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

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

2 2 Aufbau und Entwicklung der Sterne

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

4 4 Aufbau Masseerhaltung Masseerhaltung Impulserhaltung Impulserhaltung Energieerhaltung Energieerhaltung Chemische Zusammensetzung Chemische Zusammensetzung

5 5 Aufbau Masseerhaltung Masseerhaltung

6 6 Aufbau Impulserhaltung Impulserhaltung Hydrostatisches Gleichgewicht Hydrostatisches Gleichgewicht

7 7 Aufbau Energieerhaltung Energieerhaltung

8 8 Aufbau Chemische Zusammensetzung: Massenprozent Wasserstoffab 70% Wasserstoffab 70% Heliumbis zu 30% Heliumbis zu 30% MetalleSpuren MetalleSpuren

9 9 Zustandsgrößen der Sterne Masse Masse Radius Radius Leuchtkraft Leuchtkraft Effektivtemperatur Effektivtemperatur

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

11 11 Zustandsgrößen der Sterne Masse Masse Radius Radius Leuchtkraft Leuchtkraft Effektivtemperatur Effektivtemperatur L=4R 2 T 4 L=4R 2 T 4

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

13 13 Kernreaktionen Wasserstoffbrennen ~ 25MeV Wasserstoffbrennen ~ 25MeV

14 14 Kernreaktionen Wasserstoffbrennen (ppI-Kette) ~ T 4

15 15 Kernreaktionen Wasserstoffbrennen (ppII – Kette)

16 16 Kernreaktionen Wasserstoffbrennen (CNO-Zyklus) ~ T 16

17 17 Kernreaktionen pp und CNO im Vergleich

18 18 Kernreaktionen Wasserstoffbrennen Zeit I: 1 H + 1 H 2 D + e a I: 1 H + 1 H 2 D + e a II: 2 D + 1 H 3 He10s II: 2 D + 1 H 3 He10s III: 3 He + 3 He 4 He H10 6 a III: 3 He + 3 He 4 He H10 6 a CNO-Zyklus CNO-Zyklus Temperaturabhängigkeiten: pp ~T 5 ; CNO ~T 16 Temperaturabhängigkeiten: pp ~T 5 ; CNO ~T 16 Nebenzyklen: NeNa- und MgAl-Zyklus Nebenzyklen: NeNa- und MgAl-Zyklus

19 19 Zeit auf der Hauptreihe Je massereicher ein Stern ist, desto schneller wird sein Brennstoff verbraucht. Je massereicher ein Stern ist, desto schneller wird sein Brennstoff verbraucht. Da der Brennstoff nur ~M, der Verbrauch aber ~M >3 wächst. Da der Brennstoff nur ~M, der Verbrauch aber ~M >3 wächst. Hausmarke: 10 7 a = 15M(sonne) Hausmarke: 10 7 a = 15M(sonne)

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

21 21 Energietransport Möglichkeiten für Energietransport in Sternen Strahlung Strahlung Konvektion Konvektion

22 22

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

24 24 Nach der Hauptreihe

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

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

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

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

29 29 Nach der Hauptreihe Bei 10 8 K setzt das He-Brennen im Kern ein Bei 10 8 K setzt das He-Brennen im Kern ein 3-Prozess 3-Prozess ~²T 40 ~²T 40 E=7,162MeVE=7,162MeV

30 30 Nach der Hauptreihe Am Beispiel eines 5M Θ Sterns

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

32 32 Kernreaktionen Heliumbrennen

33 33 Nach der Hauptreihe Am Beispiel eines 5M Θ Sterns

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

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

36 36 Planetarer Nebel

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

38 38 Weitere Kernreaktionen massiver Sterne Kohlenstoffbrennen ab T>5*10 8 K Kohlenstoffbrennen ab T>5*10 8 K Sauerstoff Si und Ne ab T>10 9 K Sauerstoff Si und Ne ab T>10 9 K Neon- ab T>1,5*10 9 K Neon- ab T>1,5*10 9 K Silizium- Silizium- Si-Desintegration ab 3*10 9 K Si-Desintegration ab 3*10 9 K Ab T=5-7*10 9 K 56 Fe 13+4n Fe- Desintegration Ab T=5-7*10 9 K 56 Fe 13+4n Fe- Desintegration

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

40 40

41 41 Neutronensterne M>8M Θ M>8M Θ Bleibt die Kernmasse > 1,46M Θ so entsteht ein Neutronenstern, der ~10 6 a als Pulsar auf sich aufmerksam macht Bleibt die Kernmasse > 1,46M Θ so entsteht ein Neutronenstern, der ~10 6 a als Pulsar auf sich aufmerksam macht R~M 1/3 R~M 1/3

42 42 Theoretischer Aufbau eines Neutronensterns

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

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

45 45 Das Ende?

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


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