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Die Entwicklung von Sternen Seminarvortrag Michael Beimforde.

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Präsentation zum Thema: "Die Entwicklung von Sternen Seminarvortrag Michael Beimforde."—  Präsentation transkript:

1 Die Entwicklung von Sternen Seminarvortrag Michael Beimforde

2 Inhalt Einführung / Klassifizierung Kräfte und Drücke Die Geburt Der stabile Lebensabschnitt Das Ende der Sternentwicklung

3 Sterne: Ein Überblick Seite 3 Stern: Selbstleuchtender Himmelskörper aus Plasma Strahlungsenergie aus Kernfusion im Sterninneren Typische Messgrößen: Masse, Radius, Leuchtkraft, Spektraltyp Mittlere Sternendichte im Universum: ~0.1 Sterne/pc³ (1pc~3.26Lj) Proxima Centauri: The Closest Star Astronomy Picture of the Day 15. Juli 2002 Der nächste Nachbarstern: Proxima Zentauri Entfernung: ~4.3ly Entdeckt 1915 im Dreisternsystem Alpha Zentauri Endstadien, die nur noch aufgrund von Restwärme strahlen

4 Sterne: Klassifizierung SpektraltypTemperatur in K O B A F07600 G06000 K05100 M03600 M53000 C S Seite 4 Generell unterscheidet man Sterne nach: 1. Spektraltyp (Oberflächentemperatur, Absorptions- und Emissionslinen) 2. Leuchtkraft bzw. MK-Klassifikation (W.W. Morgan & P.C. Keenan). Aufgetragen werden diese Klassifizierungen in einem Hertzsprung-Russel-Diagramm. MK-Kl.Beschreibung 0Hyperriesen IaHelle Überriesen IbÜberriesen IIHelle Riesen IIIRiesen IVUnterriesen V Hauptsequenz/ Zwerge VIUnterzwerge Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD), nach Ejnar Hertzsprung (DK) und Henry Norris Russel (USA) M v =-2.5* log( gew. Intens. * (d/10pc) 2 ):absolute Helligkeit

5 Sterne: Entwicklung Seite 5 Nichts währt ewig......das gilt natürlich auch für Sterne im Universum. Sterne sind im HRD keine stationären Objekte! Drei Stufen der Entwicklung: Geburt ( a) Stabile Phase / Hauptreihenstadium (Sonne ~10 10 a) Tod / Nach-Hauptreihenstadium Es wirken also Kräfte bzw. Drücke in den Sternen, welche die Entwicklung verursachen: Gasdruck (ideales Gas): Gravitationsdruck: Strahlungsdruck: Fermidruck:

6 Die Geburt: Überblick Seite 6 Sterne in unserer Milchstraße: ca. 10¹¹ Zuwachs pro Jahr : ca. 3-5 Entstehung: Kontraktion von Staubpartikeln und Gaswolken ausgelöst von lokalen Dichteschwankungen Die mittlere Entstehungszeit liegt je nach Masse des entstehenden Sterns zwischen Jahre Entstehung von Sternenhaufen in Staub- und Gaswolken Orion Nebel: UV- und Blau-Filter Astronomy Picture of the Day 13. July 2004

7 Die Geburt: Das Jeans-Kriterium Seite 7 Um kollabieren zu können, muss eine Wolke eine gewisse Mindestmasse überschritten haben. Für das Ideal-Gas gilt:Gravitationsdruck: Gravitative Instabilität tritt auf, wenn Mindestmasse zur Erfüllung des Jeans-Kriteriums (in Sonnenmassen) Jeans-Kriterium mit folgt: T in K1 H-Atom / cm³ 100 H- Atome / cm³ H- Atome / cm³ 5270 M O 27 M O 2,7 M O M O 75 M O 7,5 M O M O 2500 M O 250 M O

8 Die Geburt: Protosterne Seite 8 Phasen des Kollaps: Ist das Jeans-Kriterium erfüllt, beginnt die Materiewolke in Richtung des Gravitationszentrums zu kollabieren. Erster dynamischer Kollaps Emission von Strahlungsenergie Erster dynamischer Kollaps Erste quasistatische Phase Stern ist optisch dicht im IR: Protostern Kern wird optisch dicht im IR Erste quasi- statische Phase Zweite quasistatische Phase hydrostatisches Gleichgewicht im ionisierten Gas Zweite quasi- statische Phase Zweiter dynamischer Kollaps Dissoziation von H 2 Zweiter dynamischer Kollaps Dissoziation von H 2 beginnt Weiteres Aufheizen bis zur Kernfusion Hauptreihe Kern- fusion

9 Die Geburt: Der Weg zur Hauptreihe Seite 9 Energietransport: Dynamischer Kollaps: Strahlungstransport Quasistatische Phase: adiabatisch Am Ende des Kollaps: effektive Konvektion hohe Oberflächentemperatur, Kerntemperatur zu gering für Fusionen Sterne heizen auf, bis sich ein Gleichgewicht eingestellt hat. Hayashi-Linie L :Leuchtkraft T eff :Oberflächentemperatur Stern ist quasistationär, kollabiert langsam und heizt sehr langsam auf. Die Leuchtkraft nimmt ab: Beginn der Fusionsprozesse. Der Stern befindet sich auf der Hauptreihe.

10 Die Hauptreihe: Masse Lebensdauer Seite 10 Nicht alle Sterne erreichen die Hauptreihe Sterne mit M<0.08 M O Nicht genügend Gravitationsenergie für die Zündung des H-Brennens Enden als Braune Zwerge jupiterähnliche Gasplaneten mit ~5MeV: pro H-Atom erzeugte Fusionsenergie Sterne mit 0.08M O 50 M O Große Gravitationsenergie führt zu sehr hohen Temperaturen Strahlungsdruck ( ) treibt den Stern auseinander

11 Die Hauptreihe: Kernfusion Seite 11 Wie kommt es zur Kernfusion? Coulomb Barriere: Coulomb-Potential : Protonradius Thermische Energie der Protonen bei ca 10 8 K: Die Coulomb Barriere muss durchtunnelt werden: Wasserstoffbrennen: langsam

12 Die Hauptreihe: 0.08M O

13 Die Hauptreihe: 0.25 M O

14 Die Hauptreihe: M>1.5 M O Seite 14 Temperaturen von mehr als 2·10 7 K im Kern ermöglichen effektivere Fusion. CNO-Zyklus Starke Temperaturabhängigkeit des CNO-Zyklus: dE/dt~T 20 großer Temperaturgradient im Kern (Konvektion) kälterer pp-Zyklus in Randschichten des Kerns pp-Zyklus Konvektion Keine Fusion in Randschichten. Mäßiger Temperaturgradient Strahlungstransport dominiert Strahlungstransport

15 Wege zum Tod: 0.08 M O

16 Wege zum Tod: 0.26M O 0.5 M O steigt Kerntemperatur auf über 10 8 K. Die Zündtemperatur für den 3- Prozess wird damit überschritten: innerhalb von 2.5· s M>1.4M O Kontinuierliches Heliumbrennen M<1.4 M O Helium Flash

17 Wege zum Tod: Helium Flash Seite 17 Aufgrund niedriger Temperatur dominiert Fermidruck über Gasdruck 3- Prozess sorgt nicht für Expansion sehr starke Temperaturabhängigkeit: Teile der Hülle (ca. 0.1M O ) werden abgesprengt (Planetarische Nebel) kinetische Energie wächst im Bereich der Helium-Fusion Dieser Prozess wiederholt sich ca. alle 1000a, Stern bläht sich auf: R~250R O Diese Sterne enden nach hinreichendem Massenverslust als Weiße Zwerge Explosion im Sterninneren: Helium Flash Planetarischer Nebel NGC 3132 in Vela. S. Laustsen Europäische Südsternwarte dE/dt~T 41

18 Wege zum Tod: M>2.5 M O Seite 18 Mehrere Brennzyklen aufgrund hoher Temperaturen. 3- -Prozess auch in den äußeren Schalen. M>8M O : C-Brennen, Ne-Brennen, O-Brennen, Si-Brennen Fe Es entsteht eine Zwiebelschalenstruktur mit Eisenkern: Eisenkern / Si- Brennen Fe Ne-Brennen O-Brennen C-Brennen He-Brennen H-Brennen Wasserstoff-Hülle Der Stern bläht sich zum Überriesen auf Supernova Typ-II Nach dem Si-Brennen gibt es keine Energiezufuhr mehr und der Stern kollabiert zu einem Neutronenstern (R~10km!)

19 Zusammenfassung Seite 19 Einführung und Klassifikation von Sternen Schauplätze der Sternentstehung Kriterium für den Gravitationskollaps Frühe Phasen der Sternentwicklung / Protosterne Der Haupreihenabschnitt der Sternentwicklung Die Phase nach der Hauptreihe, der Tod der Sterne CNO-Zyklus pp-Zyklus Konvektion Strahlungstransport weiter gehts im Vortrag: Sternexplosionen Supernova Remnant Imaged in Gamma Rays Astronomy Picture of the Day 5. November 2004 HESS Colaboration T in K1 H-Atom / cm³100 H-Atome / cm³10000 H-Atome / cm³ 5270 M O 27 M O 2,7 M O M O 75 M O 7,5 M O M O 2500 M O 250 M O

20 Literaturverzeichnis Seite 20 Unsöld, Albrecht: Der neue Kosmos: Einführung in die Astronomie und Astrophysik 7. Aufl. Springer 2002 Demtröder, Wolfgang: Experimentalphysik: Band 4. Kern-, Teilchen- und Astrophysik 1. Aufl. Springer 1998 Weigert, Alfred: Astronomie und Astrophysik: ein Grundkurs 3. überarb. Aufl. VCH 1996 Skript zur Vorlesung: Einführung in die Astroteilchenphysik WS2004/2005, Dr. Stegmann


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