Sterbende Sterne und das Sterbende Sterne und das interstellare Mediuminterstellare Medium

Das große Ganze zu Beginn

Der Der MateriekreislaufMateriekreislauf

Das interstellare Medium

1. Entwicklung massenreicher Sterne1. Entwicklung massenreicher Sterne

Was sind massenreiche Sterne?Was sind massenreiche Sterne?

→→ M > 8 MM > 8 Mּסּס !!!!

→ → Durchlaufen aller Brennphasen → SupernovaDurchlaufen aller Brennphasen → Supernova

→ → relativ kurze Lebensdauer, in Regionen mit jungen Sternen, z.B. relativ kurze Lebensdauer, in Regionen mit jungen Sternen, z.B. SpiralarmeSpiralarme

Beispiel: Beispiel: Progenitor der SN 1987a in der Magellanschen Wolke:Progenitor der SN 1987a in der Magellanschen Wolke: 20 M 20 Mּסּס , Lebensdauer , Lebensdauer 10107 7 JahreJahre

Sonne:Sonne: 1 M 1 Mּסּס,,, Lebensdauer 10, Lebensdauer 1010 10 JahreJahre

Nukleare BrennphasenNukleare Brennphasen

WasserstoffbrennenWasserstoffbrennen

HeliumbrennenHeliumbrennen

KohlenstoffbrennenKohlenstoffbrennen

NeonbrennenNeonbrennen

SauerstoffbrennenSauerstoffbrennen

SiliziumbrennenSiliziumbrennen

KOLLAPSKOLLAPS

Wie erhält man die Leuchtkraft eines Sterns?Wie erhält man die Leuchtkraft eines Sterns?

Zur Berechnung der Leuchtkraft L benötigt man:Zur Berechnung der Leuchtkraft L benötigt man: Scheinbare Helligkeit (S)Scheinbare Helligkeit (S) Entfernung zum Stern (R)Entfernung zum Stern (R)

Denn:Denn:

2

24

mWS

SRL

Scheinbare HelligkeitScheinbare Helligkeit

Wird durch Energie des einfallenden Lichts definiertWird durch Energie des einfallenden Lichts definiert Mit Hilfe eines Photometers kann die Strahlungsleistung Mit Hilfe eines Photometers kann die Strahlungsleistung

pro Quadratmeter ermittelt werdenpro Quadratmeter ermittelt werden Einführung einer relativen Skala mit Stern Wega als Einführung einer relativen Skala mit Stern Wega als

ReferenzReferenz Einheit der scheinbaren Helligkeit m: Magnitude (mag)Einheit der scheinbaren Helligkeit m: Magnitude (mag) Scheinbare Helligkeit ist definiert durch:Scheinbare Helligkeit ist definiert durch:

Beispiele: Sonne m = -26,8 mag, Sirius m = -1,5 magBeispiele: Sonne m = -26,8 mag, Sirius m = -1,5 mag

sm

JS

SSm Wega

²

lg5,2 10

EntfernungsbestimmungEntfernungsbestimmung

Aus einer Winkelmessung – ParallaxeAus einer Winkelmessung – Parallaxe

Bis zu einer Entfernung von 1000pc möglichBis zu einer Entfernung von 1000pc möglich

Aus pulsationsveränderlichen Sternen – CepheidenAus pulsationsveränderlichen Sternen – Cepheiden Grössenänderung Grössenänderung → Helligkeitsänderung → Helligkeitsänderung Tatsächliche Helligkeit proportional zu PulsationsperiodeTatsächliche Helligkeit proportional zu Pulsationsperiode Vergleich mit scheinbarer Helligkeit liefert EntfernungVergleich mit scheinbarer Helligkeit liefert Entfernung

pcLjp 126,3ˆ''1

Grundgleichungen der stabilen SterneGrundgleichungen der stabilen Sterne

Warum treten die Zustandsgrößen Leuchtkraft, Warum treten die Zustandsgrößen Leuchtkraft, Temperatur, Radius, Masse, Helligkeit und Spektraltyp Temperatur, Radius, Masse, Helligkeit und Spektraltyp nur in bestimmten Kombinationen auf?nur in bestimmten Kombinationen auf?

Gleichgewichtsbedingungen: Hydrostatisches und Gleichgewichtsbedingungen: Hydrostatisches und thermisches Gleichgewichtthermisches Gleichgewicht

Massenverteilung und EnergietransportMassenverteilung und Energietransport

Hydrostatisches GleichgewichtHydrostatisches Gleichgewicht

““Kampf“ gegen die GravitationKampf“ gegen die Gravitation Entgegengesetzte Kraft muss Kollaps verhindern Entgegengesetzte Kraft muss Kollaps verhindern

→ Druck→ Druck

2rMG

drdP r

Thermisches GleichgewichtThermisches Gleichgewicht

Energiefluss durch Sternoberfläche in Form von Strahlung Energiefluss durch Sternoberfläche in Form von Strahlung (Leuchtkraft)(Leuchtkraft)

Energieerhaltung: Energieverlust an der Sternoberfläche Energieerhaltung: Energieverlust an der Sternoberfläche muss gleich der Energieerzeugung im Sterninnern seinmuss gleich der Energieerzeugung im Sterninnern sein

²4)()()(

²4)()(0

rrrdrrdL

drrrrLR

3mkgsg

J

MassenverteilungMassenverteilung

Beziehung zwischen Masse, Radius und Dichte eines Beziehung zwischen Masse, Radius und Dichte eines SternsSterns

Gibt an, wie sich die Masse mit dem Abstand zum Gibt an, wie sich die Masse mit dem Abstand zum Sternenzentrum ändertSternenzentrum ändert

²4

)²4(²4

rdrdM

drrdMdrrdV

r

r

EnergietransportEnergietransport

3 Transportmechanismen3 Transportmechanismen Strahlung: Photonenabsorption und -emissionStrahlung: Photonenabsorption und -emission Konvektion: MaterialaustauschKonvektion: Materialaustausch Wärmeleitung: TeilchenkollisionWärmeleitung: Teilchenkollision

²4³43

rL

TacdrdT r

: Rosseland Opazität (Absorptionskoeffizient)

:a Stefan-Boltzmann Konstante

:T Temperatur

Energiequellen der SterneEnergiequellen der Sterne

Leuchtkraft:Leuchtkraft: Steinkohle: Brenndauer ungefähr 10000 JahreSteinkohle: Brenndauer ungefähr 10000 Jahre Gravitationspotential: Gravitationspotential:

Kernfusion:Kernfusion:

WL 261085,3

RMGREE potG

2

)(

JahreLEG

HK7103

21

2008,0 McEN

JahreLEN

N1110

KernfusionKernfusion

Verschmelzung zweier AtomkerneVerschmelzung zweier Atomkerne Überwindung des Coulomb-Potentials durch Überwindung des Coulomb-Potentials durch

TunneleffektTunneleffektReaktionsrate ~ Maxwell-Boltzmann-Verteilung * Tunnelwahrscheinlichkeit

pp-Reaktion

Massendefekt / BindungsenergieMassendefekt / Bindungsenergie

Massendefekt: Masse eines Atomkerns ist stets kleiner, Massendefekt: Masse eines Atomkerns ist stets kleiner, als die Summe der Massen von N Neutronen und als die Summe der Massen von N Neutronen und Z ProtonenZ Protonen

Energie bleibt durch Einsteins Masse-Energie-Energie bleibt durch Einsteins Masse-Energie-Äquivalenz E=mc² erhaltenÄquivalenz E=mc² erhalten

Bindungsenergie:Bindungsenergie:

Maximum der Bindungsenergie pro Nukleon liegt im Maximum der Bindungsenergie pro Nukleon liegt im Periodensystem bei EisenPeriodensystem bei Eisen

2),(),( cNZmNmZmNZB np

Bethe-Weizsäcker-FormelBethe-Weizsäcker-Formel

rmPaarungste

p

termAsymmetrie

A

TermCoulomb

c

ntermOberfläche

s

mVolumenter

v

AaAAZa

AZaAaAaB

21

12

31

232

2

31

~ AR R: Kernradius

A: Nukleonenzahl

PP-KettePP-Kette

MeVHepH

MeVeHpp e

49,5

19,132

21

21

eenp

Startreaktionen:Startreaktionen:

)10( 10 Jahrealle

MeVeHeH e 2,262224 42

11

HauptfolgereaktionenHauptfolgereaktionen

MeVpHeHeHe 89,12242

32

32

MeVHepLi

LieBe

MeVBeHeHe

e

35,172

59,1

42

73

73

74

74

42

32

3 Reaktionsketten3 Reaktionsketten PP-Reaktion I:PP-Reaktion I:

PP-Reaktion II:PP-Reaktion II:

PP-Reaktion III:PP-Reaktion III:

HeBe

eBeB

MeVBpBe

MeVBeHeHe

e

42

84

84

85

85

74

74

42

32

2

14,0

59,1

CNO-ZyklusCNO-Zyklus

Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff dienen als Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff dienen als Katalysator für WasserstoffbrennenKatalysator für Wasserstoffbrennen

SternentwicklungSternentwicklung

Nützliche Beziehungen, die sich aus Grundgleichungen Nützliche Beziehungen, die sich aus Grundgleichungen ergeben:ergeben:

Masse-Leuchtkraft-BeziehungMasse-Leuchtkraft-Beziehung

27~ ML

Massereiche Sterne strahlen mehr Energie ab (sind heller)

Temperatur-Masse-BeziehungTemperatur-Masse-Beziehung

Lebensdauer-Masse-BeziehungLebensdauer-Masse-Beziehung

32

~

MMT

251010

MMtHauptreihe

Massereiche Sterne sind heißer

Massereiche Sterne leben kürzer

Höhere Temperatur größere Leuchtkraft größer Masse kürzere Lebensdauer

SternentstehungSternentstehung

Gaswolke, die aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft Gaswolke, die aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft kollabiert, erreicht Bedingungen, um Wasserstoffbrennen kollabiert, erreicht Bedingungen, um Wasserstoffbrennen zu zündenzu zünden

Kontraktion Kontraktion Dichte Dichte freiwerdende Gravitationsenergie freiwerdende Gravitationsenergie Temperatur Temperatur

Wasserstoffbrennen findet nur im Sternenzentrum statt Wasserstoffbrennen findet nur im Sternenzentrum statt (wg. Bedingungen) (wg. Bedingungen)

Sind ca. 10% des Wasserstoffs verbrannt, ist Sind ca. 10% des Wasserstoffs verbrannt, ist Wasserstoffbrennphase beendetWasserstoffbrennphase beendet

Objekte unter 0,07 Sonnenmassen erreichen nicht die Objekte unter 0,07 Sonnenmassen erreichen nicht die nötige Temperatur, um Kernfusion zu zündennötige Temperatur, um Kernfusion zu zünden

Was passiert nach dem Wasserstoffbrennen?Was passiert nach dem Wasserstoffbrennen?

Weitere Entwicklung ist massenabhängigWeitere Entwicklung ist massenabhängig Stern kontrahiert Stern kontrahiert Energiegewinnung durch Energiegewinnung durch

Gravitationspotential Gravitationspotential Bedingungen für Heliumbrennen Bedingungen für Heliumbrennen erfüllt (erfüllt ( Stern verlässt Hauptreihe Stern verlässt Hauptreihe Roter Riese) Roter Riese)

Bei massereichen Sternen kann nach Heliumbrennen Bei massereichen Sternen kann nach Heliumbrennen Kohlenstoff- bis Siliziumbrennen einsetzenKohlenstoff- bis Siliziumbrennen einsetzen

Spätphasen der SternentwicklungSpätphasen der Sternentwicklung

Durch Temperatur und Leistungsanstieg expandiert der Durch Temperatur und Leistungsanstieg expandiert der Stern zu einem roten RiesenStern zu einem roten Riesen

Äußere Hülle wird abgestoßen (Planetarischer Nebel); Äußere Hülle wird abgestoßen (Planetarischer Nebel); Masse des Restkerns entscheidet über EndstadiumMasse des Restkerns entscheidet über Endstadium

< 1,4 Sonnenmassen < 1,4 Sonnenmassen Weißer Zwerg Weißer Zwerg > 1,4 Sonnenmassen > 1,4 Sonnenmassen Supernova Supernova

Restkern < 3 Sonnenmassen Restkern < 3 Sonnenmassen Neutronenstern Neutronenstern Restkern > 3 Sonnenmassen Restkern > 3 Sonnenmassen Schwarzes Loch Schwarzes Loch

WasserstoffbrennenWasserstoffbrennen

Umwandlung H Umwandlung H →→ He: He: p-p- Prozess , CNO- Zyklusp-p- Prozess , CNO- Zyklus

ppGravitationGravitation = p = ptherm.therm.

Verbrauch des WasserstoffsVerbrauch des Wasserstoffs

ppGravitationGravitation> p> ptherm.therm.

Kontraktion und ErwärmungKontraktion und Erwärmung(Virialtheorem: E(Virialtheorem: Ekinkin = 1/2 E = 1/2 Epotpot))

Zünden des Heliumbrennens; Zünden des Heliumbrennens; Aufblähen der Hülle; Aufblähen der Hülle; Wasserstoffschicht brennt weiterWasserstoffschicht brennt weiter→ → ROTER RIESEROTER RIESE

HeliumbrennenHeliumbrennen

Umwandlung von He zu C im Umwandlung von He zu C im Kern über den tripel- Kern über den tripel- αα- Prozess:- Prozess:

Bildung von geringen Mengen OBildung von geringen Mengen O

(Resonanzen in der Nähe der (Resonanzen in der Nähe der He- Brennenergien)He- Brennenergien)

weiterhin H- Brennen in der weiterhin H- Brennen in der Schale um dem He- KernSchale um dem He- Kern

γBeHeHe 844

)4,7(

)1,0(1248

MeVECHeBe

MeVE

OC 1612

Tripel- alpha- ProzessTripel- alpha- ProzessReaktionen beim He-Brennen in Roten Riesen

8Be-Gleichgewicht(genügend 8Be wegen

kleiner Massendifferenz)

Erzeugung von 12C(wegen thermischer Resonanz)

"Überleben" von 12C(wegen fehlender thermischer

Resonanz, aber Produktion von 16Odurch Unterschwellen-Resonanzen)

Blockieren der Nukleosynthese(wegen unnatürlicher Parität

des 4.97 MeV-Zustands)

E0

E0

E0

3-

12C0 (7.16)

4.44

7.65

9.61

8Be0+0 (7.37)

2.94 2+

(-0.09)4He

0+

2+

0+

1-

2-

1-2+3-0+

0+0 (4.73)

6.056.136.927.12

8.879.58

7.006.725.705.624.974.25

1.63

0 0+

2+

4+2-3-1-0+4-

16O

20Ne

Übergang zwischen den hydrostatischen BrennphasenÜbergang zwischen den hydrostatischen Brennphasen

Verbrauch des BrennstoffesVerbrauch des Brennstoffes

Überhandnehmen des GravitationsdruckesÜberhandnehmen des Gravitationsdruckes

KontraktionKontraktion

Erwärmung, DruckanstiegErwärmung, Druckanstieg

Zündung der nächsten BrennphaseZündung der nächsten Brennphase

ExpansionExpansion

3. C -, Ne -, O - Brennen3. C -, Ne -, O - Brennen Coulombbarriere bei C am Coulombbarriere bei C am

niedrigstenniedrigsten→ → KohlenstoffbrennenKohlenstoffbrennen zuerst: zuerst:

Ne- BrennenNe- Brennen::

Wie?Wie?→ → Photodesintegration! Photodesintegration!

O- BrennenO- Brennen::Synthese von S, P, Mg, SiSynthese von S, P, Mg, Si

Gegen Ende des O- Brennens: TGegen Ende des O- Brennens: T99 = 2 = 2

nMgCC

pNaCC

NeCC

231212

231212

201212

MgHeNe 24420 OHeNe 16420

4. Siliziumbrennen4. Siliziumbrennen

Temperatur nicht groß genug für Si + Si → XTemperatur nicht groß genug für Si + Si → X

→ → Photodesintegration: Photodesintegration: TT99 = 3: Zerstörung von Kernen durch = 3: Zerstörung von Kernen durch

p) p) n) n) αα) )

p / n / p / n / αα + unzerstörter Kern → stabilerer Kern + + unzerstörter Kern → stabilerer Kern +

EEBindungBindung pro Nukleon maximal für Fe pro Nukleon maximal für Fe

→ → Sukzessive Bildung von Fe Sukzessive Bildung von Fe

Schwache WW, z.B. Elektroneneinfang Schwache WW, z.B. Elektroneneinfang → → Kühlung durch Neutrinos → schnelleres BrennenKühlung durch Neutrinos → schnelleres Brennen

NiFe

ArS

SSi

5652

3632

3228

...

e

e

pne

npe

Lebenslauf eines Sterns mit 25 Lebenslauf eines Sterns mit 25 MMּסּס

Elementverteilung im Universum: (log. Skala!!):Elementverteilung im Universum: (log. Skala!!):

„ „ Zwiebelschalenmodell“Zwiebelschalenmodell“

2) Supernova vom Typ 22) Supernova vom Typ 2

Stabilität des Fe- KernsStabilität des Fe- Kerns

Stern vor Kollaps: M = 15MStern vor Kollaps: M = 15Mּסּס MMKernKern = 1,5 M = 1,5 M ּסּס TT99 =8 =8 ρρ = 3,7*10 = 3,7*1099 g/cm³ g/cm³

kein Brennen im Kernkein Brennen im Kern → → Warum kein sofortiger Kollaps?Warum kein sofortiger Kollaps?

Gegendruck der Elektronen:Gegendruck der Elektronen:

Unschärferelation + Pauli-Prinzip + großes Unschärferelation + Pauli-Prinzip + großes ρρ → Entartung → Entartung

pp durch Edurch EFermiFermi bestimmt → abhängig von Elektronendichte n bestimmt → abhängig von Elektronendichte nee

vorheriger Mechanismus funktioniert nicht mehrvorheriger Mechanismus funktioniert nicht mehr

3/43/1. ²)3(

41

erel np

Kollaps des KernsKollaps des Kerns MMKernKern > M > MChandChand → p→ pGravitGravit > p > pelel

Beschleunigung des Kollaps:Beschleunigung des Kollaps:

1) 1) PhotodesintegrationPhotodesintegration von Fe verringert p von Fe verringert pthermtherm der Elektronen der Elektronen

2) 2) ElektroneneinfangElektroneneinfang an p und leichten Kernen an p und leichten Kernen →→ n nee kleiner kleiner → → ppelel kleiner kleiner

3) 3) KühlungKühlung durch entweichende Neutrinos durch entweichende Neutrinos

→ → sehr schnelle Kontraktion innerhalb von Sekundenbruchteilensehr schnelle Kontraktion innerhalb von Sekundenbruchteilen→→ Entkoppeln der Entwicklung des Kerns von der HülleEntkoppeln der Entwicklung des Kerns von der Hülle

MeVHeFe 4,1241356

eA

ZAZ

e

XXe

npe

1

Sonnep

Chand Mm

,M

5,141 2/3

Kollaps des KernsKollaps des Kerns

Geschwindigkeitsverteilung der einfallenden Materie:Geschwindigkeitsverteilung der einfallenden Materie:

Innere Hälfte kollabiert homolog Innere Hälfte kollabiert homolog Materie außerhalb des Schallpunktes mit v = vMaterie außerhalb des Schallpunktes mit v = vSchallSchall kollabiert mit für kollabiert mit für

den freien Fall charakteristischen Geschwindigkeitenden freien Fall charakteristischen Geschwindigkeiten

rv

Kollaps des KernsKollaps des Kerns

Neutrino- TrappingNeutrino- Trapping

ρρ = = 101011 11 g/cm³g/cm³: : λλNeutrinoNeutrino < r < rKernKern

→ → Neutrinos „gefangen“, Bewegung mit einfallender MaterieNeutrinos „gefangen“, Bewegung mit einfallender Materie

→ → Kollaps adiabatisch da keine Kühlung, S konstantKollaps adiabatisch da keine Kühlung, S konstant

ρρ = 10 = 1012 12 g/cm³ g/cm³:: Einstellen des Gleichgewichtes bzgl. der schwachen WWEinstellen des Gleichgewichtes bzgl. der schwachen WW nnee konstant konstant

Keine weitere Veränderung der ZusammensetzungKeine weitere Veränderung der Zusammensetzung Kontrahierendes Gas aus Elektronen, Neutronen, Neutrinos und KernenKontrahierendes Gas aus Elektronen, Neutronen, Neutrinos und Kernen

nep

Rückstoß und DruckwelleRückstoß und Druckwelle

ρρ00 = 2,7 * 10 = 2,7 * 101414 g/cm³ g/cm³Auflösung der Kernstrukturen Auflösung der Kernstrukturen → „Riesenkern“→ „Riesenkern“

Keine weitere Kontraktion möglich Keine weitere Kontraktion möglich

Rückstoß Rückstoß (steife Feder)(steife Feder)

Materie schwingt zurückMaterie schwingt zurück

Zusammenstoß mit einfallender MaterieZusammenstoß mit einfallender Materie

SchockwelleSchockwelle

SchockwelleSchockwelle

Schockwelle dissoziiert Fe- Kerne Schockwelle dissoziiert Fe- Kerne

Verlust von Energie Verlust von Energie → Abschwächung → Abschwächung

Druckanstieg → Beschleunigung der einfallenden Materie Druckanstieg → Beschleunigung der einfallenden Materie über Fluchtgeschwindigkeitüber Fluchtgeschwindigkeit

EXPLOSIONEXPLOSION

Neutrino- HeizungNeutrino- Heizung

Fe- Dissoziation Fe- Dissoziation →→ λλNeutrinoNeutrino wieder größerwieder größer

→ → Neutrinos sammeln sich hinter SchockwelleNeutrinos sammeln sich hinter Schockwelle

Falls Schock genug Energie Falls Schock genug Energie → → Ausbreitung bis zu Gebieten mit Ausbreitung bis zu Gebieten mit ρρ < 10 < 101111 g/cm³ g/cm³

Plötzliches Freiwerden der NeutrinosPlötzliches Freiwerden der Neutrinos

„„Anheizen des Schocks“Anheizen des Schocks“

Was bisher geschah:Was bisher geschah:

1.1. Durchlaufen aller Brennphasen:Durchlaufen aller Brennphasen:• H, He, C, Ne, O, Si, Elementsynthese bis FeH, He, C, Ne, O, Si, Elementsynthese bis Fe

2.2. Kollaps des Kerns:Kollaps des Kerns:• Überwinden des pÜberwinden des pelel• Beschleunigung durch Photodesintegration, Beschleunigung durch Photodesintegration,

Elektroneneinfang, NeutrinokühlungElektroneneinfang, Neutrinokühlung• Neutrino- trapping, Übergang zum adiabatischen KollapsNeutrino- trapping, Übergang zum adiabatischen Kollaps• Rückstoß bei nuklearer DichteRückstoß bei nuklearer Dichte

3.3. Schockwelle:Schockwelle:• Abschwächung der Schockwelle im Fe- KernAbschwächung der Schockwelle im Fe- Kern• Heizen der Schockwelle durch NeutrinosHeizen der Schockwelle durch Neutrinos• Supernovaexplosion durch Beschleunigen der MaterieSupernovaexplosion durch Beschleunigen der Materie• Gravitationsenergie Gravitationsenergie →→ E Ekinkin, E, Eemem (1%) (1%) und und (99%) (99%)

Explosives BrennenExplosives Brennen Schockwelle läuft durch die verschiedenen Schichten der HülleSchockwelle läuft durch die verschiedenen Schichten der Hülle

→→ Energieabgabe an Materie in den Schalen, Energieabgabe an Materie in den Schalen, TemperaturerhöhungTemperaturerhöhung

ModellModell: strahlende Blase, die die meiste Energie enthält: strahlende Blase, die die meiste Energie enthält

→ → 500 keV in Siliziumschicht500 keV in Siliziumschicht → → 100 keV in O- Ne- Schicht100 keV in O- Ne- Schicht → → 10 keV in H- Schicht10 keV in H- Schicht

→ → Zünden in Ne-, O-, und Si- Schicht für einige ZehntelsekundenZünden in Ne-, O-, und Si- Schicht für einige Zehntelsekunden

→→ Nachträgliche Modifikation der Elementhäufigkeit Nachträgliche Modifikation der Elementhäufigkeit

4/100 ³4/3 raETS

...und danach?...und danach?

Hülle:Hülle: Materie wird in den interstellaren Raum geschleudert Materie wird in den interstellaren Raum geschleudert → → Bildung neuer Sterne, Planeten... z.B. unsere SonneBildung neuer Sterne, Planeten... z.B. unsere Sonne

Restkern:Restkern: Je nach Masse Je nach Masse

1.1. Neutronenstern (MNeutronenstern (MKernKern < 8M < 8Mּסּס))• Bildung entarteter Neutronen Bildung entarteter Neutronen

• Freigesetzte Energie: Differenz der BindungsenergieFreigesetzte Energie: Differenz der BindungsenergieΔΔE ≈ 10E ≈ 105353 ergs ergs

Bsp.: R = 10 km, MBsp.: R = 10 km, M00 = 2M = 2Mּסּס → → ΔΔM/MM/M00 = 0,2 = 0,2

2.2. Schwarzes Loch (MSchwarzes Loch (MKernKern > 8M > 8Mּסּס))

• Zusammenziehen der Masse auf SingularitätZusammenziehen der Masse auf Singularität

• Schwarzschild- Radius R = 2GM/c²Schwarzschild- Radius R = 2GM/c²

enep

00

11²53

RRGMEpot

²53 0

0 RcMG

MM

ÜberrestÜberrest

Von der Milchstraße zum Virgo-GalaxienhaufenVon der Milchstraße zum Virgo-Galaxienhaufen

M51 – eine Spiralgalaxie Sterne und Staubwolken

EntstehungEntstehungder Sterneder Sterne

HST 2004

heiße O-, B-Sterne

Dunkelwolke

verhüllte Protosterne

Dunkelwolke

jungerStern

Der Orion-NebelDer Orion-NebelSterne im WerdenSterne im Werden

Aus einer Wolke werden SterneAus einer Wolke werden Sterne

Zuerst, etwas einfaches: Sterne Zuerst, etwas einfaches: Sterne Druck balanziert SchwerkraftDruck balanziert Schwerkraft

Die Sonne

MassendefektBei der Fusion zweier Teilchen zu einem dritten wird Bindungsenergie

in Form von Strahlung frei

Wasserstoffbrennenin der Sonne

Massendefekt beiKernfusions-

prozessenbeträgt weniger als1% der Masse der

Ausgangskerne

2cmE

Unsere Sonne

Neutrinos brauchen nur 2 sec vom Inneren an die Oberfläche!

Neutrinos aus der SonneNeutrinos aus der SonneKernfusion in der Sonne:Kernfusion in der Sonne:4p 4p 44He + 2eHe + 2e++ + 2 + 2ee + 27 MeV Energie + 27 MeV Energieauf der Erde: 10auf der Erde: 101111 solare Neutrinos / cm solare Neutrinos / cm22 und Sekunde und Sekunde

Produktion:100% als „e-Pendel“

e

Davis (1970 -2000): e Nachweis auf der Erde Ergebnis: nur 30% der erwarteten e

Bestätigung (1995)Kamiokande (Sonne live! im „Neutrinolicht“)

EnergiehaushaltEnergiehaushaltEn

ergi

eEn

ergi

e

H He C FeVerbrauchte Verbrauchte EnergieEnergie

Freigesetzte Freigesetzte EnergieEnergie

NukleosyntheseNukleosyntheseEntwicklungszeiten für einen 15 MEntwicklungszeiten für einen 15 M SternStern

VerschmVerschm..

ProduktProdukt ZeitZeit TemperaturTemperatur

HH 44HeHe 101077 Jahre Jahre 4 104 1066 K K44HeHe 1212CC einige 10einige 1066 Jahre Jahre 1 101 1088 K K

1212CC1616O, O, 2020Ne,Ne,2424Mg, Mg, 44HeHe 1000 Jahre1000 Jahre 6 106 1088 K K

2020Ne +Ne + 1616O, O, 2424MgMg wenige Jahrewenige Jahre 101099 K K1616OO 2828Si, Si, 3232SS Ein jahrEin jahr 2 102 1099 K K

2828Si +Si + 5656FeFe TageTage 3 103 1099 K K5656FeFe NeutronenNeutronen < eine Sekunde< eine Sekunde > 3 10> 3 1099 K K

Supernova-Überrest CXO in Casseopeia A

Elementspedition Supernova – Just in Time …

Kosmischer Kreislauf