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

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

Das Hertzsprung Russell Diagramm Mit Beginn des Wasserstoff Brennens erreichen die Sterne die Hauptreihe für Hauptreihe gilt: L  M3,2....3,88 logarithmische Auftragung Lebensweg eines Sternes im HRD schwere Sterne  kurzes Leben

Sterne der Population I & II 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, 103 bis 106 Sterne geringere Metallhäufigkeit in Gebieten mit weniger interstellarer Materie im Halo

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

Gas und Staub typische Gaswolke: - Dichte  = 10-21 kg/m3 das sind etwa 1 Teilchen pro 100m3 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

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 Die Staubteilchen sind länglich und haben eine Vorzugsrichtung, Ausrichtung durch galaktisches Magnetfeld, para- oder diamagnetische Staubteilchen drehen sich so, dass sie mit ihrer Achse mit dem kleines Trägheitsmoments parallel stehen Unterschiedliche Auslöschung je nach Schwingungsrichtung der Wellen. Streuung von Licht genau wie beim Abendrot blau Interstellare Materie hinter der Staubwolke sieht man ein Objekt im Radiowellenbereich

Optischer Bereich

Infrarot

Radio Wellen Bereich

Röntgenstrahlen

Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten: Übersicht Neutronen Stern m > 6 M⊙ weitere Brennphasen T > 600 Milli. Kelvin Super Nova m > 0,08 M⊙ Stern entseht Fe C Helium Brennen bei 108 K Schwarzes Loch Interstellare Materie He H Massenverslust durch planetarischen Nebel m < 6 M Ende der Kernfusion Roter Überriese weißer Zwerg Roter Unterriese Neutronenstern durch Doppelsternsystem m < 0.08M Brauner Zwerg Roter Riese

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

Kontraktion der interstellaren Materie ein Stern entsteht Normalerweise stabiler Zustand thermischer Druck = Gravitationsdruck Anregung, durch spiralarme einer Galaxie Kollabieren durch Gravitation ab Grenzmasse Jeans Masse: Jeans Masse: 2000-10 000 M Fusion von Wasserstoff ab 0,08 M; 4106 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

Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten: Wasserstoffbrennen Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten: Wasserstoffbrennen wichtigste und längste Phase eines Sterns Massendefekt : 26,73 MeV 4 H Kerne werden zu einem He Atom ab 4106 K Kernfusion m > 0,08 M⊙ Stern entseht Interstellare Materie He m < 0.08M⊙ Brauner Zwerg

Energieabgabe Dichten im allgemeinen vernachlässigbar; Wärmeleitung: Wegen der geringen Dichten im allgemeinen vernachlässigbar; wird erst bei entarteter Materie wichtig. Strahlung: Mehrmalige Absorption und Emission der Photonen.  ca. 100000 Jahre unterwegs vom Zentrum zur Oberfläche Abgegebene Energie S  T4 (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

Interstellare Materie Heliumbrennen Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten: m > 0,08M⊙ Stern entseht C Interstellare Materie He H Heliumbrennen Zündtemperatur ca. 108 K Hauptreaktion 3 4He  12C 7,274 MeV pro Reaktion m < 0.08 M⊙ Brauner Zwerg

Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten: Kohlenstoffbrennen m > 6 M⊙ weitere Brennphasen T > 600 Milli. Kelvin m > 0,08 M⊙ Stern entseht Fe C Helium Brennen bei 108 K Interstellare Materie He H 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 16O +16O oder 16O + 20Ne oder . . . verschiedene Reaktionsprodukte (Mg, Si, ...) m < 0.08 M⊙ Brauner Zwerg

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

Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten: Supernova Neutronen Stern m > 6 M⊙ weitere Brennphasen T > 600 Milli. Kelvin Super Nova m > 0,08 M⊙ Stern entseht Fe C Helium Brennen bei 108 K Schwarzes Loch Interstellare Materie He H Zwei Ausgänge nach Supernova; Neutronenstern für 1 M ist der Radius 10 km schwarzes Loch: Schwarzschildradius für 1M bei 3 km alles wird absorbiert wenig Informationsauskunft Schwarzes Loch: auch elektromagnetische Wellen werden absorbiert Fehlende Masse in der Milchstraße lässt auf schwarze Löcher schließen m < 0.08 M⊙ Brauner Zwerg

m > 6 M⊙ weitere Brennphasen T > 600 Milli. Kelvin Super Nova Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten: Stern expandiert Neutronen Stern m > 6 M⊙ weitere Brennphasen T > 600 Milli. Kelvin Super Nova m > 0,08 M⊙ Stern entseht Fe C Helium Brennen bei 108 K Schwarzes Loch Interstellare Materie He H Massenverslust durch planetarischen Nebel m < 6 M Ende der Kernfusion Roter Überriese Die Verwandlung wird von den Entwicklungen im Sterninneren ausgelöst. Während der Fusion von Wasserstoff (H) zu Helium (He), dem H-Brennen, wird effektiv aus vier H-Atomen ein He-Kern erzeugt. Da die Gase im Sterninneren voll ionisiert sind, daher die 4 H-Atome eigentlich 4 Protonen und 4 Elektronen sind und das He ein alpha-Teilchen plus 2 Elektronen, wird durch die Fusion die Zahl der Teilchen von 8 auf 3 reduziert. Diese 3 Teilchen brauchen weniger Platz als die 8, die mittlere Masse der Teilchen ist höher, und der Kernbereich des Sterns schrumpft allmählich. Dabei steigt die innere Temperatur, wodurch die Kernfusion beschleunigt wird. Diese Änderungen sind ganz langsam aber stetig, so dass in dieser Phase des Zentralbrennens die Leuchtkraft des Sterns fast unbemerkt ansteigt. Im Zentrum des Sterns bildet sich allmählich ein Bereich gefüllt mit immer mehr He und immer weniger H. Irgendwann ist die H-Fusion im Sterninneren so weit fortgeschritten, dass fast alle H-Atome in He verwandelt sind. Dann kommt der Moment, in dem im Inneren das Brennmaterial für die H-Fusion verbraucht ist und die Kernfusion gerät ins Stocken. Durch das Fehlen der Energieproduktion wird sich das Innere des Sterns kontrahieren. Dadurch steigt die Temperatur an und damit auch die Temperatur um die zentrale Helium-Zone. Dabei wird das Gas um diese zentrale Zone heiss genug, um den dort noch immer vorhandenen H zur Fusion zu bringen. Um den nur He enthaltenden Zentrumsbereich herum gibt es jetzt eine H-brennende Schale und die Leuchtkraft kehrt zu etwa dem vorherigen Niveau zurück oder steigt weiter an. Nun aber ist der Stern grundsätzlich anders in seinem Aufbau als vorher. Die Energiequelle (die H-brennende Schale) liegt dichter an der Oberfläche, als die beim Zentralbrennen. Dadurch fällt die Temperatur nach aussen viel steiler ab als zuvor. Und bei steilem Temperaturabfall tritt Konvektion auf. Dies ähnelt der Situation an warmen sonnigen Tagen in der Erdatmosphäre, wo es zu Konvektion und in der vertikalen Strömung zur Bildung von Quellwolken kommt. Die Hülle des Sterns muss jetzt einen verstärkten Abtransport von Energie bewältigen. Sie wird von innen her heisser und dehnt sich aus. Dieser Prozess dauert so lange, bis eine neue stabile Situation zustande gekommen ist. Modellrechnungen zeigen nun, dass der Stern sich dabei leicht zu 10-fachem Durchmesser ausdehnt. Solche ausgedehnten Sterne sind die uns schon bekannten Roten Riesen. Die Entwicklungen im Sterninneren treiben die Änderungen der Gesamtstruktur der Hauptreihensterne derart an, dass sie nach dem Hauptreihenstadium zu Roten Riesen werden. Die darauf folgenden Änderungen sind sehr vielfältig und werden hauptsächlich durch die Anfangsmasse der Sterne bestimmt (siehe z.B. de Boer 2001). Massereiche Sterne explodieren später als Supernova, Sterne wie die Sonne werden ganz ruhig zu Weissen Zwergen. Es gibt dabei aber viele Variationen und viele interessante Zwischenstufen. Sie alle zu beschreiben sprengt den Rahmen dieses Aufsatzes. Abb 6 zeigt ein HRD, in dem Wege der Sternentwicklung angezeigt werden. weißer Zwerg Roter Unterriese Neutronenstern durch Doppelsternsystem m < 0.08 M⊙ Brauner Zwerg Roter Riese

Roter Riese: Betageuze

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)

Entwicklung für verschieden Massen von Sonnen

Planetarischer Nebel / weißer Zwerg großer Massenverlust übrig bleibt nur der heiße Kern (weiße Zwerg) typischer weißer Zwerg: Radius r = 107 m, ca. Erdradius Masse m = 1 Sonnenmasse Dichte  = 5  105 g/cm3 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 Eine 1 Pfennig Münze aus dem Material des weißen Zwerges hat ein Masse von 100kg! Kein Strahlungsdruck mehr Pauli-Prinzip: die Elektronen können nicht alle in der selben Schale sein Zur Formel: die Gravitation lässt den weißen Zwergen schrumpfen Für m > 1,4 M werden Elektronen relativistisch und sie stimmt nicht mehr. Beobachtungen zeigen: die weißen Zwerge waren bisher kleiner als 1,4 M Für r = 0 müsste nach der Formel aber m gegen  gehen

Es gibt noch eine Chance ....ein paar Jahre später Ende als weißer Zwerg? Es gibt noch eine Chance ....ein paar Jahre später Der Partner Stern gibt am Ende durch Planetarischen Nebel Material ab, so kann es dem anderen zum weiterfusionieren reichen. Er wird dann zum Neutronenstern

Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten: Übersicht Neutronen Stern m > 6 M⊙ weitere Brennphasen T > 600 Milli. Kelvin Super Nova m > 0,08 M⊙ Stern entseht Fe C Helium Brennen bei 108 K Schwarzes Loch Interstellare Materie He H Massenverslust durch planetarischen Nebel m < 6 M⊙ Ende der Kernfusion Roter Überriese weißer Zwerg Roter Unterriese Neutronenstern durch Doppelsternsystem m < 0.08 M⊙ Brauner Zwerg Roter Riese