Astrophysik und Kosmologie Seminar

1. Astrophysik und Kosmologie Seminar • Entstehung und Lebenslauf von Sternen • Von Konstantin Senski

2. 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

3. 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

4. Sterne der Population I & II • I : • 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

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

6. 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

7. 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 blau Interstellare Materie • hinter der Staubwolke sieht man ein Objekt im Radiowellenbereich

8. Optischer Bereich

9. Infrarot

10. Radio Wellen Bereich

11. Röntgenstrahlen

12. 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

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

14. 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

15. 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

16. Energieabgabe • 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

17. 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

18. Kohlenstoffbrennen Sternenleben im zeitlichen Verlauf, die Möglichkeiten: 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

19. 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

20. 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 m < 0.08 M⊙Brauner Zwerg

21. 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 weißer Zwerg Roter Unterriese Neutronenstern durch Doppelsternsystem m < 0.08 M⊙Brauner Zwerg Roter Riese

22. Roter Riese: Betageuze

23. 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)

24. Entwicklung für verschieden Massen von Sonnen

25. 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

26. Ende als weißer Zwerg? • Es gibt noch eine Chance ....ein paar Jahre später

27. 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