Endstadien der Sternentwicklung: Weisse Zwerge, Neutronensterne ...
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<strong>Endstadien</strong><br />
<strong>der</strong> <strong>Sternentwicklung</strong><br />
Max Camenzind<br />
ZAH /LSW<br />
TUDA @ SS 2012
Übersicht<br />
• M in < 8 Sonnenmassen Weiße <strong>Zwerge</strong><br />
(>1 Mrd. in Galaxis, 10.000 in Kugelsternhaufen)<br />
• 8 < M in < 25 Sonnenmassen<br />
<strong>Neutronensterne</strong> (>100 Mio. in Galaxis)<br />
• M in > 25 Sonnenmassen<br />
Schwarze Löcher (~ 100.000 in Galaxis)<br />
• Weiße <strong>Zwerge</strong> und Planetarische Nebel<br />
• Struktur Weißer <strong>Zwerge</strong>, Masse-Radius Bez.<br />
• Die Chandrasekhar Masse - Nobelpreis<br />
• SN Ia über Akkretion auf Chandra WZ.<br />
• <strong>Neutronensterne</strong> und Schwarze Löcher
Nobelpreise für Forschung an<br />
kompakten Sternen<br />
1974 Anthony Hewish, Cambridge/UK<br />
.... für seine entscheidende Rolle bei <strong>der</strong> Entdeckung <strong>der</strong><br />
Pulsare und ihrer Deutung als rotierende <strong>Neutronensterne</strong><br />
1983 Subramanyan Chandrasekhar, Chicago, USA<br />
.... für seine Theorie <strong>der</strong> Struktur weißer <strong>Zwerge</strong><br />
(aus den 1930er Jahren)<br />
1993 Russell Hulse & Joseph Taylor, Princeton, USA<br />
.... für die Entdeckung des Doppelsternpulsars, <strong>der</strong> eine neue<br />
Möglichkeit für das Studium <strong>der</strong> Gravitation eröffnet hat<br />
2002 Riccardo Giacconi, Associated Universities Inc., USA<br />
.... für bahnbrechende Beiträge zur Astrophysik, die zur Entdeckung<br />
kosmischer Röntgenquellen führte (NS und stellare SL)
Zustandsdiagramm <strong>der</strong> Sterne<br />
Masse<br />
pre-<br />
MS<br />
C/O Weißer Zwerg<br />
He WZ<br />
Core-Kollaps<br />
Fe/Ni Core NStern<br />
Schwarzes Loch<br />
Sonne heute<br />
Kovetz et al. 2008 Stern-Entwicklung auf dem Computer<br />
Si-burn
Leben <strong>der</strong> Sterne: M = 0,25 - 9 M Sonne<br />
Pop I<br />
Z = 0,01<br />
Y = 0,28<br />
Kovetz et al. 2008<br />
Pop II<br />
Z = 0,001<br />
Y = 0,24
Endphasen <strong>Sternentwicklung</strong><br />
0.08 < M < 8 8 < M < 25 M > 25 Sonnen<br />
Planetarische Supernova- SNR<br />
Nebel Überreste (SNR)
Brennphasen<br />
auf dem Weg zum<br />
Kompakten Objekt
M in < 8 Sonnenmassen
Der berühmteste WZ im<br />
Doppelstern Sirius A + B<br />
Von Bessel 1838<br />
als Doppelstern postuliert;<br />
1862 findet Alvan Clark<br />
den Begleiter Sirius B;<br />
Rätsel: sehr hell, aber<br />
sehr klein Zwerg !
Sirius A vs Sonne<br />
Sirius A:<br />
2,1 Sonnenmassen<br />
T eff = 9.900 K<br />
Spektraltyp A1<br />
Radius = 1,7 x Sonne<br />
Alter: 238 Mio. Jahre<br />
(sehr junges System!)
Doppelsternsystem<br />
Sirius A + B
Planetarischer<br />
Nebel / HST<br />
(Ringnebel M57)<br />
+ Weißer Zwerg<br />
Ein planetarischer Nebel<br />
entsteht, wenn ein Stern<br />
wie unsere Sonne<br />
in seiner letzten Lebens-<br />
phase seine äußere Hülle<br />
ins ISM abbläst und<br />
dieses Material dann<br />
durch die intensive<br />
Strahlung des Sterns zu<br />
leuchten beginnt. Dies<br />
macht sie mit zu den<br />
schönsten Objekten in<br />
<strong>der</strong> Milchstraße.<br />
Etwa 15.000 sind in<br />
unserer Milchstraße<br />
katalogisiert, geschätzt<br />
wird ihre Gesamtzahl auf<br />
etwa 50.000.
Eskimo<br />
Nebel<br />
mit HST<br />
Endphase:<br />
Planetarische<br />
Nebel +<br />
Weißer Zwerg
Eskimo-Nebel<br />
von Herschel 1787 entdeckt<br />
Vergleich mit Amateuraufnahmen<br />
NGC2392 gehört zur Familie <strong>der</strong> hellen Mini-PNs. Mit 47´´ ~ Planet Jupiter.<br />
hohe Vergrößerungen sinnvoll und hohe Brennweiten zweckmäßig.<br />
Aufnahme mit 12 Zoll 1:4 Newton + Barlowlinse.
Spirograph<br />
Nebel / HST<br />
+ Weißer Zwerg<br />
Typische Planetarische Nebel sind zu etwa 70 % Wasserstoff und 28 % Helium<br />
zusammengesetzt. Den restlichen Anteil bilden hauptsächlich Kohlenstoff,<br />
Stickstoff und Sauerstoff sowie Spuren an<strong>der</strong>er Elemente. Der Stern im Zentrum<br />
heizt durch seine Strahlung die Gase auf eine Temperatur von rund 10.000 K auf.
Sanduhr-Nebel<br />
+ Weißer Zwerg<br />
HST Aufnahme
Alte Weiße <strong>Zwerge</strong> mit HST<br />
http://oposite.stsci.edu/pubinfo/jpeg/M4WD.jpg
Weiße <strong>Zwerge</strong> ... Uninteressant ?<br />
Nein, ,<br />
Subramanian Chandrasekhar (1910-1995)<br />
Theorie entarteter Elektronensterne (1931)<br />
... denn sie haben ein interessantes Inneres:<br />
„Diamanten“ <strong>der</strong> Milchstraße.<br />
… kühlen sehr langsam aus über die Hubble-Zeit<br />
werden als Kosmochronometer verwendet.
Elektronen<br />
Dx Dp > h<br />
Atome so dicht<br />
gepackt, dass<br />
sie sich überlappen<br />
Dichte: 2 t / cm³<br />
Elektronen<br />
Atom-<br />
Kerne<br />
Kohlenstoff<br />
Elektronen<br />
bewegen sich frei<br />
Druck (Fermi-Druck)<br />
gleicht Gravitation aus
Weiße<br />
<strong>Zwerge</strong><br />
„kühle“<br />
Diamanten<br />
He<br />
10 -2 M S<br />
C/O „Diamant“<br />
T initial ~ 140 Mio K<br />
T crystal ~ 16 Mio K<br />
T Debye ~ 14 Mio K<br />
T heute ~ 10 Mio K<br />
Druck durch e -<br />
C / O Core<br />
Kristallgitter<br />
(Diamant)<br />
T < 6 Mio K<br />
H Atmosphäre<br />
T eff > 4000 K<br />
~ 0,0001 M S<br />
H<br />
10 -5 M S<br />
Typischer<br />
Weißer Zwerg<br />
M = 0,6 M S<br />
R = 9094 km
10 Mrd. Weiße <strong>Zwerge</strong><br />
in <strong>der</strong> Galaxis
Elektronenentartung
Modelle Weiße <strong>Zwerge</strong>
g = 1 + 1/n<br />
Polytropennäherung
Hydrostatisches Gleichgewicht ART<br />
(1939)
P = Kr G <br />
Struktur<br />
Weißer<br />
<strong>Zwerge</strong>
Chandrasekhar 1930
Masse – Radius Beziehung
Weiße <strong>Zwerge</strong>: Masse – Dichte Sequenz<br />
n=3 Polytrope<br />
Beobachtete<br />
Mittlere Masse<br />
Numerische<br />
Lösung des<br />
Hydrostatischen<br />
Gleichgewichts<br />
Chandrasekhar<br />
Einstein Theorie<br />
Coulomb Korrekturen
Weiße <strong>Zwerge</strong>: Masse – Radius
??<br />
Weiße <strong>Zwerge</strong><br />
Punkte: Hipparcos Parallaxen GAIA Projekt<br />
Test mit<br />
Beobachtungen<br />
Fe WZ<br />
WZ mit Atmosphäre<br />
CO WZ
Kataklysmische<br />
Systeme (CV)<br />
WZ +<br />
Akkretionsscheibe<br />
in<br />
Doppelsternen
Novae
Akkretion auf WZ SN Ia<br />
Roter Riese<br />
• Weißer Zwerg akkretiert H vom Roten Riesen<br />
• H fusioniert stetig zu He Bildung einer Heliumhülle<br />
• Massenzunahme bis Chandrasekhargrenze<br />
Weißer<br />
Zwerg<br />
M ~ M Ch
SN Ia – so hell wie Galaxie<br />
SN 1994d
t = 0s t = 0,3s<br />
Mehrfachzündungen<br />
von<br />
Flammenkugeln<br />
Simulationen SN Ia<br />
Hohe Temperaturen;<br />
Aschedichte niedriger<br />
als Rest Pilzform
t = 0,6s<br />
Bildung von Substrukturen;<br />
Oberflächenvergrößerung &<br />
Verbrennungsratenerhöhung<br />
Simulationen SN Ia<br />
t = 2s<br />
Scherströme erzeugen<br />
Verwirbelungen; Brennfront<br />
erreicht Oberfläche
Lichtkurven SN Ia<br />
Absolute Helligkeit: bis -19,5 mag 10 Mrd. L<br />
Radioaktiver Zerfall von 56 Ni zu 56 Fe verzögert Abkühlung<br />
56 9 Tage Ni 56 112 Tage Co 56Fe + e +<br />
Ähnlicher Verlauf Standardkerze
Ersetze Elektronen durch Neutronen<br />
1932 Chadwick entdeckt das Neutron (Fermion).<br />
1930 Chandrasekhar Grenzmasse für Weiße <strong>Zwerge</strong>:<br />
erste dokumentiere Spekulation über kompakte<br />
Objekte, die selbst das Licht vollständig anziehen.<br />
1930 Lev Landau spekuliert über Neutronen:<br />
da Neutronen auch Fermi-Teilchen Sterne?<br />
1933 Zwicky und Baade Bildung NSterne in Supernovae<br />
1939 Tolman, Oppenheimer & Volkoff (Einstein)<br />
Struktur <strong>der</strong> <strong>Neutronensterne</strong> kann nur geometrisch<br />
im Rahmen von Raum und Zeit verstanden werden.<br />
1967 NSterne werden als Radiopulsare entdeckt<br />
Rotieren<strong>der</strong> NStern mit Dipolmagnetosphäre;<br />
Pulsar im Krebsnebel<br />
1970 NSterne werden als Röntgenpulsare entdeckt -<br />
Akkretierende NSterne in Doppelsternsystemen
Erfin<strong>der</strong> <strong>der</strong> NeutronenSterne<br />
Lev Landau 1930<br />
“es könnte NS geben”<br />
Fritz Zwicky 1933<br />
“NS entstehen in Supernova”
Atomkerne dicht gepackt<br />
Kruste <strong>der</strong> NSterne
Anatomie eines Neutronensterns<br />
Der typische<br />
Neutronen-<br />
Stern (1,4 M S)<br />
im Querschnitt<br />
-<br />
hat ein<br />
komplexes<br />
Innenleben<br />
und feste<br />
Oberfläche mit T eff<br />
= 100.000 - Mio K<br />
-<br />
Radius (~10 km) =<br />
2,5 x Schwarzschild<br />
Zentraldichte ~<br />
3 – 8 Kerndichte<br />
Neutronen-<br />
Flüssigkeit<br />
n<br />
p<br />
e<br />
µ<br />
9 – 11 km<br />
Photon<br />
erleidet<br />
gravitative<br />
Rotversch.<br />
von 35% !<br />
Kruste<br />
1-2 km aus<br />
schweren<br />
Kernen
Neutronen-Flüssigkeit<br />
1-fache<br />
Kerndichte:<br />
Neutronen<br />
dicht<br />
gepackt<br />
wie in<br />
Atomkernen<br />
Flüssigkeit
Kaltes Quark-Gluon Plasma<br />
> 3-fache<br />
Kerndichte:<br />
Neutronen<br />
überlappen<br />
Quarks<br />
bewegen<br />
sich frei<br />
QG Plasma
Masse-Radius<br />
Beziehung<br />
2 Lösungen: z = 0,35 ist gravitative Rotverschiebung<br />
- N Stern 1,7 M S - unwahrscheinlich<br />
- N Stern mit Quark-Core: 1,4 Sonnenmassen
Entdeckung <strong>der</strong> Pulsare 1967<br />
Nobelpreis 1974 an Ryle & Hewish<br />
Tony Hewish and Jocelyn<br />
Bell Bonn, August 1980
Pulsare – Leuchtturm<br />
historisch nicht erwartet!
Pulsar Diagramm<br />
B S<br />
3<br />
10<br />
15<br />
T<br />
T <br />
1<br />
<br />
2P<br />
T<br />
T<br />
T<br />
/ s<br />
Camenzind 2007
Millisek-Pulsare<br />
1 ms < P < 20 ms<br />
Online Pulsar Katalog: Web-Seite ATNF Pulsar<br />
”Normale“ Pulsare<br />
P > 20 ms<br />
Camenzind 2007
Ein isoliertes Schwarzes Loch<br />
ist ein echtes Loch im Raum,<br />
Durch Horizont begrenzt<br />
Gravitation ist so stark, dass<br />
auch Photonen nicht entweichen<br />
Ausdehnung gleich –<br />
Masse ~ 10 x Sonne
RaumZeit Sternkollaps<br />
Core eines massereichen<br />
Sterns kollabiert auf SL in ms
RaumZeit Sternkollaps<br />
Alle Unregelmässigkeiten,<br />
außer Masse und Drehimpuls,<br />
werden als GWellen abgestrahlt
„Schwarze Löcher haben nur 2 Haare“<br />
X<br />
Schwarzschild (1916)<br />
{Masse M}<br />
Reissner-Nordstrom<br />
{M, Ladung Q}<br />
Kerr (1963)<br />
{Masse M, Spin a}<br />
Kerr-Newman<br />
{M,a,Ladung Q}<br />
J.A. Wheeler 1967:<br />
„Glatzen-Satz“, „No Hair“
Die wahren Pioniere <strong>der</strong> SL<br />
Karl Schwarzschild 1916 Roy Kerr 1963
Die Kerr Lösung – BL Koordinaten<br />
Horizont r = const Fläche D(r) = 0:
Anatomie eines Kerr Lochs<br />
R g = GM/c² = 1,5 km M/M S<br />
Vakuum<br />
Schwarzschild<br />
Ring-<br />
Singularität<br />
Vakuum<br />
Alles mitrotieren<br />
Quadrupolmoment Q = M a²
Schwarze Löcher ~ Seifenblasen<br />
erzeugen nur GWellen !<br />
2 Horizonte verschmelzen
BH-BH Head-on Collision<br />
Simulation: CalTech-Cornell
Lichtablenkung<br />
Schwarzes Loch
Andromeda ohne Schwarzes Loch
Schwarzes Loch vor Andromeda<br />
Einstein Ring & Photonorbit
„Glatzen-Ebene <strong>der</strong> SL“<br />
Camenzind 2006
µQuasare<br />
Objekt Bahn Periode Donor Stern Masse des BH Spin a<br />
GRS1915+105 33.5 d K/M III 14 +/- 4 0.9 – 0.99<br />
V404 Cyg 6.470 d K0 IV 12 +/- 2 -<br />
Cyg X-1 5.600 d O9.7ab 8 +/- 2 0.4 – 0.6<br />
LMC X-1 3.909 d Orosz08 O9 IIIa 10.3 +/- 1.3 0.9 +/- 0.02<br />
M33 X-7 3.45 d Orosz07 O7 III 15.6 +/- 1.4 0.77+/-0.05<br />
LMC X-3 1.704 d B3 V 7.6 +/- 1.2 0.2 – 0.4<br />
GRO J1655-40 2.620 d F3 IV 6.3 +/- 0.3 0.6 – 0.8<br />
XTEJ1819-254 2.816 d B9 III 7.1 +/- 0.3 -<br />
IC 10 X-1 34.4 h W He 35 24 - 33 -<br />
GX 339-4 1.7557 d B0 V > 5.8 0.93+/-0.04 Suz<br />
XTEJ1550-564 1.542 d G8 IV 9.6 +/- 1.2 -<br />
4U 1543-47 1.125 d A2 V 9.4 +/- 1.0 0.75-0.85<br />
H 1705-250 0.520 d K3 V 6 +/- 2 -<br />
GS 1124-168 0.433 d K3 V 7.0 +/- 0.6 -<br />
GS 2000+25 0.345 d K3 V 7.5 +/- 0.3 -<br />
A 0620-00 0.325 d K4 V 11 +/- 2 -<br />
XTEJ1650-500 0.321 d K4 V 3.8 +/- 0.5 -<br />
GRS 1009-45 0.283 d K7 V 5.2 +/- 0.6 -<br />
GROJ0422+32 0.212 d M2 V 4 +/- 1 -<br />
Remillard & McClintock 2006; Camenzind 2007
Blauer Überriese mit<br />
70 Sonnenmassen<br />
bedeckt periodisch<br />
die Röntgenquelle<br />
Messier 33<br />
Quelle X-7 :<br />
Periode: 3,45 d<br />
2007 identifiziert<br />
15,7 Sonnen-<br />
massen SL<br />
~ wie Cyg X-1<br />
System<br />
entwickelt sich zu<br />
DoppelSL-System<br />
Merging GW
Zusammenfassung<br />
• Struktur <strong>der</strong> Weißen <strong>Zwerge</strong> ist geklärt, als<br />
Kosmochronometer eingesetzt. ~ 10 Mrd. WZ<br />
SNIa entstehen in Weißen <strong>Zwerge</strong>n M~M C.<br />
• Weiße <strong>Zwerge</strong> sind Endprodukt <strong>der</strong> Entwicklung<br />
massearmer Sterne (M < 8 Sonnenmassen).<br />
• Bekannteste Weiße Zwerg: Sirius A (1,0 M S).<br />
• Kühle Weiße <strong>Zwerge</strong> sind Diamanten mit H-<br />
und He-Hülle.<br />
• Massereiche Weiße <strong>Zwerge</strong> sind Vorgänger zu<br />
Supernovae Typ Ia.<br />
• Spielen seit 1997 eine wichtige Rolle in Distanzmessung<br />
im expandierenden Universum.