§5: Entwicklung der Sterne

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§5: Entwicklung der Sterne

§5: Entwicklung der Sterne

Vorlesung: Physik des Universums

1


§5 Inhalt: Entwicklung der Sterne

• Entstehung der Sterne

• Solares Brennen

• Weisse Zwerge

• Supernovae Typ II

• Neutronensterne und Pulsare

• Supernovae Typ Ia

2


Entstehen der Sterne

3


Milchstrasse

Gebiete der

Sternentstehung

4


Starburst Cluster NGC 3603

20000 Lj entfernt

2MioJahre alt

Massereicher als Sonne

Intensive Strahlung

Interstellares Gas glüht

5


Adler-Nebel

Staubwolken

Abdampfen durch UV-Strahlung

benachbarter Sterne

Kühles Gas

und Staub

Etwas grösser als

Sonnensystem

6


Adler-Nebel

Staubwolken

Staub: H, He

Silikate

Schwere Elemente

Aktuelle Zusammensetzung

hängt vom

Entwicklungszustand

und Umgebung ab

7


Wasserstoff-

Isotope und

Helium-

Isotope

Proton

Wasserstoff-Atom

Elektron

Proton

1

1H

Deuterium

2

1

H

Helium-3

3

He 2

Helium-4

4

H 2


Elementhäufigkeit im Universum

Wasserstoff

4

Helium

Deuterium

3

Helium

7

Lithium

wurden während

der Nukleosynthese

~ 1 min. nach Urknall

erzeugt.

Bei Staub sind schwerere

Elemente angereichert und zu

makroskopischen Staubkörnern

verbunden

9


Stabile Isotope (leichte Kerne)

Protonennzahl

Al

Mg

Na

Ne

F

O

N

C

B

Be

Li

He

H

0

Neutronenmangel

A=5

1

2

A=8

3

4

N=Z

5

6

Neutronenüberschuß

Neutronenzahl

7

8

9

10

11

Elemente mit

A>8 werden

in Sternen

erzeugt

12

13

14


Scheiben im Orion-Nebel

11


Staubscheibe Beta-Pictoris

12

Staubscheibe um β Pictoris

im Nah-Infraroten (Bild: ESO)

Staub bildet Ebene (Scheibe) durch Rotation


Kollision von Galaxien

Kollision Andromeda-Milchstrasse

Kollision von Andromeda und Milchstrasse

als Demonstration wie Drehimpuls entsteht

13


Entstehung Sternsystem 1

Zentrum leuchtet zunächst

aufgrund der gravitativen Ballung

14


Entstehung Sternsystem 2

Jets transportieren

Drehimpuls ab

15


H211: Jets

Jet-Expansion: 300000 km/h

Jet-Rotation: 5000 km/h

16


Entstehung Sternsystem 3

Chemische

Zusammensetzung

der Scheibe hängt

vom Abstand zum

Zentralgestirn ab

Irgendwann fehlt

Nachschub 17 für

den Gas-Jet


Entstehung Sternsystem 4

18


Entstehung Sternsystem 5

Nach etwa

20 Mio Jahren

19


Entstehung Planetensystem

20


Planeten: Eigenschaften

Größenverhältnisse

Gasplaneten (Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun) sind

wesentlich größer, massereicher, aber weniger dicht

als die `felsigen´, kleineren terrestrischen Planeten

(Merkur, Venus, Erde, Mars) im inneren Sonnensystem

21


Planeten an anderen Sternen: Exo-Planeten

Das System von Upsilon Andromedae im Vergleich mit

dem Sonnensystem (Exzentrizitäten:

B: 0.01, C: 0.25, D: 0.27)

~200 Exo-

Planeten

22

entdeckt


Einige Planeten um andere Sterne

23


Exo-Planet: Direkte Beobachtung

• ~ 450 Ly entfernt

• sehr junger T Tauri-

Stern (K7),

< 2 Myr

24


Entstehung Sternsystem 4

Warum leuchtet

der Stern ?

Wie ist seine

Entwicklung ?

25


Massenanziehung

26


Massenanziehung

Kinetische

Energie der

Staubteilchen

Globale

Rotation

27


Massenanziehung

Kinetische

Energie der

Staubteilchen

wächst,

Temperatur

wächst

Globale

Rotation

nimmt zu

28


Massenanziehung

M-Stern

Strahlt aufgrund

der Gravitationsanziehung,

Masse

kleiner als 10%

der Sonnenmasse,

Entwicklung zum

Weissen Zwerg

29


Vor Kollaps Zündung der Kernfusion

Wenn Masse des

Sterns grösser als

0.1 M sonne

Kollaps wird verhindert durch Strahlung: Erzeugt im

Innern durch Kernreaktionen. Die weitere Entwicklung

hängt direkt von der Masse des Sterns ab, d.h. von der

Masse der kollabierten Gas-Staub-Wolke .

30


Sternentwicklung: Endstadium

• Weisser Zwerg

M < 10 M Sonne

• Neutronenstern

Sonne

10 M Sonne < M < 50 M sonne

• Schwarzes Loch

50 M sonne < M

31


6000 Grad

Sonne: Aufbau

Sonne ist leichter

Gasball bestehend aus

75% Wasserstoff und

25% Helium

Hälfte der

Sonnenmasse

im Kern, 10%

ihres

Volumens

Energie

Erzeugung

durch

Kernfusion

7MioGrad

Radius

der Sonne:

700000 km

Photon benötigt 1 Mio Jahre vom Zentrum zur Oberfläche

32


Strahlung vs. Gravitation

In einem schrumpfenden Stern führt die Umwandlung der

Gravitationsenergie zu einer kontinuierlichen Temperaturerhöhung.

Wenn die Temperatur im zentralen Kern des Sterns

7 Mio Kelvin erreicht hat, beginnt das Wasserstoffbrennen.

Dieses setzt Energie in Form von Photonen frei. Der

resultierende Strahlungsdruck kompensiert den

Gravitationsdruck. Dies führt zu einem lang anhaltenden

Gleichgewichtszustand, in dem sich der Stern kaum in Größe,

Temperatur und Luminosität ändert.

Sonne: Hauptreihenstern, stabil für etwa 10 Mrd. Jahre

Stern mit 10 Sonnenmassen etwa 1000x schnellere Entwicklung

33


Energiequelle der Sterne

Helium

Mehrere

Kernfusionen

Energy

26.7 MeV

34


Wasserstoff-

Zyklus Step 1a

Wenn sich Protonen berühren Umwandlung

eines Protons in Neutron durch „Schwache

Wechselwirkung“ und Bindung zum

Deuteron (seltener Prozess)

35


Wasserstoff-

Zyklus Step 1b

Wenn sich Protonen berühren Umwandlung

eines Protons in Neutron durch „Schwache

Wechselwirkung“ und Bindung zum

Deuteron (seltener Prozess)

e - und e + γ

36


6000 Grad

Sonne: Aufbau

Radius

der Sonne:

700000 km

Hälfte der

Sonnenmasse

im Kern

Energie

Erzeugung

durch

Kernfusion

15 Mio

Grad

Warum

benötigt man

15 Mio Grad ?

Photon benötigt bis zu 1 Mio Jahre vom Zentrum zur Oberfläche

37


Proton-Proton-Potential

q q

=

2

r

+ +

q1q

r

1 2

2

K ⇒ U =

Nur Deuteron =

(Proton + Neutron)

bildet Atomkern

Nukleon-

Nukleon-Kraft:

Stark, anziehend,

mit geringer

Reichweite

Coulomb-Kraft:

Schwach,

abstoßend,

mit grosser

Reichweite 38


Proton-Proton-

Fusion

Je höher die Temperatur desto größer

die mittlere Energie der Stosspartner,

desto größer die Tunnelwahr

scheinlichkeit, desto stärker die Fusion

Fusionsrate extrem

abhängig von Temperatur

Höhere

Temperatur,

grössere

Penetrabilität

Niedrigere

Temperatur,

geringere

Penetrabilität

39


Wasserstoff-Zyklus:

26.7 MeV

2x

26.7 MeV

2x

1.4 MeV

1x

5.5 MeV 12.9 MeV

40


Sonne: Wasseerstoff-Zyklus

e +

e +

41


Sonne: Gleichgewichtszustand

Je höher die

Temperatur

desto größer die

mittlere Energie

der Stoßpartner,

desto größer die

Tunnelwahr

scheinlichkeit,

desto stärker die

Fusion

Je stärker die

Fusion, desto

größer der

Strahlungsdruck

desto mehr

dehnt sich Stern

aus , desto

kleiner der

Gravitations

druck

Je kleiner der

Gravitations

druck, desto

geringer die

Temperatur,

desto geringer

die mittlere

Energie der

Stoßpartner,

desto geringer

die Fusion

Je geringer die

Fusion, desto

geringer der

Strahlungsdruck

, umso mehr

schrumpft der

Stern, desto

stärker der

Gravitations

druck, desto

höher die

Temperatur

Sonne: Hauptreihenstern, stabil seit etwa 7 Mrd. Jahren

42


Selbst wenn sich die beiden Protonen sehr nahe

kommen, ist die Wahrscheinlichkeit, dass sich eines

in ein Neutron umwandelt, sehr gering

Nur ein Proton-Neutron-

System bindet zum Deuteron

Kollision und Umwandlung p+pd ist seltenes Ereignis

43


Proton-Proton Kollision

Selbst wenn sich die beiden Protonen

sehr nahe kommen, ist die

Wahrscheinlichkeit, dass sich eines

in ein Neutron umwandelt, sehr

gering

44


Sonne: Zeitablauf p-p Kette

Nur hier Umwandlung

ProtonNeutron durch

Schwache Wechselwirkung

45


Solare Energieproduktion

• 4 H He ergibt 26 MeV Energiefreisetzung

• Luminosität der Sonne: 2.4*10 39 MeV/sec

• 616 Mio Tonnen H He pro sec.

• 5*10 17 kg/y H He (Sonnenmasse=2*10 30 kg)

• 10 38 Fusionsprozesse pro sec (Sonne= 10 51 Atome)

• Brennen nur im Kern 10% der gesamten H-Masse

• Mittlere Lebensdauer eines H vor Fusion ~ 1 Mrd. Jahre

• Temperatur im Zentrum ~ 15 Mio Grad

• Dichte im Zentrum ~ 160 g/cm 3 ~ 160mal Wasser

46

• Alter ~ 4.7 Mrd. Jahre


Entwicklung der Sonne

Weißer Zwerg

Vorläufige Antwort: Stern kontrahiert unter der Gravitation

47


Wasserstoff-Brennen zu He

48


Helium-Brennen zu C,O

49


H-Brennen

Wasserstoff

Brennender

Wasserstoff

Asche von

Wasserstoff

= Helium

50

Beispiel: 10x Sonnenmasse


Sonne: Dichte

Temperatur Masse

Im Zentrum

finden die Kernfusionen

statt

51


He – Brennen bei höherem Druck

und höherer Temperatur

Wasserstoff

Brennender

Wasserstoff

Asche von

Wasserstoff

= Helium

Brennendes Helium

Asche von

Helium

=C,O

52


He – Brennen bei höherem

Druck und höherer

Temperatur

Wasserstoff

Roter

Riese

100

53


Rote Riesen im Globulalaren Cluster Omega Centauri

54


Sonne Roter Riese

In ~ 5 Mrd.Jahren

Bleibt 1 Mrd. Jahre

in diesem Zustand

55

1 AU = Radius der Erdbahn


Planetarischer Nebel NGC 6543

Eruptive Emission von Materie aus der äußeren Schale eines Roten Riesen.

Zurück bleibt im Zentrum ein Weisser Zwerg

56


Planetarische Nebel

57


Roter Riese,

Sonne,

Weisser

Zwerg

White Dwarf

58


Sirius mit weissem Zwerg

M Sirius = 2.3 M Sonne

R Sirius = 1.7 R Sonne

M Weisser Zwerg = 0.9 M Sonne

R Weisser Zwerg = 0.01 R Sonne

Umlaufszeit: 50 Jahre

Grosse Halbachse: 20 AU

Entfernung Sonne-Uranus

Entfernung von uns: 8 Lichtjahre

59


Mira mit weissem Zwerg

60


Hertzsprung-Russel Diagramm

Sterne im HR-Diagramm nicht gleichmäßig verteilt

Masse

massereich

Hauptreihe: H-Brennen

massearm

Temperatur

L

= αM

3

Farbe: blau

Farbe: rot

61


Evolution of solar mass star

Hier verbringt

Sonne 90%

ihres Lebens: 10

Mrd Jahre

62


Lebens-Zyklus der Sonne

63


Evolution of low mass star

Hier bleiben

weisse Zwerge

und kühlen ab

64


Weiße Zwerge

• Masse: kleiner als 1.4 Sonnenmassen

• Größe: etwa Erdgröße

• Zentrale Dichte: 1.5 Mio fach zentrale Sonnendichte

• Oberflächentemperatur: 7000 - 80000 K (wie Sterne)

• Zentrale Temperatur: etwa wie Sonne

• Materie: Je nach Typ (Masse) ionisiertes He, C, O

• Stabilität: Druck des entarteten Elektronengases

• Thermische Energie: kinetische Energie der Atomkerne

• Balanze: Je schwerer umso kleiner

65


Fermionen: Entartungsdruck

Atom

Druck

Kasten

wichtig

Gegendruck

Pauli-Prinzip für Fermionen: Jeder Zustand

kann nur durch EIN Fermion besetzt werden

Fermionen

66


Druck des entarteten Fermi-

Gases

Jedes Fermion beansprucht für sich alleine

ein Phasenraumvolumen gegeben durch

Unschärferelation

Enrico Fermi (1901-1954)

Druck

67


Weißer Zwerg Fermidruck der

Elektronen

Gravitationsdruck

Fermidruck

Elektronen erzeugen

Fermidruck

Neutronen und

Protonen erzeugen

Gravitationsdruck

Weisse Zwerge kühlen langsam ab, werden braune Zwerge

68


Masse Sternentwicklung

Massearmer

Stern

69


Masse Sternentwicklung

Massearmer

Stern

70


Schwerer Stern:

Weitere Fusions-Reaktionen

..... 56 Fe

56

Fe

Sukzessives Brennen zu schwereren Kernen bis 56 Fe

Beispiel: 10x Sonnenmasse

71


Zwiebelstruktur

Weiterentwicklung unter der Annahme:

8M Sonne < M < 20 M sonne

Ausdehnung zum roten

Überriesen, Abdampfen,

kein Abwurf der Hülle

Ende des

Brennprozesses

72


Roter

Überriese

Beteigeuze (α)

Sternbild Orion

500 facher

Sonnendurchmesser

73


Roter

Überriese

Beteigeuze (α)

Sternbild Orion

500 facher

Sonnendurchmesser

Massenverlust von 20%

durch Sternenwind

74


Zwiebelstruktur

Weiterentwicklung unter der Annahme:

10 M Sonne < M < 15 M sonne

Ende des Brenn

Prozesses

Durchmesser

etwa 1000 km,

etwa 1.4

Sonnenmassen 75


Zwiebel-Struktur:

Grössenverhältnisse

20-fache

Sonnenmasse

Sternoberfläche

bei rd. 30 Mio km

Explosion im Raum-

Bereich von 1000 km

Warum endet sukzessives Brennen

bei Fe? Klären wir später

76


Entwicklung: Dichte und Temperatur

Kollaps:

1 sec

Schockwelle:

2h

Masse des Sterns: 10 Sonnenmassen

Entwicklung 1000x schneller als die Sonne

77


Kollaps des Fe-Kerns

Masse des Fe-Kerns

größer als 1.44

Sonnenmassen

1000 km 10 km

Neutronenstern

Fe

e − + p→ n+

ν e

Die Gravitationskraft „drückt“ Elektronen in die Protonen

Dadurch fällt der Fermi-Druck der Elektronen weg Kollaps

78


Einstürzen der Hülle

79


Implosion Explosion

80


e − + p→ n+

ν e

Supernova-Explosion

81


e − + p→ n+

ν e

Supernova-Explosion

Hülle wird abgeworfen Remnant

Einstürzende Materie wird reflektiert

Explosive Ausbreitung von Neutrinos

82


Rebounce-Effekt

83


Explosion: Abwurf von Hülle

Ausbildung des SN-Remnant

(0.05sec - 400km)

(0.15sec - 500km)

(0.45sec - 3000km)

(1.00sec -20000km)

SN-Explosion

häufig gesehen in

anderen Galaxien,

in der Milchstrasse

etwa EINE pro Jhd.

84


Crab-

Nebel:

optisch

Supernova -

Remnant

85

Explosion: 1054 n.Chr.


Entfernung: 6300 Lj Im Zentrum ein Pulsar

Durchmesser des

Superova-Explosion

Krebs-Nebels: 11 Lj.

Expansionsgeschwindigkeit: 1500 km/sec.

86


Chinesischer

Bericht von

Supernova-

Explosion

1054 n.Chr.

87


Crab- Nebel: optisch und röntgen

88


Energiefreisetzung

bei Supernovae:

Innerhalb von Wochen

wie sonst in Mrd Jahren

SN: AAT-48

89


Supernova:

Explosion

Spiral

Galaxy

NGC3877

and

supernova

SN1988S

90


Schockwelle:

Erzeugung schwerer

Elemente (r-Prozess)

Supernova-Explosion

Materie, NeutrinosSchockwelle

Supernovae RemnantHülle abgestossen

91


Supernova-

Explosion:

Heisse Gase

Heisses Gas (rot) steigt in

pilzförmigen Blasen auf,

Während kühles Gas (blau) einsinkt.

92


Verteilung der Elemente Sauerstoff (blau), Silizium

(grün) und Nickel (rot) von einer Sekunde bis

mehrere Stunden nach Beginn der Explosion

93


Remnant: Neutronenstern

94


Atmosphäre

~ einige cm

Neutronenstern

95


Neutronenstern Stabilität durch

Fermidruck der Neutronen

Elektron

Neutron

Weisser Zwerg R=6000 km

Neutronenstern R=6 km

Gravitationsdruck

Fermidruck

96


Neutronenstern: Offene Fragen

97


Pulsar

Röntgenstrahlung

sichtbares Licht

Radiowellen

98


Pulsare: Speziell orientierte Neutronensterne

99


Pulsar

100


Evolution of high mass star

101


Chandrasekar-Grenze: 1.44

M Sonne

1000 km 10 km

Neutronenstern

Durchm. 10 km

Masse des Fe-Kerns größer als

1.44 Sonnenmassen Kollaps

zum Neutronenstern

Fe

Masse des Fe-Kerns größer als 3

Sonnenmassen Kollaps zum

Schwarzen Loch

Masse weniger als 1.44

Sonnenmassen kollabiert nicht,

wird durch Elektronendruck

102

gehalten Weisser Zwerg


Sternentwicklung

• M < 0.1 M sonne

– Gravitatives Schrumpfen Weisser Zwerg

• 0.1 M Sonne < M < 0.8 M sonne

– Wassertoffbrennen Weisser Zwerg

• 0.8 M Sonne < M < 8 M sonne

– H-He-Brennen, Roter Riese Weisser Zwerg

• 8 M Sonne < M < 20 M sonne

– Brennen, Roter Über-Riese, SN Typ II Neutronenstern

• 20 M Sonne < M

– Brennen, Roter Über-Riese, SN Typ II Schwarzes Loch

103


Masse Sternentwicklung

Massearmer

Stern

104


Kreislauf der

Materie im

Universum

105


Hertzsprung-Russel interaktiv

106


Frage:

107


Beispiel: Atomkern Z=11 N=12

+

+

+

+

+

+

+

+

+

+ +

108


Starke anziehende Kernkräfte: kurze Reichweite

+

+

+

+

+

+

+

+

+

+ +

Wenige

Partner

109


Schwache abstoßende Ladungskräfte: lange Reichweite

+

+

+

+

+

+

+

+

+

+ +

Viele

Partner

110


Gleichgewicht: Anziehung gegenüber Abstoßung

Abstoßung = Z*Z

Anziehung = (Z+N)*7

+

+

+

+

+

+

+

+

+

+

+

+

+

+

+

+

+

+

+ +

+ +

Abweichung vom Gleichgewicht: Instabilität – radioaktiver Zerfall

111


Fusion und

Fusion

Spaltung

Leichte Kerne (A56)

Kerne spalten

und produzieren

dabei Energie

Induzierte Spaltung

112


Fusion: Zwei

leichte Kerne

werden

künstlich

verschmolzen

und geben

dabei Energie

ab

Kernspaltung und Kernfusion

Fe-56

Eisen

Spaltung: Ein

schwerer Kern

wird durch

Beschuss mit

Neutronen

(künstlich)

gespalten und

gibt dabei

Energie ab

113


Erzeugung von

Elementen

schwerer als

56

Fe

Schock

Welle

56

Fe

114


Elemente in

SN-Remnant

Elemente schwerer als

Eisen entstehen in der

SN-Schockwelle


Supernova-Explosion

Erzeugung schwerer

Elemente (r-Prozess)

Materie, NeutrinosSchockwelle

Supernovae RemnantHülle abgestossen

116


Material der Erde ist

etwa 100x durch

Supernova-

Explosionen gegangen


Resultat: Supernova Typ II

• Sukzessives Brennen des Kerns von H zu Fe

• Eisenkern kollabiert

• Elektroneneinfang: p + e n + Neutrino

• Schockwelle erzeugt schwere Elemente

• Extreme Energiefreisetzung. Innerhalb von Wochen

soviel wie in Milliarden Jahren

• Charakteristische Lichtkurve

• Expandierende Hülle enthält 10 x Lichtenergie

• Emittierte Neutrinos enthalten 100 x Lichtenergie

• M Fe-Kern 1.4 - 3 M Sonne Kollaps zum Neutronenstern

• M Fe-Kern über 3 M Sonne Kollaps zum Schwarzen Loch

118


Supernovae Typ Ia

119


Mira mit weissem Zwerg

120


Akkretion: Weisser Zwerg nahe

bei Rotem Riesen

121


Doppelsternsystem

Der massivere Stern

entwickelt sich schneller und

ist bereits ein Weisser Zwerg.

Saugt Masse vom Partner ab

Der Partner mit geringerer Masse

entwickelt sich langsmer und ist noch

im Stadium des Roten Riesen.

122


Supernova Typ Ia

Weißer Zwerg in Nachbarschaft von Rotem Riesen

Der Weisse Zwerg akkreditiert so

lange Masse bis die Zündbedingung

erreicht ist: Schnelles H,C,O-Brennen

Supernova Typ Ia

Weil Masse anwächst bis sie zündet,

haben alle SN-Ia die gleiche Masse

alle SN-Ia haben die gleiche

Leuchtkraft Standardkerzen

123


Supernova

Typ Ia

Explosion

Rechnung

Nach 0.01 0.3 0.6 10 sec Pfeil zeigt Grösse des Weissen Zwergs,

124

nach einer halben Sekunde 2000 km


SN Typ Ia: SN-199-4d

125


Beispiele SN-Ia

126


Supernovae Typ Ia

• Weißer Zwerg (C,O) im Binärsystem

• Nachbarstern ein roter Riese mit H an Oberfläche

• Weißer Zwerg saugt H ab von Oberfläche des roten Riesen

• Gas fällt mit hoher Geschwindigkeit auf WZ

• Wasserstoff bildet Schicht an Oberfläche des WZ

• Zündet und verbrennt nach C und O (Nova, mehrfach)

• CNO-Brennen: Extrem schnelles Brennen (SN Typ Ia)

• Kein kompaktes Restobjekt (compact Remnant)

• Typische Ia-Lichtkurve Unterscheidung zu Typ II

• In der Praxis jeden Monat eine SN Ia beobachtet

• Wichtig für Expansionsbestimmung des Kosmos

127


Lichtkurve: Typ Ia und Typ II

Supernovae vom Typ I und Typ II werden durch Lichtkurven

unterschieden

128


§5 Entwicklung der Sterne

Ende

129

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