Entwicklung von offenen Sternhaufen

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1 Entwicklung 1/16 Entwicklung von offenen Sternhaufen Offene Sternhaufen entstehen also mit folgenden Eigenschaften: 1. esamtmasse mit Einzelmassen folgend der IMF. Kinematik des esamtschwerpunktes 3. Interne eschwindigkeitsverteilung Wie entwickelt sich ein offener Sternhaufen unter diesen Vorraussetzungen?

2 Die Einzelsterne entwickeln sich unabhängig. Folgende Prozesse sind relevant für deren unmittelbare Umgebung 1. Massenverlust für heiße Sterne. AB Entwicklung 3. Planetare Nebel bei kühlen Sternen 4. Supernovaexplosionen Im Sternhaufen gibt es kaum Kollisionen (siehe später), d.h. es entstehen fast keine neuen Mehrfachsysteme Entwicklung /16

3 Diese Prozesse laufen für Mitglieder eines offenen Sternhaufens individuell ab Entwicklung 3/16

4 Wichtige Frage nach der Auswirkung von SN-Explosionen in offenen Sternhaufen. Stoßwellen! Statistisch gesehen sind SN-Explosionen relativ häufig Entwicklung 4/16 Bild: Chandra, Durchmesser 10 Lichtjahre

5 Direkt wurde bis jetzt noch keine Supernova in einem offenen Sternhaufen beobachtet. Man muß nach Neutronensternen, Pulsaren oder öntgendoppelsternen suchen. Diese Objekte sind im optischen Bereich extrem lichtschwach Die neueste eneration von öntgensatelliten hat zumindest die ersten Hinweise erbracht Entwicklung 5/16

6 Muno et al., 006, ApJ, 636, L41: Westerlund 1 d = 500 pc, log t < 6.4 Pulsar, V schwächer als 5 mag Entwicklung 6/16

7 Weiße Zwerge in offenen Sternhaufen wurden gefunden. Die Häufigkeit entspricht in etwa der erwarteten Sternentwicklung bei einer gegebenen IMF. Allerdings ist Mitgliedsbestimmung sehr schwierig. Es fehlt die Information für Doppelsternsysteme Die absoluten Helligkeit von weißen Zwergen ist ca. 10 rößenklassen unter der entsprechenden Hauptreihe Entwicklung 7/16

8 von Hippel, 1998, AJ, 115, 1536 Einzel Doppel Insgesamt 41 WDs bis 1998 bekannt, Zahl hat sich nicht wesentlich geändert Entwicklung 8/16

9 Zur Theorie der Auflösung von offenen Sternhaufen Virialtheorem: E kin Kinetische Energie: E kin n m i v mittleres v der Sterne v relativ zumz M v potentielle Energie: Entwicklung 9/16 daraus folgt: v 1 M M

10 Entweichgeschwindigkeit: Zusammenstöße: Dichte und Wirkungsquerschnitt : N 3 4 v 1 t coll v * t 4 v 3 N coll 4 * v Beispiel eines typischen offenen Sternhaufen: -1 N 1000, v 10kms, *,5 Sonne, 5pc t coll = 10 5 s => Kollisionen spielen keine olle Entwicklung 10/16

11 Selbst in den dichten Zentralregionen von offenen Sternhaufen sind Kollisionen eher unwahrscheinlich, aber nicht ausgeschlossen. Schlussfolgerungen: 1. Doppel- und Mehrfachsysteme entstehen nicht durch Kollisionen sondern schon am Beginn der Sternentstehung.Mitglieder werden im Allgemeinen nicht durch Kollisionen herausgeschleudert sondern erhalten die pekuliare eschwindigkeitskomponente bereits bei der eburt oder durch die Beschleunigung bei SN-Explosionen Entwicklung 11/16

12 Durchquerungszeit: t cross v v 10kms -1 und 5pc t cross 4, yr Mitglieder können auf relativ kurzen Zeitskalen den offenen Sternhaufen verlassen. Ursache: eschwindigkeitsdisperison bei der Entstehung des Aggregates und Beschleunigung durch Supernovas Entwicklung 1/16

13 ezeitenkräfte durch die galaktische otation esamtmasse der Milchstrasse: M = x10 11 M Sonne Beschleunigung auf den gesamten Sternhaufen g und jedes einzelne Mitglied g * : g M C Die Differenz der beiden rößen, ist die Beschleunigung, mit der die Masse der Milchstrasse versucht, den Stern vom Aggregat zu entfernen. g C M r Entwicklung 13/16

14 g,* M 3 C r für r C r Dem wirkt die Beschleunigung durch die Masse des offenen Sternhaufens entgegen. Der Stabilitätsradius r S ist gegeben durch: S M Für 1000 M Sonne => Durchmesser 0 pc Entwicklung 14/16 3 C r S 1/3 M r s OC r S C M OC M MOC 10,9 für C 8kpcin [MSonne,pc] /3

15 Entwicklung 15/16 Wielen, 1975, IAUS, 69, 119

16 Zusammenfassung Offene Sternhaufen leben aus diesen ründen nicht ewig: 1. alaktische otation. Interne eschwindigkeitsdispersion 3. Kollisionen in den ersten Myrs 4. SN-Explosionen beschleunigen Nachbarn durch Stoßwellen 5. (Kollisionen mit anderen Feldsternen ) Die Simulation kann die Beobachtungen sehr gut wiedergeben Entwicklung 16/16