Hauptreihenentwicklung

Präsentation zum Thema: "Hauptreihenentwicklung"—  Präsentation transkript:

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2 Hauptreihenentwicklung
Inhalt Sternentstehung Hauptreihenentwicklung Rote Riesen Phase Horizontalast AGB-Phase Weiße Zwerge Massive Sterne Supernovae Neutronensterne Schwarze Löcher Doppelsterne

3 Sternentstehung Orion Nebel

4 Sternentstehung Simulation zur Sternentstehung

5 Hauptreihenentwicklung
Sterne befinden sich im hydrodynamischen und thermischen Gleichgewicht Es besteht ein Zusammenhang zwischen Masse, Radius und Leuchtkraft

6 Hauptreihenentwicklung
Energiequelle der Sterne ist die Fusion von Wasserstoff zu Helium: Für Sterne der Masse M < MO läuft die Reaktion über die drei p-p-Ketten ab. Für Sterne der Masse M > MO ist die Kerntemperatur hoch genug.Es dominiert der CNO-Zyklus.

7 Hauptreihenentwicklung
p-p-Ketten

8 Hauptreihenentwicklung
CNO-Zyklus

9 Hauptreihenentwicklung
Die Lebensdauer hängt vom Wasserstoffverbrauch im Kern ab. Je massereicher der Stern, desto mehr Energie muss pro Zeiteinheit erzeugt werden (Gleichgewicht) => H schneller verbraucht => Lebensdauer geringer

10 Hauptreihenentwicklung
Weitere Entwicklung der Sterne hängt maßgeblich von ihrer Masse ab. M < 0,7MO : Die Lebensdauer der Sterne auf der Hauptreihe ist höher als das Alter des Universums => Rote Zwerge M < 0,5MO : He-Brennen findet niemals statt M > 0,7MO : Wasserstoffvorrat im Kern geht zur Neige => Stern verlässt die Hauptreihe

11 Rote Riesen Phase Wasserstoffvorrat im Kern kommt zum Erliegen => H-Brennen wandert in einer Schale nach außen. Kern kontrahiert und heizt sich auf => CNO-Reaktion in der Schale beschleunigt => Stern bläht sich auf Roter Riese entsteht

12 Rote Riesen Phase Kontraktion des Kerns geht weiter => Kerntemperatur steigt => Stern bläht sich auf => Oberflächentemperatur sinkt => hohe Leuchtkraft => hohe Opazität im Außenbereich Bei T = 108 K setzt He-Brennen im Kern ein

13 Horizontalast Triple-Alpha-Prozess

14 Horizontalast Phase des stabilen He-Brennens ist wesentlich kürzer als die Hauptreihenphase Fusionsreaktionen liefern weniger Energie Leuchtkraft ist höher als auf der Hauptreihe 0,7MO < M < 2MO : Helium-Flash lässt Kern expandieren Entartungsdruck im Kern ist temperaturunabhängig He-Brennen zündet explosiv Kern kühlt ab => Hülle kontrahiert => Leuchtkraft sinkt Stern verlässt den Riesenast

15 Horizontalast Massearme Sterne erreichen Horizontalast
He-Brennen für 108 yr Radiale Pulsationsinstabilität möglich (RR-Lyrae Sterne) 2MO < M < 10MO : He-Brennen im Kern setzt langsam ein Temperaturerhöhung abhängig von der Masse Leuchtkraft steigt ebenfalls mit der Masse Sterne mittlerer Masse bilden Helium-Hauptreihe Radiale Pulsationsinstabilität möglich (Cepheiden-Veränderliche)

16 AGB Phase He-Brennen wandert nach außen
C-O-Kern bildet sich, kontrahiert und heizt sich auf Hülle expandiert und kühlt ab Stern kehrt über den AGB-Ast (Asymptotic Giant Branch) zum Roten Riesen-Ast zurück. Stern wird zum Überriesen

17 AGB Phase Energieerzeugung in zwei verschiedenen Schichten => Thermische Instabilität Kernfusion findet in Zyklen statt Strahlungsdruck sorgt für Superwinde => großer Massenverlust

18 AGB Phase Stern stößt seine Hülle ab
Kern kontrahiert und heizt sich auf Rekombinsationsleuchten führt zur Entstehung eines planetarischen Nebels Helix - Nebel

19 AGB Phase He-Brennen kommt schließlich zum Erliegen.
Planetarischer Nebel expandiert und löst sich nach yr auf. Übrig bleibt der entartete C-O-Kern, der sich zum Weißen Zwerg entwickelt.

20 Weiße Zwerge Keine Fusionsreaktionen
Entartungsdruck der Elektronen im C-O-Kern wirkt Gravitation entgegen. Dünne, mit Wasserstoff oder Helium angereicherte Hülle Thermische Energie der Ionen ist verantwortlich für Strahlung.

21 Weiße Zwerge Je nach Vorgeschichte haben Weiße Zwerge Massen um M = 0,6MO. Temperatur ist im Innern weitgehend konstant (Entartung) Weiße Zwerge kühlen mit der Zeit ab

22 Weiße Zwerge Es besteht ein Zusammenhang zwischen Masse und Radius
Chandrasekhar-Grenzmasse: MC = 1,46MO Ende der Entwicklung: Weißer Zwerg erkaltet => Schwarzer Zwerg

23 Massive Sterne Massereiche Sterne: M > 10MO
Kern entartet bis zum Endstadium nicht. Massenverlust spielt während der ganzen Entwicklung entscheidende Rolle (Wolf-Rayet Sterne): Leuchtkraft bleibt annähernd konstant.

24 Massive Sterne Eta Carinae M = 100MO Wolf Rayet Stern WR124

25 Massive Sterne Nach dem He-Brennen findet Fusion von schwereren Elementen statt. Energieausbeute wird immer geringer Brennstoffe sind sehr schnell verbraucht Kernfusion liefert nur bis zum Eisen Energie Zwiebelschalenmodell => Supernova-Vorgänger Stern

26 Supernovae Fe-Kern kollabiert => Elektronen entarten
Entartungsdruck kann Kollaps nicht mehr aufhalten Masse des Kerns ist größer als die Chandrasekhar Grenzmasse MC = 1,46MO. Elektronen werden von den schweren Kernen eingefangen Temperatur steigt rasant an => Energie wird verbraucht Photodesintegration von Fe in He absorbiert Energie Photodesintegration von He in Protonen und Elektronen Kern kontrahiert fast ungebremst

27 Supernovae Die Dichte steigt so stark an, dass Protonen freie Elektronen einfangen => Neutronengas Neutronengas entartet: Kollaps wird aufgehalten Neutronenkern mit R = 15 km entsteht

28 Supernovae Enorme Menge an Gravitationsenergie werden in kürzester Zeit frei Es kommt zu einer Supernova-Explosion (Typ II) Leuchkraft steigt extrem an Hülle wird abgestoßen und extrem beschleunigt Neutrinos tragen den größten Teil der Energie (99 %). Elemente schwerer als Eisen werden gebildet. Überreste einer Supernova sehr ausgedehnt und langlebig

29 Supernovae Lichtkurve von SN1987a
Supernova SN1987a in der Großen Magellanschen Wolke

30 Supernovae Crab-Nebel

31 Neutronensterne Nach dem Abstoßen der Hülle bleibt der entartete Neutronenkern zurück. Ein Neutronenstern entsteht Es besteht ein ähnlicher Masse-Radius Zusammenhang wie bei Weißen Zwergen Zustandsgleichung schwer zu bestimmen (ART-Effekte, innere Struktur). Grenzmasse kann nur abgeschätzt werden

32 Neutronensterne Drehimpulserhaltung während des Kollaps sorgt für schnelle Rotation von Neutronensternen Magnetfeld wird auf 108 T verstärkt Geladene Teilchen werden vom Magnetfeld beschleunigt. Synchrotronstrahlung (v.a. Elektronen)

33 Neutronensterne Strahlungsemission nach dem Leuchtturmmodell
Neutronensterne werden als Pulsare beobachtet. Lebensdauer: yr

34 Schwarze Löcher Für die massereichsten Sterne mit M > 60MO überschreitet der Kern die Grenzmasse für Neutronensterne. Gravitationskollaps wird durch nichts mehr aufgehalten. Unterschreitet der Kern den Schwarzschild-Radius, kann kein Licht mehr entweichen.

35 Schwarze Löcher Ein Schwarzes Loch entsteht.
Hinter dem Ereignishorizont wird Singularität vermutet. Keine direkte Beobachtung möglich Gravitationslinseneffekt Akkretionsscheibe Jets Schwarzes Loch - Künstlerische Darstellung

36 Doppelsterne Nahe Doppelsterne können im Laufe ihrer Entwicklung Masse austauschen. Entwicklung nicht mehr allein durch die Einzelmassen der Partner bestimmt.

37 Doppelsterne Diverse exotische Objekte können als nahe Doppelsterne interpretiert werden kataklysmische Veränderliche (Novae) Röntgendoppelsterne Supernovae vom Typ I

38 Doppelsterne Supernovae vom Type Ia
Weiße Zwerge überschreiten Chandrasekhar-Grenzmasse durch Massenakkumulation Absolute Helligkeit im Maximum konstant Homogene Verteilung im Universum Standardkerzen für Entfernungsbestimmung im Universum

39 Literatur C.J. Hansen, S.D. Kawaler, Stellar Interiors and Evolution, Berlin 1994. I. Iben, A. Tutukov, The Lives of Stars : From Birth to Death and Beyond I+II, in: Sky and Telescope Dezember 1997 und Januar 1998. R. Kippenhahn, A. Weigert, Stellar Structure and Evolution, Berlin 1990. A. C. Phillips, The Physics of Stars, Chichester 1994. D. Prialnik, An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution, Cambridge 2000. R. Napiwotzki et al., SPY-The ESO Supernovae Type Ia Progenitor Survey, in: The Messenger 112, Juni 2003. ( )