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Seminar: Moderne Themen der PhysikSeminar: Moderne Themen der PhysikThemenvorschlage AstrophysikThemenvorschlage Astrophysik
Betreuung: Wolf-Rainer HamannBetreuung: Wolf-Rainer Hamann28. April 201528. April 2015
:
1-01
Seminar: Moderne Themen der PhysikSeminar: Moderne Themen der PhysikThemenvorschlage AstrophysikThemenvorschlage Astrophysik
1) Spate Phasen der Sternentwicklung1) Spate Phasen der Sternentwicklung
:
1-02
Energieerzeugung in Sternen
Verschmelzung von Atomkernen (Kernfusion)4 Wasserstoff-Atome 1 Helium-Atom
Produkt ist 0.8% leichter (Massendefekt )
Umwandlungvon Masse m
in Ernergie E :
E = m c2
:
1-03Rote RiesenSonne: nach 9 Milliaren Jahrenaller Wasserstoff im Zentrum verbraucht(davon sind 4.6 Milliarden Jahre um)
Aufblahung zum 1000fachen Durchmesser
Kernfusion Helium Kohlenstoff, Sauerstoff
Simulation M. Steffen, B. Freytag (Movie):
1-04
Das Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD)
-2
-1
0
1
2
3
4
5
6
7
5 4
Effektivtemperatur in Kilo-Kelvin
log Teff (Effektivtemperatur in Kelvin)
log
L (
Le
uch
tkra
ft in
So
nn
en
leu
chtk
raft
en
)
Hauptreihe
RoteRiesen
Weiße Zw
erge 1 M
50 M
10 M
0.2 M
1R
0.01R
100R
100 50 20 10 5 2 L = Leuchtkraft= StrahlungsleistungSolare Einheit:1L⊙ = 2 1026 Watt
Die meisten Sternesitzen auf derHauptreihe
Sternmasse bestimmtPosition auf derHauptreihe
Stefan-Boltzmann:
L = 4πR2∗σSBT
4eff
:
1-05Entwicklung der Sonne zum Roten Riesen
Radius wachst auf uber 1000 R Ende der Erde! Ansteigende Leuchtkraft niedrige Oberflachen-Temperatur (‘‘rot’’) Wasserstoff-Schalenbrennen zentrales Helium-Brennen
4 He + 4 He + 4 He 12 C, teilweise 4 He + 12 C 16 O
-1
0
1
2
3
4
5 4
Oberflachentemperatur in Kilo-Kelvin
log T (Oberflachentemperatur in Kelvin)
log
L (
Le
uch
tkra
ft in
So
nn
en
leu
chtk
raft
en
)
Null-Alter-Hauptreihe
Rote
Rie
sen
Horizontalast
Sonne
100 50 20 10 5 2
Erheblicher Massenverlust durch"Sternwind" (wieviel?)
Abb.:Entwicklung eines Sterns von 1 Mim Hertzsprung-Russell-Diagramm
:
1-06
Asymptotischer Riesenast
(engl. Asymptotic Giant Branch, AGB )
Helium im Kern erschopft
Zwei-Schalen-Brennen
Ansteigende Leuchtkraft
Instabilitat: Thermische Pulse Abwechselndes Brennen der beiden Schalen
Null-Alter-Hauptreihe
AGB
-1
0
1
2
3
4
5
5 4
Oberflachentemperatur in Kilo-Kelvin
log T (Oberflachentemperatur in Kelvin)
log
L (
Le
uch
tkra
ft in
So
nn
en
leu
chtk
raft
en
)
Sonne
100 50 20 10 5 2 Abwechselnde Konvektionszonen
von außen bis ins Zwischenschalen-Gebiet
von He-Brennschale bis Zwischenschalen
Mischung von H in 12 C-reiches Gebiet
Reaktion 12 C + 1 H 13 N 13 C + e+
Reaktion 13 C + 4 He 16 O + Neutron
Neutronenquelle fur div. Kernreaktionen
Erzeugung der sog. s-Prozess-Elemente
:
1-07Zentralsterne Planetarischer Nebel
Massenverlust durch "Sternwind" im Riesen-Stadium Typische Restmasse: 0.6 M Maximale Restmasse 1.4 M (fur Anfangs-Massen bis 8 M ) Wenn Wasserstoff-Hulle (fast ?) vollstandig verloren
schnelle Kontraktion (in 10 000 Jahren) Hohe Oberflachen-Temperatur, schneller Sternwind "Zusammenschieben" des fruheren Winds zum Planetarischen Nebel UV-Strahlung bringt den Nebel zum Leuchten
Null-Alter-Hauptreihe
Planetarische Nebel
-1
0
1
2
3
4
5
5 4
Oberflachentemperatur in Kilo-Kelvin
log T (Oberflachentemperatur in Kelvin)
log
L (
Le
uch
tkra
ft in
So
nn
en
leu
chtk
raft
en
)
Sonne
100 50 20 10 5 2
Ringnebel in der Leier (Aufn.: OST):
1-08
Das dramatische Schicksal der massereichen Sterne
Hohe Leuchtkraft, kurze Lebensdauer
Sternwinde entfernen Großteil der Masse (Wolf-Rayet-Sterne )z.T. episodischer Massenauswurf (sog. Luminous Blue Variables )Ausgeworfenes Material bildet Nebel
Null-Alter-Hauptreihe
Planetarische Nebel
Weiße Zwerge
0
1
2
3
4
5
6
7
5 4
Oberflachentemperatur in Kilo-Kelvin
log T (Oberflachentemperatur in Kelvin)
log
L (
Le
uch
tkra
ft in
So
nn
en
leu
chtk
raft
en
)
Sonne
60 M
40 M
25 M
Luminous Blue VariablesWolf-
Rayet-Sterne
100 50 20 10 5 2
Falls Restmasse uber 1.4 M :Gravitationskollaps
Supernova oder γ-Ray Burst
:
1-09
Der Lebensweg der Sterne - lang und ruhig, oder kurz und heftig ?
Sterne geringer Masse (unter 8 Sonnenmassen):
1 Sonnendurchmesser
Lange Phase (Sonne:10 Milliarden Jahre) ruhigesWasserstoffbrennen
Simulation
Aufblahung zum RotenRiesen (bis 2000 Sonnen-durchmesser)
NGC 6543 = Katzenaugen-Nebel
Abwurf von rund 50% der Masseals Planetarischer Nebel . Sternschrumpft und wird sehr heiß
Sirius A
Sirius B= Weißer Zwerg
Weißer Zwerg von derGroße der Erde, abereiner Sonnenmasse
Massereiche Sterne (mehr als 8 Sonnenmassen):
Kurze Phase (2 MillionenJahre) als Blauer Riese mitSternwind
Nebel um Wolf-Rayet-Stern WR 124
Abgeblasene Materiesammelt sich u.U. ineinem Nebel
Stern explodiert alsSupernova - Abb.: SN 1987Anach 17 Jahren
Krebsnebel, Supernova von A.D. 1054
Uberrest mit Neutronenstern(60km Durchmesser), u.U.auch Schwarzes Loch
:
1-10
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2) Woher stammen die Atome meines Korpers ?2) Woher stammen die Atome meines Korpers ?
:
2-01Die Elemententstehung beim Urknall
Nach ca. 2 Sekunden: ‘‘Ausfrieren’’ der Protonen und Neutronen (etwa gleiche Anzahl)Innerhalb der ersten Stunde, konkurrierend:
Zerfall der freien Neutronen (Halbwertszeit 15min)Einfang der freien Neutronen Entstehung von 2 H, 3 He, 4 He, 7 Li
Keine Bildung schwerer Elemente C, N, O, ..., Fe, ..., Au ... !
4 He
3 He
2 H
7 Li
-10
-5
0
-3 -2 -1 0 1 2Dichteparameter log (ΩB )
log
(M
ass
en
bru
chte
il)
BE
OB
AC
HT
ET
E W
ER
TE
0.01 0.1 1 10 Ausbeute hangt ab von Parameter ΩB
( = kosmische Dichte baryonischerMaterie in Einheiten der ‘"kritischenDichte’")
Beobachtete Haufigkeit von 2 H, 3 He ΩB ≅ 0.04
Gesamtdichte des Kosmos vermutlich: ΩB + ΩDM + ΩΛ = 1 ΩDM = 0.26 (dunkle Materie ) ΩΛ = 0.70 (dunkle Energie )
:
2-02
Die Elemententstehung in Sternen
Fusion H He C O Ne Mg Si 56 Fenur massereiche Sterne
langsamer Neutronen-Einfang: s-Prozess (‘‘slow’’)niedriger Neutronenfluss Zeit fur β-Zerfall vor nachstem EinfangNeutronenquelle? z.B. AGB-Sterne mischen H mit heissem C:12 C (p,β+ ) 13 C (α ,n) 16 O
schneller Neutronen-Einfang: r-Prozess (‘‘rapid’’)hoher Neutronenfluss sukkzessive n-Einfange ohne β-ZerfallNeutronenquelle: Photodesintegration von Fe in Supernovae
p-Prozess (Protonen-Einfang)Kernreaktionen mit schnellen ProtonenT > 109 K, in Supernovae
Ruckgabe an das interstellare MediumSternwindeSupernovae
:
2-03
:
2-04
Das dramatische Schicksal massereicher (> 8 M ) Sterne
Hohe Leuchtkraft, kurze Lebensdauer (~ 1 Million Jahre)Sternwinde entfernen Großteil der MasseAusgeworfenes Material bildet Nebel
Homunculus-Nebel um η Carinae (HST) Nebel um Wolf-Rayet-Stern WR 124:
2-05Endstadium massereicher Sterne (uber 8 M )
C/O-Kern kann weitere Brennprozesse zunden
C, O Na, Ne, S, Si 56 Fezwiebelschalenartiger Aufbau
Fe (Eisen) kann keineFusionsenergie liefern
Fe-Kern uber 1.4 M Gravitationskollaps NeutronensternNachsturzende Materieprallt ab Explosion
Supernova (alle Typen außer Ia)Sehr hoher Fluß von Neutronen
Neutroneneinfang r-Prozeß-ElementeEinziger bekannter Mechanismus zur Bildung schwerer Elemente
:
2-06
initial mass[M ]
0.08 0.5 1.3 2 8 25 50
final mass[M ] 0.08 0.5 0.6 1.4 3
time
Spectral type M K G F A B O
MAIN SEQUENCE ( = core hydrogen burning )radiative core convective core
τNuc > τHubble
BrownDwarf
Red Giant (shell H burning)degenerate He core
helium flashHertzsprung
Gap
Red Giant(core He & shell H burning)
metal poor stars: Horizontal Branch (HB)
Asymptotic Giant Branch (AGB) Star(shell He & shell H burning)
thermal pulses PN ejection
Central Star of Planetary Nebula (CSPN)surface: H-rich or [WC]-type
White Dwarfhelium core
White Dwarfcarbon-oxygen core Ne/Mg ?
RedSupergiant(shell H burning)
(He burning)+
(C burning)+...
WN-late
BlueSuper-giant
WNL (1)LBV
WNL (2)(H shell)
WN-early(He burning)
WC(He burn. C burn. ...)
gravitational collapse
Black Hole
SupernovaNeutron Star
:
2-07Der kosmische Materiekreislauf
UrknallH, He, Li
Inter-stellareMaterie
Sternwinde, Explosionen
Sternbildung
SterneElemente
Schwarze LocherNeutronensterneWeiße Zwerge
DER GRUNE PUNKT
:
2-08
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3) In einer Minute von 0 auf 10 Mill. km/h3) In einer Minute von 0 auf 10 Mill. km/h
(Strahlungsdruckgetriebene Sternwinde)(Strahlungsdruckgetriebene Sternwinde)
:
3-01 Sternwinde im HRD150 100 50 30 20 10 5 3 2
B Uberriesen A F
LBV
Zentralsterne, O-subdwarfs
Koronae
DustDrivenWinds
0
1
2
3
4
5
6
5.0 4.5 4.0 3.5
T / kK
log (T eff / K)
log
(L
/L)
ζ Pup
τ Sco
O, OfWolf-Rayet (WN)
Wolf-Rayet(WC) AGB
60 M
20 M
α Sco A
α Her A
RoteRiesenAlfven wavedriven winds?
:
3-02
Sternwinde
kontinuierliches, radiales Abstromen von MaterieHohe Geschwindigkeiten: bis zu 3000 km/s (~0.01 c)Hohe Massenverlustraten M [in Sonnenmassen pro Jahr = M /yr]
MechanismusM [M /yr]Typ
Korona10-14SonneStrahlungsdruck auf Spektrallinien10-7 ... 10-5O, BStrahlungsdruck (?)10-5 ... 10-4Wolf-RayetStrahlungsdruck auf Staub10-4Rote Uberriesen
Entscheidende Bedeutung fur : Sternentwicklung
Endmasse << Anfangsmasse! Kosmischen Materiekreislauf
:
3-03 3-04Line-driven stellar winds(Castor, Abbott & Klein 1975)
Wind transparent in continuum, opaque in many lines
Absorption from ~ radial direction; re-emmission isotropic
Acceleration velocity Doppler shift of the line
Photons from a whole frequency band ∆ν are swept up
In one line intercepted momentum per time: Lν0 ∆ν/c = L v∞/c2
∆ν = ν0 v∞ / c
Lν0
ν0
L ≈ Lν0 ν0
Frequency ν
Sp
eci
fic L
um
ino
sity
Lν
Wind momentum per time: M v∞Mass loss driven by one line:
M =L
c2
= mass loss by nuclear burning !
L =dE
dt=
d
dt(Mc
2)
Kollidierende SternwindeEnges DoppelsternsystemBeide Sterne mit Wind, z.B. WR + O
Bildung eines Schock-Kegels(relativ harte) Rontgenstrahlung
Shock
nicht-thermische Radiostrahlung
Staubbildung (Spirale) (nur bei kuhlen WC-Typen ?)
(Tuthill):
3-05
Das Spinnrad (‘‘pinwheel’’) WR104
Doppelstern: WC + B0
IR-Emission (Staub)
Spiralmuster
Rotiert in 220 Tagen
(Tuthill 1999)
:
3-06
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4) Die Supernova SN1987A4) Die Supernova SN1987A
(Die letzte mit bloßem Auge sichtbare SN)(Die letzte mit bloßem Auge sichtbare SN)
:
4-01 Supernova 1987A
am 25. Februar 1987 - die erste ‘‘nahe’’ Supernova seit Jahrhunderten
in der Großen Magellanschen Wolke (160 000 Lichtjahre)
13 Neutrinos registriert Modell bestatigt
25.02.1987 vorher
Rechts : zehn Jahre spater (HST)Einsatz : Innerer Ring 2004Ringe: fruherer Sternwind,vom Blitz der Explosionzum Leuchten angeregt
:
4-02
Wie man einen Weißen Zwerg zur Explosion bringen kann
Enges Doppelsternsystem
Ursprunglich massereicherer Stern wird zuerst Weißer Zwerg
Roter Riese dehnt sich bis zum Lagrange-Punkt aus
Materie (Wasserstoff!) stromt zum Weißen Zwerg uber
U.U. kontinuierliche Verbrennung auf der Oberflache
Anwachsen des C/O-Kerns bis Chandrasekhar-Grenzmasse (1.4 M )
Weißer Zwerg beginnt zu kollabieren
Temperatur-Anstieg
Explosive Zundung von C-Brennen (wegen Entartung)
Weißer Zwerg wird vollstandig zerrissen
Supernova Typ Ia:
Gamma Ray Bursts
Sekunden andauernde, sehr harte Strahlung
stammen aus fernsten Galaxien
kurzzeitig so hell wie das ganze Universum!
Zwei Typen, zwei Szenarien:
- Gravitationskollaps stark rotierender WR-Sterne
- Verschmelzen zweier Neutronensterne
Die Positionen von2704 GRBs sindgleichmaßig uber denHimmel verteilt. Dasbeweist ihren extra-galaktischenUrsprung.
:
4-04
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Betreuung: Wolf-Rainer Hamann
Spate Phasen der Sternentwicklung1)
Woher stammen die Atome meines Korpers ?2)(Nukleosynthese und kosmischer Materiekreislauf)
In einer Minute von 0 auf 10 Mill. km/h3)(Strahlungsdruckgetriebene Sternwinde)
Die Supernova SN1987A4)(Die letzte mit bloßem Auge sichtbare SN)
:
5-01