Sterbende Sterne und das interstellare Medium Das groe

Sterbende Sterne und das interstellare Medium

Das große Ganze zu Beginn

Der Materiekreislauf

Das interstellare Medium

1. Entwicklung massenreicher Sterne Ø Was sind massenreiche Sterne? → M > 8 M !! סּ → Durchlaufen aller Brennphasen → Supernova → relativ kurze Lebensdauer, in Regionen mit jungen Sternen, z. B. Spiralarme Beispiel: Progenitor der SN 1987 a in der Magellanschen Wolke: 20 M סּ , Lebensdauer 107 Jahre Sonne: 1 M סּ , , Lebensdauer 1010 Jahre

Nukleare Brennphasen Wasserstoffbrennen Heliumbrennen Kohlenstoffbrennen Neonbrennen Sauerstoffbrennen Siliziumbrennen KOLLAPS

Wie erhält man die Leuchtkraft eines Sterns? Ø Zur Berechnung der Leuchtkraft L benötigt man: l Scheinbare Helligkeit (S) l Entfernung zum Stern (R) Ø Denn:

Scheinbare Helligkeit Ø Wird durch Energie des einfallenden Lichts definiert Mit Hilfe eines Photometers kann die Strahlungsleistung pro Quadratmeter ermittelt werden Einführung einer relativen Skala mit Stern Wega als Referenz Einheit der scheinbaren Helligkeit m: Magnitude (mag) Scheinbare Helligkeit ist definiert durch: Ø Beispiele: Sonne m = -26, 8 mag, Sirius m = -1, 5 mag Ø Ø

Entfernungsbestimmung Ø Aus einer Winkelmessung – Parallaxe Ø Bis zu einer Entfernung von 1000 pc möglich Ø Aus pulsationsveränderlichen Sternen – Cepheiden Grössenänderung → Helligkeitsänderung Tatsächliche Helligkeit proportional zu Pulsationsperiode Vergleich mit scheinbarer Helligkeit liefert Entfernung Ø Ø Ø

Grundgleichungen der stabilen Sterne Warum treten die Zustandsgrößen Leuchtkraft, Temperatur, Radius, Masse, Helligkeit und Spektraltyp nur in bestimmten Kombinationen auf? Ø Gleichgewichtsbedingungen: Hydrostatisches und thermisches Gleichgewicht Ø Massenverteilung und Energietransport Ø

Hydrostatisches Gleichgewicht “Kampf“ gegen die Gravitation Ø Entgegengesetzte Kraft muss Kollaps verhindern → Druck Ø

Thermisches Gleichgewicht Energiefluss durch Sternoberfläche in Form von Strahlung (Leuchtkraft) Ø Energieerhaltung: Energieverlust an der Sternoberfläche muss gleich der Energieerzeugung im Sterninnern sein Ø

Massenverteilung Beziehung zwischen Masse, Radius und Dichte eines Sterns Ø Gibt an, wie sich die Masse mit dem Abstand zum Sternenzentrum ändert Ø

Energietransport Ø 3 Transportmechanismen l Strahlung: Photonenabsorption und -emission l Konvektion: Materialaustausch l Wärmeleitung: Teilchenkollision Temperatur Rosseland Opazität (Absorptionskoeffizient) Stefan-Boltzmann Konstante

Energiequellen der Sterne Leuchtkraft: Ø Steinkohle: Brenndauer ungefähr 10000 Jahre Ø Gravitationspotential: Ø Ø Kernfusion:

Kernfusion Verschmelzung zweier Atomkerne Ø Überwindung des Coulomb-Potentials durch Tunneleffekt Ø Reaktionsrate ~ Maxwell-Boltzmann-Verteilung * Tunnelwahrscheinlichkeit pp-Reaktion

Massendefekt / Bindungsenergie Massendefekt: Masse eines Atomkerns ist stets kleiner, als die Summe der Massen von N Neutronen und Z Protonen Ø Energie bleibt durch Einsteins Masse-EnergieÄquivalenz E=mc² erhalten Ø Bindungsenergie: Ø Ø Maximum der Bindungsenergie pro Nukleon liegt im Periodensystem bei Eisen

Bethe-Weizsäcker-Formel R: Kernradius A: Nukleonenzahl

PP-Kette Ø Startreaktionen:

Hauptfolgereaktionen Ø 3 Reaktionsketten l PP-Reaktion I: l PP-Reaktion II: l PP-Reaktion III:

CNO-Zyklus Ø Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff dienen als Katalysator für Wasserstoffbrennen

Sternentwicklung Ø Nützliche Beziehungen, die sich aus Grundgleichungen ergeben: Ø Masse-Leuchtkraft-Beziehung Massereiche Sterne strahlen mehr Energie ab (sind heller)

Ø Massereiche Sterne sind heißer Temperatur-Masse-Beziehung Ø Lebensdauer-Masse-Beziehung Massereiche Sterne leben kürzer

Höhere Temperatur größere Leuchtkraft größer Masse kürzere Lebensdauer

Sternentstehung Gaswolke, die aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft kollabiert, erreicht Bedingungen, um Wasserstoffbrennen zu zünden l Kontraktion Dichte l freiwerdende Gravitationsenergie Temperatur Ø Wasserstoffbrennen findet nur im Sternenzentrum statt (wg. Bedingungen) Ø Sind ca. 10% des Wasserstoffs verbrannt, ist Wasserstoffbrennphase beendet Ø Objekte unter 0, 07 Sonnenmassen erreichen nicht die nötige Temperatur, um Kernfusion zu zünden Ø

Was passiert nach dem Wasserstoffbrennen? Weitere Entwicklung ist massenabhängig Ø Stern kontrahiert Energiegewinnung durch Gravitationspotential Bedingungen für Heliumbrennen erfüllt ( Stern verlässt Hauptreihe Roter Riese) Ø Bei massereichen Sternen kann nach Heliumbrennen Kohlenstoff- bis Siliziumbrennen einsetzen Ø

Spätphasen der Sternentwicklung Ø Ø Durch Temperatur und Leistungsanstieg expandiert der Stern zu einem roten Riesen Äußere Hülle wird abgestoßen (Planetarischer Nebel); Masse des Restkerns entscheidet über Endstadium < 1, 4 Sonnenmassen Weißer Zwerg > 1, 4 Sonnenmassen Supernova l Restkern < 3 Sonnenmassen Neutronenstern l Restkern > 3 Sonnenmassen Schwarzes Loch

Wasserstoffbrennen Ø Umwandlung H → He: p-p- Prozess , CNO- Zyklus Ø p. Gravitation = ptherm. Ø Verbrauch des Wasserstoffs p. Gravitation> ptherm. Kontraktion und Erwärmung (Virialtheorem: Ekin = 1/2 Epot) Zünden des Heliumbrennens; Aufblähen der Hülle; Wasserstoffschicht brennt weiter → ROTER RIESE

Heliumbrennen Ø Umwandlung von He zu C im Kern über den tripel- α- Prozess: Ø Bildung von geringen Mengen O (Resonanzen in der Nähe der He - Brennenergien) Ø weiterhin H- Brennen in der Schale um dem He- Kern

Tripel- alpha- Prozess

Übergang zwischen den hydrostatischen Brennphasen Verbrauch des Brennstoffes Überhandnehmen des Gravitationsdruckes Kontraktion Erwärmung, Druckanstieg Zündung der nächsten Brennphase Expansion

3. C -, Ne -, O - Brennen Ø Coulombbarriere bei C am niedrigsten → Kohlenstoffbrennen zuerst: Ø Ne- Brennen: Wie? → Photodesintegration! Ø O- Brennen: Synthese von S, P, Mg, Si Gegen Ende des O- Brennens: T 9 = 2

4. Siliziumbrennen Ø Temperatur nicht groß genug für Si + Si → X → Photodesintegration: T 9 = 3: Zerstörung von Kernen durch g (g, p) (g, n) (g, α) p / n / α + unzerstörter Kern → stabilerer Kern + g EBindung pro Nukleon maximal für Fe → Sukzessive Bildung von Fe Ø Schwache WW, z. B. Elektroneneinfang → Kühlung durch Neutrinos → schnelleres Brennen

Lebenslauf eines Sterns mit 25 M סּ Elementverteilung im Universum: (log. Skala!!):

„ Zwiebelschalenmodell“

2) Supernova vom Typ 2 Stabilität des Fe- Kerns Stern vor Kollaps: M = 15 M סּ MKern = 1, 5 M סּ T 9 =8 ρ = 3, 7*109 g/cm³ Ø kein Brennen im Kern → Warum kein sofortiger Kollaps? Gegendruck der Elektronen: Unschärferelation + Pauli-Prinzip + großes ρ → Entartung Ø p durch EFermi bestimmt → abhängig von Elektronendichte ne Ø vorheriger Mechanismus funktioniert nicht mehr

Kollaps des Kerns Ø MKern > MChand → p. Gravit > pel Ø Beschleunigung des Kollaps: 1) Photodesintegration von Fe verringert ptherm der Elektronen 2) Elektroneneinfang an p und leichten Kernen → ne kleiner → pel kleiner 3) Kühlung durch entweichende Neutrinos → sehr schnelle Kontraktion innerhalb von Sekundenbruchteilen → Entkoppeln der Entwicklung des Kerns von der Hülle

Kollaps des Kerns Geschwindigkeitsverteilung der einfallenden Materie: Innere Hälfte kollabiert homolog Ø Materie außerhalb des Schallpunktes mit v = v. Schall kollabiert mit für den freien Fall charakteristischen Geschwindigkeiten Ø

Kollaps des Kerns Neutrino- Trapping Ø ρ = 1011 g/cm³: λNeutrino < r. Kern → Neutrinos „gefangen“, Bewegung mit einfallender Materie → Kollaps adiabatisch da keine Kühlung, S konstant Ø ρ = 1012 g/cm³: l Einstellen des Gleichgewichtes bzgl. der schwachen WW l ne konstant Ø Keine weitere Veränderung der Zusammensetzung l Kontrahierendes Gas aus Elektronen, Neutrinos und Kernen

Rückstoß und Druckwelle ρ0 = 2, 7 * 1014 g/cm³ Auflösung der Kernstrukturen → „Riesenkern“ Keine weitere Kontraktion möglich Rückstoß (steife Feder) Materie schwingt zurück Zusammenstoß mit einfallender Materie Schockwelle

Schockwelle dissoziiert Fe- Kerne Verlust von Energie → Abschwächung Druckanstieg → Beschleunigung der einfallenden Materie über Fluchtgeschwindigkeit EXPLOSION

Neutrino- Heizung Ø Fe- Dissoziation → λNeutrino wieder größer → Neutrinos sammeln sich hinter Schockwelle Ø Falls Schock genug Energie → Ausbreitung bis zu Gebieten mit ρ < 1011 g/cm³ Plötzliches Freiwerden der Neutrinos „Anheizen des Schocks“

Was bisher geschah: 1. • 2. • • 3. • • Durchlaufen aller Brennphasen: H, He, C, Ne, O, Si, Elementsynthese bis Fe Kollaps des Kerns: Überwinden des pel Beschleunigung durch Photodesintegration, Elektroneneinfang, Neutrinokühlung Neutrino- trapping, Übergang zum adiabatischen Kollaps Rückstoß bei nuklearer Dichte Schockwelle: Abschwächung der Schockwelle im Fe- Kern Heizen der Schockwelle durch Neutrinos Supernovaexplosion durch Beschleunigen der Materie Gravitationsenergie → Ekin, Eem (1%) und n (99%)

Explosives Brennen Ø Schockwelle läuft durch die verschiedenen Schichten der Hülle → Energieabgabe an Materie in den Schalen, Temperaturerhöhung Modell: strahlende Blase, die meiste Energie enthält → 500 ke. V in Siliziumschicht → 100 ke. V in O- Ne- Schicht → 10 ke. V in H- Schicht → Zünden in Ne-, O-, und Si- Schicht für einige Zehntelsekunden → Nachträgliche Modifikation der Elementhäufigkeit

Ø Hülle: Materie wird in den interstellaren Raum geschleudert → Bildung neuer Sterne, Planeten. . . z. B. unsere Sonne . . . und danach?

Ø Restkern: Je nach Masse 1. Neutronenstern (MKern < 8 M )סּ • Bildung entarteter Neutronen • Freigesetzte Energie: Differenz der Bindungsenergie ΔE ≈ 1053 ergs Bsp. : R = 10 km, M 0 = 2 M → סּ ΔM/M 0 = 0, 2 Schwarzes Loch (MKern > 8 M )סּ 2. • Zusammenziehen der Masse auf Singularität • Schwarzschild- Radius R = 2 GM/c²

Überrest

Von der Milchstraße zum Virgo-Galaxienhaufen

M 51 – eine Spiralgalaxie Sterne und Staubwolken

Entstehung der Sterne heiße O-, B-Sterne junger Stern verhüllte Protosterne Dunkelwolke HST 2004

Der Orion-Nebel Sterne im Werden

Aus einer Wolke werden Sterne

Zuerst, etwas einfaches: Sterne Druck balanziert Schwerkraft Die Sonne

Massendefekt Bei der Fusion zweier Teilchen zu einem dritten wird Bindungsenergie in Form von Strahlung frei Wasserstoffbrennen in der Sonne Massendefekt bei Kernfusionsprozessen beträgt weniger als 1% der Masse der Ausgangskerne

Unsere Sonne Neutrinos brauchen nur 2 sec vom Inneren an die Oberfläche!

Neutrinos aus der Sonne Kernfusion in der Sonne: 4 p 4 He + 2 e+ + 2 ne + 27 Me. V Energie auf der Erde: 1011 solare Neutrinos / cm 2 und Sekunde Produktion: 100% als „ne-Pendel“ n e n m? n t ? Davis (1970 -2000): ne Nachweis auf der Erde Ergebnis: nur 30% der erwarteten ne Bestätigung (1995) Kamiokande (Sonne live! im „Neutrinolicht“)

Energiehaushalt Verbrauchte Energie Freigesetzte Energie H He C Fe

Nukleosynthese Entwicklungszeiten für einen 15 M Stern Verschm. Produkt Zeit Temperatur H 4 He 107 Jahre 4 He 12 C einige 106 Jahre 1 108 K 16 O, 20 Ne, 12 C 20 Ne 24 Mg, 4 He + 16 O 28 Si + 56 Fe 16 O, 24 Mg 28 Si, 32 S 56 Fe Neutronen 4 106 K 1000 Jahre 6 108 K wenige Jahre 109 K Ein jahr 2 109 K Tage 3 109 K < eine Sekunde > 3 109 K

Supernova-Überrest CXO in Casseopeia A

Elementspedition Supernova – Just in Time …

Kosmischer Kreislauf