Friedrich-Schiller-Universität JenaAstrophysikalisches Institut Seminar: Das Milchstraßensystem...
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Friedrich-Schiller-Universität Jena Astrophysikalisches Institut
Seminar: „Das Milchstraßensystem“Leitung: PD Dr. K. Schreyer
Referent: Sina Truckenbrodt
Spätphasen der Sterne
05.01.2009 S "Das Milchstraßensystem" 2
Gliederung
1 Einteilung der Spätphasen von Sternen
2 Weiße Zwerge
3 Vergangene Sterne mit ungewisser Zukunft
4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙
5 Zusammenfassung
Literatur
05.01.2009 S "Das Milchstraßensystem" 3
1 Einteilung der Spätphasen von Sternen
MStern = (1…8) M⊙
MStern = (8…10) M⊙
M > 1,4 M⊙
Weißer Zwerg M = (0,6…1,4) M⊙
Neutronenstern M ≤ 1,8 M⊙
+ Abstoßen einer Hülle
Schwarzes Loch M ≥ 1,8 M⊙
?
kein Reststern?Nukleare C-Detonation (?)
starker
Massenverlust
schwächerer
Massenverlust
20 – 30% Massenverlust
Kollaps im Zentralbereich
Abb. 1: Übersicht zu möglichen Entwicklungswegen der Sterne in der Spätphase (in Anlehnung an Unsöld & Baschek 2002/2005:302, eigene Darstellung)
MStern ≤ 0,4 M⊙
MStern ≤ 0,1 M⊙
He-brennen zündet nicht
H-brennen zündet nicht Braune Zwerge
05.01.2009 S "Das Milchstraßensystem" 4
2 Weiße Zwerge
≡ Chandrasekharsche
Grenzmasse
Abb. 2: Entwicklungsweg eines Sterns zum Weißen Zwergen im HRD (aus Unsöld & Baschek 2002/2005:297)
starker MassenverlustM < 1,4 M⊙M = (1…8) M⊙
05.01.2009 S "Das Milchstraßensystem" 5
Masseverlust im Bereich der Roten Riesen und Überriesen entscheidet, ob der Stern zum Weißen Zwerg wird oder nicht.
kurz zusammengefasst:
→ Massenverlust durch Sternwinde und Abstoßen von planetarischen Nebeln (hauptsächlich auf den Riesenästen)
→ keine nukleare Energieerzeugung mehr (Abknicken oben links im HRD), somit Wandern in das Gebiet der Weißen Zwerge
→ Temperaturverringerung bis auf 4000K in einigen 109a
→ nach Erlöschen des H- und He- Brennens erreicht der Stern eine stabile Endkonfiguration, dh. Druck des entarteten Elektronengases
ist mit Gravitationswirkung im Gleichgewicht
2 Weiße Zwerge
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2 Weiße Zwerge
Planetarischer Nebel mit Zentralstern:
Abb. 3: Nebel NGC 3132 in Vela(aus Unsöld & Baschek 2002/2005:298)
Daten zum Bild:
- Aufnahme mit 3,6 m Teleskop der EOS
- blau: Emission des ionisierten Sauerstoffs
- rosa: Hα-Emission des neutralen Wasserstoffs
- Zentralstern: Teff ≈ 150000K
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2 Weiße Zwerge
Entwicklungsmöglichkeiten, wenn WZ in Doppelsternsystemen auftreten
Möglichkeit 1: Materie wird vom Partner akkretiert- bei hinreichend hoher Akkretitionsrate wird Instabilität vermieden kritische Masse des Stern zum Zünden des Kohlenstoffbrennens wird überschritten wahrscheinlich wird durch Kohlenstoffdetonation Stern zerrissen
Möglichkeit 2: Beide Komponenten sind WZ- Bahndrehimpuls nimmt durch Gravitationswirkung ab die Komponenten kommen sich näher und verschmelzen kritische Masse wird überschritten - Zünden des Kohlenstoffbrennens wahrscheinlich wird durch Kohlenstoffdetonation Stern zerrissen
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MStern = (1…8) M⊙
MStern = (8…10) M⊙
M > 1,4 M⊙
Weißer Zwerg M = (0,6…1,4) M⊙
Neutronenstern M ≤ 1,8 M⊙
+ Abstoßen einer Hülle
Schwarzes Loch M ≥ 1,8 M⊙
?
kein Reststern?Nukleare C-Detonation (?)
starker
Massenverlust
schwächerer
Massenverlust
20 – 30% Massenverlust
Kollaps im Zentralbereich
Abb. 1: Übersicht zu möglichen Entwicklungswegen der Sterne in der Spätphase (in Anlehnung an Unsöld & Baschek 2002/2005:302, eigene Darstellung)
MStern ≤ 0,4 M⊙
MStern ≤ 0,4 M⊙
He-brennen zündet nicht
H-brennen zündet nicht Braune Zwerge
3 Vergangene Sterne mit ungewisser Zukunft
05.01.2009 S "Das Milchstraßensystem" 9
3 Vergangene Sterne mit ungewisser Zukunft
MStern = (1…8) M⊙ M > 1,4 M⊙
schwächerer Massenverlust
→ Bei Entwicklung reicht der Massenverlust nicht aus, um die Grenzmasse für Weiße Zwerge zu unterschreiten
→ in entartetem Elektronengas des Heliumkerns kommt es durch sehr hohe Temperaturen zum Zünden des Kohlenstoffbrennens (verläuft explosiv):
12C + 12C → 23Na + p12C + 12C → 20Ne + α
→ eventuell ist C-Brennen Auslöser für Supernovaausbrüche
Offen bleibt die weitere Entwicklung…
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MStern = (1…8) M⊙
MStern = (8…10) M⊙
M > 1,4 M⊙
Weißer Zwerg M = (0,6…1,4) M⊙
Neutronenstern M ≤ 1,8 M⊙
+ Abstoßen einer Hülle
Schwarzes Loch M ≥ 1,8 M⊙
?
kein Reststern?Nukleare C-Detonation (?)
starker
Massenverlust
schwächerer
Massenverlust
20 – 30% Massenverlust
Kollaps im Zentralbereich
Abb. 1: Übersicht zu möglichen Entwicklungswegen der Sterne in der Spätphase (in Anlehnung an Unsöld & Baschek 2002/2005:302, eigene Darstellung)
MStern ≤ 0,4 M⊙
MStern ≤ 0,4 M⊙
He-brennen zündet nicht
H-brennen zündet nicht Braune Zwerge
4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙
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4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙
Allgemeines:
Kohlenstoffbrennen setzt in nicht entarteter Materie bei (5…8) 108K ein
→ Stabilität des Sterns ist für Dauer ≈ 100a gegeben, da in diesem Zeitraum das C-Brennen hydrostatisch ist
→ Brennen im Kern erlischt
→ Schalenförmiges Brenngebiet lässt Kern aus 16O, 20Ne und 24Mg entstehen
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4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙
8M⊙ ≤ M ≤ 13M⊙
Kollaps im Sterninneren durch Instabilität des Sterns ausgelöst, da Entartungsdruck der Elektronen nur bis zu einer Masse von 0,8 M⊙ im Gleichgewicht gehalten werden kann
Hälfte der Masse des Sterns hat Dichten größer als 2*107 kg/m3 → Kollaps endet
→ Materie besteht zu Großteilen aus Neutronen (ist inkompressibel)
→ im Inneren entsteht ein Neutronenstern
Materie fällt auf Neutronenstern
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4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙
8M⊙ ≤ M ≤ 13M⊙
Materie fällt auf Neutronenstern (= Kern des Sterns)
Neutronenstern zieht sich leicht zusammen und dehnt sich wieder aus
Stoßwelle läuft gegen die einfallende Materie
Einfallende Materie kehrt Bewegungsrichtung nach der Stoßfront um
Durch hohe Temperaturen dissoziieren Atomkerne in freie Protonen und Neutronen
Bremsen der Welle durch Dissoziation in Abhängigkeit von der Dichte
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4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙
8M⊙ ≤ M ≤ 13M⊙
Weiter Entwicklungsweg von Dichteverteilung und dem Energietransport des Sterns abhängig
Welle durchläuft wenig Materie oder nimmt genügend
Energie im Inneren durch Absorption von Neutrinos auf
Welle erreicht Sternoberfläche
Abstoßen einer Hülle(Supernova Typ II)
Reststern: Neutronenstern
Welle stoppt im Sterninneren
Wellenfront sammelt weiter ein-fallende Materie auf bis obere Grenz-
masse für einen Neutronenstern (MNGrenz=1,8 M⊙) überschritten ist
Kein stabiler Zustand mehr erreichbar
Schwarzes Loch
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4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙
M ≥ 13M⊙
An das Kohlenstoffbrennen schließen sich relativ zügig folgende Brennvorgänge an:
Neonbrennen Sauerstoffbrennen Siliziumbrennen
Dauer: 1a Dauer: einige Monate Dauer: 1d
Abb. 4: Schalenmodelle zu den jeweiligen Brennstufen (aus Kaplan 1983:229)
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4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙
M ≥ 13M⊙
Es kommt somit zur Ausbildung einer Zwiebelschalenstruktur mit Eisenkern.
Abb. 5: Zwiebelschalenstruktur (aus Unsöld & Baschek 2002/2005:299)
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4 Sternen mit einer Ausgangsmasse M ≥ 8M⊙
M ≥ 13M⊙
- Ende der nuklearen Energieerzeugung, da Maximum der Bindungsenergie durch Aufbau der Nuklide der Eisengruppe erreicht ist
- Stern kontrahiert im Zentralbereich weiter bei ansteigender Temperatur
Kompressibilität der Materie wird durch Phasenübergänge erhöht, bis Stabilitätsbedingung nicht mehr gehalten werden kann
Kollaps
Resultat: Unklar…
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5 Zusammenfassung
Sterne haben in Abhängigkeit von der Ausgangsmasse unterschiedliche Entwicklungswege in der Spätphase ihres Lebens.
- ist in allen besprochenen Fällen mit einer Massenreduktion verbunden
- Sterne mit einer Anfangsmasse von (1…8) M⊙ werden zu WZ oder eventuell durch Kohlenstoffdetonation zerstört
- Sterne mit einer Anfangsmasse von (8…10) M⊙ werden zu Neutronensternen welche ihre Hülle Abstoßen, Schwarzen Löchern oder Kollabieren, wobei das Endprodukt nicht bekannt ist
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Vielen Dank für die Aufmerksamkeit!
05.01.2009 S "Das Milchstraßensystem" 20
Literatur
Kaler, J. B. (1993): Sterne. Die physikalische Welt der kosmischen Sonnen. Heidelberg: Springer.
Kaplan, S. A. (1983): Physik der Sterne. Kleine Naturwissenschaftliche Bibliothek 45. Leipzig: Teubner.
Karttunen, H., P. Kröger, H. Oja, M. Poutanen & K.-H. Donner (1990): Astronomie. Eine Einführung. Berlin: Springer.
Šklovskij, I. S. (1988): Geburt und Tod der Sterne. Urania: Leipzig.
Unsöld, A. & B. Baschek (20027/2005): Der neue Kosmos. Eine Einführung in die Astronomie und Astrophysik. Berlin: Springer.