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Aufbau und Entwicklung Aufbau und Entwicklung der Sterneder Sterne
33
WegskizzeWegskizze Wie ist ein Stern aufgebautWie ist ein Stern aufgebaut Kernreaktionen auf der HauptreiheKernreaktionen auf der Hauptreihe EnergietransportEnergietransport Entwicklung nach der HauptreiheEntwicklung nach der Hauptreihe Verschiedene TodesszenariosVerschiedene Todesszenarios
44
AufbauAufbau
MasseerhaltungMasseerhaltung ImpulserhaltungImpulserhaltung EnergieerhaltungEnergieerhaltung Chemische Chemische
ZusammensetzungZusammensetzung
55
AufbauAufbau
MasseerhaltungMasseerhaltung drrdm 24
66
AufbauAufbau
ImpulserhaltungImpulserhaltung
Hydrostatisches Hydrostatisches GleichgewichtGleichgewicht
dPr 24
77
AufbauAufbau
EnergieerhaltungEnergieerhaltung
t
P
t
Tc
m
LP
r
88
AufbauAufbau
Chemische Zusammensetzung:Chemische Zusammensetzung:
MassenprozentMassenprozent WasserstoffWasserstoff ab 70%ab 70% HeliumHelium bis zu 30%bis zu 30% MetalleMetalle SpurenSpuren
kik
jji
ii rrm
t
X
99
Zustandsgrößen der SterneZustandsgrößen der Sterne
MasseMasse RadiusRadius LeuchtkraftLeuchtkraft EffektivtemperaturEffektivtemperatur
3
1
~ n
n
MR
1010
Zustandsgrößen der SterneZustandsgrößen der Sterne
MasseMasse RadiusRadius LeuchtkraftLeuchtkraft EffektivtemperaturEffektivtemperatur
L~ML~M3,2-3,883,2-3,88
1111
Zustandsgrößen der SterneZustandsgrößen der Sterne
MasseMasse RadiusRadius LeuchtkraftLeuchtkraft EffektivtemperaturEffektivtemperatur
L=4L=4RR22TT44
1212
Die HauptreiheDie Hauptreihe
Für Sternmassen Für Sternmassen zwischen 0,08 und zwischen 0,08 und 90 Sonnenmassen90 Sonnenmassen
NkTPV
1313
KernreaktionenKernreaktionen
Wasserstoffbrennen ~ 25MeVWasserstoffbrennen ~ 25MeV
2mcE
1414
KernreaktionenKernreaktionenWasserstoffbrennen (ppI-Kette) ~Wasserstoffbrennen (ppI-Kette) ~TT44
1515
KernreaktionenKernreaktionenWasserstoffbrennen (ppII – Kette)Wasserstoffbrennen (ppII – Kette)
1616
KernreaktionenKernreaktionenWasserstoffbrennen (CNO-Zyklus) ~Wasserstoffbrennen (CNO-Zyklus) ~TT1616
1717
KernreaktionenKernreaktionenpp und CNO im Vergleichpp und CNO im Vergleich
1919
Zeit auf der HauptreiheZeit auf der Hauptreihe
Je massereicher ein Je massereicher ein Stern ist, desto Stern ist, desto schneller wird sein schneller wird sein Brennstoff Brennstoff verbraucht.verbraucht.
Da der Brennstoff Da der Brennstoff nur ~M, der nur ~M, der Verbrauch aber Verbrauch aber ~M~M>3>3 wächst. wächst.
Hausmarke: 10Hausmarke: 1077a = a = 15M(sonne)15M(sonne)
2020
EnergietransportEnergietransport StrahlungStrahlung
(())-1 -1 ist die mittlere freie Weglängeist die mittlere freie Weglänge
KonvektionKonvektion
reHH 0
2121
EnergietransportEnergietransportMöglichkeiten für Energietransport in SternenMöglichkeiten für Energietransport in Sternen
StrahlungStrahlung KonvektionKonvektion
2323
EnergietransportEnergietransport StrahlungStrahlung KonvektionKonvektion
M<0,25MM<0,25MΘΘ
vollkonvektivvollkonvektiv M>1,2MM>1,2MΘΘ Kern Kern
konvektivkonvektiv
2424
Nach der HauptreiheNach der Hauptreihe
2525
Nach der HauptreiheNach der Hauptreihe
H-Brennen im Kern H-Brennen im Kern setzt aussetzt aus
H-Schalenbrennen H-Schalenbrennen beginntbeginnt
Der Stern dehnt sich Der Stern dehnt sich aus, während sein aus, während sein Kern kontrahiertKern kontrahiert
Ein Roter Riese ist Ein Roter Riese ist entstandenentstanden
2626
Nach der HauptreiheNach der Hauptreihe Zwischen 0,5 und 0,7MZwischen 0,5 und 0,7MΘΘ setzt das He-setzt das He-
Brennen einBrennen ein (Aber für M<0,7M(Aber für M<0,7MΘΘ ist die ist die
Verweildauer auf der Hauptreihe Verweildauer auf der Hauptreihe größer als das Alter des Universums)größer als das Alter des Universums)
M<2MM<2MΘΘ der Kern entartet der Kern entartet He-Flash He-Flash
2727
Helium-FlashHelium-Flash
Entarteter KernEntarteter Kern
- nichtrelativistisch- nichtrelativistisch
- relativistisch- relativistisch Explosives Zünden des Explosives Zünden des
He-BrennensHe-Brennens Kern kühlt ab, Hülle Kern kühlt ab, Hülle
schrumpftschrumpft
3/51KP
3/42KP
2828
Nach der HauptreiheNach der Hauptreihe Zwischen 0,5 und 0,7MZwischen 0,5 und 0,7MΘΘ setzt das He-setzt das He-
Brennen einBrennen ein (Aber für M<0,7M(Aber für M<0,7MΘΘ ist die ist die
Verweildauer auf der Hauptreihe Verweildauer auf der Hauptreihe größer als das Alter des Universums)größer als das Alter des Universums)
M<2MM<2MΘΘ der Kern entartet der Kern entartet He-Flash He-Flash
M>2MM>2MΘΘ der Kern entartet nichtder Kern entartet nicht
2929
Nach der HauptreiheNach der Hauptreihe
Bei 10Bei 1088K setzt das K setzt das He-Brennen im He-Brennen im Kern einKern ein
33-Prozess-Prozess ~~²T²T4040
E=7,162MeVE=7,162MeV
3030
Nach der HauptreiheNach der Hauptreihe
Am Beispiel eines 5MAm Beispiel eines 5MΘΘ Sterns Sterns
3131
Nach der HauptreiheNach der Hauptreihe
Am Beispiel eines 5MAm Beispiel eines 5MΘΘ Sterns Sterns
H-Brennen im Kern H-Brennen im Kern setzt aussetzt aus
H-Schalenbrennen H-Schalenbrennen beginntbeginnt
Der Stern dehnt sich Der Stern dehnt sich aus, während sein aus, während sein Kern kontrahiertKern kontrahiert
Ein Roter Riese ist Ein Roter Riese ist entstandenentstanden
3333
Nach der HauptreiheNach der Hauptreihe
Am Beispiel eines 5MAm Beispiel eines 5MΘΘ Sterns Sterns
3434
Nach der HauptreiheNach der Hauptreihe
Am Beispiel eines 5MAm Beispiel eines 5MΘΘ Sterns Sterns He-Brennen im Kern He-Brennen im Kern
erlischterlischt He-Schalenbrennen He-Schalenbrennen
beginntbeginnt
H-Schalenbrennen H-Schalenbrennen erlischterlischt
Der Stern dehnt Der Stern dehnt sich wieder aussich wieder aus
AGB erreichtAGB erreicht
3535
Nach der HauptreiheNach der Hauptreihe
Am Beispiel eines 5MAm Beispiel eines 5MΘΘ Sterns Sterns Jetzt findet das H- Jetzt findet das H-
und He-Brennen und He-Brennen zyklisch stattzyklisch statt
Dies führt zu Dies führt zu thermischen thermischen InstabilitätenInstabilitäten
Folge: Superwinde Folge: Superwinde und Massenverlust, und Massenverlust, Planetarischer Planetarischer NebelNebel
3636
Planetarer NebelPlanetarer Nebel
3737
Weiße ZwergeWeiße Zwerge
Ausgangsmasse: 0,5 Ausgangsmasse: 0,5 bis 8bis 8±2±2MMΘΘ
Der Entartete C/O-Der Entartete C/O-Kern bleibt als weißer Kern bleibt als weißer Zwerg übrigZwerg übrig
Keine Kernfusion, nur Keine Kernfusion, nur WärmestrahlungWärmestrahlung
R~MR~M-1/3-1/3
Grenzmasse: Grenzmasse: MMmaxmax=M=MChCh=1,46M=1,46MΘΘ
3939
Weitere Kernreaktionen massiver Weitere Kernreaktionen massiver SterneSterne
Ab M>8MAb M>8MΘΘ werden werden weitere Fusionen weitere Fusionen möglichmöglich
Starker Starker Massenverlust durch Massenverlust durch SonnenwindeSonnenwinde
4040
4141
NeutronensterneNeutronensterne
M>8MM>8MΘΘ
Bleibt die Kernmasse > Bleibt die Kernmasse > 1,46M1,46MΘΘ so entsteht ein so entsteht ein Neutronenstern, der ~10Neutronenstern, der ~1066a als a als Pulsar auf sich aufmerksam Pulsar auf sich aufmerksam machtmacht
R~MR~M1/31/3
4343
Noch massivere Sterne!Noch massivere Sterne!
M>60MM>60MΘΘ
Im Kern bleiben mehr als 2-3 Im Kern bleiben mehr als 2-3 Sonnenmassen zurückSonnenmassen zurück
Es bildet sich ein Schwarzes Es bildet sich ein Schwarzes LochLoch
R~3km M/MR~3km M/MΘΘ
4444
ZusammenfassungZusammenfassung M<0,08MM<0,08MΘΘ keine Fusion keine Fusion kein Stern kein Stern M<0,5MM<0,5MΘΘ He-Brennen wird nicht He-Brennen wird nicht
zündenzünden M<2MM<2MΘΘ es kommt zum He-Flashes kommt zum He-Flash M<8MM<8MΘΘ Stern endet als weißer ZwergStern endet als weißer Zwerg M<60MM<60MΘΘ Stern endet als Stern endet als
NeutronensternNeutronenstern M>60MM>60MΘΘ Stern endet als Schwarzes Stern endet als Schwarzes
LochLoch M~100MM~100MΘΘ StabilitätsgrenzeStabilitätsgrenze
4545
Das Ende?Das Ende?
4646
LiteraturLiteratur Dina Prialnik: A Introduction to the Theory Dina Prialnik: A Introduction to the Theory
of Stellar Structure and Evolution; of Stellar Structure and Evolution; Cambridge University Press 2000Cambridge University Press 2000
Ralf Napiwotzki; Skript zur Vorlesung: Ralf Napiwotzki; Skript zur Vorlesung: Aufbau und Entwicklung der Sterne; SS Aufbau und Entwicklung der Sterne; SS 20032003
Friedmann; Die Sonne – Aus der Friedmann; Die Sonne – Aus der Perspektive der Erde; Spektrum 1987Perspektive der Erde; Spektrum 1987
Begelman; Schwarze Löcher im Kosmos; Begelman; Schwarze Löcher im Kosmos; Spektrum 1997Spektrum 1997
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