Date post: | 06-Apr-2016 |
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Sterbende Sterne und das Sterbende Sterne und das interstellare Mediuminterstellare Medium
Das große Ganze zu Beginn
Der Der MateriekreislaufMateriekreislauf
Das interstellare Medium
1. Entwicklung massenreicher Sterne1. Entwicklung massenreicher Sterne
Was sind massenreiche Sterne?Was sind massenreiche Sterne?
→→ M > 8 MM > 8 Mּסּס !!!!
→ → Durchlaufen aller Brennphasen → SupernovaDurchlaufen aller Brennphasen → Supernova
→ → relativ kurze Lebensdauer, in Regionen mit jungen Sternen, z.B. relativ kurze Lebensdauer, in Regionen mit jungen Sternen, z.B. SpiralarmeSpiralarme
Beispiel: Beispiel: Progenitor der SN 1987a in der Magellanschen Wolke:Progenitor der SN 1987a in der Magellanschen Wolke: 20 M 20 Mּסּס , Lebensdauer , Lebensdauer 10107 7 JahreJahre
Sonne:Sonne: 1 M 1 Mּסּס,,, Lebensdauer 10, Lebensdauer 1010 10 JahreJahre
Nukleare BrennphasenNukleare Brennphasen
WasserstoffbrennenWasserstoffbrennen
HeliumbrennenHeliumbrennen
KohlenstoffbrennenKohlenstoffbrennen
NeonbrennenNeonbrennen
SauerstoffbrennenSauerstoffbrennen
SiliziumbrennenSiliziumbrennen
KOLLAPSKOLLAPS
Wie erhält man die Leuchtkraft eines Sterns?Wie erhält man die Leuchtkraft eines Sterns?
Zur Berechnung der Leuchtkraft L benötigt man:Zur Berechnung der Leuchtkraft L benötigt man: Scheinbare Helligkeit (S)Scheinbare Helligkeit (S) Entfernung zum Stern (R)Entfernung zum Stern (R)
Denn:Denn:
2
24
mWS
SRL
Scheinbare HelligkeitScheinbare Helligkeit
Wird durch Energie des einfallenden Lichts definiertWird durch Energie des einfallenden Lichts definiert Mit Hilfe eines Photometers kann die Strahlungsleistung Mit Hilfe eines Photometers kann die Strahlungsleistung
pro Quadratmeter ermittelt werdenpro Quadratmeter ermittelt werden Einführung einer relativen Skala mit Stern Wega als Einführung einer relativen Skala mit Stern Wega als
ReferenzReferenz Einheit der scheinbaren Helligkeit m: Magnitude (mag)Einheit der scheinbaren Helligkeit m: Magnitude (mag) Scheinbare Helligkeit ist definiert durch:Scheinbare Helligkeit ist definiert durch:
Beispiele: Sonne m = -26,8 mag, Sirius m = -1,5 magBeispiele: Sonne m = -26,8 mag, Sirius m = -1,5 mag
sm
JS
SSm Wega
²
lg5,2 10
EntfernungsbestimmungEntfernungsbestimmung
Aus einer Winkelmessung – ParallaxeAus einer Winkelmessung – Parallaxe
Bis zu einer Entfernung von 1000pc möglichBis zu einer Entfernung von 1000pc möglich
Aus pulsationsveränderlichen Sternen – CepheidenAus pulsationsveränderlichen Sternen – Cepheiden Grössenänderung Grössenänderung → Helligkeitsänderung → Helligkeitsänderung Tatsächliche Helligkeit proportional zu PulsationsperiodeTatsächliche Helligkeit proportional zu Pulsationsperiode Vergleich mit scheinbarer Helligkeit liefert EntfernungVergleich mit scheinbarer Helligkeit liefert Entfernung
pcLjp 126,3ˆ''1
Grundgleichungen der stabilen SterneGrundgleichungen der stabilen Sterne
Warum treten die Zustandsgrößen Leuchtkraft, Warum treten die Zustandsgrößen Leuchtkraft, Temperatur, Radius, Masse, Helligkeit und Spektraltyp Temperatur, Radius, Masse, Helligkeit und Spektraltyp nur in bestimmten Kombinationen auf?nur in bestimmten Kombinationen auf?
Gleichgewichtsbedingungen: Hydrostatisches und Gleichgewichtsbedingungen: Hydrostatisches und thermisches Gleichgewichtthermisches Gleichgewicht
Massenverteilung und EnergietransportMassenverteilung und Energietransport
Hydrostatisches GleichgewichtHydrostatisches Gleichgewicht
““Kampf“ gegen die GravitationKampf“ gegen die Gravitation Entgegengesetzte Kraft muss Kollaps verhindern Entgegengesetzte Kraft muss Kollaps verhindern
→ Druck→ Druck
2rMG
drdP r
Thermisches GleichgewichtThermisches Gleichgewicht
Energiefluss durch Sternoberfläche in Form von Strahlung Energiefluss durch Sternoberfläche in Form von Strahlung (Leuchtkraft)(Leuchtkraft)
Energieerhaltung: Energieverlust an der Sternoberfläche Energieerhaltung: Energieverlust an der Sternoberfläche muss gleich der Energieerzeugung im Sterninnern seinmuss gleich der Energieerzeugung im Sterninnern sein
²4)()()(
²4)()(0
rrrdrrdL
drrrrLR
3mkgsg
J
MassenverteilungMassenverteilung
Beziehung zwischen Masse, Radius und Dichte eines Beziehung zwischen Masse, Radius und Dichte eines SternsSterns
Gibt an, wie sich die Masse mit dem Abstand zum Gibt an, wie sich die Masse mit dem Abstand zum Sternenzentrum ändertSternenzentrum ändert
²4
)²4(²4
rdrdM
drrdMdrrdV
r
r
EnergietransportEnergietransport
3 Transportmechanismen3 Transportmechanismen Strahlung: Photonenabsorption und -emissionStrahlung: Photonenabsorption und -emission Konvektion: MaterialaustauschKonvektion: Materialaustausch Wärmeleitung: TeilchenkollisionWärmeleitung: Teilchenkollision
²4³43
rL
TacdrdT r
: Rosseland Opazität (Absorptionskoeffizient)
:a Stefan-Boltzmann Konstante
:T Temperatur
Energiequellen der SterneEnergiequellen der Sterne
Leuchtkraft:Leuchtkraft: Steinkohle: Brenndauer ungefähr 10000 JahreSteinkohle: Brenndauer ungefähr 10000 Jahre Gravitationspotential: Gravitationspotential:
Kernfusion:Kernfusion:
WL 261085,3
RMGREE potG
2
)(
JahreLEG
HK7103
21
2008,0 McEN
JahreLEN
N1110
KernfusionKernfusion
Verschmelzung zweier AtomkerneVerschmelzung zweier Atomkerne Überwindung des Coulomb-Potentials durch Überwindung des Coulomb-Potentials durch
TunneleffektTunneleffektReaktionsrate ~ Maxwell-Boltzmann-Verteilung * Tunnelwahrscheinlichkeit
pp-Reaktion
Massendefekt / BindungsenergieMassendefekt / Bindungsenergie
Massendefekt: Masse eines Atomkerns ist stets kleiner, Massendefekt: Masse eines Atomkerns ist stets kleiner, als die Summe der Massen von N Neutronen und als die Summe der Massen von N Neutronen und Z ProtonenZ Protonen
Energie bleibt durch Einsteins Masse-Energie-Energie bleibt durch Einsteins Masse-Energie-Äquivalenz E=mc² erhaltenÄquivalenz E=mc² erhalten
Bindungsenergie:Bindungsenergie:
Maximum der Bindungsenergie pro Nukleon liegt im Maximum der Bindungsenergie pro Nukleon liegt im Periodensystem bei EisenPeriodensystem bei Eisen
2),(),( cNZmNmZmNZB np
Bethe-Weizsäcker-FormelBethe-Weizsäcker-Formel
rmPaarungste
p
termAsymmetrie
A
TermCoulomb
c
ntermOberfläche
s
mVolumenter
v
AaAAZa
AZaAaAaB
21
12
31
232
2
31
~ AR R: Kernradius
A: Nukleonenzahl
PP-KettePP-Kette
MeVHepH
MeVeHpp e
49,5
19,132
21
21
eenp
Startreaktionen:Startreaktionen:
)10( 10 Jahrealle
MeVeHeH e 2,262224 42
11
HauptfolgereaktionenHauptfolgereaktionen
MeVpHeHeHe 89,12242
32
32
MeVHepLi
LieBe
MeVBeHeHe
e
35,172
59,1
42
73
73
74
74
42
32
3 Reaktionsketten3 Reaktionsketten PP-Reaktion I:PP-Reaktion I:
PP-Reaktion II:PP-Reaktion II:
PP-Reaktion III:PP-Reaktion III:
HeBe
eBeB
MeVBpBe
MeVBeHeHe
e
42
84
84
85
85
74
74
42
32
2
14,0
59,1
CNO-ZyklusCNO-Zyklus
Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff dienen als Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff dienen als Katalysator für WasserstoffbrennenKatalysator für Wasserstoffbrennen
SternentwicklungSternentwicklung
Nützliche Beziehungen, die sich aus Grundgleichungen Nützliche Beziehungen, die sich aus Grundgleichungen ergeben:ergeben:
Masse-Leuchtkraft-BeziehungMasse-Leuchtkraft-Beziehung
27~ ML
Massereiche Sterne strahlen mehr Energie ab (sind heller)
Temperatur-Masse-BeziehungTemperatur-Masse-Beziehung
Lebensdauer-Masse-BeziehungLebensdauer-Masse-Beziehung
32
~
MMT
251010
MMtHauptreihe
Massereiche Sterne sind heißer
Massereiche Sterne leben kürzer
Höhere Temperatur größere Leuchtkraft größer Masse kürzere Lebensdauer
SternentstehungSternentstehung
Gaswolke, die aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft Gaswolke, die aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft kollabiert, erreicht Bedingungen, um Wasserstoffbrennen kollabiert, erreicht Bedingungen, um Wasserstoffbrennen zu zündenzu zünden
Kontraktion Kontraktion Dichte Dichte freiwerdende Gravitationsenergie freiwerdende Gravitationsenergie Temperatur Temperatur
Wasserstoffbrennen findet nur im Sternenzentrum statt Wasserstoffbrennen findet nur im Sternenzentrum statt (wg. Bedingungen) (wg. Bedingungen)
Sind ca. 10% des Wasserstoffs verbrannt, ist Sind ca. 10% des Wasserstoffs verbrannt, ist Wasserstoffbrennphase beendetWasserstoffbrennphase beendet
Objekte unter 0,07 Sonnenmassen erreichen nicht die Objekte unter 0,07 Sonnenmassen erreichen nicht die nötige Temperatur, um Kernfusion zu zündennötige Temperatur, um Kernfusion zu zünden
Was passiert nach dem Wasserstoffbrennen?Was passiert nach dem Wasserstoffbrennen?
Weitere Entwicklung ist massenabhängigWeitere Entwicklung ist massenabhängig Stern kontrahiert Stern kontrahiert Energiegewinnung durch Energiegewinnung durch
Gravitationspotential Gravitationspotential Bedingungen für Heliumbrennen Bedingungen für Heliumbrennen erfüllt (erfüllt ( Stern verlässt Hauptreihe Stern verlässt Hauptreihe Roter Riese) Roter Riese)
Bei massereichen Sternen kann nach Heliumbrennen Bei massereichen Sternen kann nach Heliumbrennen Kohlenstoff- bis Siliziumbrennen einsetzenKohlenstoff- bis Siliziumbrennen einsetzen
Spätphasen der SternentwicklungSpätphasen der Sternentwicklung
Durch Temperatur und Leistungsanstieg expandiert der Durch Temperatur und Leistungsanstieg expandiert der Stern zu einem roten RiesenStern zu einem roten Riesen
Äußere Hülle wird abgestoßen (Planetarischer Nebel); Äußere Hülle wird abgestoßen (Planetarischer Nebel); Masse des Restkerns entscheidet über EndstadiumMasse des Restkerns entscheidet über Endstadium
< 1,4 Sonnenmassen < 1,4 Sonnenmassen Weißer Zwerg Weißer Zwerg > 1,4 Sonnenmassen > 1,4 Sonnenmassen Supernova Supernova
Restkern < 3 Sonnenmassen Restkern < 3 Sonnenmassen Neutronenstern Neutronenstern Restkern > 3 Sonnenmassen Restkern > 3 Sonnenmassen Schwarzes Loch Schwarzes Loch
WasserstoffbrennenWasserstoffbrennen
Umwandlung H Umwandlung H →→ He: He: p-p- Prozess , CNO- Zyklusp-p- Prozess , CNO- Zyklus
ppGravitationGravitation = p = ptherm.therm.
Verbrauch des WasserstoffsVerbrauch des Wasserstoffs
ppGravitationGravitation> p> ptherm.therm.
Kontraktion und ErwärmungKontraktion und Erwärmung(Virialtheorem: E(Virialtheorem: Ekinkin = 1/2 E = 1/2 Epotpot))
Zünden des Heliumbrennens; Zünden des Heliumbrennens; Aufblähen der Hülle; Aufblähen der Hülle; Wasserstoffschicht brennt weiterWasserstoffschicht brennt weiter→ → ROTER RIESEROTER RIESE
HeliumbrennenHeliumbrennen
Umwandlung von He zu C im Umwandlung von He zu C im Kern über den tripel- Kern über den tripel- αα- Prozess:- Prozess:
Bildung von geringen Mengen OBildung von geringen Mengen O
(Resonanzen in der Nähe der (Resonanzen in der Nähe der He- Brennenergien)He- Brennenergien)
weiterhin H- Brennen in der weiterhin H- Brennen in der Schale um dem He- KernSchale um dem He- Kern
γBeHeHe 844
)4,7(
)1,0(1248
MeVECHeBe
MeVE
OC 1612
Tripel- alpha- ProzessTripel- alpha- ProzessReaktionen beim He-Brennen in Roten Riesen
8Be-Gleichgewicht(genügend 8Be wegen
kleiner Massendifferenz)
Erzeugung von 12C(wegen thermischer Resonanz)
"Überleben" von 12C(wegen fehlender thermischer
Resonanz, aber Produktion von 16Odurch Unterschwellen-Resonanzen)
Blockieren der Nukleosynthese(wegen unnatürlicher Parität
des 4.97 MeV-Zustands)
E0
E0
E0
3-
12C0 (7.16)
4.44
7.65
9.61
8Be0+0 (7.37)
2.94 2+
(-0.09)4He
0+
2+
0+
1-
2-
1-2+3-0+
0+0 (4.73)
6.056.136.927.12
8.879.58
7.006.725.705.624.974.25
1.63
0 0+
2+
4+2-3-1-0+4-
16O
20Ne
Übergang zwischen den hydrostatischen BrennphasenÜbergang zwischen den hydrostatischen Brennphasen
Verbrauch des BrennstoffesVerbrauch des Brennstoffes
Überhandnehmen des GravitationsdruckesÜberhandnehmen des Gravitationsdruckes
KontraktionKontraktion
Erwärmung, DruckanstiegErwärmung, Druckanstieg
Zündung der nächsten BrennphaseZündung der nächsten Brennphase
ExpansionExpansion
3. C -, Ne -, O - Brennen3. C -, Ne -, O - Brennen Coulombbarriere bei C am Coulombbarriere bei C am
niedrigstenniedrigsten→ → KohlenstoffbrennenKohlenstoffbrennen zuerst: zuerst:
Ne- BrennenNe- Brennen::
Wie?Wie?→ → Photodesintegration! Photodesintegration!
O- BrennenO- Brennen::Synthese von S, P, Mg, SiSynthese von S, P, Mg, Si
Gegen Ende des O- Brennens: TGegen Ende des O- Brennens: T99 = 2 = 2
nMgCC
pNaCC
NeCC
231212
231212
201212
MgHeNe 24420 OHeNe 16420
4. Siliziumbrennen4. Siliziumbrennen
Temperatur nicht groß genug für Si + Si → XTemperatur nicht groß genug für Si + Si → X
→ → Photodesintegration: Photodesintegration: TT99 = 3: Zerstörung von Kernen durch = 3: Zerstörung von Kernen durch
p) p) n) n) αα) )
p / n / p / n / αα + unzerstörter Kern → stabilerer Kern + + unzerstörter Kern → stabilerer Kern +
EEBindungBindung pro Nukleon maximal für Fe pro Nukleon maximal für Fe
→ → Sukzessive Bildung von Fe Sukzessive Bildung von Fe
Schwache WW, z.B. Elektroneneinfang Schwache WW, z.B. Elektroneneinfang → → Kühlung durch Neutrinos → schnelleres BrennenKühlung durch Neutrinos → schnelleres Brennen
NiFe
ArS
SSi
5652
3632
3228
...
e
e
pne
npe
Lebenslauf eines Sterns mit 25 Lebenslauf eines Sterns mit 25 MMּסּס
Elementverteilung im Universum: (log. Skala!!):Elementverteilung im Universum: (log. Skala!!):
„ „ Zwiebelschalenmodell“Zwiebelschalenmodell“
2) Supernova vom Typ 22) Supernova vom Typ 2
Stabilität des Fe- KernsStabilität des Fe- Kerns
Stern vor Kollaps: M = 15MStern vor Kollaps: M = 15Mּסּס MMKernKern = 1,5 M = 1,5 M ּסּס TT99 =8 =8 ρρ = 3,7*10 = 3,7*1099 g/cm³ g/cm³
kein Brennen im Kernkein Brennen im Kern → → Warum kein sofortiger Kollaps?Warum kein sofortiger Kollaps?
Gegendruck der Elektronen:Gegendruck der Elektronen:
Unschärferelation + Pauli-Prinzip + großes Unschärferelation + Pauli-Prinzip + großes ρρ → Entartung → Entartung
pp durch Edurch EFermiFermi bestimmt → abhängig von Elektronendichte n bestimmt → abhängig von Elektronendichte nee
vorheriger Mechanismus funktioniert nicht mehrvorheriger Mechanismus funktioniert nicht mehr
3/43/1. ²)3(
41
erel np
Kollaps des KernsKollaps des Kerns MMKernKern > M > MChandChand → p→ pGravitGravit > p > pelel
Beschleunigung des Kollaps:Beschleunigung des Kollaps:
1) 1) PhotodesintegrationPhotodesintegration von Fe verringert p von Fe verringert pthermtherm der Elektronen der Elektronen
2) 2) ElektroneneinfangElektroneneinfang an p und leichten Kernen an p und leichten Kernen →→ n nee kleiner kleiner → → ppelel kleiner kleiner
3) 3) KühlungKühlung durch entweichende Neutrinos durch entweichende Neutrinos
→ → sehr schnelle Kontraktion innerhalb von Sekundenbruchteilensehr schnelle Kontraktion innerhalb von Sekundenbruchteilen→→ Entkoppeln der Entwicklung des Kerns von der HülleEntkoppeln der Entwicklung des Kerns von der Hülle
MeVHeFe 4,1241356
eA
ZAZ
e
XXe
npe
1
Sonnep
Chand Mm
,M
5,141 2/3
Kollaps des KernsKollaps des Kerns
Geschwindigkeitsverteilung der einfallenden Materie:Geschwindigkeitsverteilung der einfallenden Materie:
Innere Hälfte kollabiert homolog Innere Hälfte kollabiert homolog Materie außerhalb des Schallpunktes mit v = vMaterie außerhalb des Schallpunktes mit v = vSchallSchall kollabiert mit für kollabiert mit für
den freien Fall charakteristischen Geschwindigkeitenden freien Fall charakteristischen Geschwindigkeiten
rv
Kollaps des KernsKollaps des Kerns
Neutrino- TrappingNeutrino- Trapping
ρρ = = 101011 11 g/cm³g/cm³: : λλNeutrinoNeutrino < r < rKernKern
→ → Neutrinos „gefangen“, Bewegung mit einfallender MaterieNeutrinos „gefangen“, Bewegung mit einfallender Materie
→ → Kollaps adiabatisch da keine Kühlung, S konstantKollaps adiabatisch da keine Kühlung, S konstant
ρρ = 10 = 1012 12 g/cm³ g/cm³:: Einstellen des Gleichgewichtes bzgl. der schwachen WWEinstellen des Gleichgewichtes bzgl. der schwachen WW nnee konstant konstant
Keine weitere Veränderung der ZusammensetzungKeine weitere Veränderung der Zusammensetzung Kontrahierendes Gas aus Elektronen, Neutronen, Neutrinos und KernenKontrahierendes Gas aus Elektronen, Neutronen, Neutrinos und Kernen
nep
Rückstoß und DruckwelleRückstoß und Druckwelle
ρρ00 = 2,7 * 10 = 2,7 * 101414 g/cm³ g/cm³Auflösung der Kernstrukturen Auflösung der Kernstrukturen → „Riesenkern“→ „Riesenkern“
Keine weitere Kontraktion möglich Keine weitere Kontraktion möglich
Rückstoß Rückstoß (steife Feder)(steife Feder)
Materie schwingt zurückMaterie schwingt zurück
Zusammenstoß mit einfallender MaterieZusammenstoß mit einfallender Materie
SchockwelleSchockwelle
SchockwelleSchockwelle
Schockwelle dissoziiert Fe- Kerne Schockwelle dissoziiert Fe- Kerne
Verlust von Energie Verlust von Energie → Abschwächung → Abschwächung
Druckanstieg → Beschleunigung der einfallenden Materie Druckanstieg → Beschleunigung der einfallenden Materie über Fluchtgeschwindigkeitüber Fluchtgeschwindigkeit
EXPLOSIONEXPLOSION
Neutrino- HeizungNeutrino- Heizung
Fe- Dissoziation Fe- Dissoziation →→ λλNeutrinoNeutrino wieder größerwieder größer
→ → Neutrinos sammeln sich hinter SchockwelleNeutrinos sammeln sich hinter Schockwelle
Falls Schock genug Energie Falls Schock genug Energie → → Ausbreitung bis zu Gebieten mit Ausbreitung bis zu Gebieten mit ρρ < 10 < 101111 g/cm³ g/cm³
Plötzliches Freiwerden der NeutrinosPlötzliches Freiwerden der Neutrinos
„„Anheizen des Schocks“Anheizen des Schocks“
Was bisher geschah:Was bisher geschah:
1.1. Durchlaufen aller Brennphasen:Durchlaufen aller Brennphasen:• H, He, C, Ne, O, Si, Elementsynthese bis FeH, He, C, Ne, O, Si, Elementsynthese bis Fe
2.2. Kollaps des Kerns:Kollaps des Kerns:• Überwinden des pÜberwinden des pelel• Beschleunigung durch Photodesintegration, Beschleunigung durch Photodesintegration,
Elektroneneinfang, NeutrinokühlungElektroneneinfang, Neutrinokühlung• Neutrino- trapping, Übergang zum adiabatischen KollapsNeutrino- trapping, Übergang zum adiabatischen Kollaps• Rückstoß bei nuklearer DichteRückstoß bei nuklearer Dichte
3.3. Schockwelle:Schockwelle:• Abschwächung der Schockwelle im Fe- KernAbschwächung der Schockwelle im Fe- Kern• Heizen der Schockwelle durch NeutrinosHeizen der Schockwelle durch Neutrinos• Supernovaexplosion durch Beschleunigen der MaterieSupernovaexplosion durch Beschleunigen der Materie• Gravitationsenergie Gravitationsenergie →→ E Ekinkin, E, Eemem (1%) (1%) und und (99%) (99%)
Explosives BrennenExplosives Brennen Schockwelle läuft durch die verschiedenen Schichten der HülleSchockwelle läuft durch die verschiedenen Schichten der Hülle
→→ Energieabgabe an Materie in den Schalen, Energieabgabe an Materie in den Schalen, TemperaturerhöhungTemperaturerhöhung
ModellModell: strahlende Blase, die die meiste Energie enthält: strahlende Blase, die die meiste Energie enthält
→ → 500 keV in Siliziumschicht500 keV in Siliziumschicht → → 100 keV in O- Ne- Schicht100 keV in O- Ne- Schicht → → 10 keV in H- Schicht10 keV in H- Schicht
→ → Zünden in Ne-, O-, und Si- Schicht für einige ZehntelsekundenZünden in Ne-, O-, und Si- Schicht für einige Zehntelsekunden
→→ Nachträgliche Modifikation der Elementhäufigkeit Nachträgliche Modifikation der Elementhäufigkeit
4/100 ³4/3 raETS
...und danach?...und danach?
Hülle:Hülle: Materie wird in den interstellaren Raum geschleudert Materie wird in den interstellaren Raum geschleudert → → Bildung neuer Sterne, Planeten... z.B. unsere SonneBildung neuer Sterne, Planeten... z.B. unsere Sonne
Restkern:Restkern: Je nach Masse Je nach Masse
1.1. Neutronenstern (MNeutronenstern (MKernKern < 8M < 8Mּסּס))• Bildung entarteter Neutronen Bildung entarteter Neutronen
• Freigesetzte Energie: Differenz der BindungsenergieFreigesetzte Energie: Differenz der BindungsenergieΔΔE ≈ 10E ≈ 105353 ergs ergs
Bsp.: R = 10 km, MBsp.: R = 10 km, M00 = 2M = 2Mּסּס → → ΔΔM/MM/M00 = 0,2 = 0,2
2.2. Schwarzes Loch (MSchwarzes Loch (MKernKern > 8M > 8Mּסּס))
• Zusammenziehen der Masse auf SingularitätZusammenziehen der Masse auf Singularität
• Schwarzschild- Radius R = 2GM/c²Schwarzschild- Radius R = 2GM/c²
enep
00
11²53
RRGMEpot
²53 0
0 RcMG
MM
ÜberrestÜberrest
Von der Milchstraße zum Virgo-GalaxienhaufenVon der Milchstraße zum Virgo-Galaxienhaufen
M51 – eine Spiralgalaxie Sterne und Staubwolken
EntstehungEntstehungder Sterneder Sterne
HST 2004
heiße O-, B-Sterne
Dunkelwolke
verhüllte Protosterne
Dunkelwolke
jungerStern
Der Orion-NebelDer Orion-NebelSterne im WerdenSterne im Werden
Aus einer Wolke werden SterneAus einer Wolke werden Sterne
Zuerst, etwas einfaches: Sterne Zuerst, etwas einfaches: Sterne Druck balanziert SchwerkraftDruck balanziert Schwerkraft
Die Sonne
MassendefektBei der Fusion zweier Teilchen zu einem dritten wird Bindungsenergie
in Form von Strahlung frei
Wasserstoffbrennenin der Sonne
Massendefekt beiKernfusions-
prozessenbeträgt weniger als1% der Masse der
Ausgangskerne
2cmE
Unsere Sonne
Neutrinos brauchen nur 2 sec vom Inneren an die Oberfläche!
Neutrinos aus der SonneNeutrinos aus der SonneKernfusion in der Sonne:Kernfusion in der Sonne:4p 4p 44He + 2eHe + 2e++ + 2 + 2ee + 27 MeV Energie + 27 MeV Energieauf der Erde: 10auf der Erde: 101111 solare Neutrinos / cm solare Neutrinos / cm22 und Sekunde und Sekunde
Produktion:100% als „e-Pendel“
e
Davis (1970 -2000): e Nachweis auf der Erde Ergebnis: nur 30% der erwarteten e
Bestätigung (1995)Kamiokande (Sonne live! im „Neutrinolicht“)
EnergiehaushaltEnergiehaushaltEn
ergi
eEn
ergi
e
H He C FeVerbrauchte Verbrauchte EnergieEnergie
Freigesetzte Freigesetzte EnergieEnergie
NukleosyntheseNukleosyntheseEntwicklungszeiten für einen 15 MEntwicklungszeiten für einen 15 M SternStern
VerschmVerschm..
ProduktProdukt ZeitZeit TemperaturTemperatur
HH 44HeHe 101077 Jahre Jahre 4 104 1066 K K44HeHe 1212CC einige 10einige 1066 Jahre Jahre 1 101 1088 K K
1212CC1616O, O, 2020Ne,Ne,2424Mg, Mg, 44HeHe 1000 Jahre1000 Jahre 6 106 1088 K K
2020Ne +Ne + 1616O, O, 2424MgMg wenige Jahrewenige Jahre 101099 K K1616OO 2828Si, Si, 3232SS Ein jahrEin jahr 2 102 1099 K K
2828Si +Si + 5656FeFe TageTage 3 103 1099 K K5656FeFe NeutronenNeutronen < eine Sekunde< eine Sekunde > 3 10> 3 1099 K K
Supernova-Überrest CXO in Casseopeia A
Elementspedition Supernova – Just in Time …
Kosmischer Kreislauf