Spätphasen der Sterne Friedrich-Schiller-Universität Jena

Präsentation zum Thema: "Spätphasen der Sterne Friedrich-Schiller-Universität Jena"—  Präsentation transkript:

1 Spätphasen der Sterne Friedrich-Schiller-Universität Jena
Astrophysikalisches Institut Seminar: „Das Milchstraßensystem“ Leitung: PD Dr. K. Schreyer Spätphasen der Sterne Referent: Sina Truckenbrodt

2 S "Das Milchstraßensystem"
Gliederung 1 Einteilung der Spätphasen von Sternen 2 Weiße Zwerge 3 Vergangene Sterne mit ungewisser Zukunft 4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙ 5 Zusammenfassung Literatur S "Das Milchstraßensystem"

3 S "Das Milchstraßensystem"
1 Einteilung der Spätphasen von Sternen He-brennen zündet nicht MStern ≤ 0,4 M⊙ Braune Zwerge MStern ≤ 0,1 M⊙ H-brennen zündet nicht starker Massenverlust Weißer Zwerg M = (0,6…1,4) M⊙ MStern = (1…8) M⊙ schwächerer Massenverlust M > 1,4 M⊙ Nukleare C-Detonation (?) kein Reststern? Neutronenstern M ≤ 1,8 M⊙ + Abstoßen einer Hülle 20 – 30% Massenverlust Kollaps im Zentralbereich MStern = (8…10) M⊙ Schwarzes Loch M ≥ 1,8 M⊙ ? Abb. 1: Übersicht zu möglichen Entwicklungswegen der Sterne in der Spätphase (in Anlehnung an Unsöld & Baschek 2002/2005:302, eigene Darstellung) S "Das Milchstraßensystem"

4 S "Das Milchstraßensystem"
2 Weiße Zwerge starker Massenverlust M = (1…8) M⊙ M < 1,4 M⊙ ≡ Chandrasekharsche Grenzmasse Abb. 2: Entwicklungsweg eines Sterns zum Weißen Zwergen im HRD (aus Unsöld & Baschek /2005:297) S "Das Milchstraßensystem"

5 S "Das Milchstraßensystem"
2 Weiße Zwerge kurz zusammengefasst: → Massenverlust durch Sternwinde und Abstoßen von planetarischen Nebeln (hauptsächlich auf den Riesenästen) → keine nukleare Energieerzeugung mehr (Abknicken oben links im HRD), somit Wandern in das Gebiet der Weißen Zwerge → Temperaturverringerung bis auf 4000K in einigen 109a → nach Erlöschen des H- und He- Brennens erreicht der Stern eine stabile Endkonfiguration, dh. Druck des entarteten Elektronengases ist mit Gravitationswirkung im Gleichgewicht Masseverlust im Bereich der Roten Riesen und Überriesen entscheidet, ob der Stern zum Weißen Zwerg wird oder nicht. S "Das Milchstraßensystem"

6 S "Das Milchstraßensystem"
2 Weiße Zwerge Planetarischer Nebel mit Zentralstern: Daten zum Bild: - Aufnahme mit 3,6 m Teleskop der EOS - blau: Emission des ionisierten Sauerstoffs - rosa: Hα-Emission des neutralen Wasserstoffs - Zentralstern: Teff ≈ K Abb. 3: Nebel NGC 3132 in Vela (aus Unsöld & Baschek 2002/2005:298) S "Das Milchstraßensystem"

7 S "Das Milchstraßensystem"
2 Weiße Zwerge Entwicklungsmöglichkeiten, wenn WZ in Doppelsternsystemen auftreten Möglichkeit 1: Materie wird vom Partner akkretiert - bei hinreichend hoher Akkretitionsrate wird Instabilität vermieden  kritische Masse des Stern zum Zünden des Kohlenstoffbrennens wird überschritten  wahrscheinlich wird durch Kohlenstoffdetonation Stern zerrissen Möglichkeit 2: Beide Komponenten sind WZ - Bahndrehimpuls nimmt durch Gravitationswirkung ab  die Komponenten kommen sich näher und verschmelzen  kritische Masse wird überschritten - Zünden des Kohlenstoffbrennens  wahrscheinlich wird durch Kohlenstoffdetonation Stern zerrissen S "Das Milchstraßensystem"

8 S "Das Milchstraßensystem"
3 Vergangene Sterne mit ungewisser Zukunft He-brennen zündet nicht MStern ≤ 0,4 M⊙ Braune Zwerge MStern ≤ 0,4 M⊙ H-brennen zündet nicht starker Massenverlust Weißer Zwerg M = (0,6…1,4) M⊙ MStern = (1…8) M⊙ schwächerer Massenverlust M > 1,4 M⊙ Nukleare C-Detonation (?) kein Reststern? Neutronenstern M ≤ 1,8 M⊙ + Abstoßen einer Hülle 20 – 30% Massenverlust Kollaps im Zentralbereich MStern = (8…10) M⊙ Schwarzes Loch M ≥ 1,8 M⊙ ? Abb. 1: Übersicht zu möglichen Entwicklungswegen der Sterne in der Spätphase (in Anlehnung an Unsöld & Baschek 2002/2005:302, eigene Darstellung) S "Das Milchstraßensystem"

9 S "Das Milchstraßensystem"
3 Vergangene Sterne mit ungewisser Zukunft schwächerer Massenverlust MStern = (1…8) M⊙ M > 1,4 M⊙ → Bei Entwicklung reicht der Massenverlust nicht aus, um die Grenzmasse für Weiße Zwerge zu unterschreiten → in entartetem Elektronengas des Heliumkerns kommt es durch sehr hohe Temperaturen zum Zünden des Kohlenstoffbrennens (verläuft explosiv): 12C + 12C → 23Na + p 12C + 12C → 20Ne + α → eventuell ist C-Brennen Auslöser für Supernovaausbrüche Offen bleibt die weitere Entwicklung… S "Das Milchstraßensystem"

10 S "Das Milchstraßensystem"
4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙ He-brennen zündet nicht MStern ≤ 0,4 M⊙ Braune Zwerge MStern ≤ 0,4 M⊙ H-brennen zündet nicht starker Massenverlust Weißer Zwerg M = (0,6…1,4) M⊙ MStern = (1…8) M⊙ schwächerer Massenverlust M > 1,4 M⊙ Nukleare C-Detonation (?) kein Reststern? Neutronenstern M ≤ 1,8 M⊙ + Abstoßen einer Hülle 20 – 30% Massenverlust Kollaps im Zentralbereich MStern = (8…10) M⊙ Schwarzes Loch M ≥ 1,8 M⊙ ? Abb. 1: Übersicht zu möglichen Entwicklungswegen der Sterne in der Spätphase (in Anlehnung an Unsöld & Baschek 2002/2005:302, eigene Darstellung) S "Das Milchstraßensystem"

11 S "Das Milchstraßensystem"
4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙ Allgemeines: Kohlenstoffbrennen setzt in nicht entarteter Materie bei (5…8) 108K ein → Stabilität des Sterns ist für Dauer ≈ 100a gegeben, da in diesem Zeitraum das C-Brennen hydrostatisch ist → Brennen im Kern erlischt → Schalenförmiges Brenngebiet lässt Kern aus 16O, 20Ne und 24Mg entstehen S "Das Milchstraßensystem"

12 S "Das Milchstraßensystem"
4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙ 8M⊙ ≤ M ≤ 13M⊙ Kollaps im Sterninneren durch Instabilität des Sterns ausgelöst, da Entartungsdruck der Elektronen nur bis zu einer Masse von 0,8 M⊙ im Gleichgewicht gehalten werden kann Hälfte der Masse des Sterns hat Dichten größer als 2*107 kg/m3 → Kollaps endet → Materie besteht zu Großteilen aus Neutronen (ist inkompressibel) → im Inneren entsteht ein Neutronenstern Materie fällt auf Neutronenstern S "Das Milchstraßensystem"

13 S "Das Milchstraßensystem"
4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙ 8M⊙ ≤ M ≤ 13M⊙  Materie fällt auf Neutronenstern (= Kern des Sterns)  Neutronenstern zieht sich leicht zusammen und dehnt sich wieder aus  Stoßwelle läuft gegen die einfallende Materie  Einfallende Materie kehrt Bewegungsrichtung nach der Stoßfront um Durch hohe Temperaturen dissoziieren Atomkerne in freie Protonen und Neutronen  Bremsen der Welle durch Dissoziation in Abhängigkeit von der Dichte S "Das Milchstraßensystem"

14 4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙
8M⊙ ≤ M ≤ 13M⊙ Weiter Entwicklungsweg von Dichteverteilung und dem Energietransport des Sterns abhängig Welle durchläuft wenig Materie oder nimmt genügend Energie im Inneren durch Absorption von Neutrinos auf Welle stoppt im Sterninneren Wellenfront sammelt weiter ein-fallende Materie auf bis obere Grenz-masse für einen Neutronenstern (MNGrenz=1,8 M⊙) überschritten ist Welle erreicht Sternoberfläche Abstoßen einer Hülle (Supernova Typ II) Reststern: Neutronenstern Kein stabiler Zustand mehr erreichbar Schwarzes Loch S "Das Milchstraßensystem"

15 S "Das Milchstraßensystem"
4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙ M ≥ 13M⊙ An das Kohlenstoffbrennen schließen sich relativ zügig folgende Brennvorgänge an: Neonbrennen Sauerstoffbrennen Siliziumbrennen Dauer: 1a Dauer: einige Monate Dauer: 1d Abb. 4: Schalenmodelle zu den jeweiligen Brennstufen (aus Kaplan 1983:229) S "Das Milchstraßensystem"

16 S "Das Milchstraßensystem"
4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙ M ≥ 13M⊙ Es kommt somit zur Ausbildung einer Zwiebelschalenstruktur mit Eisenkern. Abb. 5: Zwiebelschalenstruktur (aus Unsöld & Baschek 2002/2005:299) S "Das Milchstraßensystem"

17 S "Das Milchstraßensystem"
4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙ M ≥ 13M⊙ - Ende der nuklearen Energieerzeugung, da Maximum der Bindungsenergie durch Aufbau der Nuklide der Eisengruppe erreicht ist - Stern kontrahiert im Zentralbereich weiter bei ansteigender Temperatur  Kompressibilität der Materie wird durch Phasenübergänge erhöht, bis Stabilitätsbedingung nicht mehr gehalten werden kann Kollaps Resultat: Unklar… S "Das Milchstraßensystem"

18 S "Das Milchstraßensystem"
5 Zusammenfassung Sterne haben in Abhängigkeit von der Ausgangsmasse unterschiedliche Entwicklungswege in der Spätphase ihres Lebens. - ist in allen besprochenen Fällen mit einer Massenreduktion verbunden - Sterne mit einer Anfangsmasse von (1…8) M⊙ werden zu WZ oder eventuell durch Kohlenstoffdetonation zerstört - Sterne mit einer Anfangsmasse von (8…10) M⊙ werden zu Neutronensternen welche ihre Hülle Abstoßen, Schwarzen Löchern oder Kollabieren, wobei das Endprodukt nicht bekannt ist S "Das Milchstraßensystem"

19 S "Das Milchstraßensystem"
Vielen Dank für die Aufmerksamkeit! S "Das Milchstraßensystem"

20 S "Das Milchstraßensystem"
Literatur Kaler, J. B. (1993): Sterne. Die physikalische Welt der kosmischen Sonnen. Heidelberg: Springer. Kaplan, S. A. (1983): Physik der Sterne. Kleine Naturwissenschaftliche Bibliothek 45. Leipzig: Teubner. Karttunen, H., P. Kröger, H. Oja, M. Poutanen & K.-H. Donner (1990): Astronomie. Eine Einführung. Berlin: Springer. Šklovskij, I. S. (1988): Geburt und Tod der Sterne. Urania: Leipzig. Unsöld, A. & B. Baschek (20027/2005): Der neue Kosmos. Eine Einführung in die Astronomie und Astrophysik. Berlin: Springer. S "Das Milchstraßensystem"