anwachsen des Riesens auf bis zu 300 R He-Brennen in Schale setzt ein Temperaturanstieg in den Schalen führt zu Konvektion, Energietransport nach außen, He-Schale kühlt ab Prozess erfolgt in mehreren Oszillationen Massenverlust der Hülle als Sternenwind sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.21/30
55 Entwicklungsablauf: Massenreiche Sterne Entwicklung zu Rotem Riesen Früheres Einsetzen des Heliumbrennens bei noch nicht entartetem Kern Kein explosionsartiges He-Brennen Wasserstoff brennt in Schale weiter sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.22/30
56 Entwicklungsablauf: Massenreiche Sterne Entwicklung zu Rotem Riesen Früheres Einsetzen des Heliumbrennens bei noch nicht entartetem Kern Kein explosionsartiges He-Brennen Wasserstoff brennt in Schale weiter He-Brennzone wandert nach außen Je nach Masse entstehen unterschiedlich viele Schalen mit weiteren Brennzonen Synthese schwererer Elemente sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.22/30
57 Entwicklungsablauf: Massenreiche Sterne Synthese schwererer Elemente C-Brennen (Produkte: O, Ne, Mg, Na) sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.23/30
58 Entwicklungsablauf: Massenreiche Sterne Synthese schwererer Elemente C-Brennen (Produkte: O, Ne, Mg, Na) Falls M > 5 M : O-Brennen (Produkte: Si, P, Mg) Ne-Brennen (Produkt: Mg) Si-Brennen (Produkte: Ni, Fe, He) sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.23/30
59 Entwicklungsablauf: Massenreiche Sterne Synthese schwererer Elemente C-Brennen (Produkte: O, Ne, Mg, Na) Falls M > 5 M : O-Brennen (Produkte: Si, P, Mg) Ne-Brennen (Produkt: Mg) Si-Brennen (Produkte: Ni, Fe, He) sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.23/30
60 Entwicklungsablauf: Endphasen Endzustände abhängig von Masse Sterne mit M < 1,5 M enden als weißer Zwerg sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.24/30
61 Entwicklungsablauf: Endphasen Endzustände abhängig von Masse Sterne mit M < 1,5 M enden als weißer Zwerg Sterne mit M > 1,5 M können als Supernova explodieren 1,5 M < M < 5 M : Neutronenstern verbleibt M > 5 M : Stern kollabiert zu Schwarzem Loch sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.24/30
62 Entwicklungsablauf: Endphasen Endzustände abhängig von Masse Sterne mit M < 1,5 M enden als weißer Zwerg Sterne mit M > 1,5 M können als Supernova explodieren 1,5 M < M < 5 M : Neutronenstern verbleibt M > 5 M : Stern kollabiert zu Schwarzem Loch Bei Sternen mittelhoher Masse (1,5 M < M < 8 M ) genauer Verlauf noch nicht geklärt sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.24/30
63 Entwicklungsablauf: Endphasen Weiße Zwerge Nukleare Reaktion erloschen Materie entartet (E F kt ) Masse durchschnittlich 1 M, aber Größe wie die Erde! ρ 10 9 kg m 3 sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.25/30
64 Entwicklungsablauf: Endphasen Weiße Zwerge Nukleare Reaktion erloschen Materie entartet (E F kt ) Masse durchschnittlich 1 M, aber Größe wie die Erde! ρ 10 9 kg m 3 Stabilitätsbedingung: Entartungsdruck = Gravitationsdruck Masse-Radius-Beziehung: R M 1 3 Chandrasekhar-Grenzmasse: M Ch 5,8 M µ 2 1,5 M e (mit µ e 2: Molekulargewicht pro freiem Elektron) sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.25/30
65 Entwicklungsablauf: Endphasen Weiße Zwerge Nukleare Reaktion erloschen Materie entartet (E F kt ) Masse durchschnittlich 1 M, aber Größe wie die Erde! ρ 10 9 kg m 3 Stabilitätsbedingung: Entartungsdruck = Gravitationsdruck Masse-Radius-Beziehung: R M 1 3 Chandrasekhar-Grenzmasse: M Ch 5,8 M µ 2 1,5 M e (mit µ e 2: Molekulargewicht pro freiem Elektron) Im HRD unten Links (heiß, aber geringe Leuchtkraft) Nach Auskühlen: Schwarzer Zwerg sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.25/30
66 Entwicklungsablauf: Endphasen Neutronensterne Sterne oberhalb der Chandrasekhar-Grenzmasse M c 1,5 M kollabieren zu Neutronensternen E F muss weiter ansteigen sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.26/30
67 Entwicklungsablauf: Endphasen Neutronensterne Sterne oberhalb der Chandrasekhar-Grenzmasse M c 1,5 M kollabieren zu Neutronensternen E F muss weiter ansteigen E F ( m n m p ) c 2 : e + p n + ν e (inverser β-zerfall) sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.26/30
68 Entwicklungsablauf: Endphasen Neutronensterne Sterne oberhalb der Chandrasekhar-Grenzmasse M c 1,5 M kollabieren zu Neutronensternen E F muss weiter ansteigen E F ( m n m p ) c 2 : e + p n + ν e (inverser β-zerfall) Oppenheimer-Volkow-Grenzmasse: M 3,2 M Schwarzes Loch Aber: Hoher Masseverlust bei Entstehung (SN-Explosion; Gravitationsenergie wird abgestrahlt) sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.26/30
69 Entwicklungsablauf: Endphasen Supernovae Typ II Massenreiche Sterne explodieren wahrscheinlich alle als SN II Massenreicher Stern behält Eisenkern am Ende der Brennphase übrig Masse und Temperatur des Kerns steigt aufgrund weiterer Eisenproduktion in umliegender Schale (Si-Brennen) sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.27/30
70 Entwicklungsablauf: Endphasen Supernovae Typ II Massenreiche Sterne explodieren wahrscheinlich alle als SN II Massenreicher Stern behält Eisenkern am Ende der Brennphase übrig Masse und Temperatur des Kerns steigt aufgrund weiterer Eisenproduktion in umliegender Schale (Si-Brennen) Zwischen 5 bis 10 Mrd. K wird Kern instabil und kollabiert im Freien Fall, γ-quanten spalten Eisen in α-teilchen Kern wird zu Neutronenstern; Neutrinos können nicht mehr entweichen sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.27/30
71 Entwicklungsablauf: Endphasen Supernovae Typ II Massenreiche Sterne explodieren wahrscheinlich alle als SN II Massenreicher Stern behält Eisenkern am Ende der Brennphase übrig Masse und Temperatur des Kerns steigt aufgrund weiterer Eisenproduktion in umliegender Schale (Si-Brennen) Zwischen 5 bis 10 Mrd. K wird Kern instabil und kollabiert im Freien Fall, γ-quanten spalten Eisen in α-teilchen Kern wird zu Neutronenstern; Neutrinos können nicht mehr entweichen Schließlich ist gesamter Kern kollabiert; Kollaps kommt schlagartig zum Stillstand Erst jetzt beginnt Hülle zu kollabieren sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.27/30
72 Entwicklungsablauf: Endphasen Supernovae Typ II (2) Plötzlicher Stop des Kernkollapses führt zu Schockwelle, die in Gegenrichtung die Hülle durchläuft Schockwelle erreicht nach Stunden äußeren Bereich Hülle wird abgestoßen, Supernova wird sichtbar sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.28/30
73 Entwicklungsablauf: Endphasen Supernovae Typ II (2) Plötzlicher Stop des Kernkollapses führt zu Schockwelle, die in Gegenrichtung die Hülle durchläuft Schockwelle erreicht nach Stunden äußeren Bereich Hülle wird abgestoßen, Supernova wird sichtbar Während des Zusammenbruchs werden blitzartige Kernfusionen gezündet Erzeugung schwererer Elemente Zurück bleibt Neutronenstern sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.28/30
74 Zusammenfassung sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.29/30
75 The End sternenentwicklung.tex Sternenentwicklung Martin Hierholzer 25/5/ :46 p.30/30
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