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InhaltSternentstehung

HauptreihenentwicklungRote Riesen Phase

HorizontalastAGB-Phase

Weiße ZwergeMassive Sterne

SupernovaeNeutronensterneSchwarze Löcher

Doppelsterne

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SternentstehungSternentstehung

Orion Nebel

4

SternentstehungSternentstehung

Simulation zur

Sternentstehung

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• Sterne befinden sich im hydrodynamischen und thermischen Gleichgewicht

• Es besteht ein Zusammenhang zwischen Masse, Radius und Leuchtkraft

Hauptreihenentwicklung

424 effTRL

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• Energiequelle der Sterne ist die Fusion von Wasserstoff zu Helium:

• Für Sterne der Masse M < MO läuft die Reaktion über die drei p-p-Ketten ab.

• Für Sterne der Masse M > MO ist die Kerntemperatur hoch genug.Es dominiert der CNO-Zyklus.

Hauptreihenentwicklung

MeVEeHep e 25224 4

7

• p-p-Ketten

Hauptreihenentwicklung

4Tq pp

8

• CNO-Zyklus

Hauptreihenentwicklung

16TqCNO

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• Die Lebensdauer hängt vom Wasserstoffverbrauch im Kern ab.

• Je massereicher der Stern, desto mehr Energie muss pro Zeiteinheit erzeugt werden (Gleichgewicht) => H schneller verbraucht => Lebensdauer geringer

Hauptreihenentwicklung

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• Weitere Entwicklung der Sterne hängt maßgeblich von ihrer Masse ab.

– M < 0,7MO : Die Lebensdauer der Sterne auf der Hauptreihe ist höher als

das Alter des Universums => Rote Zwerge

– M < 0,5MO : He-Brennen findet niemals statt

– M > 0,7MO : Wasserstoffvorrat im Kern geht zur Neige => Stern verlässt die Hauptreihe

Hauptreihenentwicklung

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• Wasserstoffvorrat im Kern kommt zum Erliegen => H-Brennen wandert in einer Schale nach außen.

• Kern kontrahiert und heizt sich auf => CNO-Reaktion in der

Schale beschleunigt => Stern bläht sich auf

• Roter Riese entsteht

Rote Riesen Phase

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• Kontraktion des Kerns geht weiter => Kerntemperatur steigt => Stern bläht sich auf => Oberflächentemperatur sinkt => hohe Leuchtkraft

=> hohe Opazität im Außenbereich

• Bei T = 108 K setzt He-Brennen im Kern ein

Rote Riesen Phase

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• Triple-Alpha-Prozess

Horizontalast

403 Tq

MeVE 162,7

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• Phase des stabilen He-Brennens ist wesentlich kürzer als die Hauptreihenphase– Fusionsreaktionen liefern weniger Energie– Leuchtkraft ist höher als auf der Hauptreihe

• 0,7MO < M < 2MO : Helium-Flash lässt Kern expandieren

– Entartungsdruck im Kern ist temperaturunabhängig– He-Brennen zündet explosiv– Kern kühlt ab => Hülle kontrahiert => Leuchtkraft

sinkt– Stern verlässt den Riesenast

Horizontalast

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• Massearme Sterne erreichen Horizontalast– He-Brennen für 108 yr

– Radiale Pulsationsinstabilität möglich (RR-Lyrae Sterne)

• 2MO < M < 10MO : He-Brennen im Kern setzt langsam ein

– Temperaturerhöhung abhängig von der Masse– Leuchtkraft steigt ebenfalls mit der Masse

• Sterne mittlerer Masse bilden Helium-Hauptreihe– Radiale Pulsationsinstabilität möglich

(Cepheiden-Veränderliche)

Horizontalast

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• He-Brennen wandert nach außen – C-O-Kern bildet sich, kontrahiert und heizt sich auf– Hülle expandiert und kühlt ab

• Stern kehrt über den AGB-Ast (Asymptotic Giant Branch) zum Roten Riesen-Ast zurück.

• Stern wird zum Überriesen

AGB Phase

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• Energieerzeugung in zwei verschiedenen Schichten => Thermische Instabilität

• Kernfusion findet in Zyklen statt

• Strahlungsdruck sorgt für Superwinde => großer Massenverlust

AGB Phase

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• Stern stößt seine Hülle ab

• Kern kontrahiert und heizt sich auf

• Rekombinsationsleuchten führt zur Entstehung eines planetarischen Nebels

AGB Phase

Helix - Nebel

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• He-Brennen kommt schließlich zum Erliegen.

• Planetarischer Nebel expandiert und löst sich nach 104 - 105 yr auf.

• Übrig bleibt der entartete C-O-Kern, der sich zum Weißen Zwerg entwickelt.

AGB Phase

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• Keine Fusionsreaktionen

• Entartungsdruck der Elektronen im C-O-Kern wirkt Gravitation entgegen.

• Dünne, mit Wasserstoff oder Helium angereicherte Hülle

• Thermische Energie der Ionen ist verantwortlich für Strahlung.

Weiße Zwerge

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• Je nach Vorgeschichte haben Weiße Zwerge Massen um M = 0,6MO.

• Temperatur ist im Innern weitgehend konstant (Entartung)

• Weiße Zwerge kühlen mit der Zeit ab

Weiße Zwerge

KMM

LLT

O

OC

7/2

7

/

/104

yrLL

MM

O

Ocool

7/5

6

/

/105,2

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• Es besteht ein Zusammenhang zwischen Masse und Radius

• Chandrasekhar-Grenzmasse:

MC = 1,46MO

• Ende der Entwicklung: Weißer Zwerg erkaltet => Schwarzer Zwerg

Weiße Zwerge

3/1

74

M

MRR OO

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• Massereiche Sterne: M > 10MO

• Kern entartet bis zum Endstadium nicht.

• Massenverlust spielt während der ganzen Entwicklung entscheidende Rolle (Wolf-Rayet Sterne):

• Leuchtkraft bleibt annähernd konstant.

Massive Sterne

yrM 510

24

Massive Sterne

Eta Carinae M = 100MO Wolf Rayet Stern WR124

25

• Nach dem He-Brennen findet Fusion von schwereren Elementen statt.– Energieausbeute wird immer

geringer– Brennstoffe sind sehr schnell

verbraucht– Kernfusion liefert nur bis zum

Eisen Energie

• Zwiebelschalenmodell => Supernova-Vorgänger Stern

Massive Sterne

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• Fe-Kern kollabiert => Elektronen entarten

• Entartungsdruck kann Kollaps nicht mehr aufhalten– Masse des Kerns ist größer als die Chandrasekhar

Grenzmasse MC = 1,46MO.

– Elektronen werden von den schweren Kernen eingefangen

– Temperatur steigt rasant an => Energie wird verbraucht

– Photodesintegration von Fe in He absorbiert Energie– Photodesintegration von He in Protonen und Elektronen– Kern kontrahiert fast ungebremst

Supernovae

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• Die Dichte steigt so stark an, dass Protonen freie Elektronen einfangen => Neutronengas

• Neutronengas entartet:

• Kollaps wird aufgehalten

• Neutronenkern mit R = 15 km entsteht

Supernovae

31510

cm

g

28

• Enorme Menge an Gravitationsenergie werden in kürzester Zeit frei

• Es kommt zu einer Supernova-Explosion (Typ II)– Leuchkraft steigt extrem an– Hülle wird abgestoßen und extrem beschleunigt– Neutrinos tragen den größten Teil der Energie (99 %). – Elemente schwerer als Eisen werden gebildet.

• Überreste einer Supernova sehr ausgedehnt und langlebig

Supernovae

OLL 1010cv 03,0

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Supernovae

Supernova SN1987a in der Großen Magellanschen Wolke

Lichtkurve von SN1987a

30

Supernovae

Crab-Nebel

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• Nach dem Abstoßen der Hülle bleibt der entartete Neutronenkern zurück.

• Ein Neutronenstern entsteht– Es besteht ein ähnlicher Masse-Radius Zusammenhang

wie bei Weißen Zwergen

– Zustandsgleichung schwer zu bestimmen (ART-Effekte, innere Struktur).

– Grenzmasse kann nur abgeschätzt werden

Neutronensterne

3/1 MR

OMM 32

32

• Drehimpulserhaltung während des Kollaps sorgt für schnelle Rotation von Neutronensternen

• Magnetfeld wird auf 108 T verstärkt– Geladene Teilchen werden vom Magnetfeld

beschleunigt.– Synchrotronstrahlung (v.a. Elektronen)

Neutronensterne

sR

RPP

O

nsOns

3

2

102

33

• Strahlungsemission nach dem Leuchtturmmodell

• Neutronensterne werden als Pulsare beobachtet.

• Lebensdauer: 105-106 yr

Neutronensterne

34

• Für die massereichsten Sterne mit M > 60MO überschreitet der Kern die Grenzmasse für Neutronensterne.

• Gravitationskollaps wird durch nichts mehr aufgehalten.

• Unterschreitet der Kern den Schwarzschild-Radius, kann kein Licht mehr entweichen.

Schwarze Löcher

kmM

MR

OSch 3

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• Ein Schwarzes Loch entsteht.

• Hinter dem Ereignishorizont wird Singularität vermutet.

• Keine direkte Beobachtung möglich– Gravitationslinseneffekt– Akkretionsscheibe– Jets

Schwarze Löcher

Schwarzes Loch - Künstlerische Darstellung

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• Nahe Doppelsterne können im Laufe ihrer Entwicklung Masse austauschen.

• Entwicklung nicht mehr allein durch die Einzelmassen der Partner bestimmt.

Doppelsterne

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• Diverse exotische Objekte können als nahe Doppelsterne interpretiert werden– kataklysmische

Veränderliche (Novae)– Röntgendoppelsterne– Supernovae vom Typ I

Doppelsterne

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• Supernovae vom Type Ia– Weiße Zwerge

überschreiten Chandrasekhar-Grenzmasse durch Massenakkumulation

– Absolute Helligkeit im Maximum konstant

– Homogene Verteilung im Universum

• Standardkerzen für Entfernungsbestimmung im Universum

Doppelsterne

39

C.J. Hansen, S.D. Kawaler, Stellar Interiors and Evolution, Berlin 1994.

I. Iben, A. Tutukov, The Lives of Stars : From Birth to Death and Beyond I+II, in: Sky and Telescope Dezember 1997 und Januar 1998.

R. Kippenhahn, A. Weigert, Stellar Structure and Evolution, Berlin 1990.

A. C. Phillips, The Physics of Stars, Chichester 1994.

D. Prialnik, An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution, Cambridge 2000.

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http://www.astro.ex.ac.uk/people/mbate/Research/pr.html (02.12.03)

Literatur