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Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne. 2 Hauptreihensterne Voraussetzung Nukleares, thermisches und hydrostatisches Gleichgewicht Null-Alter: homogene.

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Präsentation zum Thema: "Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne. 2 Hauptreihensterne Voraussetzung Nukleares, thermisches und hydrostatisches Gleichgewicht Null-Alter: homogene."—  Präsentation transkript:

1 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

2 2 Hauptreihensterne Voraussetzung Nukleares, thermisches und hydrostatisches Gleichgewicht Null-Alter: homogene chemische Komposition (überwiegend Wasserstoff) Freier Parameter: Masse M Resultat Masse-Leuchtkraft-Relation Hauptreihe im HR Diagram

3 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 3 Energieproduktion (T 20×10 6 K) Proton-Proton Kette: 1. p + p 2 D + e + + e 2 D + p 3 He He + 3 He 4 He + p + p Total: 4 p 4 He + 2 e e

4 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 4 CNO-Zyklus (T 20×10 6 K) (Bethe-Weizsäcker-Zyklus)

5 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 5 T (10 6 K) log [ ( / X 2) / m 3 W kg 2 ] 35 PP T 4 CNO T 19.9 Temperaturabhängigkeit von pp und CNO-Zyklus CNO braucht höhere Temperaturen um die Coulomb-Abstoßung des Kohlenstoffs zu überwinden

6 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 6 Hauptreihensterne Eigenschaften H-Brennen im Zentralgebiet (inner 10% in R) p-p-Zyklus für M 1.5M CNO-Zyklus für M 1.5M Konvektionszone äußere Bereiche für M 1.5M im wesentlichen wegen H- Rekombination konvektiver für M 1.5M wegen steilem Temperaturgradienten beim CNO-Zyklus Unsicherheiten: Konvektionstheorie Overshooting in angrenzende stabile Schichten Mischungsweg der Konvektion Semi-Konvektion in marginal instabilen Schichten, die durch chemischen Gradienten stabilisiert werden

7 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 7 Was passiert, wenn H im Zentrum verbraucht ist ? Wasserstoff-Schalenbrennen He-Kern kontrahiert Hülle expandiert Entwicklung mit L const. Für massereiche Sterne nimmt L gar ab, da die Ausdehnung der Hülle Energie verbaucht. Da L const. und R T Ausdehnung (Bewegung nach rechts im HR Diagramm), bis die sogenannte Hayashi- Grenze erreicht ist

8 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 8 Das Hayashi-Limit Wenn der Stern nicht im energetischen GGW Entwicklung auf Kelvin-Helmholtz-Zeitskala (siehe Kapitel IV) Energiegewinn durch Kontraktion steilerer Temperatur- gradient größere Ausdehnung der Konvektionszone Maximal: vollkonvektiver Stern Aufbaugleichungen Grenzlinie im HR-Diagram bei 3500K Verbotene Zone

9 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 9 Sternentwicklung

10 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 10 Eigenschaften Roter Riesen SonneBetelgeuze Masse116 Radius700,000 km500,000,000 km Oberflächen- temperatur 5,800 K3,600 K Zentral- temperature 15,000,000 K160,000,000 K Leuchtkraft146,000 Alter4.5 Milliarden Jahre 10 Millionen Jahre Dichte1.4 g/cm 3 1.3x10 -7 g/cm 3

11 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 11 Größenvergleich Sun Bootis Xi Cygni

12 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 12 Was passiert, wenn H im Zentrum verbraucht ist ? Nach Erreichen der Hayashi-Grenze H-Schalenquelle frisst sich nach außen Leuchtkraft steigt He-Kern wächst, Zentraltemperatur nimmt zu Bei T 10 8 K He-Brennen zündet M<2.3M He-Kern entartet T-Erhöhung hat keine P- Erhöhung zur Folge (kein Thermostat) explosives Brennen Erheblicher Teil der äußeren Massenschalen geht durch Sternwind verloren Wenn He erschöpft: CO-Kern + He-Schalenquelle + H-Schalenquelle in jedem Roten Riesen sitzt ein Weißer Zwerg

13 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 13 Helium-Brennen (triple- ) Problem: es gibt keinen stabilen Atomkern mit 8 Nukleonen Ausweg: triple- -Reaktion (im wesentlichen Dreierstoß

14 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 14 Temperaturabhängigkeit des Heliumbrennens T (10 6 K) log [ ( / X 2) / m 3 W kg 2 ] PP T 4 T threshold CNO T 19.9 T threshold T 41 3 T threshold Starke Temperaturabhängigkeit oft explosionsartig Helium-flash

15 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 15 Entwicklung eines massearmen Sterns

16 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 16 Entwicklung eines 1 M -Sterns Stadium Aufenthaltsd auer Tempe- ratur LeuchtkraftDurch- messer Haupt- reihe 11×10 9 a6000 K11 Roter Riese 1.3×10 9 a3100 K Helium- fusion 100×10 6 a4800 K5010 Riese20×10 6 a3100 K

17 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 17 Sternentwicklung

18 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 18 Entwicklung sehr massereicher Sterne Nukleosynthese:

19 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 19 Entwicklung sehr massereicher Sterne Weitere Fusion schwerer Elemente

20 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 20 Entwicklung eines 5M - Sterns

21 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 21 Sternentwicklung im Vergleich

22 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 22 Innerer Aufbau eines fortgeschrittenen 15 M -Sterns

23 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 23 Innerer Aufbau eines fortgeschrittenen 15 M -Sterns

24 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 24 Elementverteilung in einem fortgeschrittenen 15 M -Stern

25 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 25 Entwicklung eines 25M -Sterns Brennstoffzentrale Temperatur Aufenthalts- dauer [a] Hydrogen 4x10 7 K7×10 6 Helium 2x10 8 K5 ×10 5 Kohlenstoff 6x10 8 K600 Neon 1.2x10 9 K1 Sauerstoff 1.5x10 9 K0.5 Silizium 2.7x10 9 K1 d Kürzer als Kelvin-Helmholtz-Zeitskala Wir können von außen nicht erkennen, in welchem dieser Brennstadien sich der Stern aufhält !

26 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 26 Häufigkeit der Elemente Vielfache von He besonders häufig !

27 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 27 Bindungsenergie der Elemente Fusion schwererer Elemente energetisch deutlich ineffizienter als Wasserstoffbrennen kürzere Lebensphasen Energie durch Fusion nur bis 56 Fe

28 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 28 Wo kommen die Elemente her ? H, D, He, Be, B, Li wurden im Urknall erzeugt (primordiale Nukleosynthese) Rest massereiche Sterne sind zwar selten erzeugen aber viele Elemente via Supernova effizient, diese auch ins interstellare Medium zu injizieren und so künftigen Sterngenerationen zur Verfügung zu stellen Elemente in der Sonne: Ergebnis von 5 Zyklen aus Sternentstehung, Sternentwicklung und Supernovaexplosion

29 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 29 Endstadien der Sternentwicklung Sterne bis zu einer Anfangsmasse von M ZASM 8 M Brennen erlischt je nach Masse nach H, He oder C-O Brennen Im Kern ein weißer Zwerg (größtenteils CO) mit M 1.4 M (Chandrasekhar-Masse) (typisch M 0.6 M ) Elektronen entartet, R 0,01 R Langsames Auskühlen (Altersbestimmung Milchstraße) Massiver Massenverlust (verliert äußere Hülle) Ionisierende Strahlung des Weißen Zwerges regt frühe abgestoßene Hülle zum Leuchten an planetarische Nebel

30 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 30 Planetarische Nebel

31 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 31 Planetarische Nebel

32 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 32 Endstadien der Sternentwicklung Sterne bis zu einer Anfangsmasse von M ZASM > 8 M weißer Zwerg im Zentrum übersteigt M Chand. Kern kontrahiert, weitere Brennprozesse Ab T c 10 9 K: endotherme Prozesse Gravitationskollaps des Kerns (innerhalb von 1 sec) Elektronen und Protonen reagieren zu Neutronen Coulomb-Barriere kann überwunden werden Entartete Neutronen stoppen Kollaps bei R15km (bis zu M NS ~ 2M ) Neutronenstern (Pulsar) Ansonsten: Bildung eines schwarzen Lochs

33 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne 33 Endstadien der Sternentwicklung Sterne bis zu einer Anfangsmasse von M ZASM > 8 M Nachstürzende Materie prallt an der harten Oberfläche des Neutronensterns ab Schockwelle propagiert nach außen: Supernovaexplosion (Typ II) Problem (via Computersimulationen): Stoßwelle läuft sich schon im Stern tot. Ausweg: Stoßwelle wird durch Neutrinoheizen aufrecht gehalten Energieproduktion: erg 99% Neutrinos 1% mechanische Energie 0,01% Licht Jahresenergiebudget einer ganzen Galaxie


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