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Sterbende Sterne und das interstellare Medium. Das große Ganze zu Beginn.

Kopien: 1
Explosives Brennen Von Katharina Büscher. Inhalt: 1. Entwicklung massenreicher Sterne - Was sind massenreiche Sterne? - fortgeschrittene Brennstufen -

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Präsentation zum Thema: "Sterbende Sterne und das interstellare Medium. Das große Ganze zu Beginn."—  Präsentation transkript:

1 Sterbende Sterne und das interstellare Medium

2 Das große Ganze zu Beginn

3 DerMateriekreislauf

4 Das interstellare Medium

5 1. Entwicklung massenreicher Sterne Was sind massenreiche Sterne? Was sind massenreiche Sterne? M > 8 M !! M > 8 M !! Durchlaufen aller Brennphasen Supernova Durchlaufen aller Brennphasen Supernova relativ kurze Lebensdauer, in Regionen mit jungen Sternen, z.B. Spiralarme relativ kurze Lebensdauer, in Regionen mit jungen Sternen, z.B. Spiralarme Beispiel: Progenitor der SN 1987a in der Magellanschen Wolke: 20 M, Lebensdauer 10 7 Jahre Sonne: 1 M,, Lebensdauer Jahre

6 Nukleare Brennphasen WasserstoffbrennenHeliumbrennenKohlenstoffbrennenNeonbrennenSauerstoffbrennenSiliziumbrennenKOLLAPS

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

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

9 Entfernungsbestimmung Aus einer Winkelmessung – Parallaxe Aus einer Winkelmessung – Parallaxe Bis zu einer Entfernung von 1000pc möglich Bis zu einer Entfernung von 1000pc möglich Aus pulsationsveränderlichen Sternen – Cepheiden Aus pulsationsveränderlichen Sternen – Cepheiden Grössenänderung Helligkeitsänderung Grössenänderung Helligkeitsänderung Tatsächliche Helligkeit proportional zu Pulsationsperiode Tatsächliche Helligkeit proportional zu Pulsationsperiode Vergleich mit scheinbarer Helligkeit liefert Entfernung 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? Warum treten die Zustandsgrößen Leuchtkraft, Temperatur, Radius, Masse, Helligkeit und Spektraltyp nur in bestimmten Kombinationen auf? Gleichgewichtsbedingungen: Hydrostatisches und thermisches Gleichgewicht Gleichgewichtsbedingungen: Hydrostatisches und thermisches Gleichgewicht Massenverteilung und Energietransport Massenverteilung und Energietransport

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

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

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

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

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

16 Kernfusion Verschmelzung zweier Atomkerne Verschmelzung zweier Atomkerne Überwindung des Coulomb-Potentials durch Tunneleffekt 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 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 Energie bleibt durch Einsteins Masse-Energie- Äquivalenz E=mc² erhalten Bindungsenergie: Bindungsenergie: Maximum der Bindungsenergie pro Nukleon liegt im Periodensystem bei Eisen 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: Startreaktionen:

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

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

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

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

27 Was passiert nach dem Wasserstoffbrennen? Weitere Entwicklung ist massenabhängig Weitere Entwicklung ist massenabhängig Stern kontrahiert Energiegewinnung durch Gravitationspotential Bedingungen für Heliumbrennen erfüllt ( Stern verlässt Hauptreihe Roter Riese) Stern kontrahiert Energiegewinnung durch Gravitationspotential Bedingungen für Heliumbrennen erfüllt ( Stern verlässt Hauptreihe Roter Riese) Bei massereichen Sternen kann nach Heliumbrennen Kohlenstoff- bis Siliziumbrennen einsetzen 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 Durch Temperatur und Leistungsanstieg expandiert der Stern zu einem roten Riesen Äußere Hülle wird abgestoßen (Planetarischer Nebel); Masse des Restkerns entscheidet über Endstadium Äußere Hülle wird abgestoßen (Planetarischer Nebel); Masse des Restkerns entscheidet über Endstadium < 1,4 Sonnenmassen Weißer Zwerg < 1,4 Sonnenmassen Weißer Zwerg > 1,4 Sonnenmassen Supernova > 1,4 Sonnenmassen Supernova Restkern < 3 Sonnenmassen Neutronenstern Restkern > 3 Sonnenmassen Schwarzes Loch

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30 Wasserstoffbrennen Umwandlung H He: Umwandlung H He: p-p- Prozess, CNO- Zyklus p Gravitation = p therm. p Gravitation = p therm. Verbrauch des Wasserstoffs Verbrauch des Wasserstoffs p Gravitation > p therm. Kontraktion und Erwärmung (Virialtheorem: E kin = 1/2 E pot ) Zünden des Heliumbrennens; Aufblähen der Hülle; Wasserstoffschicht brennt weiter ROTER RIESE ROTER RIESE

31 Heliumbrennen Heliumbrennen Umwandlung von He zu C im Kern über den tripel- α- Prozess: Umwandlung von He zu C im Kern über den tripel- α- Prozess: Bildung von geringen Mengen O Bildung von geringen Mengen O (Resonanzen in der Nähe der He- Brennenergien) weiterhin H- Brennen in der Schale um dem He- Kern 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 Coulombbarriere bei C am niedrigsten Kohlenstoffbrennen zuerst: Kohlenstoffbrennen zuerst: Ne- Brennen: Ne- Brennen:Wie? Photodesintegration! Photodesintegration! O- Brennen: O- Brennen: Synthese von S, P, Mg, Si Gegen Ende des O- Brennens: T 9 = 2

35 4. Siliziumbrennen Temperatur nicht groß genug für Si + Si X Temperatur nicht groß genug für Si + Si X Photodesintegration: Photodesintegration: T 9 = 3: Zerstörung von Kernen durch T 9 = 3: Zerstörung von Kernen durch p) n) α) p) n) α) p / n / α + unzerstörter Kern stabilerer Kern + p / n / α + unzerstörter Kern stabilerer Kern + E Bindung pro Nukleon maximal für Fe Sukzessive Bildung von Fe Sukzessive Bildung von Fe Schwache WW, z.B. Elektroneneinfang Schwache WW, z.B. Elektroneneinfang Kühlung durch Neutrinos schnelleres Brennen Kühlung durch Neutrinos schnelleres Brennen

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

37 Zwiebelschalenmodell Zwiebelschalenmodell

38 2) Supernova vom Typ 2 Stabilität des Fe- Kerns Stern vor Kollaps: M = 15M M Kern = 1,5 M T 9 =8 ρ = 3,7*10 9 g/cm³ ρ = 3,7*10 9 g/cm³ kein Brennen im Kern kein Brennen im Kern Warum kein sofortiger Kollaps? Warum kein sofortiger Kollaps? Gegendruck der Elektronen: Unschärferelation + Pauli-Prinzip + großes ρ Entartung p durch E Fermi bestimmt abhängig von Elektronendichte n e p durch E Fermi bestimmt abhängig von Elektronendichte n e vorheriger Mechanismus funktioniert nicht mehr vorheriger Mechanismus funktioniert nicht mehr

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40 Kollaps des Kerns M Kern > M Chand p Gravit > p el M Kern > M Chand p Gravit > p el Beschleunigung des Kollaps: Beschleunigung des Kollaps: 1) Photodesintegration von Fe verringert p therm der Elektronen 2) Elektroneneinfang an p und leichten Kernen n e kleiner p el kleiner p el kleiner 3) Kühlung durch entweichende Neutrinos sehr schnelle Kontraktion innerhalb von Sekundenbruchteilen sehr schnelle Kontraktion innerhalb von Sekundenbruchteilen Entkoppeln der Entwicklung des Kerns von der Hülle Entkoppeln der Entwicklung des Kerns von der Hülle

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

42 Kollaps des Kerns Neutrino- Trapping ρ = g/cm³: λ Neutrino < r Kern ρ = g/cm³: λ Neutrino < r Kern Neutrinos gefangen, Bewegung mit einfallender Materie Neutrinos gefangen, Bewegung mit einfallender Materie Kollaps adiabatisch da keine Kühlung, S konstant Kollaps adiabatisch da keine Kühlung, S konstant ρ = g/cm³: ρ = g/cm³: Einstellen des Gleichgewichtes bzgl. der schwachen WW Einstellen des Gleichgewichtes bzgl. der schwachen WW n e konstant n e konstant Keine weitere Veränderung der Zusammensetzung Keine weitere Veränderung der Zusammensetzung Kontrahierendes Gas aus Elektronen, Neutronen, Neutrinos und Kernen Kontrahierendes Gas aus Elektronen, Neutronen, Neutrinos und Kernen

43 Rückstoß und Druckwelle ρ 0 = 2,7 * g/cm³ Auflösung der Kernstrukturen Riesenkern Keine weitere Kontraktion möglich Rückstoß (steife Feder) Materie schwingt zurück Zusammenstoß mit einfallender Materie Schockwelle

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

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

46 Was bisher geschah: 1. Durchlaufen aller Brennphasen: H, He, C, Ne, O, Si, Elementsynthese bis Fe H, He, C, Ne, O, Si, Elementsynthese bis Fe 2. Kollaps des Kerns: Überwinden des p el Überwinden des p el Beschleunigung durch Photodesintegration, Elektroneneinfang, Neutrinokühlung Beschleunigung durch Photodesintegration, Elektroneneinfang, Neutrinokühlung Neutrino- trapping, Übergang zum adiabatischen Kollaps Neutrino- trapping, Übergang zum adiabatischen Kollaps Rückstoß bei nuklearer Dichte Rückstoß bei nuklearer Dichte 3. Schockwelle: Abschwächung der Schockwelle im Fe- Kern Abschwächung der Schockwelle im Fe- Kern Heizen der Schockwelle durch Neutrinos Heizen der Schockwelle durch Neutrinos Supernovaexplosion durch Beschleunigen der Materie Supernovaexplosion durch Beschleunigen der Materie Gravitationsenergie E kin, E em (1%) und (99%) Gravitationsenergie E kin, E em (1%) und (99%)

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

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

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

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51 Überrest

52 Von der Milchstraße zum Virgo-Galaxienhaufen

53 M51 – eine Spiralgalaxie Sterne und Staubwolken

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

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 Wasserstoffbrennen in der Sonne Massendefekt bei Kernfusions- prozessen beträgt weniger als 1% der Masse der Ausgangskerne

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

60 Neutrinos aus der Sonne Kernfusion in der Sonne: 4p 4 He + 2e e + 27 MeV Energie auf der Erde: solare Neutrinos / cm 2 und Sekunde Produktion: 100% als e - Pendel e Davis ( ): e Nachweis auf der Erde Ergebnis: nur 30% der erwarteten e Bestätigung (1995) Kamiokande (Sonne live! im Neutrinolicht)

61 Energiehaushalt Energie H He C Fe Verbrauchte Energie Freigesetzte Energie

62 Nukleosynthese Entwicklungszeiten für einen 15 M Stern Verschm. ProduktZeitTemperaturH 4 He 10 7 Jahre K 4 He 12 C einige 10 6 Jahre K 12 C 16 O, 20 Ne, 24 Mg, 4 He 1000 Jahre K 20 Ne + 16 O, 24 Mg wenige Jahre 10 9 K 10 9 K 16 O 28 Si, 32 S Ein jahr K 28 Si + 56 Fe Tage K 56 Fe 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


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