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1. 2 Inhalt Sternentstehung Hauptreihenentwicklung Rote Riesen Phase Horizontalast AGB-Phase Weiße Zwerge Massive Sterne Supernovae Neutronensterne Schwarze.

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

3 3 Sternentstehung Orion Nebel

4 4 Sternentstehung Simulation zur Sternentstehung

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

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

7 7 p-p-Ketten Hauptreihenentwicklung

8 8 CNO-Zyklus Hauptreihenentwicklung

9 9 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 Hauptreihenentwicklung

10 10 Weitere Entwicklung der Sterne hängt maßgeblich von ihrer Masse ab. –M Rote Zwerge –M < 0,5M O : He-Brennen findet niemals statt –M > 0,7M O : Wasserstoffvorrat im Kern geht zur Neige => Stern verlässt die Hauptreihe Hauptreihenentwicklung

11 11 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 Rote Riesen Phase

12 12 Kontraktion des Kerns geht weiter => Kerntemperatur steigt => Stern bläht sich auf => Oberflächentemperatur sinkt => hohe Leuchtkraft => hohe Opazität im Außenbereich Bei T = 10 8 K setzt He-Brennen im Kern ein Rote Riesen Phase

13 13 Triple-Alpha- Prozess Horizontalast

14 14 Phase des stabilen He-Brennens ist wesentlich kürzer als die Hauptreihenphase –Fusionsreaktionen liefern weniger Energie –Leuchtkraft ist höher als auf der Hauptreihe 0,7M O < M < 2M O : 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 Horizontalast

15 15 Massearme Sterne erreichen Horizontalast –He-Brennen für 10 8 yr –Radiale Pulsationsinstabilität möglich (RR-Lyrae Sterne) 2M O < M < 10M O : 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) Horizontalast

16 16 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 AGB Phase

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

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

19 19 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. AGB Phase

20 20 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. Weiße Zwerge

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

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

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

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

25 25 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 Massive Sterne

26 26 Fe-Kern kollabiert => Elektronen entarten Entartungsdruck kann Kollaps nicht mehr aufhalten –Masse des Kerns ist größer als die Chandrasekhar Grenzmasse M C = 1,46M O. –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 Supernovae

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

28 28 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 Supernovae

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

30 30 Supernovae Crab-Nebel

31 31 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 Neutronensterne

32 32 Drehimpulserhaltung während des Kollaps sorgt für schnelle Rotation von Neutronensternen Magnetfeld wird auf 10 8 T verstärkt –Geladene Teilchen werden vom Magnetfeld beschleunigt. –Synchrotronstrahlung (v.a. Elektronen) Neutronensterne

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

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

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

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

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

38 38 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 Doppelsterne

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


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