1 Roland Richter Roland Richter Seminar zur Astro-, Kern- und Teilchenphysik; WS 04/05 Seminar zur...

22

Aufbau und Entwicklung Aufbau und Entwicklung der Sterneder Sterne

33

WegskizzeWegskizze Wie ist ein Stern aufgebautWie ist ein Stern aufgebaut Kernreaktionen auf der HauptreiheKernreaktionen auf der Hauptreihe EnergietransportEnergietransport Entwicklung nach der HauptreiheEntwicklung nach der Hauptreihe Verschiedene TodesszenariosVerschiedene Todesszenarios

44

AufbauAufbau

MasseerhaltungMasseerhaltung ImpulserhaltungImpulserhaltung EnergieerhaltungEnergieerhaltung Chemische Chemische

ZusammensetzungZusammensetzung

55

AufbauAufbau

MasseerhaltungMasseerhaltung drrdm 24

66

AufbauAufbau

ImpulserhaltungImpulserhaltung

Hydrostatisches Hydrostatisches GleichgewichtGleichgewicht

dPr 24

77

AufbauAufbau

EnergieerhaltungEnergieerhaltung

t

P

t

Tc

m

LP

r

88

AufbauAufbau

Chemische Zusammensetzung:Chemische Zusammensetzung:

MassenprozentMassenprozent WasserstoffWasserstoff ab 70%ab 70% HeliumHelium bis zu 30%bis zu 30% MetalleMetalle SpurenSpuren

kik

jji

ii rrm

t

X

99

Zustandsgrößen der SterneZustandsgrößen der Sterne

MasseMasse RadiusRadius LeuchtkraftLeuchtkraft EffektivtemperaturEffektivtemperatur

3

1

~ n

n

MR

1010



L~ML~M3,2-3,883,2-3,88

1111



L=4L=4RR22TT44

1212

Die HauptreiheDie Hauptreihe

Für Sternmassen Für Sternmassen zwischen 0,08 und zwischen 0,08 und 90 Sonnenmassen90 Sonnenmassen

NkTPV

1313

KernreaktionenKernreaktionen

Wasserstoffbrennen ~ 25MeVWasserstoffbrennen ~ 25MeV

2mcE

1414

KernreaktionenKernreaktionenWasserstoffbrennen (ppI-Kette) ~Wasserstoffbrennen (ppI-Kette) ~TT44

1515

KernreaktionenKernreaktionenWasserstoffbrennen (ppII – Kette)Wasserstoffbrennen (ppII – Kette)

1616

KernreaktionenKernreaktionenWasserstoffbrennen (CNO-Zyklus) ~Wasserstoffbrennen (CNO-Zyklus) ~TT1616

1717

KernreaktionenKernreaktionenpp und CNO im Vergleichpp und CNO im Vergleich

1919

Zeit auf der HauptreiheZeit auf der Hauptreihe

Je massereicher ein Je massereicher ein Stern ist, desto Stern ist, desto schneller wird sein schneller wird sein Brennstoff Brennstoff verbraucht.verbraucht.

Da der Brennstoff Da der Brennstoff nur ~M, der nur ~M, der Verbrauch aber Verbrauch aber ~M~M>3>3 wächst. wächst.

Hausmarke: 10Hausmarke: 1077a = a = 15M(sonne)15M(sonne)

2020

EnergietransportEnergietransport StrahlungStrahlung

(())-1 -1 ist die mittlere freie Weglängeist die mittlere freie Weglänge

KonvektionKonvektion

reHH 0

2121

EnergietransportEnergietransportMöglichkeiten für Energietransport in SternenMöglichkeiten für Energietransport in Sternen

StrahlungStrahlung KonvektionKonvektion

2323

EnergietransportEnergietransport StrahlungStrahlung KonvektionKonvektion

M<0,25MM<0,25MΘΘ

vollkonvektivvollkonvektiv M>1,2MM>1,2MΘΘ Kern Kern

konvektivkonvektiv

2424

Nach der HauptreiheNach der Hauptreihe

2525


H-Brennen im Kern H-Brennen im Kern setzt aussetzt aus

H-Schalenbrennen H-Schalenbrennen beginntbeginnt

Der Stern dehnt sich Der Stern dehnt sich aus, während sein aus, während sein Kern kontrahiertKern kontrahiert

Ein Roter Riese ist Ein Roter Riese ist entstandenentstanden

2626

Nach der HauptreiheNach der Hauptreihe Zwischen 0,5 und 0,7MZwischen 0,5 und 0,7MΘΘ setzt das He-setzt das He-

Brennen einBrennen ein (Aber für M<0,7M(Aber für M<0,7MΘΘ ist die ist die

Verweildauer auf der Hauptreihe Verweildauer auf der Hauptreihe größer als das Alter des Universums)größer als das Alter des Universums)

M<2MM<2MΘΘ der Kern entartet der Kern entartet He-Flash He-Flash

2727

Helium-FlashHelium-Flash

Entarteter KernEntarteter Kern

- nichtrelativistisch- nichtrelativistisch

- relativistisch- relativistisch Explosives Zünden des Explosives Zünden des

He-BrennensHe-Brennens Kern kühlt ab, Hülle Kern kühlt ab, Hülle

schrumpftschrumpft

3/51KP

3/42KP

2828

Nach der HauptreiheNach der Hauptreihe Zwischen 0,5 und 0,7MZwischen 0,5 und 0,7MΘΘ setzt das He-setzt das He-

Brennen einBrennen ein (Aber für M<0,7M(Aber für M<0,7MΘΘ ist die ist die

Verweildauer auf der Hauptreihe Verweildauer auf der Hauptreihe größer als das Alter des Universums)größer als das Alter des Universums)

M<2MM<2MΘΘ der Kern entartet der Kern entartet He-Flash He-Flash

M>2MM>2MΘΘ der Kern entartet nichtder Kern entartet nicht

2929


Bei 10Bei 1088K setzt das K setzt das He-Brennen im He-Brennen im Kern einKern ein

33-Prozess-Prozess ~~²T²T4040

E=7,162MeVE=7,162MeV

3030


Am Beispiel eines 5MAm Beispiel eines 5MΘΘ Sterns Sterns

3131



H-Brennen im Kern H-Brennen im Kern setzt aussetzt aus

H-Schalenbrennen H-Schalenbrennen beginntbeginnt

Der Stern dehnt sich Der Stern dehnt sich aus, während sein aus, während sein Kern kontrahiertKern kontrahiert

Ein Roter Riese ist Ein Roter Riese ist entstandenentstanden

3333



3434


Am Beispiel eines 5MAm Beispiel eines 5MΘΘ Sterns Sterns He-Brennen im Kern He-Brennen im Kern

erlischterlischt He-Schalenbrennen He-Schalenbrennen

beginntbeginnt

H-Schalenbrennen H-Schalenbrennen erlischterlischt

Der Stern dehnt Der Stern dehnt sich wieder aussich wieder aus

AGB erreichtAGB erreicht

3535


Am Beispiel eines 5MAm Beispiel eines 5MΘΘ Sterns Sterns Jetzt findet das H- Jetzt findet das H-

und He-Brennen und He-Brennen zyklisch stattzyklisch statt

Dies führt zu Dies führt zu thermischen thermischen InstabilitätenInstabilitäten

Folge: Superwinde Folge: Superwinde und Massenverlust, und Massenverlust, Planetarischer Planetarischer NebelNebel

3636

Planetarer NebelPlanetarer Nebel

3737

Weiße ZwergeWeiße Zwerge

Ausgangsmasse: 0,5 Ausgangsmasse: 0,5 bis 8bis 8±2±2MMΘΘ

Der Entartete C/O-Der Entartete C/O-Kern bleibt als weißer Kern bleibt als weißer Zwerg übrigZwerg übrig

Keine Kernfusion, nur Keine Kernfusion, nur WärmestrahlungWärmestrahlung

R~MR~M-1/3-1/3

Grenzmasse: Grenzmasse: MMmaxmax=M=MChCh=1,46M=1,46MΘΘ

3939

Weitere Kernreaktionen massiver Weitere Kernreaktionen massiver SterneSterne

Ab M>8MAb M>8MΘΘ werden werden weitere Fusionen weitere Fusionen möglichmöglich

Starker Starker Massenverlust durch Massenverlust durch SonnenwindeSonnenwinde

4141

NeutronensterneNeutronensterne

M>8MM>8MΘΘ

Bleibt die Kernmasse > Bleibt die Kernmasse > 1,46M1,46MΘΘ so entsteht ein so entsteht ein Neutronenstern, der ~10Neutronenstern, der ~1066a als a als Pulsar auf sich aufmerksam Pulsar auf sich aufmerksam machtmacht

R~MR~M1/31/3

4343

Noch massivere Sterne!Noch massivere Sterne!

M>60MM>60MΘΘ

Im Kern bleiben mehr als 2-3 Im Kern bleiben mehr als 2-3 Sonnenmassen zurückSonnenmassen zurück

Es bildet sich ein Schwarzes Es bildet sich ein Schwarzes LochLoch

R~3km M/MR~3km M/MΘΘ

4444

ZusammenfassungZusammenfassung M<0,08MM<0,08MΘΘ keine Fusion keine Fusion kein Stern kein Stern M<0,5MM<0,5MΘΘ He-Brennen wird nicht He-Brennen wird nicht

zündenzünden M<2MM<2MΘΘ es kommt zum He-Flashes kommt zum He-Flash M<8MM<8MΘΘ Stern endet als weißer ZwergStern endet als weißer Zwerg M<60MM<60MΘΘ Stern endet als Stern endet als

NeutronensternNeutronenstern M>60MM>60MΘΘ Stern endet als Schwarzes Stern endet als Schwarzes

LochLoch M~100MM~100MΘΘ StabilitätsgrenzeStabilitätsgrenze

4545

Das Ende?Das Ende?

4646

LiteraturLiteratur Dina Prialnik: A Introduction to the Theory Dina Prialnik: A Introduction to the Theory

of Stellar Structure and Evolution; of Stellar Structure and Evolution; Cambridge University Press 2000Cambridge University Press 2000

Ralf Napiwotzki; Skript zur Vorlesung: Ralf Napiwotzki; Skript zur Vorlesung: Aufbau und Entwicklung der Sterne; SS Aufbau und Entwicklung der Sterne; SS 20032003

Friedmann; Die Sonne – Aus der Friedmann; Die Sonne – Aus der Perspektive der Erde; Spektrum 1987Perspektive der Erde; Spektrum 1987

Begelman; Schwarze Löcher im Kosmos; Begelman; Schwarze Löcher im Kosmos; Spektrum 1997Spektrum 1997

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