Highlights der Astronomie

APOD vom28.11.04:  Carinae Massereiche Sterne, Vorläufer von Supernovae 

was sehen wir?● 2 große, symmetrische Wolken

● innere Struktur, dunkle Streifen

● räumliche Vorstellung einer Hantel

● in Mitte helles Zentrum, umgeben von bläulichem Gebiet

● senkrecht zur Hantel ausströmende Scheibe?

● sowie dünner Strahl, zu beiden Seiten, aus Zentrum kommend

und was ist das?

●  Carinae ist ein massereicher Stern

● Masse bei 100 M⊙, Helligkeit bei 5 106 L⊙

● Oberflächentemperatur ca. 30000 K, Spektraltyp B

● absolute bolometrische Magnitude ­12

● Entfernung 7000­9000 Lichtjahre

● eingebettet in eine Gaswolke, die durch den Sternwind erzeugt wurde

● diese Wolke heißt auch Homunkulus­Nebel

●  Carinae selbst ist Mitglied der OB Assoziation Trumpler 16, die aus vielen jungen, massereichen Sternen besteht

● in dieser Gegend der Milchstraße viele Gas­ und Staubwolken (z.B. der Kohlensack), Sternhaufen, Sternentstehung

Carina – der Schiffskiel

am SüdhimmelTeil der Milchstraßen­scheibeNähe Kreuz des Südens

Die Umgebung

NGC3372 ist der großeNebel, der Carina­Nebel(Größe etwa 200 LJ)

Trumpler 14 und 16 sinddarin eingebettete Stern­haufen

Der Keyhole­Nebel (NGC3324) ist ein auf NGC3372 liegender weiterer Nebel(Größe etwa 7 LJ)

der Keyhole­Nebel

neben  Carinae gibt es noch etliche weitere, auch heißere junge Sterne, zwei sind hier gezeigt

der Keyhole­Nebel ist hier gut zu erkennen(Skala 15 arcmin, oben links NE)

mehr Details2mass Infrarot­Aufnahme desCarina Nebels, der Keyhole­Nebelist jetzt nicht mehr sichtbar

Carina HST (3.8 arcmin, 9 LJ)

der Keyhole­Nebel wurde 1838von Sir John Frederick WilliamHerschel entdeckt, Carina 1677von Edmund Halley

Die Geschichte der Helligkeit von   Carinae

Sir J.F.W. Herschel(Sohn von William Herschel) 

• Anfang 19. Jhdt.:

veränderlicher Stern, hell (2. – 4. Magnitude), aber sonst “normal”1830+ plötzlich starke Erhöhung der HelligkeitDezember 1837 1. Größenklasseschon 1827 und 1832 ebenfalls (Nachforschungen)dann schwächer, aber 1841­1843 starkes AnwachsenApril 1843 ­1 mag und 2.­hellster Stern am Nachthimmelab 1863 starke Abschwächungdanach nur noch 8. mag 

 Carinae im 20. Jahrhundert• Ende 19. bis Mitte 20. Jhdt.:

bis 1940 schwachab 1941 langsam heller

• Ende des 20. Jhdt.:Anfang 1990 wieder für bloßes Auge sichtbarvermutlich starker Ausbruch (aber keine Supernova­Explosion) verantwortlich für Aufflammenausgeworfene Masse verdunkelt erst, und wird langsam dünner, wodurch Zentralstern wieder sichtbar und heller wird.

Blick ins Innere von  Carinae

 Carinae ist über 800 Mill. km groß (Jupiterbahn) und der hellste Stern in der Milchstraße. Mit Interferometrie (rechts) können zweimal so große Detailsaufgelöst werden. Erkennbar ist ein unsymmetrischer Wind. 

Auflösung1.5 Mrd km(doppelte Jupiterbahn)

 Carinae verliert Masse

● Massenverlust dokumentiert durch Materiewolke

● asymmetrisch, aber behält Richtung über viele Größen­ordnungen (10­30.000 AU)

● unklar, warum; Pilz­ (Hantel­)struktur nur, falls in Rotationspolrichtung auseinander gezogen (ungewöhnlich)

● Rotation sehr schnell, nahe kritisch (90%)

● Massenverlust/Jahr 500 M⊕ bzw. 0,0016 M⊙

● also Lebenserwartung von weniger als 100.000 Jahren

● aber vermutlich vorher schon Supernova­Explosion

Massereiche Sterne

● Sterne im Bereich von etwa 10 – 100 M⊙

● obere Grenze: Instabilität 

● untere Grenze: Endprodukt ein weißer Zwerg

● Lebenszeit: von 20 bis 1 Million Jahre

● Endprodukt: Supernova vom Typ II; ergibt eine expandierende Hülle (SN­Überrest) sowie einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch (2­5 M⊙)

● Häufigkeit: nur 5% soviele 10 M⊙ und nur 0.2% soviele 100 M⊙

wie 1 M⊙ Sterne

● Entwicklung wird vor allem vom Massenverlust beeinflusst

● dieser ist durch Strahlungsdruck auf Atmosphäre getrieben

Was ist an  Carinae so besonders?

1. der zweithellste Stern, im IR (18 m) sogar der hellste

2. Masse am obersten Ende des möglichen Bereichs für Sterne

3. stark und untypisch deformiert

4. sehr hoher Massenverlust

5. umgebender Nebel emittiert auch Röntgen­Strahlung(variiert, Hinweis aufDoppelstern?)

6. unregelmäßige und drastische Helligkeitsveränderungen auf extrem kurzer Zeitskala

7. Oberflächen­Zusammensetzung: reich an He, N, C

Entwicklung massereicher Sterne

Hertzsprung­Russell­Diagrammder Entwicklung massereicherSterne:

beginnen ganz links (Nullalter­Hauptreihe)

verbringen meiste Zeit in den schraffierten Bereichen

Die Sterne der Sonnenumgebung

Quelle: HIPPARCOS AstrometrieSatellit; da Entfernungen bekannt,absolute Magnituden bestimmbar

Sterne sind in einem langen, schrägenBand angeordnet: Hauptreihe

Erklärung: Sterne verbringen dort meiste Zeit, weil Energieerzeugungdort am effektivsten

Der Riesenast bei niedrigeren Temperaturen entspricht weiteren, relativ ruhigen Entwicklungsphasen

oberes und unteres Ende der Hauptreihe:­ wenig Sterne, kurzes Leben (oben)­ ungenaue Daten (unten)

Was ist die Hauptreihe?● beobachtungstechnisch: eine Anhäufung von Sternen 

im HRD (CMD)

● statistisch: der Ort langsamster Entwicklung von Sternen

● physikalisch: die Phase der ertragreichsten Energieerzeugung: durch Wasserstoff­Fusion

● Abschätzung: pro Erzeugung von einem 4He­Kern entstehen ca. 25 MeV, das sind pro Gramm Materie 6.4 1018 erg/gm

● also aus 1 M⊙(Annahme 10% fusionieren) und bei 1 L⊙ Helligkeit ergibt sich Lebenszeit von 1010 JahrenLebensalter der Sonne auf Hauptreihe

● alle weiteren Phasen max. 10% davon

Zentrales Wasserstoffbrennen

● ein massereicher Stern beginnt sein Leben mit Wasserstoffbrennen in einem konvektivem Kern im Zentrum

● etwa 50% der Masse in diesem Kern

● zentrale Temperatur 40 106 K, Oberfläche 50 106 K

● Brennen über CNO­Zyklus (Bethe­Weizsäcker­Zyklus); dabei wirkenC, N, O als “Katalysatoren”

● werden aber in Häufigkeitenverändert, insbesondere wirdC zu N umgewandelt

Massenverlust

● gleichzeitig verliert der Stern von der Oberfläche Masse

● durch Sternwind, der getrieben wird von der intensiven Strahlung des Sterns

● theoretische Rate (Näherung, unvollständig, vereinfacht)

● Folgen: 

– Stern verliert Masse, verkürzt sein Leben

– ändert Entwicklungsweg

– deckt sein Inneres auf

log M=−6.72.2 logL /105 L⊙−1.3 logM /30 M⊙0.9 logT eff /40000 K

M ∝ L2.2 M−1.3 T eff0.9

Spezielle massereiche Sterne

● Wolf­Rayet­Sterne

– massereiche Sterne mit N­, oder C­reicher Hülle (WN, WC­Sterne)

– sehr hoher Massenverlust (10­5 M⊙ / Jahr)

– verlieren Hülle

– Oberflächenzusammensetzung ändert sich entsprechend der aufgedeckten Tiefe

– Entwicklungsweg:

– hohe Rotation(bis 400 km/s)

Spezielle massereiche Sterne

● Luminous Blue Variables

– noch massereichere Sterne 

– noch leuchtkräftiger, kühler als WR­Sterne

– sehr hoher Massenverlust 

– schnelle Veränderungen, Ausbrüche

Luminous Blue Variables

● dazu zählen  Carinae, P Cygni, S Dor (LMC), R71, AF And, AG Car

● berühmt sind in den Spektren die P Cygni Profile der Linien:Zusammenspiel von Absorptionund Emission mit den Geschwindigkeiten derSternhüllen

Zusammenhang der diversen Typen

● Hängen “normale” massereiche Sterne (O­Sterne), WR­Sterne und LBVs zusammen?

● vielleicht durch die Kombination der Effekte von Rotation, Massenverlust und innerer Entwicklung

● denkbar ist eine Sequenz:

O­Stern  H­reicher WN  P­Cygni­artiger LBV   H­armer WN   H­freier WN   WC   Supernova

● ist aber noch nicht geklärt! 

der Pistolen­Stern 

noch heller als  Carinae

25000 LJ entfernt

1990 entdeckt, 1995 von HST genauer untersucht (Bild)

durch Staubhülle stark geschwächt,daher hier im IR beobachtet

Entwicklung im Inneren

● nach Ende des Wasserstoffbrennens bleibt ein Helium­Kern zurück

● Energieerzeugung findet in einer Schale um den innersten Kern herum statt (wandert nach außen)

● Helium­Kern komprimiert und heizt sich auf

● bei etwa 108 K beginnt das Helium­Brennen, das zu C, O und Ne führt

● dieser brennende Kern befindet sich innerhalb des ursprünglichen Wasserstoff brennenden Kerns

● nach einigen 100.000 Jahren auch diese Energiequelle erschöpft

Hydrostatische Brennphasen

● in der Folge immer weiter Brennphasen, bei denen die Aschen der vorhergehenden Phase zu den nächst schwereren Elementen verbrannt werden

● C   Ne  Mg  Si  Fe

● Brenntemperaturen steigen konstant an, bis über 109 K

● wie weit diese Sequenz verfolgt wird, hängt von Anfangsmasse ab; nur massereiche Sterne gelangen bis Fe

● bis Eisen sind die Reaktionen exotherm, da sich die Bindungsenergie pro Nukleon (leicht) erhöht

● danach aber kein weiterer Energiegewinn möglich 

● stattdessen Photo­Desintegration

am Ende eines Sternlebens

● aufgrund der Abfolge der Brennphasen ergibt sich eine “Zwiebelschalen­Struktur” im Inneren des Sterns

● massereiche Sterne erzeugen in diesen und anderen Episoden ihres Lebens alle Elemente!

Kollaps

● steigt der Druck auf den Eisenkern, muss dieser komprimieren

● dadurch steigt auch die Temperatur (1010 K) und somit die Zahl hochenergetischer Photonen

● Photo­Desintegration wird wirksam, Eisen in Bestandteile (auch Protonen und Neutronen) zerlegt

● das führt zu einer Kühlung, wodurch der thermische Druck sinkt  weitere Kompression von außen

● am Ende nur noch p, n, e­, Photonen; T sehr hoch

● Neutronisation durch p + e­  n + Neutrino

● damit weitere Kühlung und Verlust des Entartungsdruckes der Elektronen  Kollaps schneller

Kollaps und Stoß

● durch Neutronisation wandelt sich der Eisenkern zu einem (Proto­)Neutronenstern

● erst wenn die Neutronen stark entartet sind, bei Dichten von bis zu 1017 ­ 1018  kg/m3, kommt der Kollaps aprupt zum Halt

● die äußeren Schichten des Kerns prallen auf die plötzlich starren inneren Gebiete und werden reflektiert

● es entsteht eine nach außen wandernde Stoßwelle, die die Außenschichten des Sterns wegreißt: Explosion

● gesamte Energie liegt bei 1051 erg, davon 90% oder mehr in den entweichenden Neutrinos, weitere 9% in kinetischer Energie der Hülle, und 1% in Photonen

Supernova vom Typ II

● Supernova 1987A vom 23.2.1987 in der LMC

● sieht heute so aus: 

Supernovae (Typ II)

● Sternexplosionen

● Vorgänger sind massereiche Sterne

● hellste Objekte in Galaxien (heller als Galaxie selbst)

● speien Elemente in das ISM

● heizen dieses auch auf und komprimieren umliegende Materie

● lösen damit neue Sternentstehung aus

● aus Materie, die sie selbst mit schwereren Elementen angereichert haben

  Materiekreislauf und Elemententstehung im Universum

und  Carinae?

● befindet sich wohl in einer späteren Brennphase

● da deren Zeitdauer immer kürzer wird (Silizium­Brennen nur wenige Stunden), ändert sich das äußere Erscheinungsbild des Sterns nicht mehr durch die inneren Vorgänge

● kann im Helium­, Kohlenstoffbrennen oder später sein

● daher kann  Carinae heute, oder in 100.000 Jahren explodieren

● die meisten Schätzungen sagen noch eine Lebenszeit von 20000 Jahren voraus

... und das können Sie 2005 sehen:

APOD vom 13.12.04: Komet Machholz 

Schöne Weihnachten und Alles Gute für 2005!