Moderne Themen der Physik Seminar: Moderne Themen der ...€¦ · ΩDM = 0.26 (dunkle Materie) ΩΛ = 0.70 (dunkle Energie): 2-02. Die Elemententstehung in Sternen Fusion H He C O

Seminar: Moderne Themen der PhysikSeminar: Moderne Themen der PhysikThemenvorschlage AstrophysikThemenvorschlage Astrophysik

Betreuung: Wolf-Rainer HamannBetreuung: Wolf-Rainer Hamann28. April 201528. April 2015

:

1-01


1) Spate Phasen der Sternentwicklung1) Spate Phasen der Sternentwicklung

:

1-02

Energieerzeugung in Sternen

Verschmelzung von Atomkernen (Kernfusion)4 Wasserstoff-Atome 1 Helium-Atom

Produkt ist 0.8% leichter (Massendefekt )

Umwandlungvon Masse m

in Ernergie E :

E = m c2

:

1-03Rote RiesenSonne: nach 9 Milliaren Jahrenaller Wasserstoff im Zentrum verbraucht(davon sind 4.6 Milliarden Jahre um)

Aufblahung zum 1000fachen Durchmesser

Kernfusion Helium Kohlenstoff, Sauerstoff

Simulation M. Steffen, B. Freytag (Movie):

1-04

Das Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD)

-2

-1

0

1

2

3

4

5

6

7

5 4

Effektivtemperatur in Kilo-Kelvin

log Teff (Effektivtemperatur in Kelvin)

log

L (

Le

uch

tkra

ft in

So

nn

en

leu

chtk

raft

en

)

Hauptreihe

RoteRiesen

Weiße Zw

erge 1 M

50 M

10 M

0.2 M

1R

0.01R

100R

100 50 20 10 5 2 L = Leuchtkraft= StrahlungsleistungSolare Einheit:1L⊙ = 2 1026 Watt

Die meisten Sternesitzen auf derHauptreihe

Sternmasse bestimmtPosition auf derHauptreihe

Stefan-Boltzmann:

L = 4πR2∗σSBT

4eff

:

1-05Entwicklung der Sonne zum Roten Riesen

Radius wachst auf uber 1000 R Ende der Erde! Ansteigende Leuchtkraft niedrige Oberflachen-Temperatur (‘‘rot’’) Wasserstoff-Schalenbrennen zentrales Helium-Brennen

4 He + 4 He + 4 He 12 C, teilweise 4 He + 12 C 16 O

-1

0

1

2

3

4

5 4

Oberflachentemperatur in Kilo-Kelvin

log T (Oberflachentemperatur in Kelvin)

log

L (

Le

uch

tkra

ft in

So

nn

en

leu

chtk

raft

en

)

Null-Alter-Hauptreihe

Rote

Rie

sen

Horizontalast

Sonne

100 50 20 10 5 2

Erheblicher Massenverlust durch"Sternwind" (wieviel?)

Abb.:Entwicklung eines Sterns von 1 Mim Hertzsprung-Russell-Diagramm

:

1-06

Asymptotischer Riesenast

(engl. Asymptotic Giant Branch, AGB )

Helium im Kern erschopft

Zwei-Schalen-Brennen

Ansteigende Leuchtkraft

Instabilitat: Thermische Pulse Abwechselndes Brennen der beiden Schalen


AGB

-1

0

1

2

3

4

5

5 4



log

L (

Le

uch

tkra

ft in

So

nn

en

leu

chtk

raft

en

)

Sonne

100 50 20 10 5 2 Abwechselnde Konvektionszonen

von außen bis ins Zwischenschalen-Gebiet

von He-Brennschale bis Zwischenschalen

Mischung von H in 12 C-reiches Gebiet

Reaktion 12 C + 1 H 13 N 13 C + e+

Reaktion 13 C + 4 He 16 O + Neutron

Neutronenquelle fur div. Kernreaktionen

Erzeugung der sog. s-Prozess-Elemente

:

1-07Zentralsterne Planetarischer Nebel

Massenverlust durch "Sternwind" im Riesen-Stadium Typische Restmasse: 0.6 M Maximale Restmasse 1.4 M (fur Anfangs-Massen bis 8 M ) Wenn Wasserstoff-Hulle (fast ?) vollstandig verloren

schnelle Kontraktion (in 10 000 Jahren) Hohe Oberflachen-Temperatur, schneller Sternwind "Zusammenschieben" des fruheren Winds zum Planetarischen Nebel UV-Strahlung bringt den Nebel zum Leuchten


Planetarische Nebel

-1

0

1

2

3

4

5

5 4



log

L (

Le

uch

tkra

ft in

So

nn

en

leu

chtk

raft

en

)

Sonne

100 50 20 10 5 2

Ringnebel in der Leier (Aufn.: OST):

1-08

Das dramatische Schicksal der massereichen Sterne

Hohe Leuchtkraft, kurze Lebensdauer

Sternwinde entfernen Großteil der Masse (Wolf-Rayet-Sterne )z.T. episodischer Massenauswurf (sog. Luminous Blue Variables )Ausgeworfenes Material bildet Nebel


Planetarische Nebel

Weiße Zwerge

0

1

2

3

4

5

6

7

5 4



log

L (

Le

uch

tkra

ft in

So

nn

en

leu

chtk

raft

en

)

Sonne

60 M

40 M

25 M

Luminous Blue VariablesWolf-

Rayet-Sterne

100 50 20 10 5 2

Falls Restmasse uber 1.4 M :Gravitationskollaps

Supernova oder γ-Ray Burst

:

1-09

Der Lebensweg der Sterne - lang und ruhig, oder kurz und heftig ?

Sterne geringer Masse (unter 8 Sonnenmassen):

1 Sonnendurchmesser

Lange Phase (Sonne:10 Milliarden Jahre) ruhigesWasserstoffbrennen

Simulation

Aufblahung zum RotenRiesen (bis 2000 Sonnen-durchmesser)

NGC 6543 = Katzenaugen-Nebel

Abwurf von rund 50% der Masseals Planetarischer Nebel . Sternschrumpft und wird sehr heiß

Sirius A

Sirius B= Weißer Zwerg

Weißer Zwerg von derGroße der Erde, abereiner Sonnenmasse

Massereiche Sterne (mehr als 8 Sonnenmassen):

Kurze Phase (2 MillionenJahre) als Blauer Riese mitSternwind

Nebel um Wolf-Rayet-Stern WR 124

Abgeblasene Materiesammelt sich u.U. ineinem Nebel

Stern explodiert alsSupernova - Abb.: SN 1987Anach 17 Jahren

Krebsnebel, Supernova von A.D. 1054

Uberrest mit Neutronenstern(60km Durchmesser), u.U.auch Schwarzes Loch

:

1-10


2) Woher stammen die Atome meines Korpers ?2) Woher stammen die Atome meines Korpers ?

:

2-01Die Elemententstehung beim Urknall

Nach ca. 2 Sekunden: ‘‘Ausfrieren’’ der Protonen und Neutronen (etwa gleiche Anzahl)Innerhalb der ersten Stunde, konkurrierend:

Zerfall der freien Neutronen (Halbwertszeit 15min)Einfang der freien Neutronen Entstehung von 2 H, 3 He, 4 He, 7 Li

Keine Bildung schwerer Elemente C, N, O, ..., Fe, ..., Au ... !

4 He

3 He

2 H

7 Li

-10

-5

0

-3 -2 -1 0 1 2Dichteparameter log (ΩB )

log

(M

ass

en

bru

chte

il)

BE

OB

AC

HT

ET

E W

ER

TE

0.01 0.1 1 10 Ausbeute hangt ab von Parameter ΩB

( = kosmische Dichte baryonischerMaterie in Einheiten der ‘"kritischenDichte’")

Beobachtete Haufigkeit von 2 H, 3 He ΩB ≅ 0.04

Gesamtdichte des Kosmos vermutlich: ΩB + ΩDM + ΩΛ = 1 ΩDM = 0.26 (dunkle Materie ) ΩΛ = 0.70 (dunkle Energie )

:

2-02

Die Elemententstehung in Sternen

Fusion H He C O Ne Mg Si 56 Fenur massereiche Sterne

langsamer Neutronen-Einfang: s-Prozess (‘‘slow’’)niedriger Neutronenfluss Zeit fur β-Zerfall vor nachstem EinfangNeutronenquelle? z.B. AGB-Sterne mischen H mit heissem C:12 C (p,β+ ) 13 C (α ,n) 16 O

schneller Neutronen-Einfang: r-Prozess (‘‘rapid’’)hoher Neutronenfluss sukkzessive n-Einfange ohne β-ZerfallNeutronenquelle: Photodesintegration von Fe in Supernovae

p-Prozess (Protonen-Einfang)Kernreaktionen mit schnellen ProtonenT > 109 K, in Supernovae

Ruckgabe an das interstellare MediumSternwindeSupernovae

:

2-03

:

2-04

Das dramatische Schicksal massereicher (> 8 M ) Sterne

Hohe Leuchtkraft, kurze Lebensdauer (~ 1 Million Jahre)Sternwinde entfernen Großteil der MasseAusgeworfenes Material bildet Nebel

Homunculus-Nebel um η Carinae (HST) Nebel um Wolf-Rayet-Stern WR 124:

2-05Endstadium massereicher Sterne (uber 8 M )

C/O-Kern kann weitere Brennprozesse zunden

C, O Na, Ne, S, Si 56 Fezwiebelschalenartiger Aufbau

Fe (Eisen) kann keineFusionsenergie liefern

Fe-Kern uber 1.4 M Gravitationskollaps NeutronensternNachsturzende Materieprallt ab Explosion

Supernova (alle Typen außer Ia)Sehr hoher Fluß von Neutronen

Neutroneneinfang r-Prozeß-ElementeEinziger bekannter Mechanismus zur Bildung schwerer Elemente

:

2-06

initial mass[M ]

0.08 0.5 1.3 2 8 25 50

final mass[M ] 0.08 0.5 0.6 1.4 3

time

Spectral type M K G F A B O

MAIN SEQUENCE ( = core hydrogen burning )radiative core convective core

τNuc > τHubble

BrownDwarf

Red Giant (shell H burning)degenerate He core

helium flashHertzsprung

Gap

Red Giant(core He & shell H burning)

metal poor stars: Horizontal Branch (HB)

Asymptotic Giant Branch (AGB) Star(shell He & shell H burning)

thermal pulses PN ejection

Central Star of Planetary Nebula (CSPN)surface: H-rich or [WC]-type

White Dwarfhelium core

White Dwarfcarbon-oxygen core Ne/Mg ?

RedSupergiant(shell H burning)

(He burning)+

(C burning)+...

WN-late

BlueSuper-giant

WNL (1)LBV

WNL (2)(H shell)

WN-early(He burning)

WC(He burn. C burn. ...)

gravitational collapse

Black Hole

SupernovaNeutron Star

:

2-07Der kosmische Materiekreislauf

UrknallH, He, Li

Inter-stellareMaterie

Sternwinde, Explosionen

Sternbildung

SterneElemente

Schwarze LocherNeutronensterneWeiße Zwerge

DER GRUNE PUNKT

:

2-08


3) In einer Minute von 0 auf 10 Mill. km/h3) In einer Minute von 0 auf 10 Mill. km/h

(Strahlungsdruckgetriebene Sternwinde)(Strahlungsdruckgetriebene Sternwinde)

:

3-01 Sternwinde im HRD150 100 50 30 20 10 5 3 2

B Uberriesen A F

LBV

Zentralsterne, O-subdwarfs

Koronae

DustDrivenWinds

0

1

2

3

4

5

6

5.0 4.5 4.0 3.5

T / kK

log (T eff / K)

log

(L

/L)

ζ Pup

τ Sco

O, OfWolf-Rayet (WN)

Wolf-Rayet(WC) AGB

60 M

20 M

α Sco A

α Her A

RoteRiesenAlfven wavedriven winds?

:

3-02

Sternwinde

kontinuierliches, radiales Abstromen von MaterieHohe Geschwindigkeiten: bis zu 3000 km/s (~0.01 c)Hohe Massenverlustraten M [in Sonnenmassen pro Jahr = M /yr]

MechanismusM [M /yr]Typ

Korona10-14SonneStrahlungsdruck auf Spektrallinien10-7 ... 10-5O, BStrahlungsdruck (?)10-5 ... 10-4Wolf-RayetStrahlungsdruck auf Staub10-4Rote Uberriesen

Entscheidende Bedeutung fur : Sternentwicklung

Endmasse << Anfangsmasse! Kosmischen Materiekreislauf

:

3-03 3-04Line-driven stellar winds(Castor, Abbott & Klein 1975)

Wind transparent in continuum, opaque in many lines

Absorption from ~ radial direction; re-emmission isotropic

Acceleration velocity Doppler shift of the line

Photons from a whole frequency band ∆ν are swept up

In one line intercepted momentum per time: Lν0 ∆ν/c = L v∞/c2

∆ν = ν0 v∞ / c

Lν0

ν0

L ≈ Lν0 ν0

Frequency ν

Sp

eci

fic L

um

ino

sity

Lν

Wind momentum per time: M v∞Mass loss driven by one line:

M =L

c2

= mass loss by nuclear burning !

L =dE

dt=

d

dt(Mc

2)

Kollidierende SternwindeEnges DoppelsternsystemBeide Sterne mit Wind, z.B. WR + O

Bildung eines Schock-Kegels(relativ harte) Rontgenstrahlung

Shock

nicht-thermische Radiostrahlung

Staubbildung (Spirale) (nur bei kuhlen WC-Typen ?)

(Tuthill):

3-05

Das Spinnrad (‘‘pinwheel’’) WR104

Doppelstern: WC + B0

IR-Emission (Staub)

Spiralmuster

Rotiert in 220 Tagen

(Tuthill 1999)

:

3-06


4) Die Supernova SN1987A4) Die Supernova SN1987A

(Die letzte mit bloßem Auge sichtbare SN)(Die letzte mit bloßem Auge sichtbare SN)

:

4-01 Supernova 1987A

am 25. Februar 1987 - die erste ‘‘nahe’’ Supernova seit Jahrhunderten

in der Großen Magellanschen Wolke (160 000 Lichtjahre)

13 Neutrinos registriert Modell bestatigt

25.02.1987 vorher

Rechts : zehn Jahre spater (HST)Einsatz : Innerer Ring 2004Ringe: fruherer Sternwind,vom Blitz der Explosionzum Leuchten angeregt

:

4-02

Wie man einen Weißen Zwerg zur Explosion bringen kann

Enges Doppelsternsystem

Ursprunglich massereicherer Stern wird zuerst Weißer Zwerg

Roter Riese dehnt sich bis zum Lagrange-Punkt aus

Materie (Wasserstoff!) stromt zum Weißen Zwerg uber

U.U. kontinuierliche Verbrennung auf der Oberflache

Anwachsen des C/O-Kerns bis Chandrasekhar-Grenzmasse (1.4 M )

Weißer Zwerg beginnt zu kollabieren

Temperatur-Anstieg

Explosive Zundung von C-Brennen (wegen Entartung)

Weißer Zwerg wird vollstandig zerrissen

Supernova Typ Ia:

Gamma Ray Bursts

Sekunden andauernde, sehr harte Strahlung

stammen aus fernsten Galaxien

kurzzeitig so hell wie das ganze Universum!

Zwei Typen, zwei Szenarien:

- Gravitationskollaps stark rotierender WR-Sterne

- Verschmelzen zweier Neutronensterne

Die Positionen von2704 GRBs sindgleichmaßig uber denHimmel verteilt. Dasbeweist ihren extra-galaktischenUrsprung.

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4-04

Seminar: Moderne Themen der PhysikThemenvorschlage Astrophysik

Betreuung: Wolf-Rainer Hamann

Spate Phasen der Sternentwicklung1)

Woher stammen die Atome meines Korpers ?2)(Nukleosynthese und kosmischer Materiekreislauf)

In einer Minute von 0 auf 10 Mill. km/h3)(Strahlungsdruckgetriebene Sternwinde)

Die Supernova SN1987A4)(Die letzte mit bloßem Auge sichtbare SN)

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5-01

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