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

Aufbau und Entwicklung der Sterne

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

Aufbau Masseerhaltung Impulserhaltung Energieerhaltung Chemische Zusammensetzung

Aufbau Masseerhaltung

Aufbau Impulserhaltung  Hydrostatisches Gleichgewicht

Aufbau Energieerhaltung

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

Zustandsgrößen der Sterne Masse Radius Leuchtkraft Effektivtemperatur

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

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

Die Hauptreihe Für Sternmassen zwischen 0,08 und 90 Sonnenmassen

Kernreaktionen Wasserstoffbrennen ~ 25MeV

Kernreaktionen Wasserstoffbrennen (ppI-Kette) ~T4

Kernreaktionen Wasserstoffbrennen (ppII – Kette)

Kernreaktionen Wasserstoffbrennen (CNO-Zyklus) ~T16

Kernreaktionen pp und CNO im Vergleich

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

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)

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

Energietransport Möglichkeiten für Energietransport in Sternen Strahlung Konvektion

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

Nach der Hauptreihe

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

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

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

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

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

Nach der Hauptreihe Am Beispiel eines 5MΘ Sterns

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

Kernreaktionen Heliumbrennen

Nach der Hauptreihe Am Beispiel eines 5MΘ Sterns

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

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

Planetarer Nebel

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

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

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

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

Theoretischer Aufbau eines Neutronensterns

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

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

Das Ende?

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