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Aufbau und Entwicklung der Sterne

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.

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Presentation Transcript

  1. Aufbau und Entwicklung der Sterne

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

  3. Aufbau • Masseerhaltung • Impulserhaltung • Energieerhaltung • Chemische Zusammensetzung

  4. Aufbau • Masseerhaltung

  5. Aufbau • Impulserhaltung  Hydrostatisches Gleichgewicht

  6. Aufbau • Energieerhaltung

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

  8. Zustandsgrößen der Sterne • Masse • Radius • Leuchtkraft • Effektivtemperatur

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

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

  11. Die Hauptreihe • Für Sternmassen zwischen 0,08 und 90 Sonnenmassen

  12. Kernreaktionen • Wasserstoffbrennen ~ 25MeV

  13. KernreaktionenWasserstoffbrennen (ppI-Kette) ~T4

  14. KernreaktionenWasserstoffbrennen (ppII – Kette)

  15. KernreaktionenWasserstoffbrennen (CNO-Zyklus) ~T16

  16. Kernreaktionenpp und CNO im Vergleich

  17. 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)

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

  19. EnergietransportMöglichkeiten für Energietransport in Sternen • Strahlung • Konvektion

  20. Energietransport • Strahlung • Konvektion • M<0,25MΘvollkonvektiv • M>1,2MΘKern konvektiv

  21. Nach der Hauptreihe

  22. 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

  23. Nach der Hauptreihe • Zwischen 0,5 und 0,7MΘsetzt das He-Brennen ein • (Aber für M<0,7MΘist die Verweildauer auf der Hauptreihe größer als das Alter des Universums) • M<2MΘder Kern entartet  He-Flash

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

  25. Nach der Hauptreihe • Zwischen 0,5 und 0,7MΘsetzt das He-Brennen ein • (Aber für M<0,7MΘist die Verweildauer auf der Hauptreihe größer als das Alter des Universums) • M<2MΘder Kern entartet  He-Flash • M>2MΘder Kern entartet nicht

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

  27. Nach der HauptreiheAm Beispiel eines 5MΘ Sterns

  28. Nach der HauptreiheAm 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

  29. Nach der HauptreiheAm Beispiel eines 5MΘ Sterns

  30. Nach der HauptreiheAm Beispiel eines 5MΘ Sterns • He-Brennen im Kern erlischt • He-Schalenbrennen beginnt • H-Schalenbrennen erlischt • Der Stern dehnt sich wieder aus • AGB erreicht

  31. Nach der HauptreiheAm Beispiel eines 5MΘ Sterns • Jetzt findet das H- und He-Brennen zyklisch statt • Dies führt zu thermischen Instabilitäten • Folge: Superwinde und Massenverlust, Planetarischer Nebel

  32. Planetarer Nebel

  33. 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

  34. Weitere Kernreaktionen massiver Sterne • Ab M>8MΘwerden weitere Fusionen möglich • Starker Massenverlust durch Sonnenwinde

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

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

  37. Zusammenfassung • M<0,08MΘkeine Fusion  kein Stern • M<0,5MΘHe-Brennen wird nicht zünden • M<2MΘes kommt zum He-Flash • M<8MΘStern endet als weißer Zwerg • M<60MΘStern endet als Neutronenstern • M>60MΘStern endet als Schwarzes Loch • M~100MΘStabilitätsgrenze

  38. Das Ende?

  39. 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

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