1,4 M Weißer Zwerg M = (0,6…1,4) M Neutronenstern M 1,8 M + Abstoßen einer Hülle Schwarzes Loch M 1,8 M ? kein Reststern? Nukleare C-Detonation (?) starker Massenverlust schwächerer Massenverlust 20 – 30% Massenverlust Kollaps im Zentralbereich Abb. 1: Übersicht zu möglichen Entwicklungswegen der Sterne in der Spätphase (in Anlehnung an Unsöld & Baschek 2002/2005:302, eigene Darstellung) M Stern 0,4 M M Stern 0,1 M He-brennen zündet nicht H-brennen zündet nicht Braune Zwerge">

Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Friedrich-Schiller-Universität JenaAstrophysikalisches Institut Seminar: Das Milchstraßensystem Leitung: PD Dr. K. Schreyer Referent: Sina Truckenbrodt.

Ähnliche Präsentationen


Präsentation zum Thema: "Friedrich-Schiller-Universität JenaAstrophysikalisches Institut Seminar: Das Milchstraßensystem Leitung: PD Dr. K. Schreyer Referent: Sina Truckenbrodt."—  Präsentation transkript:

1 Friedrich-Schiller-Universität JenaAstrophysikalisches Institut Seminar: Das Milchstraßensystem Leitung: PD Dr. K. Schreyer Referent: Sina Truckenbrodt Spätphasen der Sterne

2 S "Das Milchstraßensystem"2 Gliederung 1Einteilung der Spätphasen von Sternen 2Weiße Zwerge 3Vergangene Sterne mit ungewisser Zukunft 4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M 8M 5Zusammenfassung Literatur

3 S "Das Milchstraßensystem"3 1 Einteilung der Spätphasen von Sternen M Stern = (1…8) M M Stern = (8…10) M M > 1,4 M Weißer Zwerg M = (0,6…1,4) M Neutronenstern M 1,8 M + Abstoßen einer Hülle Schwarzes Loch M 1,8 M ? kein Reststern? Nukleare C-Detonation (?) starker Massenverlust schwächerer Massenverlust 20 – 30% Massenverlust Kollaps im Zentralbereich Abb. 1: Übersicht zu möglichen Entwicklungswegen der Sterne in der Spätphase (in Anlehnung an Unsöld & Baschek 2002/2005:302, eigene Darstellung) M Stern 0,4 M M Stern 0,1 M He-brennen zündet nicht H-brennen zündet nicht Braune Zwerge

4 S "Das Milchstraßensystem"4 2 Weiße Zwerge Chandrasekharsche Grenzmasse Abb. 2: Entwicklungsweg eines Sterns zum Weißen Zwergen im HRD (aus Unsöld & Baschek 2002/2005:297) starker Massenverlust M < 1,4 M M = (1…8) M

5 S "Das Milchstraßensystem"5 Masseverlust im Bereich der Roten Riesen und Überriesen entscheidet, ob der Stern zum Weißen Zwerg wird oder nicht. kurz zusammengefasst: Massenverlust durch Sternwinde und Abstoßen von planetarischen Nebeln (hauptsächlich auf den Riesenästen) keine nukleare Energieerzeugung mehr (Abknicken oben links im HRD), somit Wandern in das Gebiet der Weißen Zwerge Temperaturverringerung bis auf 4000K in einigen 10 9 a nach Erlöschen des H- und He- Brennens erreicht der Stern eine stabile Endkonfiguration, dh. Druck des entarteten Elektronengases ist mit Gravitationswirkung im Gleichgewicht 2 Weiße Zwerge

6 S "Das Milchstraßensystem"6 2 Weiße Zwerge Planetarischer Nebel mit Zentralstern: Abb. 3: Nebel NGC 3132 in Vela (aus Unsöld & Baschek 2002/2005:298) Daten zum Bild: - Aufnahme mit 3,6 m Teleskop der EOS - blau: Emission des ionisierten Sauerstoffs - rosa: Hα-Emission des neutralen Wasserstoffs - Zentralstern: T eff K

7 S "Das Milchstraßensystem"7 2 Weiße Zwerge Entwicklungsmöglichkeiten, wenn WZ in Doppelsternsystemen auftreten Möglichkeit 1: Materie wird vom Partner akkretiert - bei hinreichend hoher Akkretitionsrate wird Instabilität vermieden kritische Masse des Stern zum Zünden des Kohlenstoffbrennens wird überschritten wahrscheinlich wird durch Kohlenstoffdetonation Stern zerrissen Möglichkeit 2: Beide Komponenten sind WZ - Bahndrehimpuls nimmt durch Gravitationswirkung ab die Komponenten kommen sich näher und verschmelzen kritische Masse wird überschritten - Zünden des Kohlenstoffbrennens wahrscheinlich wird durch Kohlenstoffdetonation Stern zerrissen

8 S "Das Milchstraßensystem"8 M Stern = (1…8) M M Stern = (8…10) M M > 1,4 M Weißer Zwerg M = (0,6…1,4) M Neutronenstern M 1,8 M + Abstoßen einer Hülle Schwarzes Loch M 1,8 M ? kein Reststern? Nukleare C-Detonation (?) starker Massenverlust schwächerer Massenverlust 20 – 30% Massenverlust Kollaps im Zentralbereich Abb. 1: Übersicht zu möglichen Entwicklungswegen der Sterne in der Spätphase (in Anlehnung an Unsöld & Baschek 2002/2005:302, eigene Darstellung) M Stern 0,4 M He-brennen zündet nicht H-brennen zündet nicht Braune Zwerge 3 Vergangene Sterne mit ungewisser Zukunft

9 S "Das Milchstraßensystem"9 3 Vergangene Sterne mit ungewisser Zukunft M Stern = (1…8) M M > 1,4 M schwächerer Massenverlust Bei Entwicklung reicht der Massenverlust nicht aus, um die Grenzmasse für Weiße Zwerge zu unterschreiten in entartetem Elektronengas des Heliumkerns kommt es durch sehr hohe Temperaturen zum Zünden des Kohlenstoffbrennens (verläuft explosiv): 12 C + 12 C 23 Na + p 12 C + 12 C 20 Ne + α eventuell ist C-Brennen Auslöser für Supernovaausbrüche Offen bleibt die weitere Entwicklung…

10 S "Das Milchstraßensystem"10 M Stern = (1…8) M M Stern = (8…10) M M > 1,4 M Weißer Zwerg M = (0,6…1,4) M Neutronenstern M 1,8 M + Abstoßen einer Hülle Schwarzes Loch M 1,8 M ? kein Reststern? Nukleare C-Detonation (?) starker Massenverlust schwächerer Massenverlust 20 – 30% Massenverlust Kollaps im Zentralbereich Abb. 1: Übersicht zu möglichen Entwicklungswegen der Sterne in der Spätphase (in Anlehnung an Unsöld & Baschek 2002/2005:302, eigene Darstellung) M Stern 0,4 M He-brennen zündet nicht H-brennen zündet nicht Braune Zwerge 4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M 8M

11 S "Das Milchstraßensystem"11 4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M 8M Allgemeines: Kohlenstoffbrennen setzt in nicht entarteter Materie bei (5…8) 10 8 K ein Stabilität des Sterns ist für Dauer 100a gegeben, da in diesem Zeitraum das C-Brennen hydrostatisch ist Brennen im Kern erlischt Schalenförmiges Brenngebiet lässt Kern aus 16 O, 20 Ne und 24 Mg entstehen

12 S "Das Milchstraßensystem"12 4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M 8M 8M M 13M Kollaps im Sterninneren durch Instabilität des Sterns ausgelöst, da Entartungsdruck der Elektronen nur bis zu einer Masse von 0,8 M im Gleichgewicht gehalten werden kann Hälfte der Masse des Sterns hat Dichten größer als 2*10 7 kg/m 3 Kollaps endet Materie besteht zu Großteilen aus Neutronen (ist inkompressibel) im Inneren entsteht ein Neutronenstern Materie fällt auf Neutronenstern

13 S "Das Milchstraßensystem"13 4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M 8M 8M M 13M Materie fällt auf Neutronenstern (= Kern des Sterns) Neutronenstern zieht sich leicht zusammen und dehnt sich wieder aus Stoßwelle läuft gegen die einfallende Materie Einfallende Materie kehrt Bewegungsrichtung nach der Stoßfront um Durch hohe Temperaturen dissoziieren Atomkerne in freie Protonen und Neutronen Bremsen der Welle durch Dissoziation in Abhängigkeit von der Dichte

14 S "Das Milchstraßensystem"14 4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M 8M 8M M 13M Weiter Entwicklungsweg von Dichteverteilung und dem Energietransport des Sterns abhängig Welle durchläuft wenig Materie oder nimmt genügend Energie im Inneren durch Absorption von Neutrinos auf Welle erreicht Sternoberfläche Abstoßen einer Hülle (Supernova Typ II) Reststern: Neutronenstern Welle stoppt im Sterninneren Wellenfront sammelt weiter ein- fallende Materie auf bis obere Grenz- masse für einen Neutronenstern (M NGrenz =1,8 M ) überschritten ist Kein stabiler Zustand mehr erreichbar Schwarzes Loch

15 S "Das Milchstraßensystem"15 4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M 8M M 13M An das Kohlenstoffbrennen schließen sich relativ zügig folgende Brennvorgänge an: Neonbrennen Sauerstoffbrennen Siliziumbrennen Dauer: 1a Dauer: einige Monate Dauer: 1d Abb. 4: Schalenmodelle zu den jeweiligen Brennstufen (aus Kaplan 1983:229)

16 S "Das Milchstraßensystem"16 4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M 8M M 13M Es kommt somit zur Ausbildung einer Zwiebelschalenstruktur mit Eisenkern. Abb. 5: Zwiebelschalenstruktur (aus Unsöld & Baschek 2002/2005:299)

17 S "Das Milchstraßensystem"17 4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M 8M M 13M - Ende der nuklearen Energieerzeugung, da Maximum der Bindungsenergie durch Aufbau der Nuklide der Eisengruppe erreicht ist - Stern kontrahiert im Zentralbereich weiter bei ansteigender Temperatur Kompressibilität der Materie wird durch Phasenübergänge erhöht, bis Stabilitätsbedingung nicht mehr gehalten werden kann Kollaps Resultat: Unklar…

18 S "Das Milchstraßensystem"18 5 Zusammenfassung Sterne haben in Abhängigkeit von der Ausgangsmasse unterschiedliche Entwicklungswege in der Spätphase ihres Lebens. - ist in allen besprochenen Fällen mit einer Massenreduktion verbunden - Sterne mit einer Anfangsmasse von (1…8) M werden zu WZ oder eventuell durch Kohlenstoffdetonation zerstört - Sterne mit einer Anfangsmasse von (8…10) M werden zu Neutronensternen welche ihre Hülle Abstoßen, Schwarzen Löchern oder Kollabieren, wobei das Endprodukt nicht bekannt ist

19 S "Das Milchstraßensystem"19 Vielen Dank für die Aufmerksamkeit!

20 S "Das Milchstraßensystem"20 Literatur Kaler, J. B. (1993): Sterne. Die physikalische Welt der kosmischen Sonnen. Heidelberg: Springer. Kaplan, S. A. (1983): Physik der Sterne. Kleine Naturwissenschaftliche Bibliothek 45. Leipzig: Teubner. Karttunen, H., P. Kröger, H. Oja, M. Poutanen & K.-H. Donner (1990): Astronomie. Eine Einführung. Berlin: Springer. Šklovskij, I. S. (1988): Geburt und Tod der Sterne. Urania: Leipzig. Unsöld, A. & B. Baschek ( /2005): Der neue Kosmos. Eine Einführung in die Astronomie und Astrophysik. Berlin: Springer.


Herunterladen ppt "Friedrich-Schiller-Universität JenaAstrophysikalisches Institut Seminar: Das Milchstraßensystem Leitung: PD Dr. K. Schreyer Referent: Sina Truckenbrodt."

Ähnliche Präsentationen


Google-Anzeigen