Die Entwicklung von Sternen

SeminarvortragMichael Beimforde

Inhalt

Einführung / Klassifizierung

Kräfte und Drücke

Die Geburt

Der stabile Lebensabschnitt

Das Ende der Sternentwicklung

Sterne: Ein Überblick

Seite 3

Stern: Selbstleuchtender Himmelskörper aus Plasma

Strahlungsenergie aus Kernfusion im Sterninneren

Typische Messgrößen: Masse, Radius, Leuchtkraft, Spektraltyp

Mittlere Sternendichte im Universum: ~0.1 Sterne/pc³ (1pc~3.26Lj)

Proxima Centauri: The Closest Star

Astronomy Picture of the Day

15. Juli 2002

Der nächste Nachbarstern: Proxima ZentauriEntfernung: ~4.3lyEntdeckt 1915 im Dreisternsystem Alpha Zentauri

Endstadien, die nur noch aufgrund von Restwärme

strahlen

Sterne: Klassifizierung

Spektraltyp Temperatur in K

O0 50000

B0 25000

A0 10000

F0 7600

G0 6000

K0 5100

M0 3600

M5 3000

C 3000

S 3000

Seite 4

Generell unterscheidet man Sterne nach:

1. Spektraltyp(Oberflächentemperatur, Absorptions- und Emissionslinen)

2. Leuchtkraft bzw. MK-Klassifikation (W.W. Morgan & P.C. Keenan).

Aufgetragen werden diese Klassifizierungen in einem Hertzsprung-Russel-Diagramm.

MK-Kl. Beschreibung

0 Hyperriesen

Ia Helle Überriesen

Ib Überriesen

II Helle Riesen

III Riesen

IV Unterriesen

V Hauptsequenz/

Zwerge

VI Unterzwerge

Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD),nach Ejnar Hertzsprung (DK) undHenry Norris Russel (USA)1910-1913Mv=-2.5* log( gew. Intens. * (d/10pc)2 ) :absolute Helligkeit

Sterne: Entwicklung

Seite 5

„Nichts währt ewig“ ...

...das gilt natürlich auch für Sterne im Universum.Sterne sind im HRD keine stationären Objekte!

Drei Stufen der Entwicklung:Geburt (103 - 107a)Stabile Phase / Hauptreihenstadium (Sonne ~1010a)Tod / Nach-Hauptreihenstadium

Es wirken also Kräfte bzw. Drücke in den Sternen, welche die Entwicklung verursachen:

kTm

kTV

Np

Hgas

Gasdruck (ideales Gas):

4

2

8

3

R

MGpgrav

Gravitationsdruck:

4

0 3

4

3

1T

cddI

cp SBrad

Strahlungsdruck: Fermidruck:

für 3/1

für 3/22

c

c

cH

efermi m

cmp

Massen-pin ew.Molekularg mittl. :

Konstante-Boltzmann-Stefan :SB Dichte kritische :c

Die Geburt: Überblick

Seite 6

Sterne in unserer Milchstraße: ca. 10¹¹

Zuwachs pro Jahr: ca. 3-5

Entstehung: Kontraktion von Staubpartikeln und Gaswolkenausgelöst von lokalen Dichteschwankungen

Die mittlere Entstehungszeit liegt je nach Masse des entstehenden Sterns zwischen 103-107Jahre

Entstehung von Sternenhaufen in Staub- und Gaswolken

Orion Nebel: UV- und Blau-FilterAstronomy Picture of the Day13. July 2004

Die Geburt: Das Jeans-Kriterium

kTm

pH

gas

4

2

8

3

R

MGpgrav

gasgrav pp

Seite 7

Um kollabieren zu können, muss eine Wolke eine gewisse Mindestmasse überschritten haben.

Für das Ideal-Gas gilt: Gravitationsdruck:

Gravitative Instabilität tritt auf, wenn

Mindestmasse zur Erfüllungdes Jeans-Kriteriums (in Sonnenmassen)

Jeans-Kriterium

mit

folgt:

RmG

kTM

H

2

3/1

3

4

3

3

4

M

RRVM

16

2/3

HmG

kTM

T in K 1 H-Atom / cm³

100 H-Atome / cm³

10000 H-Atome / cm³

5 270 MO 27 MO 2,7 MO

10 750 MO 75 MO 7,5 MO

100 25000 MO 2500 MO 250 MO

Die Geburt: Protosterne

Seite 8

Phasen des Kollaps:

Ist das Jeans-Kriterium erfüllt, beginnt die Materiewolke in Richtung des Gravitationszentrums zu kollabieren.

Erster dynamischer Kollaps → Emission von Strahlungsenergie

Erster dynamischerKollaps

Erste quasistatische Phase → Stern ist optisch dicht im IR: “Protostern”

Kern wirdoptisch dicht

im IR

Erstequasi-

statischePhase

Zweite quasistatische Phase → hydrostatisches Gleichgewicht im ionisierten Gas

Zweite quasi-

statischePhase

Zweiter dynamischer Kollaps → Dissoziation von H2

Zweiter dynamischer

Kollaps

Dissoziationvon H2

beginnt

Weiteres Aufheizen bis zur Kernfusion → Hauptreihe

Kern-fusion

Die Geburt: Der Weg zur Hauptreihe

Seite 9

Energietransport:→ Dynamischer Kollaps: Strahlungstransport→ Quasistatische Phase: adiabatisch→ Am Ende des Kollaps: effektive Konvektion

→ hohe Oberflächentemperatur, Kerntemperatur zu gering für Fusionen

Sterne heizen auf, bis sich ein Gleichgewicht eingestellt hat. → Hayashi-Linie

L :LeuchtkraftTeff :Oberflächentemperatur

Stern ist quasistationär, kollabiert langsam und heizt sehr langsam auf. Die Leuchtkraft nimmt ab:

424 TRL

Beginn der Fusionsprozesse. Der Stern befindet sich auf der Hauptreihe.

Die Hauptreihe: Masse ↔ Lebensdauer

Seite 10

Nicht alle Sterne erreichen die Hauptreihe

Sterne mit M<0.08 MO

→Nicht genügend Gravitationsenergie für die Zündung des H-Brennens→Enden als “Braune Zwerge” → jupiterähnliche Gasplaneten

mit ~5MeV: pro H-Atom erzeugte Fusionsenergie

Sterne mit 0.08MO<M<50 MO

→H-Fusion bis ca. der Protonen fusioniert sind→Beginn neuer Fusionsprozesse nach ca. :

→Sterne werden instabil

= Leuchtkraft = abgestrahlte Leistung

%10HR

L

EmM HHHR

/L

HE

Sterne mit M>50 MO

→Große Gravitationsenergie führt zu sehr hohen Temperaturen→Strahlungsdruck ( ) treibt den Stern auseinander

4T

Die Hauptreihe: Kernfusion

Seite 11

Wie kommt es zur Kernfusion?

MeVr

eZZrV

rr

14

1)(

0

221

00

0r

Coulomb Barriere:

Coulomb-Potential : Protonradius

Thermische Energie der Protonen bei ca 108K:

MeVkTE 1.02

3

Die Coulomb Barriere muss durchtunnelt werden:

v4

2 221

0)v( eZZ

eP

MeVppIII

MeVppII

MeVppI

BeeBepBe

BeHe

HepLieBeHepDepH

HepHeHe

28.19

67.25

23.26

)2(),(),(

),(

),(),(),(),(

)2,(

887

73

477321

433

Wasserstoffbrennen:

langsam

Die Hauptreihe: 0.08MO<M<0.25MO

Seite 12

Nur ein kleines Kerngebiet besitzt nötige Temperatur für das H-Brennen.

Der folglich große Temperaturgradient treibt Konvektionsströmungen an.

v

p

c

c

dr

dP

P

T

dr

dT

:mit

11

Durch die Konvektion wird der gesamte Wasserstoff im Laufe der Zeit in den Fusions-bereich geleitet, sodass er gänzlich zu Helium umgewandelt wird.

Zündbereich

Konvektionszone

Die Hauptreihe: 0.25 MO <M<1.5 MO

Seite 13

Bereich des Wasserstoffbrennens ist ausgedehnter (~0.3R)

Folge: → kleinerer Temperaturgradient im und um den Kern

→ Der Strahlungstransport dominiert in diesen Bereichen.

Strahlungstransport („radiativ“)

Konvektion („konvektiv“)

Am Rand steigt der Absorptionskoeffizient (T wird kleiner)

→ Konvektion dominiert in äußerster Hülle!

He

Ist aller H im Kern in He übergegangen kontrahiert der Kern.

→ Komprimierung äußerer Schichten erzeugt neue H-Brennzone.

neue H-Brennzone

ausgebrannter Kern

Die Hauptreihe: M>1.5 MO

Seite 14

Temperaturen von mehr als 2·107K im Kern ermöglichen effektivere Fusion.

→CNO-Zyklus

OpNpC

p

pOep

FeON

eFpe

p

OpNpC

161512

17

171513

18

171413

,,

,

,,,

,

,,,

,

,,

CNO-Zyklus

Starke Temperaturabhängigkeit des CNO-Zyklus: dE/dt~T20

→ großer Temperaturgradient im Kern (Konvektion)

„kälterer“ pp-Zyklus in Randschichten des Kerns

pp-Zyklus

Konvektion

Keine Fusion in Randschichten. Mäßiger Temperaturgradient → Strahlungstransport dominiert

Strahlungstransport

Wege zum Tod: 0.08 MO <M<0.26 MO

Seite 15

Chandrasekhar-Grenze:Es gibt keinen stabilen Weißen Zwerg mit

einer Masse größer als Mc=M(ρc)~1.5 MO

Stern ist konvektiv → der ganze Wasserstoff fusioniert zu HeTemperatur fällt → Kontraktion

keine He-Fusion → Stern endet als Weißer Zwerg

Hierbei halten sich Gravitationsdruck und Fermidruck die Waage.

4

2

8

3

R

MGpgrav

Gravitationsdruck:

mit3/1

3

4

3

3

4

M

RRVM

folgt:3/13/2

2

3/1

2

3/

2 62

1

M

c

G

cR

MG

m

m

c

pn

cH

e

ccH

e

mG

cmM

für ,/6)(2/32

also:

c

cH

e

mG

cmM

für ,1

/6)(2/32

Fermidruck:

für 3/1

für 3/22

c

c

cH

efermi m

cmp

mit n=1,2

Wege zum Tod: 0.26MO <M<2.5MO

Seite 16

Unterschiedliche Entwicklungsphasen nach dem Hauptreihenstadium.

Generell gilt nach Beendigung des H-Brennens:

Die Temperatur der Randgebiete steigt an

→ Stern bläht sich zum Roten Riesen auf

Kern kontrahiert→ komprimierte Randgebiete erreichen die Zündtemperatur fürdas H-Brennen

Für M>0.5 MO steigt Kerntemperatur auf über 108K.→ Die Zündtemperatur für den 3- Prozess wird damit überschritten:

)1.0( 844 MeVEBeHeHe

)4.7( 1248 MeVECHeBe innerhalb von 2.5·10-16s

M>1.4MO

Kontinuierliches Heliumbrennen

M<1.4 MO

Helium Flash

Wege zum Tod: Helium Flash

Seite 17

Aufgrund niedriger Temperatur dominiert Fermidruck über Gasdruck

3- Prozess sorgt nicht für Expansion

sehr starke Temperaturabhängigkeit:

Teile der Hülle (ca. 0.1MO) werden abgesprengt (Planetarische Nebel)

kinetische Energie wächst im Bereich der Helium-Fusion

Dieser Prozess wiederholt sich ca. alle 1000a,

Stern bläht sich auf: R~250RO

Diese Sterne enden nach hinreichendem Massenverslust als Weiße Zwerge

Explosion im Sterninneren: Helium Flash

Planetarischer Nebel NGC 3132in Vela.S. LaustsenEuropäische Südsternwarte

dE/dt~T41

Wege zum Tod: M>2.5 MO

Seite 18

Mehrere Brennzyklen aufgrund hoher Temperaturen.3--Prozess auch in den äußeren Schalen.

M>8MO :C-Brennen, Ne-Brennen, O-Brennen, Si-Brennen → Fe

Es entsteht eine Zwiebelschalenstruktur mit Eisenkern:

Eisenkern / Si-Brennen

Fe

Ne-BrennenO-BrennenC-Brennen

He-Brennen

H-Brennen

Wasserstoff-Hülle

Der Stern bläht sich zum Überriesen auf

Supernova Typ-II

enpe

Nach dem Si-Brennen gibt es keine Energiezufuhr mehr und der Stern kollabiert zu einem Neutronenstern (R~10km!)

Zusammenfassung

Seite 19

• Einführung und Klassifikation von Sternen• Schauplätze der Sternentstehung• Kriterium für den Gravitationskollaps• Frühe Phasen der Sternentwicklung / Protosterne

• Der Haupreihenabschnitt der Sternentwicklung

• Die Phase nach der Hauptreihe, der Tod der Sterne

OpNpC

p

pOep

FeON

eFpe

p

OpNpC

161512

17

171513

18

171413

,,

,

,,,

,

,,,

,

,,

CNO-Zyklus

pp-Zyklus

Konvektion

Strahlungstransport

→ weiter gehts im Vortrag:

„Sternexplosionen“

Supernova Remnant Imaged in Gamma Rays

Astronomy Picture of the Day5. November 2004

HESS Colaboration

T in K 1 H-Atom / cm³ 100 H-Atome / cm³ 10000 H-Atome / cm³

5 270 MO 27 MO 2,7 MO

10 750 MO 75 MO 7,5 MO

100 25000 MO 2500 MO 250 MO

Literaturverzeichnis

Seite 20

• Unsöld, Albrecht:Der neue Kosmos: Einführung in die Astronomie und Astrophysik7. Aufl.Springer 2002

• Demtröder, Wolfgang: Experimentalphysik: Band 4. Kern-, Teilchen- und Astrophysik1. Aufl.Springer 1998

• Weigert, Alfred:Astronomie und Astrophysik: ein Grundkurs3. überarb. Aufl.VCH 1996

• Skript zur Vorlesung: „Einführung in die Astroteilchenphysik“ WS2004/2005, Dr. Stegmann