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————— 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
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4.1 Die Masse bestimmt die Entwicklung
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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
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4.2 Vorgange in Molekulwolken
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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.
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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)
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Nahe OB-Assoziationen
450 Lj
↓αSco
↓Gum-Nebel
↓
↑450 Lj
↑1500 Lj
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Dunkelwolke Barnard 68: Frequenzabhangige Schwachung
sichtbares Licht ultrarotes Licht
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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↑
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Milchstraße, Orion, Barnard’s loop und M42
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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
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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)
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Pferdekopf-Nebel und Orion-Nebel (M42)
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Orion-Nebel (M 42) und Pferdekopf-Nebel
Pferdekopf- und Orion-Nebel, 1300 Lj http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html
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Pferdekopf-Nebel: Dunkelwolken vor H-II-Regionen
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Pferdekopf-Nebel:Details
links unten: linker Gurtelstern
des Orion
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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
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Sternbildung im Orion-Nebel (M 42)
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Dunkelwolke beim Stern ρ Oph (Entfernung ∼450 Lj)
ρ Oph
←σ Sco←←M4
Antares
Zentrum Milchstraße
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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)
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Gum-Nebel: Rest einer Supernova vor 1 Mill. Jahren
Fullt 41 Grad des Sudhimmels, Sternbilder Vela/Puppis, Vorderfront 450 Lj, Ruckfront 1500 Lj
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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
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Herbig-Haro-Objekt HH 46/47 im Gum-Nebel
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Sternbildung im Adler-Nebel (M16)
An der Spitze jedes Pfeilers
dichte Wolken mit entstehenden
Sternen
Entfernung 6500 Lj, Durchmesser 20 Lj
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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
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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.
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Bok-Globule im Nebel NGC 281
in der Cassiopeia
Entfernung 10000 Lj
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Kleinste Bok-Globulen
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Protostellare Scheiben im Ultraroten
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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.
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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
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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
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4.3 Brennsequenzen
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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
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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
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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
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4.4 Masseverluste
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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
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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
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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.
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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
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Stern η Car: Masseverlust bei Explosion
Eta Carinae ist
ein massereicher
Stern, der außere
Hullen abstoßt.
Eine Superno-
va Typ II ist
moglich.
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4.5 Supernovae
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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
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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
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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
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Tychos SN 1572 heute
X-Emission von einer expandie-
renden Schale. Kein Pulsar.
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Supernova-Reste und Sonnensystem
Unser Sonnensystem ist ver-
schwindend klein gegen einen SN-
Rest im Alter von einigen 100
Jahren.
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25-MSonne-Stern kurz vor Kollaps
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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
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Energiebilanz einer Supernova Typ II
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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
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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
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SN 1987A: Anregung fruher abgestoßener Ringe
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Deutliche Supernova in der Galaxie M51
M 51, Durchmesser 60 000 Lj, Entfernung 30 Mill. Ljhttp://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html