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Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne. Hauptreihensterne. Voraussetzung Nukleares, thermisches und hydrostatisches Gleichgewicht „Null-Alter“: homogene chemische Komposition (überwiegend Wasserstoff) Freier Parameter: Masse M Resultat Masse-Leuchtkraft-Relation Hauptreihe im HR Diagram.

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Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

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Presentation Transcript

  1. Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  2. Hauptreihensterne • Voraussetzung • Nukleares, thermisches und hydrostatisches Gleichgewicht • „Null-Alter“: homogene chemische Komposition (überwiegend Wasserstoff) • Freier Parameter: Masse M • Resultat • Masse-Leuchtkraft-Relation • Hauptreihe im HR Diagram Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  3. Energieproduktion (T≲20×106K) • Proton-Proton Kette: • 1. p + p 2D + e+ + ne • 2. 2D + p 3He + g • 3. 3He + 3He 4He + p + p • Total: 4 p 4He + 2 e+ + 2ne Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  4. CNO-Zyklus (T≳20×106K)(Bethe-Weizsäcker-Zyklus) Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  5.   T19.9   T4 CNO log [ ( / X2)/ m3 W kg2] 0 5 10 15 20 25 30 35 T (106 K) PP Temperaturabhängigkeit von pp und CNO-Zyklus Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne CNO braucht höhere Temperaturen um die Coulomb-Abstoßung des Kohlenstoffs zu überwinden

  6. Hauptreihensterne • Eigenschaften • H-Brennen im Zentralgebiet (inner 10% in R) • p-p-Zyklus für M≲1.5M⊙ • CNO-Zyklus für M≳1.5M⊙ • Konvektionszone • äußere Bereiche für M≲1.5M⊙ im wesentlichen wegen H-Rekombination • konvektiver für M≳1.5M⊙ wegen steilem Temperaturgradienten beim CNO-Zyklus • Unsicherheiten: Konvektionstheorie • Overshooting in angrenzende stabile Schichten • Mischungsweg der Konvektion • Semi-Konvektion in marginal instabilen Schichten, die durch chemischen Gradienten stabilisiert werden Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  7. Was passiert, wenn H im Zentrum verbraucht ist ? • Wasserstoff-Schalenbrennen • He-Kern kontrahiert • Hülle expandiert • Entwicklung mit Lconst. • Für massereiche Sterne nimmt L gar ab, da die Ausdehnung der Hülle Energie verbaucht. • Da Lconst. und R T • Ausdehnung (Bewegung nach rechts im HR Diagramm), bis die sogenannte Hayashi-Grenze erreicht ist Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  8. Das Hayashi-Limit • Wenn der Stern nicht im energetischen GGW • Entwicklung auf Kelvin-Helmholtz-Zeitskala (siehe Kapitel IV) • Energiegewinn durch Kontraktion • steilerer Temperatur-gradient • größere Ausdehnung der Konvektionszone • Maximal: vollkonvektiver Stern • Aufbaugleichungen Grenzlinie im HR-Diagram bei 3500K Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Verbotene Zone

  9. Sternentwicklung Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  10. Eigenschaften Roter Riesen Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  11. Größenvergleich Xi Cygni Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Sun d Bootis

  12. Was passiert, wenn H im Zentrum verbraucht ist ? • Nach Erreichen der Hayashi-Grenze • H-Schalenquelle frisst sich nach außen • Leuchtkraft steigt • He-Kern wächst, Zentraltemperatur nimmt zu • Bei T≃108K  He-Brennen zündet • M<2.3M⊙ He-Kern entartet  T-Erhöhung hat keine P-Erhöhung zur Folge (kein Thermostat)  explosives Brennen • Erheblicher Teil der äußeren Massenschalen geht durch Sternwind verloren • Wenn He erschöpft: • CO-Kern + He-Schalenquelle + H-Schalenquelle „in jedem Roten Riesen sitzt ein Weißer Zwerg“ Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  13. Helium-Brennen (triple-) • Problem: es gibt keinen stabilen Atomkern mit 8 Nukleonen • Ausweg: triple--Reaktion (im wesentlichen Dreierstoß Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  14. Tthreshold Tthreshold Tthreshold   T41 3   T19.9 CNO   T4 log [ ( / X2)/ m3 W kg2] PP 0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 100 110 120 130 T (106 K) Temperaturabhängigkeit des Heliumbrennens Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Starke Temperaturabhängigkeit  oft explosionsartig  Helium-flash

  15. Entwicklung eines massearmen Sterns Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  16. Entwicklung eines 1 M⊙-Sterns Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  17. Sternentwicklung Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  18. Entwicklung sehr massereicher Sterne • Nukleosynthese: Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  19. Entwicklung sehr massereicher Sterne Weitere Fusion schwerer Elemente Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  20. Entwicklung eines 5M⊙- Sterns Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  21. Sternentwicklung im Vergleich Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  22. Innerer Aufbau eines fortgeschrittenen 15 M⊙-Sterns Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  23. Innerer Aufbau eines fortgeschrittenen 15 M⊙-Sterns Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  24. Elementverteilung in einem fortgeschrittenen 15 M⊙-Stern Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  25. Kürzer als Kelvin-Helmholtz-Zeitskala  Wir können von außen nicht erkennen, in welchem dieser Brennstadien sich der Stern aufhält ! Entwicklung eines 25M⊙-Sterns Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  26. Häufigkeit der Elemente Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Vielfache von He besonders häufig !

  27. Energie durch Fusion nur bis 56Fe Bindungsenergie der Elemente Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne Fusion schwererer Elemente energetisch deutlich ineffizienter als Wasserstoffbrennen  kürzere Lebensphasen

  28. Wo kommen die Elemente her ? • H, D, He, Be, B, Li wurden im Urknall erzeugt (primordiale Nukleosynthese) • Rest • massereiche Sterne • sind zwar selten • erzeugen aber viele Elemente • via Supernova effizient, diese auch ins interstellare Medium zu injizieren und so künftigen Sterngenerationen zur Verfügung zu stellen • Elemente in der Sonne: • Ergebnis von 5 Zyklen aus Sternentstehung, Sternentwicklung und Supernovaexplosion Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  29. Endstadien der Sternentwicklung • Sterne bis zu einer Anfangsmasse von MZASM  8 M⊙ • Brennen erlischt je nach Masse nach H, He oder C-O Brennen • Im Kern ein weißer Zwerg (größtenteils CO) mit M  1.4 M⊙ (Chandrasekhar-Masse) (typisch M  0.6 M⊙) • Elektronen entartet, R  0,01 R⊙ • Langsames Auskühlen (Altersbestimmung Milchstraße) • Massiver Massenverlust (verliert äußere Hülle) • Ionisierende Strahlung des Weißen Zwerges regt frühe abgestoßene Hülle zum Leuchten an planetarische Nebel Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  30. Planetarische Nebel Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  31. Planetarische Nebel Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  32. Endstadien der Sternentwicklung • Sterne bis zu einer Anfangsmasse von MZASM >8 M⊙ • weißer Zwerg im Zentrum übersteigt MChand. • Kern kontrahiert, weitere Brennprozesse • Ab Tc≃109K: endotherme Prozesse • Gravitationskollaps des Kerns (innerhalb von 1 sec) • Elektronen und Protonen reagieren zu Neutronen  Coulomb-Barriere kann überwunden werden • Entartete Neutronen stoppen Kollaps bei R≈15km (bis zu MNS~ 2M⊙)  Neutronenstern (Pulsar) • Ansonsten: Bildung eines schwarzen Lochs Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

  33. Jahresenergiebudget einer ganzen Galaxie Endstadien der Sternentwicklung • Sterne bis zu einer Anfangsmasse von MZASM >8 M⊙ • Nachstürzende Materie prallt an der harten Oberfläche des Neutronensterns ab Schockwelle propagiert nach außen:  Supernovaexplosion (Typ II) • Problem (via Computersimulationen): • Stoßwelle läuft sich schon im Stern tot. • Ausweg: Stoßwelle wird durch Neutrinoheizen aufrecht gehalten • Energieproduktion: 1053 erg • 99% Neutrinos • 1% mechanische Energie • 0,01% Licht Kapitel VII: Leben und Tod der Sterne

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