Leuchtkräftige Blaue Veränderliche Die Entwicklung und Eigenschaften extrem massereicher Sterne Dr. Kerstin Weis Astronomisches Institut, Ruhr Universität Bochum
Definitionen und Eigenschaften von Sternen: Sterne allgemein: Masse: 0.07 - etwa 120 M < 10 M > 10 M massearme Sterne massereiche Sterne Leuchtkraft: Radius: Oberflächentemperatur: Kerntemperatur: Alter: 10-2 - 106 L 0.5-500 R 3000-50000 C 1 Million - 5 Milliarden C 1 Million - 10 Milliarden Jahre Tarantel Nebel (30 Doradus)
Massereiche Sterne Ihr Lebensweg Anfangsmasse > 10 M (Anfangs)-Helligkeit > 104 L Gesamtlebensdauer < 30 Millionen Jahre Die Plejaden oder sieben Schwestern oder Messier 45
Entwicklung massereicher Sterne - Massenverlust: Jeder Stern hat einen sogennanten Sternwind. Getrieben wird dieser z.b. durch - Strahlungsdruck (Resonanzlinien, Staub) - akustische Wellen - magnetische Wellen bei massereichen Sternen ist der Strahlungsdruck die dominierende Quelle für den Sternwind APOD / Lance McVay Sonne : Sonnenwind bekannt z.b. durch Erzeugung der Nordlichter
Entwicklung massereicher Sterne - Massenverlust: 1 M verliert 10-14 M pro Jahr 1300 A380 in der Sekunde 10 M verliert 10-8 M pro Jahr 50 M verliert 10-8...-6 M pro Jahr entwickelt 10-3 M pro Jahr 1 Erdmasse im Jahr 1 Erdmasse am Tag Dies bedeutet für massereiche Sterne z.b.: Hauptreihe : 60 M Endstadium (Wolf-Rayet Stern): 6 M er hat 54 M an seine Umgebung abgegeben! Extremer Einfluß auf Sternentwicklung!
Entwicklung der Sterne: Das Hertzsprung-Russell-Diagramm LBV Leuchtkraft (in Sonnenleuchtkräften) 1000000 Wolf Rayet Überriesen 100000 Cepheiden Riesen 100 Hauptreihe 1 Sonne 0.01 45000 hohe T 10000 8500 5000 3000 Oberflächentemperatur ( C) niedrige T
Entwicklung der Sterne: Das Hertzsprung-Russell-Diagramm LBV Leuchtkraft (in Sonnenleuchtkräften) 1000000 eüberriesen n r te S e Wolf Rayet ic e r e 100000 h ass M Cepheiden Riesen e n r te S e m r a 100 Hauptreihe 1 e s s a M Sonne 0.01 45000 hohe T 10000 8500 5000 3000 Oberflächentemperatur ( C) niedrige T
Massereiche Sterne und ihre Entwicklung: Hauptreihe Phase: stabiler Zustand nach der Entstehung: Gravitation und Druck halten sich die Waage Druckkraft Energie gewonnen aus Reaktion von Atomkernen: 4 Wasserstoff-Kernen zu 1 Helium-Kern 'Atomkernfusion' 4 H 1 He Dauer der Phase ist 90% der Gesamtlebenszeit Gravitation
Massereiche Sterne und ihre Entwicklung: Hauptreihen Phase: NGC 3603 Junger Sternhaufen mit hellen, massereichen Hauptreihensternen. Entfernung: 20 000 LJ Alter etwa: 1 Million Jahre
Massereiche Sterne und ihre Entwicklung: Rote/Blaue Überriesenphase: nicht mehr genug Wasserstoff keine Kernreaktion mehr Druckabfall Zusammensacken erneuter Anstieg von Druck und Temperatur Stern dehnt sich zum Überriesen aus Heliumkerne bilden Kohlenstoff- und Sauerstoffkerne He C He O Wasserstoffbrennen in einer Schale um den Kernbereiche H He
Massereiche Sterne und ihre Entwicklung: Rote/Blaue Überriesenphase: bis hin zu Eisen kann es zu solchen Reaktion kommen Eisenkerne sind sehr stabil, man müsste Energie aufwenden um sie zur Reaktion zu bringen gibt es im Kern des Sterns bevorzugt Eisen, endet sein Leben nichts hält nun seinen Kollaps auf Zwiebelschalenmodell von massereichen Sternen am Ende der Entwicklung H He C Ne O Si Fe Wasserstoff Helium Kohlenstoff Neon Sauerstoff Silizium Eisen
Massereiche Sterne und ihre Entwicklung: Rote/Blaue Überriesenphase: Sternhaufen Hodge 301 Hauptreihensterne Blaue Überriesen Rote Überriesen
Massereiche Sterne und ihre Entwicklung: Wolf-Rayet Stern: Sterne, die massereicher sind als etwa 35M, passieren vor der Explosion die Wolf-Rayet Phase die Sterne sind besonders heiß Sternwind erhöht sich, obere Sternhüllen werden abgetragen sie sind daher oft umhüllt von ihrem eigenen alten Material Leuchtkräftige Blaue Veränderliche: die absolut massereichsten Sterne (typisch ist mehr als 50M ) durchlaufen auch diese sehr aktive Phase INFO folgt Sher#25 in NGC 2303 Hubble Heritage Image
Massereiche Sterne und ihre Entwicklung: Supernova: Das Leben eines massereichen Sterns endet immer mit einer Explosion, der Supernova (oder Hypernova). versiegen der Energiequelle (Atomkernreaktionen Eisen ist stabil) Gravitation gewinnt die Oberhand Stern kollabiert er explodiert als Supernova es bleibt ein Neutronenstern oder Schwarzes Loch
Massereiche Sterne und ihre Entwicklung: Supernova: SN2004dj in der Spiralgalaxie NGC 2403 (12 106 LJ) Ältere Tautenburg CCD Aufnahme Entdeckung der SN 2004dj
Massereiche Sterne und ihre Entwicklung: Supernova, die Überreste: Restmaterial des Sterns kann bei der Expansion Geschwindigkeiten von einigen 10000 km/s erreichen Vela Digitized Sky Survey, ESA/ESO/NASA APOD: Davide De Martin N 49 Hubble Heritage Team (STScI / AURA), Y. Chu (UIUC) et al., NASA
Entwicklung massereicher Sterne - Anfangsmasse Sternentwicklungsrechnungen HRD Humphreys-Davidson-Limit oder Eddington-Limit Leuchtkraft L 106.5 106 105.5 105 104.5 Hauptreihe Oberflächentemperatur Genfer Modelle
Anfangsmasse Sterne > 8M aber < 35M Leuchtkraft Entwicklung massereicher Sterne HRD Oberflächentemperatur Hauptreihen O-Stern Roter Überriese (Cepheid) Supernova Sterne > 35M aber < 50M Hauptreihen O-Stern Roter Überriese Wolf-Rayet Stern Supernova Sterne > 50M Hauptreihen O-Stern Blauer Überriese Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher Wolf-Rayet Stern Supernova
Entwicklung massereicher Sterne chemische Zusammensetzung: weniger schwere Elemente verändern die Entwicklung der Sterne (besonderes deren Temperatur) Rechnungen von Meynet & Maeder (2005)
Entwicklung massereicher Sterne Rotation: Zentrifugalkraft daher veränderte Sternstruktur. Zusätzliche Kraft in Sternaufbaugleichung. Meridionale Zirkulationen Mischung effizienter, Helium und Stickstoff vom KernBrennprozess kann besser und in früherer Entwicklungsphase an die Oberfläche. Verändert Temperatur und Helligkeit, schnelleres Abtragen von Material (Wind erhöht). Meynet & Maeder (2002)
Entwicklung massereicher Sterne Rotation: Sterne die rotieren entwickeln sich noch weniger hin zu kühlen Temperaturen (ein stabiles Modell für 120 M fehlt) Rechnungen von Meynet & Maeder (2005)
Was sind Leuchtkräftige Blaue Veränderliche? O-Stern Blaue Überriesen Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher (LBV) Wolf-Rayet-Stern (WR) LBVs Sterne am LBV LBV LBV O-Stern HumphreysDavidsonLimit EddingtonLimit WR...unter Verwendung der Genfer Modellrechungen
Massereiche Sterne und ihre Entwicklung: Leuchtkräftige Blaue Veränderliche Phase die absolut massereichsten Sterne ( > 50 M ) durchlaufen eine sehr instabile Phase als Leuchtkräftige Blaue Veränderliche (LBVs) starke Variationen in ihrer Helligkeit, Farbe und ihrem Spektrum Gravitation und Druck halten sich nicht mehr die Waage Sterne werden instabil starker Sternwind in dieser Phase 10-3 M pro Jahr LBVs sind umhüllt von ihrem alten Sternmaterial dem LBV Nebel der LBV Phase folgt entweder eine kurze Wolf-Rayet Phase oder direkt die Explosion
Die Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen Photometrische Variabilität recht irreguläre Helligkeitsvariationen Amplituden von bis zu 2 Magnituden Zeitskalen von Tagen bis mehreren Jahren AG Carinae Spoon et al. (1994) R 127
LBVs: Photometrische & spektrale Variabilität Eine spezielle ist die Beispiel: AG Carinae (Stahl et al. 2001) S Dor Variabilität
LBVs: Photometrische & spektrale Variabilität S Dor Variabilität Beispiel: AG Carinae 2000 1989 (Stahl et al. 2001)
LBVs: Photometrische & spektrale Variabilität S Dor Variabilität (Stahl et al. 2001)
LBVs: Position im HRD Hauptreihe Rote Überriesen (Weis & Duschl 2002) In dieser Phase halten sich Strahlungsdruck und Gravitation nicht mehr die Waage, der Sternwind ist erhöht, die Sterne werden leicht instabil. Photometrische und spektroskopische Variationen sind Signaturen eines LBVs. Die Sterne 'springen' im HRD. Starke Winde formen LBV Nebel.
LBVs Bildung von Nebeln durch starke Winde: AG Carinae HST-Aufnahme rot: Hα grün/blau: Kontinuum Größe = 0.87 x 1.16 pc vexp ~ 70 km s-1 (Weis 2005)
Die Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen und ihre Nebel WRA 751 1 pc η Car AG Car HR Car Homunculus (Weis 2007) HD 168625 Pistol
LBVs und Rotation? Bipolarität in LBV Nebeln ist häufig, mindestens ~40 % (Weis 2003) Hinweis auf Rotation der Sterne, damit auch der Winde? (Weis et al. 1997) (Weis 2003)
NGC 3372, der Schlüsselloch Nebel und η Carinae Feld~ 1.2 x1.2 Cerro Tololo Interamerican Observatory Curtis Schmidt 1m Kleines Bild 0.9m Filter: Hα (Weis 1999)
NGC 3372, der Schlüsselloch Nebel und η Carinae Feld~ 1.2 x1.2 Cerro Tololo Interamerican Observatory Curtis Schmidt 1m Kleines Bild 0.9m Filter: Hα (Weis 1999)
NGC 3372, der Schlüsselloch Nebel und η Carinae Feld ~ 13'x13' CTIO 0.9m Kleines Bild HST (Weis 1999)
NGC 3372, der Schlüsselloch Nebel und η Carinae Feld ~ 13'x13' CTIO 0.9m Kleines Bild HST (Weis 1999)
Der LBV Stern η Carinae Der Homunkulus Nebel ~ 1950 Entdeckung ~1985 bessere Aufnahme HST Aufnahme (Gaviola 1950) Homunkulus das kleine Männchen (Duschl et al. 1995) (Weis1999)
NGC 3372, der Schlüsselloch Nebel und der LBV η Carinae Hubble Heritage Image (STScI/AURA) NASA Der Wegweiser im Universum zu η Carinae
Schlüsselloch Nebel und η Carinae Aufnahme mit dem CTIO 0.9m Teleskope in Chile 1999 (Kerstin Weis) Zeichnung von John Herschel Kap der guten Hoffnung 1847
LBVs: die Großen Eruptionen - Helligkeitsveränderung 2-5m in V in wenigen Tagen - einmaliges Ereignis? - Energieabgabe 1049 ergs (Humphreys et al. 1999) η Carinae verliert mehrere Sonnenmassen (20 M?) der Nebel entsteht (Herschel 1847) - Beispiele η Carinae (~1843 und 1890) P Cygni (~1600) SN 1961V SN 1954J (V12) V1 in NGC 2366? - in Energieabgabe vergleichbar einer Supernova, aber der Stern überlebt und stabilisiert sich wieder!
Große Eruptionen von LBVs : Große Eruptionen können in weit entfernten Galaxien beobachtet werden Sie sind Signaturen eines einzelnen Sterns in Galaxien, in denen sonst keine Sterne aufgelöst werden können! Was aber verursacht solche Ausbrüche? SN 1997bs SN 1999bw SN 1999bw SN 2001ac SN 2000ch 2000ch SN (Weis 2005)
Instabilitäten: ε-mechnismus Energieproduktion (ε) im Stern durch Kernreaktionen kann beschrieben werden mit ε~ T n n ~ 6 pp-kette n ~ 15 CNO-Zyklus n > 30 in höheren Brennen Eine kleine Temperaturschwankung erhöht die Energieproduktion stark!! zusätzliche Energie kann nicht schnell genug abgeführt werden Wärmestau wird aufgebaut Sternhülle wird beschleunigt und angehoben Vorgang kann zyklisch werden: Pulsation Pulsation bzw. Schwingung kann sich aufschaukeln Ausbruch/Hüllenabwurf
Instabilitäten: κ-mechnismus Energietransport abhängig von Opazität κ (diese ist abhängig von z.b. chem. Zusammensetzung, Ionisationszustand, Temperatur) erhöhte Opazität z.b. Temperaturänderung im Stern Wärmestau wird aufgebaut Sternhülle beschleunigt und angehoben Vorgang kann zyklisch werden: Pulsation Streng periodisch ist dies bekannt von den Cepheiden Sternen. Pulsation bzw. Schwingung schaukeln sich auf Ausbruch/Hüllenabwurf
η Carinae: die Außenbereiche Durchmesser 1' oder 0.6 pc HST F658N entspricht [N II]-Emission (Weis et al. 2003)
Kinematik Analyse: Echelle mit cross-diperser, Idee : Verwende keinen cross disperser sondern einen Filter, z.b. Hα. Resultat: Man bekommt nur eine Ordnung in dem Bereich, den der Filter abdeckt. Vorteil: Der räumliche Spalt kann erheblich größer sein.
Kinematik Analyse: 500 km/s [NII] Hα [NII] * x Spektrum, mit einem Spektralbereich von 75 Å, beinhaltet 3 Linien. Dafür aber ist das Spektrum hoch aufgelöst, 0.08 Å oder 10km /s und der Spalt 4' lang, statt der sonst üblichen wenigen Bogensekunden. (Weis 1999)
Der LBV Stern η Carinae Struktur ist bipolar Größe und Expansionsgeschwindigkeit: Homunkulus 0.2 Parsek bzw. 0.7 LJ VExpansion ~ 600 km/s (Weis 1999) 'outer ejecta' 0.6 Parsek bzw. 2 LJ VExpansion bis 2500 km/s
Kinematik des äußeren Nebels von η Carinae km/s arcsec arcsec Weis (1999) CTIO 4m Echelle Auflösung: 14 km/s
η Carinae optische Bilder & Kinematik Weis (2001) Vmax ~ - 1300 bis +2500 km/s Vtypisch ~ ± 600-750 km/s Bipolarer Nebel außen und innen
LBVs der Fall: η Carinae Periodizität (5.5 Jahre) Seit einigen Jahren zeigt η Carinae eine streng periodische Veränderung der hochangeregten Linien, dies ist keine einfache Temperaturänderung einer S Dor Variabilität! (Zanella et al. 1984) Hüllen Ejektion (Pulsation) (Zanella et al. 1984) oder Doppelsternsystem (nicht auflösbar) (Damineli et al.1996...) Nächstest 'event' ~ 11.1.2009 PI: Weis CoI: Bomans, Stahl, Hartman, Gull, Nielson, Vieira-Kober