Roland Richter Seminar zur Astro-, Kern- und Teilchenphysik; WS 04/05.

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1 Roland Richter Seminar zur Astro-, Kern- und Teilchenphysik; WS 04/05

2 Aufbau und Entwicklung der Sterne

3 Wegskizze Wie ist ein Stern aufgebaut
Kernreaktionen auf der Hauptreihe Energietransport Entwicklung nach der Hauptreihe Verschiedene Todesszenarios

4 Aufbau Masseerhaltung Impulserhaltung Energieerhaltung
Chemische Zusammensetzung

5 Aufbau Masseerhaltung

6 Aufbau Impulserhaltung  Hydrostatisches Gleichgewicht

7 Aufbau Energieerhaltung

8 Aufbau Chemische Zusammensetzung: Massenprozent Wasserstoff ab 70%
Helium bis zu 30% Metalle Spuren

9 Zustandsgrößen der Sterne
Masse Radius Leuchtkraft Effektivtemperatur

10 Zustandsgrößen der Sterne
Masse Radius Leuchtkraft Effektivtemperatur L~M3,2-3,88

11 Zustandsgrößen der Sterne
Masse Radius Leuchtkraft Effektivtemperatur L=4R2T4

12 Die Hauptreihe Für Sternmassen zwischen 0,08 und 90 Sonnenmassen

13 Kernreaktionen Wasserstoffbrennen ~ 25MeV

14 Kernreaktionen Wasserstoffbrennen (ppI-Kette) ~T4

15 Kernreaktionen Wasserstoffbrennen (ppII – Kette)

16 Kernreaktionen Wasserstoffbrennen (CNO-Zyklus) ~T16

17 Kernreaktionen pp und CNO im Vergleich

18 Kernreaktionen Wasserstoffbrennen
Zeit I: 1H + 1H  2D + e+ + n 1010a II: 2D + 1H  3He 10s III: 3He + 3He  4He + 21H 106a CNO-Zyklus Temperaturabhängigkeiten: pp ~T5; CNO ~T16 Nebenzyklen: NeNa- und MgAl-Zyklus

19 Zeit auf der Hauptreihe
Je massereicher ein Stern ist, desto schneller wird sein Brennstoff verbraucht. Da der Brennstoff nur ~M, der Verbrauch aber ~M>3 wächst. Hausmarke: 107a = 15M(sonne)

20 Energietransport Strahlung ()-1 ist die mittlere freie Weglänge
Konvektion

21 Energietransport Möglichkeiten für Energietransport in Sternen
Strahlung Konvektion

22

23 Energietransport Strahlung Konvektion M<0,25MΘ vollkonvektiv
M>1,2MΘ Kern konvektiv

24 Nach der Hauptreihe

25 Nach der Hauptreihe H-Brennen im Kern setzt aus
H-Schalenbrennen beginnt Der Stern dehnt sich aus, während sein Kern kontrahiert Ein Roter Riese ist entstanden

26 Nach der Hauptreihe Zwischen 0,5 und 0,7MΘ setzt das He-Brennen ein
(Aber für M<0,7MΘ ist die Verweildauer auf der Hauptreihe größer als das Alter des Universums) M<2MΘ der Kern entartet  He-Flash

27 Helium-Flash Entarteter Kern - nichtrelativistisch - relativistisch
Explosives Zünden des He-Brennens Kern kühlt ab, Hülle schrumpft

28 Nach der Hauptreihe Zwischen 0,5 und 0,7MΘ setzt das He-Brennen ein
(Aber für M<0,7MΘ ist die Verweildauer auf der Hauptreihe größer als das Alter des Universums) M<2MΘ der Kern entartet  He-Flash M>2MΘ der Kern entartet nicht

29 Nach der Hauptreihe Bei 108K setzt das He-Brennen im Kern ein
3a-Prozess ~²T40 DE=7,162MeV

30 Nach der Hauptreihe Am Beispiel eines 5MΘ Sterns

31 Nach der Hauptreihe Am Beispiel eines 5MΘ Sterns
H-Brennen im Kern setzt aus H-Schalenbrennen beginnt Der Stern dehnt sich aus, während sein Kern kontrahiert Ein Roter Riese ist entstanden

32 Kernreaktionen Heliumbrennen

33 Nach der Hauptreihe Am Beispiel eines 5MΘ Sterns

34 Nach der Hauptreihe Am Beispiel eines 5MΘ Sterns
He-Brennen im Kern erlischt He-Schalenbrennen beginnt H-Schalenbrennen erlischt Der Stern dehnt sich wieder aus AGB erreicht

35 Nach der Hauptreihe Am Beispiel eines 5MΘ Sterns
Jetzt findet das H- und He-Brennen zyklisch statt Dies führt zu thermischen Instabilitäten Folge: Superwinde und Massenverlust, Planetarischer Nebel

36 Planetarer Nebel

37 Weiße Zwerge Ausgangsmasse: 0,5 bis 8±2MΘ
Der Entartete C/O-Kern bleibt als weißer Zwerg übrig Keine Kernfusion, nur Wärmestrahlung R~M-1/3 Grenzmasse: Mmax=MCh=1,46MΘ

38 Weitere Kernreaktionen massiver Sterne
Kohlenstoffbrennen ab T>5*108K Sauerstoff  Si und Ne ab T>109K Neon ab T>1,5*109K Silizium- Si-Desintegration ab 3*109K Ab T=5-7*109K 56Fe13a+4n Fe-Desintegration

39 Weitere Kernreaktionen massiver Sterne
Ab M>8MΘ werden weitere Fusionen möglich Starker Massenverlust durch Sonnenwinde

40

41 Neutronensterne M>8MΘ
Bleibt die Kernmasse > 1,46MΘ so entsteht ein Neutronenstern, der ~106a als Pulsar auf sich aufmerksam macht R~M1/3

42 Theoretischer Aufbau eines Neutronensterns

43 Noch massivere Sterne! M>60MΘ
Im Kern bleiben mehr als 2-3 Sonnenmassen zurück Es bildet sich ein Schwarzes Loch R~3km M/MΘ

44 Zusammenfassung M<0,08MΘ keine Fusion  kein Stern
M<0,5MΘ He-Brennen wird nicht zünden M<2MΘ es kommt zum He-Flash M<8MΘ Stern endet als weißer Zwerg M<60MΘ Stern endet als Neutronenstern M>60MΘ Stern endet als Schwarzes Loch M~100MΘ Stabilitätsgrenze

45 Das Ende?

46 Literatur Dina Prialnik: A Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution; Cambridge University Press 2000 Ralf Napiwotzki; Skript zur Vorlesung: Aufbau und Entwicklung der Sterne; SS 2003 Friedmann; Die Sonne – Aus der Perspektive der Erde; Spektrum 1987 Begelman; Schwarze Löcher im Kosmos; Spektrum 1997