Sterne - MPA⇒ Sterne entstehen immer und überall, zu jeder Zeit, un-ter allen Bedingungen, und leben zwischen Millionen Jahren und länger als die Hubble-Zeit (ca. 14 Mrd. Jahre)

SterneAchim Weiss

Max-Planck-Institut fur Astrophysik

Einfuhrung in die Astrophysik — Universitat Augsburg; SoSe 2006 – p.1

Überblick


Empirische stellare Parameter

1. Masse: 0.075 · · · ≈ 100M⊙

untere Grenze: Wasserstoff-Fusion reicht nie aus, abgestrahlte Energie zuproduzieren (Braune Zwerge)

obere Grenze: Pulsations-Instabilität führt zu Verlust der äußeren Massenschalen

2. Leuchtkraft: −2 . log(L/L⊙) . 6ergibt sich aus Massenbereich

ohne Sternexplosionen

3. Radius: 0.001 · · · 2000R⊙

ergibt sich aus Masse und Entwicklungsphase

korreliert stark mit Teff

4. Effektivtemperatur: 2000 · · · 100.000 K


Vorkommen

1. als Einzelsterne, Mehrfachsysteme, Gruppen, Haufen

2. in allen Komponenten der Milchstraße (Scheibe, Halo,Bulge)

3. in allen Typen von Galaxien

4. in Objekten jeden Alters

⇒ Sterne entstehen immer und überall, zu jeder Zeit, un-

ter allen Bedingungen, und leben zwischen Millionen Jahren

und länger als die Hubble-Zeit (ca. 14 Mrd. Jahre)


Erscheinungsformen

1. Einzelsterne

2. Doppelsterne (und Mehrfachsysteme; mitAkkretionsscheiben → Massentransfer)

3. Veränderliche Sterne (periodisch [Cepheiden]; irregulär)

4. Novae und Supernovae

5. kompakte Endstadien (Weiße Zwerge;Neutronensterne; Schwarze Löcher)

stets Licht (Fluss; Farbe; spektrale Eigenschaften), das die

Information über die Sterne selbst und ihre Umgebung liefert


Einfluss auf Umgebung

1. Energie:Strahlungsverluste → Heizen, Ionisieren derumgebenden Materieschnelle, “heiße” Winde, Explosionen → Aufheizendes interstellaren MediumsNeutrinos

2. Materie:durch Nukleosynthese im Innern angereichert mitschwereren ElementenWinde, Explosionen → Anreichern des ISMMateriekreislauf

3. Information


Sternentstehung

aus großen Materie-(Molekül)Wolken

Kontraktion unter Eigengravitation

Kühlung durch atomare und Molekül-Linien

→ Kollaps und Fragmentierung

→ Entstehung von Sternen in Gruppen


Beobachtungen

Orion-Nebel: am besten be-kanntes Sternentstehungs-gebiet; viele Plätze aktiverSternentstehung und jungerSterne


Beobachtungen

Eagle-Nebel: in denSäulen (Lichtjahregroß) entstehenSterne


Sternentstehung in Magellanschen Wolken

30 Doradus in LMC N81 in SMC


Bedingung für Kollaps der Wolke

Selbstgravitierende Wolke im Gleichgewicht

betrachte kleine Störung → Störungstheorie undEntwicklung der Störung

Gleichung für Störung in Form einer Welle

wachsende Lösung für λ > λJ =(

πGρ0

)1/2

cs

erreicht, wenn Masse M > MJ := (4π/3)ρ0λ3J

(Jeans-Masse)

mit Zustandsgleichung und Druckgleichgewicht:

MJ = 1.2 · 105M⊙

(

T102 K

)3/2(

ρ10−24 g/cm3

)−1/2

µ−3/2

τcoll ≈λJ

cs=

(

πGρ0

)1/2


Kühlungsproblem

MJ umso größer, je heißer die Wolke, also Kollapsumso schwieriger

daher Kühlung wichtig, aber wie?

sehr effizient: radiative Kühlung durch angeregteAtome/Moleküle mit reichen Liniensystem

→ viele Metalle → gute Kühlung

aber sehr schwierig für die Ersten Sterne, da diese (s.BBN) metallfrei

Kühlung hier nur sehr ineffizient überWasserstoffmoleküle

bestand die erste Sterngeneration (Population III) nuraus sehr massereichen Sternen?


“Der erste Stern im Universum”

6 kpc

z=20, R200=90pc, Mv=4e5Msun

600 pc 60 pc

6 pc0.6 pc10,000 AU

The First Star in the Universe

© Abel, Bryan and Norman 1999

dynamic range=3e7!

Am Ende (der Simulation) ein Protostern von & 200 M⊙


Initial Mass Function

Massenspektrum entstandener Sterne

fast immer gut durch Potenzgesetz darstellbar:

dN ∼ M−xdM

Salpeter-Massen-Funktion: x = 2.35 (für0.4 . M/M⊙ . 10)

bestimmt aus N(L) (Leuchtkraftfunktion) und einerM(L)-Relation

Funktion muss irgendwann abbrechen! Vermutlichunterhalb 0.05M⊙; definitiv noch nicht gefunden!

erstaunlich universell


Stellare Populationen


1. Kugelsternhaufen

ca. 150 in Milchstraße

meist im Halo, dort aber nur 1% der stellaren Masse

bestehend aus 104 · · · 106 Sternen

auch in anderen Galaxien

dynamisches System unter Eigengravitation

dynamische Wechselwirkungen wichtig

M30


CMD-Eigenschaften

(CMD von M68)– eine Entfernung (direk-ter Vergleich)– dünne Äste →ein Alter(meist sehr hoch)– eine Zusammensetzung(X, Y, Z), in MilchstraßeZ . 1/10Z⊙

– bestätigt durch Spektro-skopieideale Laboratorien


2. Offene (galaktische) Haufen

ebenfalls eineEntfernung

und etwa eineZusammensetzung

bis ca. 104 Sterne

gravitativ nicht sehrgebunden

nur einige107 · · · 108 Jahre alt

höherer Metallgehalt;bis Z = Z⊙ NGC6939


3. Einfache (Zwerg-)Galaxien

(fast) eine Entfernung(ca. 24 kpc)

mehrereZusammensetzungen(Populationen)

108bis ca. 109 M⊙ Sagittarius Zwerggalaxie


4. Galaktische Populationen

zwei Populationen von Sternen in Milchstraße:1. Population I:

Z ≈ Z⊙; einige Milliarden Jahre alt, oder auch sehrjung; SonneMetallverteilung etwa wie in Sonnefindet sich vor allem in der Scheibe, auch offeneSternhaufen; niedrigere Geschwindigkeiten

2. Population II:Z . Z⊙/10; typisch Z⊙/100; Alter & 1010 Jahre;KugelsternhaufenMetallverteilung anders als in Sonne (O, Ne, Mg,. . . angereichert)findet sich vor allem im Halo; höhereGeschwindigkeiten


5. Feldsterne

die nähere Umgebungder Sonne

Mischung ausverschiedenen Massen,Alter,Zusammensetzungen

dank Astrometrie Entfer-nungsbestimmung mög-lich

Hipparcos Diagramm der Sonnenumge-

bung


Lehre aus CMDs

Sterne sind nicht willkürlich verteilt

sondern in immer wiederkehrenden Strukturen

wichtigste: Hauptreihe

daneben noch: Riesenast

Position häng ab von:1. Masse2. Zusammensetzung3. Alter

⇒ das sind die fundamentalen Parameter, die die Struktureines Sternes bestimmen!


Physik des Sternaufbaus


Grundlegende Eigenschaften

Sterne bestehen aus heißem Plasma unterEigengravitation

Energieverlust durch (Photon-)Strahlungsverluste vonOberfläche

Sterne sind sphärisch• Rotation und Magnetfelder können ignoriert werden

⇒ eindimensionales Problem mit r als der natürlichen(Euler-)Koordinate und P , T , Mr, Lr als den weiteren(unabhängigen) Variablen, wobei Mr = Masse innerhalbKugelschale mit Radius r

dazu noch chemische Zusammensetzung (zeitlichvariabel)


Strukturgleichungen

1. Gleichung für Mr (Lagrange-Koordinate)

∂r

∂Mr=

1

4πr2ρ(1)

2. Gleichung für P (Bewegungsgleichung)

1

ρ

∂P

∂r+

GMr

r2= −

∂2r

∂t2(2)


Hydrostatisches Gleichgewicht

Approximiere |∂2r

∂t2 | ≈ R/τ2 (τ typische Zeitskala)Vernachlässige Druckterm →

freier Fall in τff ≈ (R/g)1/2 = (GM/R3)−1/2 ≈ 1/2(Gρ)−1/2.

Abschätzung für Sonne (ρ ≈ 1.4 g/cm3): 27 Minuten!D.h., jede Abweichung von ∂2r

∂t2 = 0 wird in kurzer Zeitausgeglichen und es herrscht stets hydrostatischesGleichgewicht ⇒ weitere Grundannahme, also

∂P

∂Mr= −

GMr

4πr4


Einfache Abschätzung

. . . für Zentrumswerte von P and T :Ableitungen durch Differenzen ersetzen →Zentrum Pc undOberfläche P0 ≈ 0 →

Pc ≈2GM2

πR4

(M/2 and R/2 als mittlere Masse und Radius)Sonne: Pc = 7 · 1015.Mit ρ = µP

RT und ρ = (3M)/(4πR3) ⇒

Tc =8

3

µ

R

GM

R

ρ

ρc<

µ

R

GM

R≈ 3 · 107 K


(thermische) Strukturgleichungen

3. Energieerzeugung

∂Lr

∂Mr= ǫn − T

∂s

∂t− ǫν

= ǫn + ǫg − ǫν (3)

ǫg: gravothermische Energie; durch Expansion/Kontraktionder Massenschichtǫn: nukleare Energieerzeugungsrate (erg/gs); ǫn(T, ρ, ~X)

ǫν: Energieverluste durch Plasma-Neutrinos (bei hoher Dich-

te)


globale Energieerhaltung

(3) beschreibt die lokale Energieerhaltungdurch Integration kann man zeigen, dass damit auch globaldie Energie erhalten bleibt:

d

dt(Ekin + Eg + Ei + En) = −(L + Lν)

d.h. die durch Photonen (von der Oberfläche) und Neutri-

nos (aus dem dichten Innern) verlorene Energie wird aus

innerer, Gravitations-, und nuklearer Energie bezogen; kine-

tische Energie ist hier nur formal gesetzt, ist i.A. verschwin-

dend


Das Virial-Theorem

Durch Integration der hydrostatischen GGW-Gleichung (2)kann man zeigen, dass (für monoatomares Gas) Eg = −2Ei

→ Gesamtenergie W = Ei + Eg = −Ei = (1/2)Eg

da L + dWdt = 0 ⇒ L = − Eg

2 = Ei

Wichtige Interpretation:

die Energie, die durch Abstrahlung verloren geht, entspricht50% der dadurch erzwungenen Kontraktion; die andereHälfte wird aber gleichzeitig in Erhöhung der innerenEnergie gesteckt.

⇒ Weil Sterne Energie verlieren, werden sie i.A. kompakter

und heißer!


(thermische) Strukturgleichungen

4. EnergietransportT -Gradient in Sonne: T/r ≈ 107/1011 = 10−4 (K/cm).Energie transportiert durch Strahlung, Konvektion (undLeitung).

∂T

∂Mr= −

T

P

GMr

4πr4

(

∂ ln T

∂ ln P

)

= −T

P

GMr

4πr4∇

Im Falle von Strahlung (diffusiver Prozess, freiePhotonweglänge nur 1 cm oder weniger) erhält man

∂T

∂Mr= −

3

64acπ2

κLr

r4T 3(4)


Energietransport durch Konvektion

Konvektion ist eigentlich dynamischer, turbulenter,mehrdimensionaler Vorgang;

hier nur interessiert an Temperaturgradient ∇;

konvektives Mischen als instantan angenommen;

Beschreibung durch Mischungswegtheorie, die einenfreien Parameter, αMLT enthält (“Eichung” durch Fit anBeobachtungen)

im einfachsten Fall (iso-entropische Schichtung)∇ = ∇ad . 0.4 (hängt nur von Zustandsgleichung ab)

einige hydrodynamische Test- undVergleichsrechnungen


Zusammensetzung

Wasserstoff (X), Helium (Y ), und Metalle (Z) inrelativen Massenanteilen (X + Y + Z = 1)

diverse (wichtige) Elemente in Metallgruppe

Änderungen durch1. nukleare Reaktionen2. Mischen durch Konvektion3. Separation durch Sedimentation4. (andere Mischungs- und Trennungsmechanismen)

werden verfolgt durch Reaktionsgleichungen der Form

∂Xi

∂t=

mi

ρ

∑

j

rji −∑

k

rik

(5)


Zustandsgleichung

Gas aus Atomen, Ionen, Elektronen

1000 < T < 109 K; −13 < log(ρ) < 7

ideales Gas PV = nkBT oder P = R

µ ρT (µ: mittleresMolekulargewicht)

Ionisation (Saha-Gleichung)

Strahlungsdruck Prad = aT 4

Elektronen-Entartung

nicht-ideale Effekte (z.B. Coulomb-Wechselwirkungen)

möglichst viele Elemente (H, He, C, O, . . . , Fe)


Opazitäten

außerordentlich wichtig für Energietransport und daherTemperatur-Gradient

wie bei EoS: großer Parameterraum mit Datenabzudecken

insbesondere auch Spurenelemente, die effektiveAbsorber sind

Effekte: Elektronenstreuung, Frei-Frei-,Frei-Gebunden-, Gebunden-Gebunden-Übergänge

dazu noch Wärme-Leitung durch entartete Elektronen(große freie Weglängen!)

Moleküle (Rotations-, Vibrationszustaände), Staub, beitiefen Temperaturen


Opazitäten – Rosseland-Mittel

im optisch dicken Fall (freie Weglänge klein gegentypische Länge) Diffusion der Photonen (Energie)

Opazität κ (Rosseland-Mittel) ist ein geeignetgemittelter Absorptionskoeffizient

1

κ:=

∫ ∞

01κν

∂Bν

∂T dν∫ ∞

0∂Bν

∂T dν

wobei Bν(T ) = 2hν3

c2

(

exp(

hνkT

)

− 1)−1

der radiative Fluss ist

F = −Krad∇T = −4ac

3

T 3

κρ

∂T

∂r= Lr/(4πr2)


Opazitäten – Tabellen

Beispiel einer Opazitäten - Tabelle (Rosseland-Mittel),zusammengesetzt aus Original-Tabellen für hohe und tiefeTemperaturen und Elektronenleitung


Nukleare Energieerzeugung

benötigt werden Reaktionsraten (rij(T, ρ, Yi, Yj)) beitypisch stellaren Temperaturen (107 · · · 109 K oder1 · · · 100 keV)

im Labor meist nur messbar oberhalb 1 MeV

daher Extrapolation oder theoretische Werte notwendig

Reaktionen für Hauptphasen der Sternentwicklungrelativ gut bekannt

für Energieerzeugung genaue Rate nicht sehr wichtig,da sehr Temperatur-empfindlich (Thermostat)

für Element-Synthese allerdings genaue Raten sehrwichtig (Beispiel: 12C(α, γ)16O)


Nukleare Energieerzeugung – Zeitskala

Energieausbeute einer Kernreaktion hängt vonMassendefizit ab; E = mc2

Sonne: M⊙c2 = 2 · 1054 erg → maximale Lebenszeit:Leuchtkraft/nukleares Energie-Reservoir → 1013 Jahre

H→ He Umwandlung: (4MH − MHe)c2 = 26.73 MeV

(6.4 · 1018 erg/gm)

rel. zur Ruhemasse: 26.73/3724 = 0.007 →1011 yr

He → C: (3MHe − MC)c2 = 7.27 MeV → Lebenszeit(L ≈ 10 · · · 102L⊙): 109 yr

Fe: höchste Bindungsenergie/Nukleon, danach mussEnergie aufgewandt werden, um schwerere Elementezu erzeugen!


Zeitskalen

hydrostatische (Frei-Fall) τff : einige Stunden

thermische (Kelvin-Helmholtz) τKH:

L ≈

∣

∣

∣

∣

dEi

dt

∣

∣

∣

∣

⇒ τKH :=Ei

L≈

|Eg|

L

|Eg| ≈GM2

2R⇒ τKH ≈

GM2

2RL.

Sonne: τKH = 1.6 · 107 Jahre

nukleare τn: Millionen bis Milliarden Jahre

im Allgemeinen daher:

τff ≪ τKH < τn


Weitere Effekte . . .

1. Rotation: verändert (leicht) Struktur; führt zuMischungsvorgängen; aktives Forschungsgebiet

2. Massenverlust: durch Sternwinde (Strahlungsdruck aufAtome, Moleküle und Staubteilchen); kann signifikantsein.Meist vereinfachte Behandlung durch parametrisierteFormeln der Art

dM

dt= −4 · 10−13η

L

gR(M⊙ yr−1)

typische Größenordnung: 10−14 · · · 10−4M⊙ yr−1

3. (Teilchen-)Diffusion: meist Sedimentation; wichtig fürgenaues Sonnenmodell; sonst?


Lösungen (Sternmodelle)

beschriebene 4 Aufbaugleichungen plus 4Randbedingungen:1. Mr = 0 und Lr = 0 bei r = 0

2. L = 4πσR2T 4eff bei r = R

3. P (R) aus einer Atmosphärengleichung beim Punktr = R, wo Material optisch dicht wird

Differentialgleichungen → Differenzengleichungen

löse räumliches Problem für gegebeneZusammensetzung Xi(t, r)

löse dann Änderungen von Xi(r, t) während einesendlichen Zeitschritts t


Sternentwicklung

setze Masse M und homogeneAnfangszusammensetzung fest

→ ergibt Sequenz von Sternmodellen, dieSternentwicklung beschreiben

. . . mittels numerischer Programme

meist implizite Verfahren mit Newton-artigen Solvern


Hauptreihen-Relationen

aus Strukturgleichungen erhält man durch Annahmelinearer Verhältnisse näherungsweise:

P

M∼

M

R4

R

M∼

1

R2ρ

T

M∼

L

R4T 3

L

M∼ ǫ ∼ ρλT ν

(verwenden r = 0, Mr = 0, Lr = 0 im Zentrum; P (R) ≈ 0;

und ρ ≈ ρ)Einfuhrung in die Astrophysik — Universitat Augsburg; SoSe 2006 – p.44

Hauptreihen-Relationen

zusammen mit der Zustandsgleichung folgen dannPρ ∼ M

R ∼ Tµ

L ∼ µ4M3

Das ist die Masse-Leuchtkraft-Beziehung, die für (nahezuhomogene) Sterne auf der Hauptreihe gilt! Sie hängt nichtvon der Energieerzeugung ab, aber die Proportionalität wirddurch κ bestimmt.

(µ =“

P

iXi(1+Zi)

µi

”−1; µi: Molekülgewicht der einzelnen Spezies)


Masse–Leuchtkraft-Beziehung

. . . und das beobachtete Gegenstück


Masse–Radius–Beziehung

Ähnlich lässt sich auch eine Masse–Radius–Beziehungherleiten, deren Exponenten allerdings von den Details derEnergieerzeugung abhängen

Es ergeben sich 2 Beziehungen:pp-Zyklus: R ∼ µ0.125M0.5

CNO-Zyklus: R ∼ µ0.61M0.78

Das sind die Masse–Radius–Beziehungen für Sterne im

Wasserstoffbrennen (Hauptreihe)


Masse–Radius–Beziehung

. . . und wieder die Beobachtung dazu:


Hauptreihen–Beziehung

Für R ∼ M3/4 (Durchschnitts-Exponent), L ∼ M3 und

L ∼ R2T 4eff

⇒ log L = 8 log Teff + const,

Das ist die Gleichung für die Hauptreihe; für R=const. erhältman

log L = 4 log Teff + const,

Das sind flachere Linien im HRD.Da daneben L ∼ M3, aber τnuc ∼ M/L → τnuc ∼ M−2

Massereichere Sterne sind viel heller, aber auch kurzlebiger

als massearme!


Entwicklung der Sterne


Vor der Hauptreihe

am Ende derSternentstehung“hydrostatischeKontraktion”

Stern homogen unddurch Konvektion gutdurchmischt

thermische Zeitskala∂Lr

∂Mr= ǫg und ǫn = 0

steigendeZentraltemperatur, bisWasserstoffbrenneneinsetzt


Hauptreihe – zentrales Wasserstoffbrennen

weitgehend ǫg ≈ 0 ≪ ǫn, vor allem zum Zeitpunkt “Null”(Zero age main sequence – ZAMS)

Stern fusioniert auf nuklearer Zeitskala Wasserstoff zuHelium

Trennung: M . 1.5M⊙ Wasserstoff-Fusion überpp-Ketten;darüber über CNO-Zyklus (s.u.)

2. Trennung: M . 1.3M⊙ → Stern hat konvektive Hülle;M & 1.2M⊙ → Kern ist konvektiv (genaue Grenzenhängen von Zusammensetzung ab)

brennender Kern ca. 10% (1M⊙) bis 80% (20M⊙) derGesamtmasse

Ausbrennen des Kerns vom Zentrum her (H/He-Profils),bzw. (bei Konvektion!) als ganzes (H/He-Stufe)


Hauptreihe – zentrales Wasserstoffbrennen

Anstieg von zentraler Temperatur und Dichte

Leuchtkraft und Radius wachsen etwas an

Teff fällt (i.A.)


Wasserstoff-Fusion

erste, wichtigste, und am längsten dauernde(hydrostatische) Fusions-(Brenn-)Phase in Sternen

Nettoeffekt: 4 p → 1 4He; Massendefekt 26.73 MeV

wegen Ladungs- und Leptonenzahlerhaltung müssenbei der n → p Umwandlung 2 (Elektron-)Neutrinosentstehen

→ Energieverlust; unterschiedlich je nachReaktionsabfolge

Neutrinos von der Sonne messbar ⇒ solaresNeutrinoproblem ⇒ großen Einfluss auf Teilchenphysik:Neutrinos haben Massen und können sich ineinanderumwandeln (Neutrino-Oszillationen)

Energieerzeugungsmaximum ergibt sich aus Verlaufvon Wasserstoff-Häufigkeit und Temperatur in Stern


pp-Ketten

Energie pro α-Erzeugung: 26.20 (ppI), 25.67 (ppII), 19.20

MeV (ppIII); ǫ ∼ T 4 . . . T 6


CNO-Zyklus

qCNO ≈ 25 MeV

ǫ ∼ T 13 . . . T 23

14N(p, γ)15Olangsamste Reaktion;

→ C & O ⇒ 14N ;

außerdemGleichgewicht12C/13C ≈ 5 (sonst:> 100)

→ Diagnostik


pp oder CNO?

solange C, N, oder Ovorhanden, beidesmöglich

da ReaktionenT-abhängig →Verhältnis ändert sich

in Sonne: 98.5%pp-Ketten; später(Rote Riesen): CNO

in massereicherenSternen: CNO


Riesenhafte Expansion

am Ende der Hauptreihe:

Maximum von ǫn in Schale um Zentrum

dort entwickelt sich zunächst dicke Schalenquelle(CNO-Brennen)

innerer Kern erlischt und kontrahiert (Virial-Theorem!)

Hülle expandiert

Schalenquelle wird dünner; starke P - und ρ-Gradientenentwickeln sich

→ Stern wird kühler und größer

Übergang bei massearmen Sternen auf nuklearer, beimassereicheren auf thermischer Zeitskala


Rote Riesen

es gibt einen maximalen Temperatur-Gradienten(Konvektion)

→ kühle Grenze für vollkonvektive Sterne (Hayashi-Linie)

→ weitere Ausdehnung führt zu Leuchtkraft-Anstieg

→ Sterne werden Rote Riesen

leben in dieser Phase von Wasserstoffschalenquelle

massearme Sterne haben ausgedehntesteRiesenphase (bis zu 1 Mrd. Jahre)

→ Riesenäste Zeichen alter Sternpopulation

endet mit Zünden des Heliums (wenn Masse ausreicht,T ≈ 108 K zu erreichen; M & 0.5M⊙)


Helium-Brennen

Zündtemperatur ca. 108 K; zündet in massearmen Sternen fast als Explosion

log L/L⊙ ≈ 3

danach bei log L/L⊙ ≈ 2 (Teff variiert) Klumpen oder horizontaler Ast im HRD

bei massereicheren Sternen undramatisches Zünden im Zentrum

Hauptreaktion 34He →12 C

ǫ3α ∼ T 40!

7.274 MeV pro Reaktion

außerdem 12C(α, γ)16O (7.16 MeV)

und 16O(α, γ)20Ne (4.73 MeV)

am Ende C/O-Mischung (ca. 50/50)

nukleare Zeitskala des He-Brennens ≈ 10% von H-Brennen

Brennzeit: ca. 105· · · 108 Jahre


Entwicklung eines1 M⊙-Sterns

A: Mitte HauptreihenphaseB: Turn-OffC: SchalenquelleD: Helium-Flash


Entwicklung eines5 M⊙-Sterns


Entwicklung massereicher Sterne

Y = 0.28, Z = 0.02 mit etwasMassenverlust

Entwicklung masserei-cher Sterne hängt starkab von:1. Massenverlust (empiri-sche Formeln, oder Theo-rie strahlungsgetriebenerWinde)2. Konvektionstheorie(kinetische Effekte inKernen; “Überschießen”resultiert in höheremBrennstoff-Vorrat)


nachfolgende nukleare Phasen

1. Kohlenstoffbrennen:Zündtemperatur etwa 600 Mill. K; Zeitskala 104 Jahre12C +12 C oder 12C +16 O oder . . .verschiedene Reaktionsprodukte (Ne, Mg, . . . )

2. Sauerstoffbrennen:Zündtemperatur etwa 800 Mill. K; Zeitskala 103 Jahre16O +16 O oder 16O +20 Ne oder . . .verschiedene Reaktionsprodukte (Mg, Si, . . . )

3. Silizium-Brennen

4. danach vor allem nukleares statistisches Gleichgewicht(s. auch BBN) zwischen vielen Elementen


nachfolgende nukleare Phasen

5. zunehmend komplizierte-re nukleare Prozesse

6. Photodesintegrationbeginnt

7. Phasen werden nur nochvon immer höheren Mas-sen erreicht (Zündtempe-ratur)

8. brennende Kerne stets imInnern des Kerns der vor-angegangenen Phase →Zwiebelschalen-Struktur

9. diese Folge endet mit Fe


Endstadien

1. M . 0.08M⊙: brauneZwerge

2. 0.08 . M/M⊙ . 0.5:Helium-Weiße Zwerge

3. 0.5 . M/M⊙ . 2.2:C/O-Weiße Zwerge mitca. 0.6M⊙; Hülle abge-blasen

4. 2.2 . M/M⊙ . 6: nach2. Riesenphase C/O-WD mit ca. 0.6 · · · 1.2M⊙;Hülle abgeblasen wäh-rend Riesenphase

abgeblasene Hüllen werden zu Planeta-

rischen Nebeln (ionisierte, selbstleuch-

tende Gasnebel)

Ring-Nebel (HST-Aufnahme)


Planetarische Nebel

nach Abwurf der Hülle wird Zentralstern schnell heißer; da-

bei ionisiert er seine ehemalige Hülle, die sich als dichter,

langsamer Wind ausdehnt; Stern wird dann zum WD


Endstadien

5. 6 . M/M⊙ . 8: wie oben, aber C-Zünden findet statt;unter stark entarteten Bedingungen →

Supernova-Explosion ohne Überrest

6. M & 8M⊙: bis zum Eisenkern; SN-Explosion mitNeutronenstern/Schwarzem Loch als Rest; starkestellare Winde mit Verlust von großen Teilen der Hülleaufgrund der sehr heißen, energiereichen Strahlungdes Sterns


Supernovae (vom Typ II)

Endstadium massereicher Sterne mit Eisenkern

log T ≈ 9.9; log ρ ≈ 9

Kern stabilisiert durch thermische Ionen und entartete,relativistische Elektronen

Photodesintegration der Eisenkerne → thermischeEnergie sinkt → Destabilisierung

gleichzeitig bei steigender Dichte ǫF so hoch, dassgünstiger, Elektronen wieder in Kernen einzufangen(Neutronisation) → reduziert Entartungsdruck →Destabilisierung


Supernovae (vom Typ II)

führt zu Kernkollaps (einige msec), der erst bei Dichtenbeendet wird, bei denen die Neutronen entarten

nachfallende Hülle prallt auf starrenProto-Neutronenstern und wird reflektiert → Explosion,Schock durch Hülle, Nukleosynthese

freigesetzt wird Gravitationsenergie der Größenordnung1053 erg, davon 99% in Form von Neutrinos!

vom Rest wieder 99% kinetische Energie undnicht-sichtbares Licht

Explosion macht Supernova zu einem der hellstenObjekte im Universum (L ≈ 1010L⊙; wie ganze Galaxie)


Historische Supernovae

1006 (-10 mag!), 1054 (Crab-Nebel: SN-Überrest),1181

1572 (Tycho), 1604 (Kepler)

SN1987A in LMC (Neutrinos gemessen!)


Supernovae vom Typ I

spektroskopischer Unterschied: keine H-Linien

Vorgänger: vermutlich WD in Doppelsternsystemen, diedurch Massenübertrag über 1.4M⊙

(Chandrasekhar-Masse: max. stabile Masse fürentartete Elektronen) gehoben werden

dann Kollaps und C-Brennen unter Entartung →nukleare Explosion

Standardkerzen: MB = −19.8 mag

SN Ia (zeigt Si) bei Rotverschiebung z . 1 benutzt, umH0 und dann ΩΛ zu bestimmen! (s. Kosmologie-Teil)


Neutronensterne

Masse ca. 1.4M⊙

Radius ca. 7-20 km

Dichten bei 1015 g cm−3; Kerndichten

ART-Effekte, da Egrav ≈ GM2

R ≈ 0.1Mc2

starke Magnetfelder (bis ca. 1012 Gauss und schnelleRotation → Pulsare (Synchroton-Strahlung imRadio-Bereich)

kein ungewöhnliches Phänomen; Beobachtungen auchindirekt über Effekte in Doppelsternsystemen (Akkretionbei Massenaustausch → Röntgen-Emission wegenhohem Gravitations-Potential)


Stellare Schwarze Löcher

mögliche Überreste von Sternen mit M & 25M⊙

M ≈ 3 − 5M⊙

Ereignishorizont Rs = 2GMc2 wenige km

Beobachtung indirekt durchHochenergie-Akkretions-Phänomene und Ausschlussniedrigerer Massen (Doppelstern-Dynamik)

ca. 10-20 Objekte in der Milchstraße gefunden

Entstehung entweder als Endprodukt sehrmassereicher Sterne oder durch Verschmelzung vonNeutronensternen in Doppelsternsystemen


mehr zu Nukleosynthese

in normalen, hydrostatischen Phasen Erzeugung vonHe (alle Sterne), C+O (mittlere Massen), O. . . Si(massereiche Sterne), Eisengruppe (NSE inmassereichen Sternen)

Abgabe an interstellare Medium durch Winde undExplosionen

sehr schwere Elemente (seltene Erden, Uran, etc.)jenseits von Eisen durch Neutronen-Einfang-Prozesse(Neutronenquelle wichtig!)

Wo? — In SN-Explosionen

und in Sternen mittlerer Massen auf 2.(Asymptotischen) Riesenast


s- und r-Prozess

Erzeugung schwererElemente durchn-Ketten

n-Einfang und β-Zerfall

wenn n-Einfanglangsamer als β-Zerfall→ s(low)-process (AGB)

wenn schneller →r(apid)-process (SNe,vermutlich)


Anwendungsbeispiele


Isochronen

Isochronen: HRD einer Population von Sternen gleichen Al-

ters und identischer ZusammensetzungEinfuhrung in die Astrophysik — Universitat Augsburg; SoSe 2006 – p.78

Isochronen alter Populationen

realisiert in Kugelsternhaufen

Turn-off: heißester Punkt entlangIsochrone

Position stark altersabhängig

absolute Helligkeit liefert Alterdurch Vergleich mit theoretischenIsochronen

dazu Entfernung nötig!

aber auch relative Position zeitab-hängig (dann keine Entfernung nö-tig)


Altersbestimmung eines KSH

(untere Hauptreihe weggelassen und durch

Schwerpunktslinie (dicke Punkte) ersetzt)

Alter bestimmt durchHelligkeitsunterschied Turn-Offund Horizontalast

dazu keine Entfernung notwendig,wird aber vorhergesagt

Isochronen passen nicht exakt:Problem der Konversion Teff ↔

Farbe

Alter ca. 11 ± 1 Gyr (M68 einerder ältesten KSH in Milchstraße)

Unsicherheiten:Beobachtungsfehler, Physik derModelle

änliche Methoden immer möglich,wenn Population in Sterne aufge-löst werden kann (→ HRD)


Populations-Analyse von Galaxien

die Methode, um etwas über die Geschichte vonGalaxien zu lernen

entfernte Galaxien → integrierte Farben/Spektren;keine Einzelsterne

entsprechende Größen von synthetischenPopulationen:1. Sternentstehungs-Geschichte (Star Formation

History SFH)2. Initial Mass Function3. Entwicklungstracks

→ daraus Zahl und Eigenschaften der Sterne zum jetzigenZeitpunkt berechenbar → und somit integrierte Größen

Problem: Metallgehalt und Alter ändern diese inähnlicher Weise Einfuhrung in die Astrophysik — Universitat Augsburg; SoSe 2006 – p.81

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Sterne - MPA⇒ Sterne entstehen immer und überall, zu jeder Zeit, un-ter allen Bedingungen, und leben zwischen Millionen Jahren und länger als die Hubble-Zeit (ca. 14 Mrd. Jahre)