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iedrich-Schiller-Universität Jena Astrophysikalisches Institu Seminar: „Das Milchstraßensystem“ Leitung: PD Dr. K. Schreyer Referent: Sina Truckenbrodt Spätphasen der Sterne

Friedrich-Schiller-Universität Jena

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Friedrich-Schiller-Universität Jena. Astrophysikalisches Institut. Seminar: „Das Milchstraßensystem“ Leitung: PD Dr. K. Schreyer. Spätphasen der Sterne. Referent: Sina Truckenbrodt. Gliederung. 1Einteilung der Spätphasen von Sternen 2Weiße Zwerge - PowerPoint PPT Presentation

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Page 1: Friedrich-Schiller-Universität Jena

Friedrich-Schiller-Universität Jena Astrophysikalisches Institut

Seminar: „Das Milchstraßensystem“Leitung: PD Dr. K. Schreyer

Referent: Sina Truckenbrodt

Spätphasen der Sterne

Page 2: Friedrich-Schiller-Universität Jena

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

Page 3: Friedrich-Schiller-Universität Jena

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

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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⊙

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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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05.01.2009 S "Das Milchstraßensystem" 6

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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05.01.2009 S "Das Milchstraßensystem" 7

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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05.01.2009 S "Das Milchstraßensystem" 8

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

Page 9: Friedrich-Schiller-Universität Jena

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⊙

Page 11: Friedrich-Schiller-Universität Jena

05.01.2009 S "Das Milchstraßensystem" 11

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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05.01.2009 S "Das Milchstraßensystem" 12

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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05.01.2009 S "Das Milchstraßensystem" 13

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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05.01.2009 S "Das Milchstraßensystem" 14

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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05.01.2009 S "Das Milchstraßensystem" 15

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!

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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.