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Sterbende Sterne und das interstellare Medium

Sterbende Sterne und das interstellare Medium. Das große Ganze zu Beginn. Der Materiekreislauf. Das interstellare Medium. 1. Entwicklung massenreicher Sterne. Was sind massenreiche Sterne? → M > 8 M סּ !! → Durchlaufen aller Brennphasen → Supernova

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Sterbende Sterne und das interstellare Medium

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Presentation Transcript


  1. Sterbende Sterne und das interstellare Medium

  2. Das große Ganze zu Beginn

  3. Der Materiekreislauf

  4. Das interstellare Medium

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

  6. Nukleare Brennphasen Wasserstoffbrennen Heliumbrennen Kohlenstoffbrennen Neonbrennen Sauerstoffbrennen Siliziumbrennen KOLLAPS

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

  8. Scheinbare Helligkeit • 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: • Beispiele: Sonne m = -26,8 mag, Sirius m = -1,5 mag

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

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

  11. Hydrostatisches Gleichgewicht • “Kampf“ gegen die Gravitation • Entgegengesetzte Kraft muss Kollaps verhindern → Druck

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

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

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

  15. Energiequellen der Sterne • Leuchtkraft: • Steinkohle: Brenndauer ungefähr 10000 Jahre • Gravitationspotential: • Kernfusion:

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

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

  18. Bethe-Weizsäcker-Formel R: Kernradius A: Nukleonenzahl

  19. PP-Kette • Startreaktionen:

  20. Hauptfolgereaktionen • 3 Reaktionsketten • PP-Reaktion I: • PP-Reaktion II: • PP-Reaktion III:

  21. CNO-Zyklus • Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff dienen als Katalysator für Wasserstoffbrennen

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

  23.  Massereiche Sterne sind heißer • Temperatur-Masse-Beziehung • Lebensdauer-Masse-Beziehung  Massereiche Sterne leben kürzer

  24. Höhere Temperatur  größere Leuchtkraft  größer Masse  kürzere Lebensdauer

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

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

  27. Spätphasen der Sternentwicklung • 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 • Restkern < 3 Sonnenmassen  Neutronenstern • Restkern > 3 Sonnenmassen  Schwarzes Loch

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

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

  30. Tripel- alpha- Prozess

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

  32. 3. C -, Ne -, O - Brennen • Coulombbarriere bei C am niedrigsten → Kohlenstoffbrennen zuerst: • Ne- Brennen: Wie? → Photodesintegration! • O- Brennen: Synthese von S, P, Mg, Si Gegen Ende des O- Brennens: T9 = 2

  33. 4. Siliziumbrennen • Temperatur nicht groß genug für Si + Si → X → Photodesintegration: T9 = 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 • Schwache WW, z.B. Elektroneneinfang → Kühlung durch Neutrinos → schnelleres Brennen

  34. Lebenslauf eines Sterns mit 25 Mסּ Elementverteilung im Universum: (log. Skala!!):

  35. „ Zwiebelschalenmodell“

  36. 2) Supernova vom Typ 2 Stabilität des Fe- Kerns Stern vor Kollaps: M = 15Mסּ MKern = 1,5 M סּ T9 =8 ρ = 3,7*109 g/cm³ • kein Brennen im Kern → Warum kein sofortiger Kollaps? Gegendruck der Elektronen: Unschärferelation + Pauli-Prinzip + großes ρ → Entartung • pdurch EFermi bestimmt → abhängig von Elektronendichte ne • vorheriger Mechanismus funktioniert nicht mehr

  37. Kollaps des Kerns • MKern > MChand→ pGravit > pel • 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

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

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

  40. 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

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

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

  43. Was bisher geschah: • 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%)

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

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

  46. Restkern: Je nach Masse 1. Neutronenstern (MKern < 8Mסּ) • Bildung entarteter Neutronen • Freigesetzte Energie: Differenz der Bindungsenergie ΔE ≈ 1053 ergs Bsp.: R = 10 km, M0 = 2Mסּ → ΔM/M0 = 0,2 • Schwarzes Loch (MKern > 8Mסּ) • Zusammenziehen der Masse auf Singularität • Schwarzschild- Radius R = 2GM/c²

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