14-Endstadien der Sterne -...

XIV.1

Folie 114. Endstadien der Sterne

Jetzt schnelle Entwicklung.Rote Riesen (z. B. Sonne) < 109 Jahre

Immer neues nukleares Brennen wechselt mitdazwischenliegenden Phasen von Kontraktion ab. Imtieferen Inneren des Sternes werden immer schwerereElemente aufgebaut.Dann: Verlust der äußeren Schichten

Planetarische Nebel (M < 8 M ) Supernova

Ende: als Weißer Zwerg, Neutronenstern oderSchwarzes Loch

14. Endstadien der Sterne


Stellare Nukleosynthese

• Sämtliche chemischen Elemente schwerer als He (abgesehen von Spuren von Li,Be,B) sind in Sternen entstanden

• Nukleosynthese: Schema zur Erklärung der Element-häufigkeiten im Universum

• Fusionsprozesse sind diestellare Energiequelle, maximale Bindungsenergie bei 56Fe erreicht

• Elemente schwerer als Eisen durch Neutronen- bzw. Protonen-Einfang, kein Energiegewinn mehr

XIV.2


s-, r– und p-Prozesse

• Sterne als Orte der Nukleosynthese• Aufbau zahlreicher Elemente, die

nicht direkt aus Fusionsreaktionen stammen

• Hohe Flüsse an Neutronen (s-und r-Prozess) bzw. Protonen für p-Prozess notwendig

• Aussagen über Dichten und Temperaturen, Alter einzelner Elemente, Chronometer durch radioaktiven Zerfall

• Aktive Forschungsrichtung der nuklearen Astrophysik


14.1 Endstadien massearmer Sterne• Sterne: M< 8M haben kein

Kohlenstoffbrennen• Entwicklung erfolgt entlang des

asympthotischen Riesenastes (engl.: Asymtotic Giant Branch, AGB)

• Ausgeprägte Kern-Hülle Struktur, Rote Riesen mit ausgedehnten Konvektionszonen, WZ im Zentrum

• AGB-Sterne: Hohe Leuchtkräfte, Massenverlust und langperiodische Pulsationen, Beispiel: MIRA

• Kühle Sternatmosphären: Teff<3000 K, Kondensation von Festkörpern, Staubbildung

• Abstoßen der Hülle, Bildung eines Planetarischen Nebels

• Nukleosynthese: s-Prozess Elemente durch langsamen Neutroneneinfang

IC 1295

XIV.3


Massenverlust von Roten Riesen

• Wechselwirkungen von Strahlung, Gas und Staubteilchen, die aus Gasphasekondensieren, staubgetriebene Winde

• Pulsation des Sterns (sog. Mira-Variablen, schon 1594 durch Fabriciusbei o Ceti entdeckt,) lässt Atmosphäreexpandieren

• L 104L , R 300R (=Marsbahn) • Kondensation der Staubteilchen wird

erleichtert, Strahlungsdruck bläst Staubdavon, Reibung durch Stöße mit demGas nimmt gesamte Hülle mit

• Rotation, Konvektion, Inhomogenitäten, Abschattung, Wolkenbildung, Instabilitäten, …

Olofsson et al.


Zwei-Wind Modell eines PN

Zentral-stern

schneller sphärischerWind ~2000 km/s

innereStoßwelle

äußereStoßwelle

heißeWindschale

langsamer asymmetrischerWind-Halo des früherenRoten Riesen ~10 km/s

expandierende PN-Schale ~25 km/s

Kwok, 1982Kahn & West, 1985

XIV.4


s-Prozess• Langsamer Einfang von Neutronen: slow

neutron capture, d.h. β--Zerfall findet zwischen den n-Einfängen statt, Tal der stabilen Kerne

• Wechselspiel von β--Zerfall und n-Einfang: Verzweigungspunkte geben Hinweise auf Temperatur und Dichte

• s-Prozess findet in Roten Riesen statt• Bildung von A = 90 bis A = 204, bei

Temperaturen zwischen 2.8 und 3.9•108K, Neutronendichten von 2.3 ... 4.5•108cm-3

• Jeder 56Fe-Saatkern fängt im Mittel 15.1 Neutronen ein

• 0.043 % der vorhandenen 56Fe-Kerne genügen als Ausgangssaat, um solare s-Häufigkeiten zu erklären


Weiße Zwerge in M4

• HST und VLT: Kugelhaufen in Einzelsterne aufgelöst, detaillierte Farben-Helligkeits-Diagramme möglich

• Spektrale Fits: Elementhäufigkeiten der Weißen Zwerge

14.7 pc 0.2 pc

XIV.5


Weiße Zwerge (in M4)

• Weiser Zwerg (WZ): Endstadium eines sonnenähnlichen Sterns

• Kollaps des stellaren Kerns, extrem kompaktes Objekt, R 10000km bei M=1M

• Dichte etwa 1 Tonne/cm3

• Chandrasekhar'sche Grenz-masse: 1.44 M

• R ~ M-1/3

• Sirius B mit Teff 30000K• M4: Nächster Kugelhaufen in

Entfernung von d = 2.2 kpc• Schätzung: etwa 40 000 Weiße

Zwerge (von 100000 Sternen)• [Fe/H] = -1.2


Supernovae vom Typ I• Doppelstern: Akkretion von Masse auf einen

Weißen Zwerg, keine oder kaum Wasserstoff-Linien beobachtet

• Energien: Ekin≈1051erg, ve≈10000 km/s• Zerstörung des Weißen Zwerges durch thermo-

nukleare Reaktion, Zünden von Kohlenstoff• Modell: WZ an der Chandrasekhar-Grenzmasse

von 1.44 M , Akkretionsrate: 10-6...10-8M /Jahr • Zeitskala der Explosion etwa 1 Sekunde, kein

Neutronenstern als Überrest • Auftreten in allen Galaxientypen, insbesondere in

Elliptischen Galaxien• Fundamentale Rolle bei der extragalaktischen

Entfernungsbestimmung, da ziemlich einheitliche maximale Helligkeiten und Lichtkurven

• Relation zwischen maximaler Helligkeit und Abfall der Lichtkurve

HST: SNe bei hoher Rotverschiebung

XIV.6


Entfernungsmessung durch SNe• SN-Explosionen sind wichtigste

Methode zur Bestimmung der Hubble-Konstanten, der Expansion des Kosmos, ...

• Systematische SN-Überwachung: 2001 sind 282 SNe in Galaxien beobachtet

• Typ Ia erscheint als homogene Gruppe, insbesondere im B-Band, Streuung σ<0.1mag

• Vergleich von scheinbarer Helligkeit mit absoluter Helligkeit, Problem: interstellare Absorption (Staub)

• WZ mit 1.44M erklärt Lichtkurve und Spektrum

• Entfernteste Typ Ia SN im Hubble Deep Field (HDF) zeigt Rotverschiebung von z=1.7, d=3Gpc

SN1994D


14.2 Endstadien massereicher Sterne

• Masse: M ≥ 12M , Sternent-wicklung zeigt Zwiebelschalen-modell, chemische Stratifikation des Sterns

• Kernbrennen ist erschöpft, Kollaps des Kerns bis zu Neutronen-sterndichten

• Rückprall der Strömung am Kern: core-collapse Supernova, Typ II

• Stoßwelle durchläuft Stern, Photo-dissoziation der Kerne führt zu hohen Energieverlusten, z.B. Fe-Zerlegung: 1.5•1051erg/0.1M

• Explosive Nukleosynthese: r-und p-Prozess

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r-Prozess

• Rascher Einfang von Neutronen: rapid neutron capture, d.h. kein unmittelbarer β--Zerfall

• Typische Zeitskala des Einfangs etwa 10-4s

• r-Prozess-Pfad etwa 10-20 Masseneinheiten in Richtung neutronenreicher Kerne verschoben

• Versiegen des n-Flusses, rascher β--Zerfall in Richtung stabiler Kerne

• Gesamte Prozessdauer wenige Sekunden• Explosive Nukleosynthese:

Entsprechend hohe Neutronenflüsse nur bei Supernova-Explosionen massereicher Sterne


Beobachtete Nukleosynthese: Al26-Linie im ISM

COMPTEL

Al26: γ-Linie bei 1.809 MeV, τ1/2=106Jahre, diskrete Quellen

Al26 nur in explosiver Nukleosynthese von core-collapse SNeMAl26 < 1 M

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Klassifikation von Supernovae

• Unterscheidung nach der Form der Lichtkurve und dem Vorhandensein/Abwesenheit von H-Linien

• Zwei Klassen von optischen SNe:– Typ I: kein H vorhanden,

theoretisches Modell: Doppelstern, Akkretion auf Weißen Zwerg, thermonukleare Explosion

– Typ II: H vorhanden, Metalle, Endstadium massereiche Sterne, Kernbereiche kollabieren, Bildung eines Neutronensterns

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Lichtkurven von Supernovae• Typ I SNe sind leuchtkräftiger

als Typ II SNe, absolute Helligkeit: MV=–19mag

• Typ Ia sind ideale Standard-kerzen zur extragalaktischen Entfernungsbestimmung

• Typ II zeigen häufig ein Plateau • Langsamer Abfall der

Lichtkurve von Typ Ia SNebedingt durch γ-Heizung aus radioaktivem Zerfall von 56Ni und 56Co

• Typ I finden in allen Galaxien-typen statt, keine räumlich bevorzugten Gebiete

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p-Prozess

• Auf der protonenreichen Seite der Kerne existieren 32 stabile Kerne, seltene Elemente

• Keine Produktion durch s- oder r-Prozess möglich, da protonenreiche Kerne

• Hohe Dichten ρ>106g cm-3 und hohe Temperaturen T>2•109K erforderlich

• Bildung über (p,γ)-Reaktionen• Explosive Nukleosynthese in Nova- oder

SN-Explosionen, Photodisintegration schwerer Kerne

• Neutronensterne, X-ray bursters, Thorne-Zytkow-Objekte


Stellare Nukleosynthese:Zusammenfassung

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Supernovae vom Typ II• Ende der Kernfusion: Neutronisation der

Materie, Druck der entarteten Elektronen fällt weg, Kern kollabiert, sog. core-collapse SNe

• Energetik: EG,NS ≈1054erg, Eν ≈1053erg, Ekin≈1051erg

• Rückprall der Einwärtsbewegung bei Atom-kerndichten, Ausbildung der Stoßwelle

• Problem: Photodisintegration der Hülle, da 1051erg/0.1M (Fe) notwendig

• Neutrinoverluste dominant, NS für Neutrinos optisch dick, Bildung einerNeutrinosphäre

• Streuung und Energieabgabe der Neutrinos an das thermische Gas, sog. delayed explosions


14.3 Neutronensterne und Pulsare

• 1967 als periodische, gepulsteRadioquellen entdeckt (daherder etwas irreführende Name)

• Modell: Schnell rotierenderNeutronenstern mit Magnetfeld, einem Leuchtturm ähnlich

• Lichtzylinder: L·Ω = c• Perioden: Millisekunden bis

einige Sekunden• Perioden nehmen durch

Drehimpulstransport ins Umgebungsmedium zu, typischerweise dΩ/Ω 10-8

• Periodensprünge beobachtet, sog. Sternbeben (star quakes)

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Aufbau einesNeutronensterns

• Kristalline feste Kruste imZentrifugalgleichgewicht

• Masse: 1.44 ≤ M/M ≤ 3• Radius: R 10 km• Dichte vergleichbar einem

Atomkern: 1015 g/cm3

• Superfluider Kern aus freienNeutronen, eventuell Quark-Gluonen-Plasma: Anzahl von Wirbeln ist quantisiert

• Extrem hohe Magnetfelderdurch Kollaps des stellarenMagnetfeldes, sog. Magnetaremit 1015 Gauss, Gamma-emission, Soft-Gamma-Repeaters: SGR

ROSAT: Vela SNR + NS

Folie 2414. Endstadien der Sterne kmRcmR

GmPR

RGmR

P

RGmRgz

000.1~1034,04

11021067.64

4

253

2

2338

2

23

22

2

22

<×<

××××<<

<

<<

−

ππ

π

ω

Zusatz zu Pulsaren:

2Pπω =Winkelgeschwindigkeit (360°=2π in einer Periode)

Warum müssen Pulsare klein sein ?* Oberflächengeschwindigkeit:

, wenn v = c

also R < 48 000 km

* Zentrifugalbeschleunigung < Schwerebeschleunigung

kmkmππ

PcR 48000~2

10312

5××==

Prv π2

=R

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Krebsnebel

• SN-Explosion: 4. Juli 1054 (23 Tagesichtbar, in China) beobachtet

• Visuelle Helligkeit: Nebel: 8.2mag, NS: 16mag

• Pulsar mit 1/30 s• Direkte Expansion des Nebels beobachtet

mit v = 1800km/s• Pulsarwind: Produktion relativistischer

Elektronen, Wechselwirkung mit demMagnetfeld

• Abnahme der Rotationsenergie des Pulsars = Synchrotronstrahlung des Nebels

• Gepulste Strahlung vom Radio- bisGammabereich (TeV-Quelle)

HST: Zentrum von M1


Doppelsternsysteme

• Entwicklung von Sternenunterschiedlicher Masse in einemDoppelsternsystem

• SN-Explosion eines Partners: Frage nach der Stabilität

• Expansion des Begleitsterns: Ausfüllen der sog. Roche-Grenze

• Materieüberstrom am Lagrange (L1)-Punkt

• Drehimpuls: Bildung einerAkkretionsscheibe, Reibung in derScheibe legt Akkretionsrate fest

• Jets entlang der Rotationsachse, Präzessionsbewegungen

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14.4 Stellare Schwarze Löcher

• M≥3M : Kollaps stoppt nicht nach Neutronisation der Materie

• Schwarzes Loch ist eine Singularität im Raum-Zeit-Gefüge

• Schwarzes Loch vollständig durch Masse, Drehimpuls und Ladung beschrieben

• Beschreibung durch Allgemeine Relativitätstheorie, Lösung der Einstein'schen Feldgleichungen

• Sphärischer Fall: Metrik durch Schwarzschild erstmals bestimmt

• Am Schwarzschildradius: Entweich-geschwindigkeit = Lichtgeschwindigkeit

• Schwarschildradius für 1M : Rs=3km


Reibung und Drehimpulstransport

• Reibung versucht Gradienten auszugleichen

• Scherströmungen in einer Keplerscheibe, da Winkel-geschwindigkeit nicht konstant, ω ~ R-3/2

• Impulsaustausch durch Turbulenzelemente

• Magnetfelder durch mögliche Dynamoprozesse verstärkt

• Magnetfelder: Effektiver Drehimpulstransport, Kopplung über große Distanzen

ω1>ω2

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Akkretion auf stellare Schwarze Löcher

• Einige Schwarze Löcher in Doppelsternsystemen

• Röntgenemission: Temperatur der Scheibe ~107K, variable Akkretion von Material des Begleiters

• Bestimmung der Parameter: Linienprofile, Stern-Entwicklung, Alter, Massen-abschätzungen

• Massen ≥ 3M , daher keine Neutronensterne


Akkretion: NS versus SL

• Rotverschiebung am Ereignis-horizont gegen unendlich

• Emission wird röter und schwächer

• Akkretion auf Neutronenstern: Kinetische Energie wird auf der Oberfläche dissipiert

• Neutronenstern-Oberfläche als helle Röntgenquelle sichtbar

• Unterschiede erst bei hoher räumliche Auflösung trennbar, Interferometrienotwendig

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Schwarze Löcher in der Milchstraße

• Visueller Gravitationslinseneffekt: MACHO-96-BLG5 ausgelöst durchVorbeiflug eines Schwarzen Loches, d 2kpc, MSL 6M

• Röntgenemission aus Akkretions-scheibe: XTE J1118+480, Eigen-bewegung durch VLBI-Messungen, daraus Bewegung im galaktischenPotential, Begleiter ein K7-Stern, MSL= 6.5±0.4M

• Cyg X-1: P=5.6 Tage, Doppelstern-system mit M* 20M , MSL 10M

• Gammaquelle: GRS 1915+105(XN Aql 1992) mit MSL 10M

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