Die Entwicklung von Sternen Seminarvortrag Michael Beimforde

Inhalt Einführung / Klassifizierung Kräfte und Drücke Die Geburt Der stabile Lebensabschnitt Das Ende der Sternentwicklung

Sterne: Ein Überblick Stern: Selbstleuchtender Himmelskörper aus Plasma Strahlungsenergie aus Kernfusion im Sterninneren Endstadien, die nur noch aufgrund von Restwärme strahlen Proxima Centauri: The Closest Star Astronomy Picture of the Day 15. Juli 2002 Der nächste Nachbarstern: Proxima Zentauri Entfernung: ~4.3ly Entdeckt 1915 im Dreisternsystem Alpha Zentauri Typische Messgrößen: Masse, Radius, Leuchtkraft, Spektraltyp Mittlere Sternendichte im Universum: ~0.1 Sterne/pc³ (1pc~3.26Lj) Seite 3

Sterne: Klassifizierung Generell unterscheidet man Sterne nach: 1. Spektraltyp (Oberflächentemperatur, Absorptions- und Emissionslinen) 2. Leuchtkraft bzw. MK-Klassifikation (W.W. Morgan & P.C. Keenan). Aufgetragen werden diese Klassifizierungen in einem Hertzsprung-Russel-Diagramm. Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD), nach Ejnar Hertzsprung (DK) und Henry Norris Russel (USA) 1910-1913 Mv=-2.5* log( gew. Intens. * (d/10pc)2 ) :absolute Helligkeit Spektraltyp Temperatur in K O0 50000 B0 25000 A0 10000 F0 7600 G0 6000 K0 5100 M0 3600 M5 3000 C S MK-Kl. Beschreibung Hyperriesen Ia Helle Überriesen Ib Überriesen II Helle Riesen III Riesen IV Unterriesen V Hauptsequenz/ Zwerge VI Unterzwerge Seite 4

Sterne: Entwicklung „Nichts währt ewig“ ... ...das gilt natürlich auch für Sterne im Universum. Sterne sind im HRD keine stationären Objekte! Drei Stufen der Entwicklung: Geburt (103 - 107a) Stabile Phase / Hauptreihenstadium (Sonne ~1010a) Tod / Nach-Hauptreihenstadium Es wirken also Kräfte bzw. Drücke in den Sternen, welche die Entwicklung verursachen: Gasdruck (ideales Gas): Gravitationsdruck: Strahlungsdruck: Fermidruck: Seite 5

Die Geburt: Überblick Sterne in unserer Milchstraße: ca. 10¹¹ Zuwachs pro Jahr: ca. 3-5 Entstehung: Kontraktion von Staubpartikeln und Gaswolken ausgelöst von lokalen Dichteschwankungen Entstehung von Sternenhaufen in Staub- und Gaswolken Orion Nebel: UV- und Blau-Filter Astronomy Picture of the Day 13. July 2004 Die mittlere Entstehungszeit liegt je nach Masse des entstehenden Sterns zwischen 103-107Jahre Seite 6

Die Geburt: Das Jeans-Kriterium Um kollabieren zu können, muss eine Wolke eine gewisse Mindestmasse überschritten haben. Gravitative Instabilität tritt auf, wenn Für das Ideal-Gas gilt: Gravitationsdruck: Jeans-Kriterium mit folgt: Mindestmasse zur Erfüllung des Jeans-Kriteriums (in Sonnenmassen) T in K 1 H-Atom / cm³ 100 H- Atome / cm³ 10000 H- Atome / cm³ 5 270 MO 27 MO 2,7 MO 10 750 MO 75 MO 7,5 MO 100 25000 MO 2500 MO 250 MO Seite 7

Die Geburt: Protosterne Ist das Jeans-Kriterium erfüllt, beginnt die Materiewolke in Richtung des Gravitationszentrums zu kollabieren. Phasen des Kollaps: Erster dynamischer Kollaps → Emission von Strahlungsenergie Erster dynamischer Kollaps Erste quasistatische Phase → Stern ist optisch dicht im IR: “Protostern” Kern wird optisch dicht im IR Erste quasi- statische Phase Zweiter dynamischer Kollaps → Dissoziation von H2 Zweiter dynamischer Kollaps Dissoziation von H2 beginnt Zweite quasistatische Phase → hydrostatisches Gleichgewicht im ionisierten Gas Zweite quasi- statische Phase Weiteres Aufheizen bis zur Kernfusion → Hauptreihe Kern- fusion Seite 8

Die Geburt: Der Weg zur Hauptreihe Energietransport: → Dynamischer Kollaps: Strahlungstransport → Quasistatische Phase: adiabatisch → Am Ende des Kollaps: effektive Konvektion → hohe Oberflächentemperatur, Kerntemperatur zu gering für Fusionen Sterne heizen auf, bis sich ein Gleichgewicht eingestellt hat. → Hayashi-Linie L :Leuchtkraft Teff :Oberflächentemperatur Stern ist quasistationär, kollabiert langsam und heizt sehr langsam auf. Die Leuchtkraft nimmt ab: Beginn der Fusionsprozesse. Der Stern befindet sich auf der Hauptreihe. Seite 9

Die Hauptreihe: Masse ↔ Lebensdauer Nicht alle Sterne erreichen die Hauptreihe Sterne mit M<0.08 MO →Nicht genügend Gravitationsenergie für die Zündung des H-Brennens →Enden als “Braune Zwerge” → jupiterähnliche Gasplaneten Sterne mit M>50 MO →Große Gravitationsenergie führt zu sehr hohen Temperaturen →Strahlungsdruck ( ) treibt den Stern auseinander mit ~5MeV: pro H-Atom erzeugte Fusionsenergie Sterne mit 0.08MO<M<50 MO →H-Fusion bis ca. der Protonen fusioniert sind →Beginn neuer Fusionsprozesse nach ca. : →Sterne werden instabil = Leuchtkraft = abgestrahlte Leistung Seite 10

Die Hauptreihe: Kernfusion Wie kommt es zur Kernfusion? Coulomb Barriere: Coulomb-Potential : Protonradius Thermische Energie der Protonen bei ca 108K: Die Coulomb Barriere muss durchtunnelt werden: Wasserstoffbrennen: langsam Seite 11

Die Hauptreihe: 0.08MO<M<0.25MO Nur ein kleines Kerngebiet besitzt nötige Temperatur für das H-Brennen. Der folglich große Temperaturgradient treibt Konvektionsströmungen an. Zündbereich Konvektionszone Durch die Konvektion wird der gesamte Wasserstoff im Laufe der Zeit in den Fusions- bereich geleitet, sodass er gänzlich zu Helium umgewandelt wird. Seite 12

Die Hauptreihe: 0.25 MO <M<1.5 MO Bereich des Wasserstoffbrennens ist ausgedehnter (~0.3R) Folge: → kleinerer Temperaturgradient im und um den Kern → Der Strahlungstransport dominiert in diesen Bereichen. Strahlungstransport („radiativ“) Konvektion („konvektiv“) He neue H-Brennzone ausgebrannter Kern Am Rand steigt der Absorptionskoeffizient (T wird kleiner) → Konvektion dominiert in äußerster Hülle! Ist aller H im Kern in He übergegangen kontrahiert der Kern. → Komprimierung äußerer Schichten erzeugt neue H-Brennzone. Seite 13

Die Hauptreihe: M>1.5 MO Temperaturen von mehr als 2·107K im Kern ermöglichen effektivere Fusion. →CNO-Zyklus CNO-Zyklus Konvektion pp-Zyklus Strahlungstransport Starke Temperaturabhängigkeit des CNO-Zyklus: dE/dt~T20 → großer Temperaturgradient im Kern (Konvektion) „kälterer“ pp-Zyklus in Randschichten des Kerns Keine Fusion in Randschichten. Mäßiger Temperaturgradient → Strahlungstransport dominiert Seite 14

Wege zum Tod: 0.08 MO <M<0.26 MO Stern ist konvektiv → der ganze Wasserstoff fusioniert zu He Temperatur fällt → Kontraktion keine He-Fusion → Stern endet als Weißer Zwerg Hierbei halten sich Gravitationsdruck und Fermidruck die Waage. Gravitationsdruck: Fermidruck: mit folgt: mit n=1,2 also: Chandrasekhar-Grenze: Es gibt keinen stabilen Weißen Zwerg mit einer Masse größer als Mc=M(ρc)~1.5 MO Seite 15

Wege zum Tod: 0.26MO <M<2.5MO Unterschiedliche Entwicklungsphasen nach dem Hauptreihenstadium. Generell gilt nach Beendigung des H-Brennens: Kern kontrahiert → komprimierte Randgebiete erreichen die Zündtemperatur für das H-Brennen Die Temperatur der Randgebiete steigt an → Stern bläht sich zum Roten Riesen auf Für M>0.5 MO steigt Kerntemperatur auf über 108K. → Die Zündtemperatur für den 3- Prozess wird damit überschritten: innerhalb von 2.5·10-16s M>1.4MO Kontinuierliches Heliumbrennen M<1.4 MO Helium Flash Seite 16

Wege zum Tod: Helium Flash Aufgrund niedriger Temperatur dominiert Fermidruck über Gasdruck 3- Prozess sorgt nicht für Expansion kinetische Energie wächst im Bereich der Helium-Fusion dE/dt~T41 sehr starke Temperaturabhängigkeit: Explosion im Sterninneren: Helium Flash Teile der Hülle (ca. 0.1MO) werden abgesprengt (Planetarische Nebel) Planetarischer Nebel NGC 3132 in Vela. S. Laustsen Europäische Südsternwarte Dieser Prozess wiederholt sich ca. alle 1000a, Stern bläht sich auf: R~250RO Diese Sterne enden nach hinreichendem Massenverslust als Weiße Zwerge Seite 17

Wege zum Tod: M>2.5 MO Supernova Typ-II Mehrere Brennzyklen aufgrund hoher Temperaturen. 3--Prozess auch in den äußeren Schalen. M>8MO : C-Brennen, Ne-Brennen, O-Brennen, Si-Brennen → Fe Es entsteht eine Zwiebelschalenstruktur mit Eisenkern: Der Stern bläht sich zum Überriesen auf Eisenkern / Si-Brennen Fe Ne-Brennen O-Brennen C-Brennen He-Brennen H-Brennen Wasserstoff-Hülle Nach dem Si-Brennen gibt es keine Energiezufuhr mehr und der Stern kollabiert zu einem Neutronenstern (R~10km!) Supernova Typ-II Seite 18

Zusammenfassung Einführung und Klassifikation von Sternen Schauplätze der Sternentstehung Kriterium für den Gravitationskollaps Frühe Phasen der Sternentwicklung / Protosterne Der Haupreihenabschnitt der Sternentwicklung Die Phase nach der Hauptreihe, der Tod der Sterne → weiter gehts im Vortrag: „Sternexplosionen“ T in K 1 H-Atom / cm³ 100 H-Atome / cm³ 10000 H-Atome / cm³ 5 270 MO 27 MO 2,7 MO 10 750 MO 75 MO 7,5 MO 100 25000 MO 2500 MO 250 MO CNO-Zyklus pp-Zyklus Konvektion Strahlungstransport Supernova Remnant Imaged in Gamma Rays Astronomy Picture of the Day 5. November 2004 HESS Colaboration Seite 19

Literaturverzeichnis Unsöld, Albrecht: Der neue Kosmos: Einführung in die Astronomie und Astrophysik 7. Aufl. Springer 2002 Demtröder, Wolfgang: Experimentalphysik: Band 4. Kern-, Teilchen- und Astrophysik 1. Aufl. Springer 1998 Weigert, Alfred: Astronomie und Astrophysik: ein Grundkurs 3. überarb. Aufl. VCH 1996 Skript zur Vorlesung: „Einführung in die Astroteilchenphysik“ WS2004/2005, Dr. Stegmann Seite 20