Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh …sol/ebene3/ak/v7.pdf · —————...

————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 —————

4. Entstehung und Entwicklung der SterneDie Masse bestimmt die Entwicklung

Vorgange in Molekulwolken

Brennsequenzen

Masseverluste

Supernovae


4.1 Die Masse bestimmt die Entwicklung


Hauptreihenmasse, Entwicklung und Endzustand

M/MJ Prozesse Endzustand

<0.08 schwaches D-Brennen, kein H-Brennen Brauner Zwerg

Kern = p,e−, entartet

>0.08 1% H in 1010 Jahren verbrannt He-Weißer Zwerg

<0.35 He zundet nicht, konvektiv Kern = He3, e−, entartet

>0.35 H + He Kern-/Schale-Brennen Weißer Zwerg, ≈0.6 MJ

<2.5 He zundet bei Entartung, He-Blitz Kern = C,O,e−, entartet

Roter Riese

Planetarischer Nebel

>2.5 H + He Kern-/Schale-Brennen

<8 C + O Kern-Brennen bei Entartung

Zundung bei 3 × 108 K Supernova Typ I, Zerstorung

falls Masseverlust vor Zundung C/O Weißer Zwerg, ≈1 MJ

>15 H + He Kern-/Schale-Brennen

C + O Kern-Brennen ohne Entartung

Brennen bis 56Fe, Kern-Kollaps Supernova Typ II, Neutronenstern

falls nach Masseverlust >10 MJ

Kollaps Schwarzes Loch


4.2 Vorgange in Molekulwolken


Molekulwolken entlang der Spiralarme (M51)

M51 = NGC 5194

Durchmessr: 60 000 Lj

Entfernung: 30 Mill. Lj

Molekulwolken mit Sternbil-

dung sind von H-II-Regionen

begleitet, die man am roten

Licht des Balmer-Ubergangs

erkennt.

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html


In unserer Umgebung: Sternreste und entstehende Sterne

1500-Lj-Umgebung der

Sonne:

Molekulwolken (orange)

dicht daneben junge

heiße Sternen (O/B-

Assoziationen)

Reste von Sternexplosio-

nen (Gas-Staub-Schalen)



Nahe OB-Assoziationen

450 Lj

↓αSco

↓Gum-Nebel

↓

↑450 Lj

↑1500 Lj


Dunkelwolke Barnard 68: Frequenzabhangige Schwachung

sichtbares Licht ultrarotes Licht


Sternbild Orion: Barnard’s loop

links oben:

Beteigeuze, 450 Lj

rechts unten:

Rigel, 775 Lj

3 Gurtelsterne, unmittelbar

darunter Pferdekopfnebel,

weiter unten Orionnebel,

1200 - 1500 Lj

Barnard’s loop (1895 ent-

deckt) deutet sich als leicht

rotliches Verarmungsgebiet

der Hintergrundsterne an

(Pfeile).

ց

→

ր↑



Milchstraße, Orion, Barnard’s loop und M42


Orion-Nebel umhulltvon Barnard’s loop

Barnard’s loop wahrscheinlich Rest

einer alten Supernova

Beteigeuze links oben außerhalb des

Bildes

Rigel rechts unten

linker Gurtelstern mit Pferdekopf-

Nebel

Orion-Nebel (M42) im unteren

Trapez


Spitzer-UR-Teleskop: Gas-Staub-Wolken hinter dem Orion

sichtbares Licht:

Vordergrund-Sterne und M42

ultrarotes Licht:

Gas-Staub-Wolken im Hintergrund

NASA/JPL-Caltech/R. Hart (SSC Caltech)


Pferdekopf-Nebel und Orion-Nebel (M42)



Orion-Nebel (M 42) und Pferdekopf-Nebel

Pferdekopf- und Orion-Nebel, 1300 Lj http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html


Pferdekopf-Nebel: Dunkelwolken vor H-II-Regionen



Pferdekopf-Nebel:Details

links unten: linker Gurtelstern

des Orion



Orion-Nebel: Junge Sterne erzeugen X-ray flares

rechts: Chandra-Teleskop,

etwa 10 Lj im Orion-Nebel,

zentriert bei den heißen Trapez-

Sternen

unten: Hubble-Teleskop,

Trapez-Sterne



Sternbildung im Orion-Nebel (M 42)



Dunkelwolke beim Stern ρ Oph (Entfernung ∼450 Lj)

ρ Oph

←σ Sco←←M4

Antares

Zentrum Milchstraße


Dunkelwolke ρ Oph

ρ Oph

Dunkel-wolke

σ Sco

M47500 Lj

Antares (α Sco)

520 Lj, 700 RJ

10 - 15 MJ

9000 LJ

VLT + ISSAC

Sternbildung mit protoplaneta-

rer Scheibe (Durchmesser ∼300

AU)



Gum-Nebel: Rest einer Supernova vor 1 Mill. Jahren

Fullt 41 Grad des Sudhimmels, Sternbilder Vela/Puppis, Vorderfront 450 Lj, Ruckfront 1500 Lj


Sternbildung mit Jet in einer Dunkelwolke

HH 46/47:

Herbig-Haro-Objekt

Entfernung 1140 Lj

Gas-Jet etwa 1 Lj lang

Infrarot-Bild vom

SPITZER-Raumteleskop

optisches Bild

links unten



Herbig-Haro-Objekt HH 46/47 im Gum-Nebel



Sternbildung im Adler-Nebel (M16)

An der Spitze jedes Pfeilers

dichte Wolken mit entstehenden

Sternen

Entfernung 6500 Lj, Durchmesser 20 Lj



Sternbildung im Trifid-Nebel (M20)

Nur dichte Gas-Staub-Wolken an

den Spitzen der Pfeiler bleiben

im Sternwind des zentralen heißen

Sterns erhalten.

Entfernung 5000 Lj, Durchmesser 20 Lj

Sternbild Sagittariushttp://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html


Sternbildung im Lagunen-Nebel (M8)

Entfernung 5000 Lj,

Ausschnitt 50 Lj

Der Sternwind zentra-

ler heißer Sterne treibt

das Gas auseinander.

Nur dichte Kerne wi-

derstehen und bilden

dunkle Kontraste.

Verdichtungsregionen

(Bok-Globulen) mit

Sternbildung findet

man in den rot-

braun dargestellten

Gebieten.



Bok-Globule im Nebel NGC 281

in der Cassiopeia

Entfernung 10000 Lj



Kleinste Bok-Globulen


Protostellare Scheiben im Ultraroten


Binarsystem T Tauri: Prototyp der T-Tauri-Variablen

Das Binarsystem im Sternbild Stier

besteht aus zwei Komponenten,

die noch nicht auf der Hauptreihe

angekommen sind.

Das Wasserstoff-Brennen hat noch

nicht begonnen. Energiequelle

fur die oft große Leuchtkraft der

T-Tauri-Objekte ist die Gravitati-

onsbindungsenergie des einfallenden

Materials.

T-Tauri-Objekte bilden Jets und

zeigen unregelmaßige Ausbruche.

Die Physik solcher Systeme wird

maßgeblich durch den Drehimpuls

bestimmt.



Jeans-Masse: Mindestmasse fur Kollaps, falls ρ, T gegeben

0

10

20

30

0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 100

ρ/10−18kg m−3

MJ/M

⊙

............................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................10 K

.................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................30 K

..............................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................60 K

.....................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................................100 K

Modell:

Gaskugel, homogen, isotherm,

ideales Gas

Kriterium:

Schweredruck im Zentrum

ubertrifft Gasdruck (α=2)

oder

Masse ubertrifft Virial-Grenze

(α=5)

MJ =(

αkBTGm

)3

2

(

34πρ

)1

2

Schlussfolgerung:

10 K, ρ > 10−17 kg/m3: Wolken

mit ∼ 1MJ kollabieren

60 K, ρ < 10−17 kg/m3: Wolken

mit einigen 10 MJ kollabieren,

Sternhaufen


1 MJ vor der Hauptreihe

6000 3000

← Teff/K

LJ

HL, Hayashi-Linie

rechts davon: keine stabile Energieentsorgung

unmittelbar links davon: nur Konvektion

weiter links: zunehmend Strahlungstransport

fF, Kollaps nahezu im freien Fall

104 . . . 105 J, Zeitskala ∼ 1/√

Gρ, fast isotherm bei

2.3 eV (H2 → 2 H), 13.6 eV (H → p + e−)

P, Protostern

∼ 5 RJ, Tz ≈ 105 K, Teff ≈ 3500 K

KH, Kelvin-Helmholtz-Phase

∼ 107 J, homogene Freisetzung

von Gravitationsenergie

C, Core entsteht

∼ 1.3 RJ, Tz ≈ 107 K, Teff ≈ 4500 K,

Stop Kontraktion, T Tauri-Sterne

R, Rekonstruktion aller Prozesse

Umbau konvektiv → strahlend,

gegen Ende sporadisches Zunden im Core

HR, Ankunft Alter-Null-Hauptreihe (ZAMS)

∼ 2.5 × 107 J, RJ, Tz ≈ 1.5 × 107 K, Teff ≈ 6000 K


4.3 Brennsequenzen


Die Breite der Hauptreihe

a) Ankunft auf der Hauptreihe

b) Anfang der Kontraktion des

He-reichen Kerns

c) Ende des H-Brennens im Zentrum

d) Anfang des He-Brennens im

Zentrum


Entwicklung eines 5-MJ-Sterns(nach R. Kippenhahn)

A-B-C Hauptreihe, 56 Mill. J

A R=2.58RJ, Teff=17500 K, Sp.typ B5,

Tz=2.64×107 K, Pz=5.5×1015 Pa, CNO

B-C He-reicher Kern kontrahiert

C Ende H-Brennen im Kern

C . . . H H-Brennen in Schale, 2.4×107 J

C-D H brennt nur in Schale, He-Kern kontra-

hiert, 3×106 J

E-F He-Brennen im Kern, es entsteht 12C, R

nimmt ab, Tz=1.3 - 1.8 ×108 K

F-G C-Kern kontrahiert, R wachst

G-H He-Schale brennt

K-L roter Uberriese, 100 RJ, pulsiert


Kugelsternhaufen M3: Brennsequenz H - He - C - O

1. Hauptreihe

Zentrum: H brennt

2. Riesenast

Schale: H brennt

3. Horizontalast

Zentrum: He brenntSchale: H brennt

asymptotischer Riesenast4. AGB

Schale: He brenntSchale: H brennt


4.4 Masseverluste


Entwicklungswege im HRD: Eine Sonnenmasse

K Kollaps Gaswolke, anfangs nahe freier Fall

P Protostern erreicht

H Hayashi-Linie, Kollaps nahe Gleichgewicht

T T-Tauri-Stern erreicht, Jets, Ausbruche

Z normaler Zwerg auf Hauptreihe

R Roter Riese

N Planetarischer Nebel, Masseschalenabstoßen

W Weißer Zwerg, Kuhlung

vor Z Z N WM42 Sonne NGC2392 Sirius A/B


Planetarische Nebel: Abgestoßene Masseschalen

M57, 1 Lj, 2000 Lj Abell 39, 5 Lj, 7000 Lj M2-9, Doppelstern, 2100 Lj

Rotten Egg, 1.4 Lj, 3000 Lj, ohne (l) und mit (r) UR-Bild PKS265-02, alte Schalen



Planetarischer Nebel NGC 6543

NGC 6543 (Katzenauge-Nebel): Nordhimmel, Sternbild Drachen, Entfernung etwa 3000 Lj,

Alter 1000 J. Farbcode: links (rot - Hα, blau - Sauerstoff, grun - Stickstoff), rechts (Rontge-

nemission (blau) hinzugefugt). Interpretation: Ein enges Doppelsystem emittiert einen Ring

(helle Verdichtungen) und senkrecht dazu Jets.


Entwicklungswege im HRD: Mehr als 8 Sonnenmassen

HR blauer Hauptreihenstern

L > 10 000 LSonne

U blauer bis roter Uberriese

kann Hulle abstoßen (Wolf-Rayet)Kern-Brennen bis Fe

entarteter Fe-Kern

SN II Supernova Typ II

Rest Neutronenstern

oder Schwarzes Loch

HR U U SN IIRigel/Orion WR 124 Beteigeuze SN1987A


Stern η Car: Masseverlust bei Explosion

Eta Carinae ist

ein massereicher

Stern, der außere

Hullen abstoßt.

Eine Superno-

va Typ II ist

moglich.



4.5 Supernovae


Wege zu instabilen Zustanden

• Entstehung aus Gas-Staub-

Wolken

• masseabhangige Brennse-

quenz

• rote Riesen bilden planeta-

rische Nebel, außere Scha-

len werden abgestoßen

• SN I: falls nach Massever-

lust weniger als 1.4 MSonne

C und Begleiter

• SN II: falls nach Massever-

lust Brennen bis 1.4 MSonne

Fe56 im Kern


Was ist eine Supernova vom Typ 1a ?

• Weißer Zwerg im Binarsystem

• Riesenatom, stabil durch Gravi-

tation und Pauli-Prinzip

• erreicht 1.4 Sonnenmassen C/O,

kollabiert und explodiert, wird

vollstandig zerstort

• Leuchtkraft bekannt, Normal-

kerze fur wenige Wochen

• Rest der SN1572 (Tycho Brahe),

Abstand ≈ 10000 LJ, Durch-

messer ≈ 22 LJ, Aufnahme

CHANDRA


Supernova Typ I: 1.4 Mo Kohlenstoff explodieren

Nur 0.01 s nach Erreichen von 1.4

MSonne C Zundung der C-Explosion im

Zentrum

Explosionsfront nach 3 s an der Ober-

flache

Aufleuchten

Stern zerstort

Wolke expandiert mit 20 000 km/s

nach einigen 100 J heiße Blase

Durchmesser 10 Lj


Tychos SN 1572 heute

X-Emission von einer expandie-

renden Schale. Kein Pulsar.


Supernova-Reste und Sonnensystem

Unser Sonnensystem ist ver-

schwindend klein gegen einen SN-

Rest im Alter von einigen 100

Jahren.


25-MSonne-Stern kurz vor Kollaps


Supernova Typ II: Erst Kollaps - dann Explosion

Bei Erreichen von 1.4 MSonne Fe im

Kern - Gravitationskollaps

innerer Teil (0.8 MSonne) reißt ab prallt

nach 0.2 s auf abstoßende Kernkraft

auslaufende Schockwelle

langsame Neutronisierung

1057 Neutrinos entstehen

diese schieben Schockwelle in Stunden

bis einigen Tagen durch Wasser-

stoffhulle

dann erst Aufleuchten

Neutronenstern bleibt


Energiebilanz einer Supernova Typ II


Vela-SN vor 10 000 Jahren - der Rest heute

X-Himmel, Vela-Pulsar (r), 1500 Lj Schale, 200 Lj,

X-Emission

innen Pulsar, Doppelring,bewegt entlang gruner Pfeil

Jet: 30.11.00 12.01.01 29.12.01 03.04.02

X-Strahlung = Rontgenstrahlung



SN 1987A in der Großen Magellanschen Wolke, 23. Feb. 1987

Sanduleak -69o 202im Tarantel-Nebel

M ≈ 18 MJ

Spektraltyp O

Teff ≈ 30000 K

L ≈ 5 × 104 LJ

unten:

Tarantel-Nebel in der

GMW


SN 1987A: Anregung fruher abgestoßener Ringe


Deutliche Supernova in der Galaxie M51

M 51, Durchmesser 60 000 Lj, Entfernung 30 Mill. Ljhttp://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html

Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh …sol/ebene3/ak/v7.pdf · —————...

Documents

Transcript of Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh …sol/ebene3/ak/v7.pdf · —————...