Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Hauptreihensterne Voraussetzung Nukleares, thermisches und hydrostatisches Gleichgewicht „Null-Alter“: homogene chemische Komposition (überwiegend Wasserstoff) Freier Parameter: Masse M Resultat Masse-Leuchtkraft-Relation Hauptreihe im HR Diagram Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

Energieproduktion (T≲20×106K) Proton-Proton Kette: 1. p + p  2D + e+ + ne 2. 2D + p  3He + g 3. 3He + 3He  4He + p + p Total: 4 p  4He + 2 e+ + 2ne Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

CNO-Zyklus (T≳20×106K) (Bethe-Weizsäcker-Zyklus) Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

Temperaturabhängigkeit von pp und CNO-Zyklus T (106 K) 5 10 15 20 25 30 log [ ( / X2)/ m3 W kg2] 35 PP   T4 CNO   T19.9 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne CNO braucht höhere Temperaturen um die Coulomb-Abstoßung des Kohlenstoffs zu überwinden

Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Hauptreihensterne Eigenschaften H-Brennen im Zentralgebiet (inner 10% in R) p-p-Zyklus für M≲1.5M⊙ CNO-Zyklus für M≳1.5M⊙ Konvektionszone äußere Bereiche für M≲1.5M⊙ im wesentlichen wegen H-Rekombination konvektiver für M≳1.5M⊙ wegen steilem Temperaturgradienten beim CNO-Zyklus Unsicherheiten: Konvektionstheorie Overshooting in angrenzende stabile Schichten Mischungsweg der Konvektion Semi-Konvektion in marginal instabilen Schichten, die durch chemischen Gradienten stabilisiert werden Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

Was passiert, wenn H im Zentrum verbraucht ist ? Wasserstoff-Schalenbrennen He-Kern kontrahiert Hülle expandiert Entwicklung mit Lconst. Für massereiche Sterne nimmt L gar ab, da die Ausdehnung der Hülle Energie verbaucht. Da Lconst. und R  T Ausdehnung (Bewegung nach rechts im HR Diagramm), bis die sogenannte Hayashi-Grenze erreicht ist Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Das Hayashi-Limit Wenn der Stern nicht im energetischen GGW Entwicklung auf Kelvin-Helmholtz-Zeitskala (siehe Kapitel IV) Energiegewinn durch Kontraktion steilerer Temperatur- gradient größere Ausdehnung der Konvektionszone Maximal: vollkonvektiver Stern Aufbaugleichungen  Grenzlinie im HR-Diagram bei 3500K Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Verbotene Zone

Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Sternentwicklung Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

Eigenschaften Roter Riesen Sonne Betelgeuze Masse 1 16 Radius 700,000 km 500,000,000 km Oberflächen-temperatur 5,800 K 3,600 K Zentral-temperature 15,000,000 K 160,000,000 K Leuchtkraft 46,000 Alter 4.5 Milliarden Jahre 10 Millionen Jahre Dichte 1.4 g/cm3 1.3x10-7 g/cm3 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Größenvergleich Xi Cygni Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Sun d Bootis

Was passiert, wenn H im Zentrum verbraucht ist ? Nach Erreichen der Hayashi-Grenze H-Schalenquelle frisst sich nach außen Leuchtkraft steigt He-Kern wächst, Zentraltemperatur nimmt zu Bei T≃108K  He-Brennen zündet M<2.3M⊙  He-Kern entartet  T-Erhöhung hat keine P-Erhöhung zur Folge (kein Thermostat)  explosives Brennen Erheblicher Teil der äußeren Massenschalen geht durch Sternwind verloren Wenn He erschöpft: CO-Kern + He-Schalenquelle + H-Schalenquelle „in jedem Roten Riesen sitzt ein Weißer Zwerg“ Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

Helium-Brennen (triple-) Problem: es gibt keinen stabilen Atomkern mit 8 Nukleonen Ausweg: triple--Reaktion (im wesentlichen Dreierstoß Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

Temperaturabhängigkeit des Heliumbrennens PP   T4 Tthreshold CNO   T19.9 Tthreshold   T41 3 Tthreshold T (106 K) 10 20 30 40 50 60 log [ ( / X2)/ m3 W kg2] 70 80 90 100 110 120 130 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Starke Temperaturabhängigkeit  oft explosionsartig  Helium-flash

Entwicklung eines massearmen Sterns Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

Entwicklung eines 1 M⊙-Sterns Stadium Aufenthaltsdauer Tempe-ratur Leuchtkraft Durch-messer Haupt-reihe 11×109 a 6000 K 1 Roter Riese 1.3×109 a 3100 K 2300 165 Helium- fusion 100×106 a 4800 K 50 10 Riese 20×106 a 5200 180 Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Sternentwicklung Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

Entwicklung sehr massereicher Sterne Nukleosynthese: Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

Entwicklung sehr massereicher Sterne Weitere Fusion schwerer Elemente Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

Entwicklung eines 5M⊙- Sterns Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

Sternentwicklung im Vergleich Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

Innerer Aufbau eines fortgeschrittenen 15 M⊙-Sterns Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

Innerer Aufbau eines fortgeschrittenen 15 M⊙-Sterns Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

Elementverteilung in einem fortgeschrittenen 15 M⊙-Stern Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

Entwicklung eines 25M⊙-Sterns Brennstoff zentrale Temperatur Aufenthalts-dauer [a] Hydrogen 4x107 K 7×106 Helium 2x108 K 5 ×105 Kohlenstoff 6x108 K 600 Neon 1.2x109 K 1 Sauerstoff 1.5x109 K 0.5 Silizium 2.7x109 K 1 d Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Kürzer als Kelvin-Helmholtz-Zeitskala  Wir können von außen nicht erkennen, in welchem dieser Brennstadien sich der Stern aufhält !

Häufigkeit der Elemente Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Vielfache von He besonders häufig !

Bindungsenergie der Elemente Energie durch Fusion nur bis 56Fe Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Fusion schwererer Elemente energetisch deutlich ineffizienter als Wasserstoffbrennen  kürzere Lebensphasen

Wo kommen die Elemente her ? H, D, He, Be, B, Li wurden im Urknall erzeugt (primordiale Nukleosynthese) Rest massereiche Sterne sind zwar selten erzeugen aber viele Elemente via Supernova effizient, diese auch ins interstellare Medium zu injizieren und so künftigen Sterngenerationen zur Verfügung zu stellen Elemente in der Sonne: Ergebnis von 5 Zyklen aus Sternentstehung, Sternentwicklung und Supernovaexplosion Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

Endstadien der Sternentwicklung Sterne bis zu einer Anfangsmasse von MZASM  8 M⊙ Brennen erlischt je nach Masse nach H, He oder C-O Brennen Im Kern ein weißer Zwerg (größtenteils CO) mit M  1.4 M⊙ (Chandrasekhar-Masse) (typisch M  0.6 M⊙) Elektronen entartet, R  0,01 R⊙ Langsames Auskühlen (Altersbestimmung Milchstraße) Massiver Massenverlust (verliert äußere Hülle) Ionisierende Strahlung des Weißen Zwerges regt frühe abgestoßene Hülle zum Leuchten an  planetarische Nebel Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Planetarische Nebel Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Planetarische Nebel Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

Endstadien der Sternentwicklung Sterne bis zu einer Anfangsmasse von MZASM > 8 M⊙ weißer Zwerg im Zentrum übersteigt MChand. Kern kontrahiert, weitere Brennprozesse Ab Tc≃109K: endotherme Prozesse Gravitationskollaps des Kerns (innerhalb von 1 sec) Elektronen und Protonen reagieren zu Neutronen  Coulomb-Barriere kann überwunden werden Entartete Neutronen stoppen Kollaps bei R≈15km (bis zu MNS ~ 2M⊙)  Neutronenstern (Pulsar) Ansonsten: Bildung eines schwarzen Lochs Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

Endstadien der Sternentwicklung Sterne bis zu einer Anfangsmasse von MZASM > 8 M⊙ Nachstürzende Materie prallt an der harten Oberfläche des Neutronensterns ab  Schockwelle propagiert nach außen:  Supernovaexplosion (Typ II) Problem (via Computersimulationen): Stoßwelle läuft sich schon im Stern tot. Ausweg: Stoßwelle wird durch Neutrinoheizen aufrecht gehalten Energieproduktion: 1053 erg 99% Neutrinos 1% mechanische Energie 0,01% Licht Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Jahresenergiebudget einer ganzen Galaxie