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1 Astrophysik und Kosmologie Seminar Entstehung und Lebenslauf von Sternen Von Konstantin Senski.

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Präsentation zum Thema: "1 Astrophysik und Kosmologie Seminar Entstehung und Lebenslauf von Sternen Von Konstantin Senski."—  Präsentation transkript:

1 1 Astrophysik und Kosmologie Seminar Entstehung und Lebenslauf von Sternen Von Konstantin Senski

2 2 Inhalt Hertzsprung Russell Diagramm Die interstellare Materie Entstehung von Sternen Massenabhängige Entwicklung Ende als Neutronenstern / schwarzes Loch Ende als roter Riese bis zum weißen Zwerg

3 3 Das Hertzsprung Russell Diagramm Mit Beginn des Wasserstoff Brennens erreichen die Sterne die Hauptreihe für Hauptreihe gilt: L M 3,2....3,88 logarithmische Auftragung Lebensweg eines Sternes im HRD schwere Sterne kurzes Leben

4 4 Sterne der Population I & II I : jünger als II, die 2. Generation 70 % Wasserstoff 28 % Helium 2-3 % schwere Elemente, bezeichnet als Metalle stammen von Vorgängern häufigster Typ von Sternen Bildung mit Resten früherer Sterne sehr junge Sterne haben nur Spektrum im Infrarotbereich Wellenlänge im Millimeter Bereich II: älter als I im Kugelsternhaufen, 10 3 bis 10 6 Sterne geringere Metallhäufigkeit in Gebieten mit weniger interstellarer Materie im Halo

5 5 Entdeckung der interstellaren Materie freie Flecken am Nachthimmel vor ca. 150 Jahren, durch Spektroskopie an Doppelsternsystemen Absorptionslinien stammen von der (ruhenden) Gaswolke

6 6 Gas und Staub typische Gaswolke: - Dichte = kg/m 3 das sind etwa 1 Teilchen pro 100m 3 - etwa 1 pc (parsec) Durchmesser, das sind 3.26 Lichtjahre - etwa 100 K Gas: Hauptsächlich Wasserstoff, 90% aller Teilchen, Rest im wesentlichen Helium Gas sichtbar wenn es zum Leuchten angeregt wird Staub: - feste Teilchen - erscheint entweder als Dunkelwolke oder leuchtend als Reflexionsnebel - kommt aus abströmenden Sternhüllen oder aus Kondensationen nur ca. 2-3 % Staub, der Rest ist Gas, ähnlich wie Zusammensetzung von Sternen junge Sterne in Gaswolken beobachtet

7 7 Nachweis von Staub Absorption von Licht Maximum an Schwächung bei 220 nm durch Graphitteilchen Polarisation des Lichtes Streuung von kurzwelligem Licht stärker als langwelliges kurzwelliges Licht wird stärker geschwächt als langwellige Stern blau rot Interstellare Materie hinter der Staubwolke sieht man ein Objekt im Radiowellenbereich

8 8 Optischer Bereich

9 9 Infrarot

10 10 Radio Wellen Bereich

11 11 Röntgenstrahlen

12 12 H He C Fe m < 0.08M Brauner Zwerg m > 0,08 M Stern entseht m > 6 M weitere Brennphasen T > 600 Milli. Kelvin m < 6 M Ende der Kernfusion Helium Brennen bei 10 8 K Super Nova Neutronen Stern Schwarzes Loch Roter Unterriese Roter Riese Roter Überriese Massenverslust durch planetarischen Nebel weißer Zwerg Neutronenstern durch Doppelsternsystem Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten: Übersicht Interstellare Materie

13 13 Interstellare Materie Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten: Beginn: die interstellare Materie

14 14 Normalerweise stabiler Zustand thermischer Druck = Gravitationsdruck Anregung, durch spiralarme einer Galaxie Kollabieren durch Gravitation ab Grenzmasse Jeans Masse: Jeans Masse: M Fusion von Wasserstoff ab 0,08 M; K Sonst: brauner Zwerg typischer Lebensweg für Sterne mit 0,08 M < m < 60 M schwere Systeme aufgrund des Strahlungsdrucks nicht stabil, stoßen Materie ab Kontraktion der interstellaren Materie ein Stern entsteht

15 15 He Interstellare Materie m < 0.08M Brauner Zwerg m > 0,08 M Stern entseht Wasserstoffbrennen - wichtigste und längste Phase eines Sterns - Massendefekt : 26,73 MeV - 4 H Kerne werden zu einem He Atom - ab K Kernfusion Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten:

16 16 Energieabgabe Wärmeleitung: Wegen der geringen Dichten im allgemeinen vernachlässigbar; wird erst bei entarteter Materie wichtig. Strahlung: Mehrmalige Absorption und Emission der Photonen. ca Jahre unterwegs vom Zentrum zur Oberfläche Abgegebene Energie S T 4 (durch Spektroskopie: nur Information über äußerste Schicht des Sterns) Konvektion: Wenn Materie zu undurchsichtig für Strahlung wird, kann diese die Energie nicht schnell genug transportieren. großer Temperaturgradient entsteht Konvektion setzt ein

17 17 H He C Interstellare Materie m < 0.08 M Brauner Zwerg m > 0,08M Stern entseht Heliumbrennen - Zündtemperatur ca K - Hauptreaktion 3 4 He 12 C - 7,274 MeV pro Reaktion Heliumbrennen Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten:

18 18 H He C Fe Interstellare Materie m < 0.08 M Brauner Zwerg m > 0,08 M Stern entseht m > 6 M weitere Brennphasen T > 600 Milli. Kelvin Helium Brennen bei 10 8 K Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten: Kohlenstoffbrennen: Zündtemperatur etwa 600 Mill. K; Zeitskala 104 Jahre; 12C +12 C oder 12C+16 O oder... verschiedene Reaktionsprodukte (Ne, Mg,... ) Sauerstoffbrennen: Zündtemperatur etwa 800 Mill. K; Zeitskala 103 Jahre 16 O + 16 O oder 16 O + 20 Ne oder... verschiedene Reaktionsprodukte (Mg, Si,...) Kohlenstoffbrennen

19 19 Zwiebelschale der Sterne Temperatur im Kern höher als außen brennende Kerne stets im Innern des Kerns der vorangegangenen Phase ! Zwiebelschalen-Struktur Ende der möglichen Kernfusion beim Eisen

20 20 H He C Fe Interstellare Materie m < 0.08 M Brauner Zwerg m > 0,08 M Stern entseht m > 6 M weitere Brennphasen T > 600 Milli. Kelvin Helium Brennen bei 10 8 K Super Nova Neutronen Stern Schwarzes Loch Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten: Zwei Ausgänge nach Supernova; Neutronensternfür 1 M ist der Radius 10 km schwarzes Loch: - Schwarzschildradius für 1M bei 3 km - alles wird absorbiert - wenig Informationsauskunft Supernova

21 21 H He C Fe Interstellare Materie m < 0.08 M Brauner Zwerg m > 0,08 M Stern entseht m > 6 M weitere Brennphasen T > 600 Milli. Kelvin m < 6 M Ende der Kernfusion Helium Brennen bei 10 8 K Super Nova Neutronen Stern Schwarzes Loch Roter Unterriese Roter Riese Roter Überriese Massenverslust durch planetarischen Nebel weißer Zwerg Neutronenstern durch Doppelsternsystem Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten: Stern expandiert

22 22 Roter Riese: Betageuze

23 23 Zum planetarischen Nebel Stern expandiert Leuchtkraft nimmt zu Effektivtemperatur sinkt langwelligeres Licht wird emittiert (roter Unterriese) Gegeneffekt: Photosphäre wird mit fallender Effektivtemperatur transparenter, begrenzt Temperaturabfall, aber weiter Expansion (roter Riese) Horizontallast: der Stern wird wärmer aber nicht heller: Heliumbrennen und Kohlenstoffbrennen (roter Überriese)

24 24 Entwicklung für verschieden Massen von Sonnen

25 25 Planetarischer Nebel / weißer Zwerg großer Massenverlust übrig bleibt nur der heiße Kern (weiße Zwerg) typischer weißer Zwerg: - Radius r = 10 7 m, ca. Erdradius - Masse m = 1 Sonnenmasse - Dichte = g/cm 3 - kein thermonuklearen Reaktionen mehr - kollabieren wg. Abstoßung der Elektronen - ist Z = Ordnungszahl und A = atomare Massenzahl so gilt: - d.h. der Radius wird kleiner für größere Masse - Formel nur bis 1,4 M gültig ein erkalteter weißer Zwerg wird zum schwarzen Zwerg

26 26 Ende als weißer Zwerg? Es gibt noch eine Chance....ein paar Jahre später

27 27 H He C Fe Interstellare Materie m < 0.08 M Brauner Zwerg m > 0,08 M Stern entseht m > 6 M weitere Brennphasen T > 600 Milli. Kelvin m < 6 M Ende der Kernfusion Helium Brennen bei 10 8 K Super Nova Neutronen Stern Schwarzes Loch Roter Unterriese Roter Riese Roter Überriese Massenverslust durch planetarischen Nebel weißer Zwerg Neutronenstern durch Doppelsternsystem Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten: Übersicht


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