Sterbende Sterne und das interstellare Medium

Präsentation zum Thema: "Sterbende Sterne und das interstellare Medium"—  Präsentation transkript:

1 Sterbende Sterne und das interstellare Medium

2 Das große Ganze zu Beginn

3 Der Materiekreislauf

4 Das interstellare Medium

5 1. Entwicklung massenreicher Sterne
Was sind massenreiche Sterne? → M > 8 Mסּ !! → Durchlaufen aller Brennphasen → Supernova → relativ kurze Lebensdauer, in Regionen mit jungen Sternen, z.B Spiralarme Beispiel: Progenitor der SN 1987a in der Magellanschen Wolke: 20 Mסּ , Lebensdauer 107 Jahre Sonne: 1 Mסּ,, Lebensdauer 1010 Jahre

6 Nukleare Brennphasen Wasserstoffbrennen Heliumbrennen
Kohlenstoffbrennen Neonbrennen Sauerstoffbrennen Siliziumbrennen KOLLAPS

7 Wie erhält man die Leuchtkraft eines Sterns?
Zur Berechnung der Leuchtkraft L benötigt man: Scheinbare Helligkeit (S) Entfernung zum Stern (R) Denn:

8 Scheinbare Helligkeit
Wird durch Energie des einfallenden Lichts definiert Mit Hilfe eines Photometers kann die Strahlungsleistung pro Quadratmeter ermittelt werden Einführung einer relativen Skala mit Stern Wega als Referenz Einheit der scheinbaren Helligkeit m: Magnitude (mag) Scheinbare Helligkeit ist definiert durch: Beispiele: Sonne m = -26,8 mag, Sirius m = -1,5 mag

9 Entfernungsbestimmung
Aus einer Winkelmessung – Parallaxe Bis zu einer Entfernung von 1000pc möglich Aus pulsationsveränderlichen Sternen – Cepheiden Grössenänderung → Helligkeitsänderung Tatsächliche Helligkeit proportional zu Pulsationsperiode Vergleich mit scheinbarer Helligkeit liefert Entfernung

10 Grundgleichungen der stabilen Sterne
Warum treten die Zustandsgrößen Leuchtkraft, Temperatur, Radius, Masse, Helligkeit und Spektraltyp nur in bestimmten Kombinationen auf? Gleichgewichtsbedingungen: Hydrostatisches und thermisches Gleichgewicht Massenverteilung und Energietransport

11 Hydrostatisches Gleichgewicht
“Kampf“ gegen die Gravitation Entgegengesetzte Kraft muss Kollaps verhindern → Druck

12 Thermisches Gleichgewicht
Energiefluss durch Sternoberfläche in Form von Strahlung (Leuchtkraft) Energieerhaltung: Energieverlust an der Sternoberfläche muss gleich der Energieerzeugung im Sterninnern sein

13 Massenverteilung Beziehung zwischen Masse, Radius und Dichte eines Sterns Gibt an, wie sich die Masse mit dem Abstand zum Sternenzentrum ändert

14 Energietransport 3 Transportmechanismen
Strahlung: Photonenabsorption und -emission Konvektion: Materialaustausch Wärmeleitung: Teilchenkollision Temperatur Rosseland Opazität (Absorptionskoeffizient) Stefan-Boltzmann Konstante

15 Energiequellen der Sterne
Leuchtkraft: Steinkohle: Brenndauer ungefähr Jahre Gravitationspotential: Kernfusion:

16 Kernfusion Verschmelzung zweier Atomkerne
Überwindung des Coulomb-Potentials durch Tunneleffekt Reaktionsrate ~ Maxwell-Boltzmann-Verteilung * Tunnelwahrscheinlichkeit pp-Reaktion

17 Massendefekt / Bindungsenergie
Massendefekt: Masse eines Atomkerns ist stets kleiner, als die Summe der Massen von N Neutronen und Z Protonen Energie bleibt durch Einsteins Masse-Energie-Äquivalenz E=mc² erhalten Bindungsenergie: Maximum der Bindungsenergie pro Nukleon liegt im Periodensystem bei Eisen

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19 Bethe-Weizsäcker-Formel
R: Kernradius A: Nukleonenzahl

20 PP-Kette Startreaktionen:

21 Hauptfolgereaktionen
3 Reaktionsketten PP-Reaktion I: PP-Reaktion II: PP-Reaktion III:

22 CNO-Zyklus Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff dienen als Katalysator für Wasserstoffbrennen

23 Sternentwicklung Nützliche Beziehungen, die sich aus Grundgleichungen ergeben: Masse-Leuchtkraft-Beziehung  Massereiche Sterne strahlen mehr Energie ab (sind heller)

24 Temperatur-Masse-Beziehung
Lebensdauer-Masse-Beziehung  Massereiche Sterne sind heißer  Massereiche Sterne leben kürzer

25 Höhere Temperatur  größere Leuchtkraft  größer Masse  kürzere Lebensdauer

26 Sternentstehung Gaswolke, die aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft kollabiert, erreicht Bedingungen, um Wasserstoffbrennen zu zünden Kontraktion  Dichte freiwerdende Gravitationsenergie  Temperatur Wasserstoffbrennen findet nur im Sternenzentrum statt (wg. Bedingungen) Sind ca. 10% des Wasserstoffs verbrannt, ist Wasserstoffbrennphase beendet Objekte unter 0,07 Sonnenmassen erreichen nicht die nötige Temperatur, um Kernfusion zu zünden

27 Was passiert nach dem Wasserstoffbrennen?
Weitere Entwicklung ist massenabhängig Stern kontrahiert  Energiegewinnung durch Gravitationspotential  Bedingungen für Heliumbrennen erfüllt ( Stern verlässt Hauptreihe  Roter Riese) Bei massereichen Sternen kann nach Heliumbrennen Kohlenstoff- bis Siliziumbrennen einsetzen

28 Spätphasen der Sternentwicklung
Durch Temperatur und Leistungsanstieg expandiert der Stern zu einem roten Riesen Äußere Hülle wird abgestoßen (Planetarischer Nebel); Masse des Restkerns entscheidet über Endstadium < 1,4 Sonnenmassen  Weißer Zwerg > 1,4 Sonnenmassen  Supernova Restkern < 3 Sonnenmassen  Neutronenstern Restkern > 3 Sonnenmassen  Schwarzes Loch

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30 Wasserstoffbrennen Umwandlung H → He: p-p- Prozess , CNO- Zyklus
pGravitation = ptherm. Verbrauch des Wasserstoffs pGravitation> ptherm. Kontraktion und Erwärmung (Virialtheorem: Ekin = 1/2 Epot) Zünden des Heliumbrennens; Aufblähen der Hülle; Wasserstoffschicht brennt weiter → ROTER RIESE

31 Heliumbrennen Umwandlung von He zu C im Kern über den tripel- α- Prozess: Bildung von geringen Mengen O (Resonanzen in der Nähe der He- Brennenergien) weiterhin H- Brennen in der Schale um dem He- Kern

32 Tripel- alpha- Prozess

33 Übergang zwischen den hydrostatischen Brennphasen
Verbrauch des Brennstoffes Überhandnehmen des Gravitationsdruckes Kontraktion Erwärmung, Druckanstieg Zündung der nächsten Brennphase Expansion

34 3. C -, Ne -, O - Brennen Coulombbarriere bei C am niedrigsten
→ Kohlenstoffbrennen zuerst: Ne- Brennen: Wie? → Photodesintegration! O- Brennen: Synthese von S, P, Mg, Si Gegen Ende des O- Brennens: T9 = 2

35 4. Siliziumbrennen Temperatur nicht groß genug für Si + Si → X
→ Photodesintegration: T9 = 3: Zerstörung von Kernen durch g (g,p) (g,n) (g,α) p / n / α + unzerstörter Kern → stabilerer Kern + g EBindung pro Nukleon maximal für Fe → Sukzessive Bildung von Fe Schwache WW, z.B. Elektroneneinfang → Kühlung durch Neutrinos → schnelleres Brennen

36 Lebenslauf eines Sterns mit 25 Mסּ
Elementverteilung im Universum: (log. Skala!!):

37 „ Zwiebelschalenmodell“

38 2) Supernova vom Typ 2 Stabilität des Fe- Kerns
Stern vor Kollaps: M = 15Mסּ MKern = 1,5 M סּ T9 =8 ρ = 3,7*109 g/cm³ kein Brennen im Kern → Warum kein sofortiger Kollaps? Gegendruck der Elektronen: Unschärferelation + Pauli-Prinzip + großes ρ → Entartung p durch EFermi bestimmt → abhängig von Elektronendichte ne vorheriger Mechanismus funktioniert nicht mehr

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40 Kollaps des Kerns MKern > MChand → pGravit > pel
Beschleunigung des Kollaps: 1) Photodesintegration von Fe verringert ptherm der Elektronen 2) Elektroneneinfang an p und leichten Kernen → ne kleiner → pel kleiner 3) Kühlung durch entweichende Neutrinos → sehr schnelle Kontraktion innerhalb von Sekundenbruchteilen → Entkoppeln der Entwicklung des Kerns von der Hülle

41 Kollaps des Kerns Geschwindigkeitsverteilung der einfallenden Materie:
Innere Hälfte kollabiert homolog Materie außerhalb des Schallpunktes mit v = vSchall kollabiert mit für den freien Fall charakteristischen Geschwindigkeiten

42 Kollaps des Kerns Neutrino- Trapping
ρ = 1011 g/cm³: λNeutrino < rKern → Neutrinos „gefangen“, Bewegung mit einfallender Materie → Kollaps adiabatisch da keine Kühlung, S konstant ρ = g/cm³: Einstellen des Gleichgewichtes bzgl. der schwachen WW ne konstant Keine weitere Veränderung der Zusammensetzung Kontrahierendes Gas aus Elektronen, Neutronen, Neutrinos und Kernen

43 Rückstoß und Druckwelle
ρ0 = 2,7 * 1014 g/cm³ Auflösung der Kernstrukturen → „Riesenkern“ Keine weitere Kontraktion möglich Rückstoß (steife Feder) Materie schwingt zurück Zusammenstoß mit einfallender Materie Schockwelle

44 Schockwelle Verlust von Energie → Abschwächung
Schockwelle dissoziiert Fe- Kerne Verlust von Energie → Abschwächung Druckanstieg → Beschleunigung der einfallenden Materie über Fluchtgeschwindigkeit EXPLOSION

45 Neutrino- Heizung Fe- Dissoziation → λNeutrino wieder größer
→ Neutrinos sammeln sich hinter Schockwelle Falls Schock genug Energie → Ausbreitung bis zu Gebieten mit ρ < 1011 g/cm³ Plötzliches Freiwerden der Neutrinos „Anheizen des Schocks“

46 Was bisher geschah: Durchlaufen aller Brennphasen:
H, He, C, Ne, O, Si, Elementsynthese bis Fe Kollaps des Kerns: Überwinden des pel Beschleunigung durch Photodesintegration, Elektroneneinfang, Neutrinokühlung Neutrino- trapping, Übergang zum adiabatischen Kollaps Rückstoß bei nuklearer Dichte Schockwelle: Abschwächung der Schockwelle im Fe- Kern Heizen der Schockwelle durch Neutrinos Supernovaexplosion durch Beschleunigen der Materie Gravitationsenergie → Ekin, Eem (1%) und n (99%)

47 Explosives Brennen Schockwelle läuft durch die verschiedenen Schichten der Hülle → Energieabgabe an Materie in den Schalen, Temperaturerhöhung Modell: strahlende Blase, die die meiste Energie enthält → 500 keV in Siliziumschicht → 100 keV in O- Ne- Schicht → 10 keV in H- Schicht → Zünden in Ne-, O-, und Si- Schicht für einige Zehntelsekunden → Nachträgliche Modifikation der Elementhäufigkeit

48 ...und danach? Hülle: Materie wird in den interstellaren Raum geschleudert → Bildung neuer Sterne, Planeten... z.B. unsere Sonne

49 Restkern: Je nach Masse
1. Neutronenstern (MKern < 8Mסּ) Bildung entarteter Neutronen Freigesetzte Energie: Differenz der Bindungsenergie ΔE ≈ 1053 ergs Bsp.: R = 10 km, M0 = 2Mסּ → ΔM/M0 = 0,2 Schwarzes Loch (MKern > 8Mסּ) Zusammenziehen der Masse auf Singularität Schwarzschild- Radius R = 2GM/c²

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51 Überrest

52 Von der Milchstraße zum Virgo-Galaxienhaufen

53 Sterne und Staubwolken
M51 – eine Spiralgalaxie Sterne und Staubwolken

54 Entstehung der Sterne junger Stern heiße O-, B-Sterne
verhüllte Protosterne Dunkelwolke Dunkelwolke HST 2004

55 Der Orion-Nebel Sterne im Werden

56 Aus einer Wolke werden Sterne

57 Zuerst, etwas einfaches: Sterne Druck balanziert Schwerkraft
Die Sonne

58 Massendefekt Bei der Fusion zweier Teilchen zu einem dritten wird Bindungsenergie in Form von Strahlung frei Massendefekt bei Kernfusions-prozessen beträgt weniger als 1% der Masse der Ausgangskerne Wasserstoffbrennen in der Sonne

59 Unsere Sonne Neutrinos brauchen nur 2 sec vom Inneren an die Oberfläche!

60 Neutrinos aus der Sonne
Kernfusion in der Sonne: 4p  4He + 2e+ + 2ne + 27 MeV Energie auf der Erde: 1011 solare Neutrinos / cm2 und Sekunde Produktion: 100% als „ne-Pendel“ ne nm? nt? Davis ( ): ne Nachweis auf der Erde Ergebnis: nur 30% der erwarteten ne Bestätigung (1995) Kamiokande (Sonne live! im „Neutrinolicht“) Sinnvolle Verwendung von Putzmittel

61 Energiehaushalt Energie H Fe He C Verbrauchte Energie
Freigesetzte Energie

62 Entwicklungszeiten für einen 15 M Stern
Nukleosynthese Entwicklungszeiten für einen 15 M Stern Verschm. Produkt Zeit Temperatur H 4He 107 Jahre K 12C einige 106 Jahre K 16O, 20Ne, 24Mg, 4He 1000 Jahre K 20Ne + 16O, 24Mg wenige Jahre 109 K 16O 28Si, 32S Ein jahr K 28Si + 56Fe Tage K Neutronen < eine Sekunde > K

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64 Supernova-Überrest CXO in Casseopeia A

65 Elementspedition Supernova – Just in Time …

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67 Kosmischer Kreislauf