XIV.1
Folie 114. Endstadien der Sterne
Jetzt schnelle Entwicklung.Rote Riesen (z. B. Sonne) < 109 Jahre
Immer neues nukleares Brennen wechselt mitdazwischenliegenden Phasen von Kontraktion ab. Imtieferen Inneren des Sternes werden immer schwerereElemente aufgebaut.Dann: Verlust der äußeren Schichten
Planetarische Nebel (M < 8 M ) Supernova
Ende: als Weißer Zwerg, Neutronenstern oderSchwarzes Loch
14. Endstadien der Sterne
Folie 214. Endstadien der Sterne
Stellare Nukleosynthese
• Sämtliche chemischen Elemente schwerer als He (abgesehen von Spuren von Li,Be,B) sind in Sternen entstanden
• Nukleosynthese: Schema zur Erklärung der Element-häufigkeiten im Universum
• Fusionsprozesse sind diestellare Energiequelle, maximale Bindungsenergie bei 56Fe erreicht
• Elemente schwerer als Eisen durch Neutronen- bzw. Protonen-Einfang, kein Energiegewinn mehr
XIV.2
Folie 314. Endstadien der Sterne
s-, r– und p-Prozesse
• Sterne als Orte der Nukleosynthese• Aufbau zahlreicher Elemente, die
nicht direkt aus Fusionsreaktionen stammen
• Hohe Flüsse an Neutronen (s-und r-Prozess) bzw. Protonen für p-Prozess notwendig
• Aussagen über Dichten und Temperaturen, Alter einzelner Elemente, Chronometer durch radioaktiven Zerfall
• Aktive Forschungsrichtung der nuklearen Astrophysik
Folie 414. Endstadien der Sterne
14.1 Endstadien massearmer Sterne• Sterne: M< 8M haben kein
Kohlenstoffbrennen• Entwicklung erfolgt entlang des
asympthotischen Riesenastes (engl.: Asymtotic Giant Branch, AGB)
• Ausgeprägte Kern-Hülle Struktur, Rote Riesen mit ausgedehnten Konvektionszonen, WZ im Zentrum
• AGB-Sterne: Hohe Leuchtkräfte, Massenverlust und langperiodische Pulsationen, Beispiel: MIRA
• Kühle Sternatmosphären: Teff<3000 K, Kondensation von Festkörpern, Staubbildung
• Abstoßen der Hülle, Bildung eines Planetarischen Nebels
• Nukleosynthese: s-Prozess Elemente durch langsamen Neutroneneinfang
IC 1295
XIV.3
Folie 514. Endstadien der Sterne
Massenverlust von Roten Riesen
• Wechselwirkungen von Strahlung, Gas und Staubteilchen, die aus Gasphasekondensieren, staubgetriebene Winde
• Pulsation des Sterns (sog. Mira-Variablen, schon 1594 durch Fabriciusbei o Ceti entdeckt,) lässt Atmosphäreexpandieren
• L 104L , R 300R (=Marsbahn) • Kondensation der Staubteilchen wird
erleichtert, Strahlungsdruck bläst Staubdavon, Reibung durch Stöße mit demGas nimmt gesamte Hülle mit
• Rotation, Konvektion, Inhomogenitäten, Abschattung, Wolkenbildung, Instabilitäten, …
Olofsson et al.
Folie 614. Endstadien der Sterne
Zwei-Wind Modell eines PN
Zentral-stern
schneller sphärischerWind ~2000 km/s
innereStoßwelle
äußereStoßwelle
heißeWindschale
langsamer asymmetrischerWind-Halo des früherenRoten Riesen ~10 km/s
expandierende PN-Schale ~25 km/s
Kwok, 1982Kahn & West, 1985
XIV.4
Folie 714. Endstadien der Sterne
s-Prozess• Langsamer Einfang von Neutronen: slow
neutron capture, d.h. β--Zerfall findet zwischen den n-Einfängen statt, Tal der stabilen Kerne
• Wechselspiel von β--Zerfall und n-Einfang: Verzweigungspunkte geben Hinweise auf Temperatur und Dichte
• s-Prozess findet in Roten Riesen statt• Bildung von A = 90 bis A = 204, bei
Temperaturen zwischen 2.8 und 3.9•108K, Neutronendichten von 2.3 ... 4.5•108cm-3
• Jeder 56Fe-Saatkern fängt im Mittel 15.1 Neutronen ein
• 0.043 % der vorhandenen 56Fe-Kerne genügen als Ausgangssaat, um solare s-Häufigkeiten zu erklären
Folie 814. Endstadien der Sterne
Weiße Zwerge in M4
• HST und VLT: Kugelhaufen in Einzelsterne aufgelöst, detaillierte Farben-Helligkeits-Diagramme möglich
• Spektrale Fits: Elementhäufigkeiten der Weißen Zwerge
14.7 pc 0.2 pc
XIV.5
Folie 914. Endstadien der Sterne
Weiße Zwerge (in M4)
• Weiser Zwerg (WZ): Endstadium eines sonnenähnlichen Sterns
• Kollaps des stellaren Kerns, extrem kompaktes Objekt, R 10000km bei M=1M
• Dichte etwa 1 Tonne/cm3
• Chandrasekhar'sche Grenz-masse: 1.44 M
• R ~ M-1/3
• Sirius B mit Teff 30000K• M4: Nächster Kugelhaufen in
Entfernung von d = 2.2 kpc• Schätzung: etwa 40 000 Weiße
Zwerge (von 100000 Sternen)• [Fe/H] = -1.2
Folie 1014. Endstadien der Sterne
Supernovae vom Typ I• Doppelstern: Akkretion von Masse auf einen
Weißen Zwerg, keine oder kaum Wasserstoff-Linien beobachtet
• Energien: Ekin≈1051erg, ve≈10000 km/s• Zerstörung des Weißen Zwerges durch thermo-
nukleare Reaktion, Zünden von Kohlenstoff• Modell: WZ an der Chandrasekhar-Grenzmasse
von 1.44 M , Akkretionsrate: 10-6...10-8M /Jahr • Zeitskala der Explosion etwa 1 Sekunde, kein
Neutronenstern als Überrest • Auftreten in allen Galaxientypen, insbesondere in
Elliptischen Galaxien• Fundamentale Rolle bei der extragalaktischen
Entfernungsbestimmung, da ziemlich einheitliche maximale Helligkeiten und Lichtkurven
• Relation zwischen maximaler Helligkeit und Abfall der Lichtkurve
HST: SNe bei hoher Rotverschiebung
XIV.6
Folie 1114. Endstadien der Sterne
Entfernungsmessung durch SNe• SN-Explosionen sind wichtigste
Methode zur Bestimmung der Hubble-Konstanten, der Expansion des Kosmos, ...
• Systematische SN-Überwachung: 2001 sind 282 SNe in Galaxien beobachtet
• Typ Ia erscheint als homogene Gruppe, insbesondere im B-Band, Streuung σ<0.1mag
• Vergleich von scheinbarer Helligkeit mit absoluter Helligkeit, Problem: interstellare Absorption (Staub)
• WZ mit 1.44M erklärt Lichtkurve und Spektrum
• Entfernteste Typ Ia SN im Hubble Deep Field (HDF) zeigt Rotverschiebung von z=1.7, d=3Gpc
SN1994D
Folie 1214. Endstadien der Sterne
14.2 Endstadien massereicher Sterne
• Masse: M ≥ 12M , Sternent-wicklung zeigt Zwiebelschalen-modell, chemische Stratifikation des Sterns
• Kernbrennen ist erschöpft, Kollaps des Kerns bis zu Neutronen-sterndichten
• Rückprall der Strömung am Kern: core-collapse Supernova, Typ II
• Stoßwelle durchläuft Stern, Photo-dissoziation der Kerne führt zu hohen Energieverlusten, z.B. Fe-Zerlegung: 1.5•1051erg/0.1M
• Explosive Nukleosynthese: r-und p-Prozess
XIV.7
Folie 1314. Endstadien der Sterne
r-Prozess
• Rascher Einfang von Neutronen: rapid neutron capture, d.h. kein unmittelbarer β--Zerfall
• Typische Zeitskala des Einfangs etwa 10-4s
• r-Prozess-Pfad etwa 10-20 Masseneinheiten in Richtung neutronenreicher Kerne verschoben
• Versiegen des n-Flusses, rascher β--Zerfall in Richtung stabiler Kerne
• Gesamte Prozessdauer wenige Sekunden• Explosive Nukleosynthese:
Entsprechend hohe Neutronenflüsse nur bei Supernova-Explosionen massereicher Sterne
Folie 1414. Endstadien der Sterne
Beobachtete Nukleosynthese: Al26-Linie im ISM
COMPTEL
Al26: γ-Linie bei 1.809 MeV, τ1/2=106Jahre, diskrete Quellen
Al26 nur in explosiver Nukleosynthese von core-collapse SNeMAl26 < 1 M
XIV.8
Folie 1514. Endstadien der Sterne
Folie 1614. Endstadien der Sterne
Klassifikation von Supernovae
• Unterscheidung nach der Form der Lichtkurve und dem Vorhandensein/Abwesenheit von H-Linien
• Zwei Klassen von optischen SNe:– Typ I: kein H vorhanden,
theoretisches Modell: Doppelstern, Akkretion auf Weißen Zwerg, thermonukleare Explosion
– Typ II: H vorhanden, Metalle, Endstadium massereiche Sterne, Kernbereiche kollabieren, Bildung eines Neutronensterns
XIV.9
Folie 1714. Endstadien der Sterne
Folie 1814. Endstadien der Sterne
Lichtkurven von Supernovae• Typ I SNe sind leuchtkräftiger
als Typ II SNe, absolute Helligkeit: MV=–19mag
• Typ Ia sind ideale Standard-kerzen zur extragalaktischen Entfernungsbestimmung
• Typ II zeigen häufig ein Plateau • Langsamer Abfall der
Lichtkurve von Typ Ia SNebedingt durch γ-Heizung aus radioaktivem Zerfall von 56Ni und 56Co
• Typ I finden in allen Galaxien-typen statt, keine räumlich bevorzugten Gebiete
XIV.10
Folie 1914. Endstadien der Sterne
p-Prozess
• Auf der protonenreichen Seite der Kerne existieren 32 stabile Kerne, seltene Elemente
• Keine Produktion durch s- oder r-Prozess möglich, da protonenreiche Kerne
• Hohe Dichten ρ>106g cm-3 und hohe Temperaturen T>2•109K erforderlich
• Bildung über (p,γ)-Reaktionen• Explosive Nukleosynthese in Nova- oder
SN-Explosionen, Photodisintegration schwerer Kerne
• Neutronensterne, X-ray bursters, Thorne-Zytkow-Objekte
Folie 2014. Endstadien der Sterne
Stellare Nukleosynthese:Zusammenfassung
XIV.11
Folie 2114. Endstadien der Sterne
Supernovae vom Typ II• Ende der Kernfusion: Neutronisation der
Materie, Druck der entarteten Elektronen fällt weg, Kern kollabiert, sog. core-collapse SNe
• Energetik: EG,NS ≈1054erg, Eν ≈1053erg, Ekin≈1051erg
• Rückprall der Einwärtsbewegung bei Atom-kerndichten, Ausbildung der Stoßwelle
• Problem: Photodisintegration der Hülle, da 1051erg/0.1M (Fe) notwendig
• Neutrinoverluste dominant, NS für Neutrinos optisch dick, Bildung einerNeutrinosphäre
• Streuung und Energieabgabe der Neutrinos an das thermische Gas, sog. delayed explosions
Folie 2214. Endstadien der Sterne
14.3 Neutronensterne und Pulsare
• 1967 als periodische, gepulsteRadioquellen entdeckt (daherder etwas irreführende Name)
• Modell: Schnell rotierenderNeutronenstern mit Magnetfeld, einem Leuchtturm ähnlich
• Lichtzylinder: L·Ω = c• Perioden: Millisekunden bis
einige Sekunden• Perioden nehmen durch
Drehimpulstransport ins Umgebungsmedium zu, typischerweise dΩ/Ω 10-8
• Periodensprünge beobachtet, sog. Sternbeben (star quakes)
XIV.12
Folie 2314. Endstadien der Sterne
Aufbau einesNeutronensterns
• Kristalline feste Kruste imZentrifugalgleichgewicht
• Masse: 1.44 ≤ M/M ≤ 3• Radius: R 10 km• Dichte vergleichbar einem
Atomkern: 1015 g/cm3
• Superfluider Kern aus freienNeutronen, eventuell Quark-Gluonen-Plasma: Anzahl von Wirbeln ist quantisiert
• Extrem hohe Magnetfelderdurch Kollaps des stellarenMagnetfeldes, sog. Magnetaremit 1015 Gauss, Gamma-emission, Soft-Gamma-Repeaters: SGR
ROSAT: Vela SNR + NS
Folie 2414. Endstadien der Sterne kmRcmR
GmPR
RGmR
P
RGmRgz
000.1~1034,04
11021067.64
4
253
2
2338
2
23
22
2
22
<×<
××××<<
<
<<
−
ππ
π
ω
Zusatz zu Pulsaren:
2Pπω =Winkelgeschwindigkeit (360°=2π in einer Periode)
Warum müssen Pulsare klein sein ?* Oberflächengeschwindigkeit:
, wenn v = c
also R < 48 000 km
* Zentrifugalbeschleunigung < Schwerebeschleunigung
kmkmππ
PcR 48000~2
10312
5××==
Prv π2
=R
XIV.13
Folie 2514. Endstadien der Sterne
Krebsnebel
• SN-Explosion: 4. Juli 1054 (23 Tagesichtbar, in China) beobachtet
• Visuelle Helligkeit: Nebel: 8.2mag, NS: 16mag
• Pulsar mit 1/30 s• Direkte Expansion des Nebels beobachtet
mit v = 1800km/s• Pulsarwind: Produktion relativistischer
Elektronen, Wechselwirkung mit demMagnetfeld
• Abnahme der Rotationsenergie des Pulsars = Synchrotronstrahlung des Nebels
• Gepulste Strahlung vom Radio- bisGammabereich (TeV-Quelle)
HST: Zentrum von M1
Folie 2614. Endstadien der Sterne
Doppelsternsysteme
• Entwicklung von Sternenunterschiedlicher Masse in einemDoppelsternsystem
• SN-Explosion eines Partners: Frage nach der Stabilität
• Expansion des Begleitsterns: Ausfüllen der sog. Roche-Grenze
• Materieüberstrom am Lagrange (L1)-Punkt
• Drehimpuls: Bildung einerAkkretionsscheibe, Reibung in derScheibe legt Akkretionsrate fest
• Jets entlang der Rotationsachse, Präzessionsbewegungen
XIV.14
Folie 2714. Endstadien der Sterne
14.4 Stellare Schwarze Löcher
• M≥3M : Kollaps stoppt nicht nach Neutronisation der Materie
• Schwarzes Loch ist eine Singularität im Raum-Zeit-Gefüge
• Schwarzes Loch vollständig durch Masse, Drehimpuls und Ladung beschrieben
• Beschreibung durch Allgemeine Relativitätstheorie, Lösung der Einstein'schen Feldgleichungen
• Sphärischer Fall: Metrik durch Schwarzschild erstmals bestimmt
• Am Schwarzschildradius: Entweich-geschwindigkeit = Lichtgeschwindigkeit
• Schwarschildradius für 1M : Rs=3km
Folie 2814. Endstadien der Sterne
Reibung und Drehimpulstransport
• Reibung versucht Gradienten auszugleichen
• Scherströmungen in einer Keplerscheibe, da Winkel-geschwindigkeit nicht konstant, ω ~ R-3/2
• Impulsaustausch durch Turbulenzelemente
• Magnetfelder durch mögliche Dynamoprozesse verstärkt
• Magnetfelder: Effektiver Drehimpulstransport, Kopplung über große Distanzen
ω1>ω2
XIV.15
Folie 2914. Endstadien der Sterne
Akkretion auf stellare Schwarze Löcher
• Einige Schwarze Löcher in Doppelsternsystemen
• Röntgenemission: Temperatur der Scheibe ~107K, variable Akkretion von Material des Begleiters
• Bestimmung der Parameter: Linienprofile, Stern-Entwicklung, Alter, Massen-abschätzungen
• Massen ≥ 3M , daher keine Neutronensterne
Folie 3014. Endstadien der Sterne
Akkretion: NS versus SL
• Rotverschiebung am Ereignis-horizont gegen unendlich
• Emission wird röter und schwächer
• Akkretion auf Neutronenstern: Kinetische Energie wird auf der Oberfläche dissipiert
• Neutronenstern-Oberfläche als helle Röntgenquelle sichtbar
• Unterschiede erst bei hoher räumliche Auflösung trennbar, Interferometrienotwendig
XIV.16
Folie 3114. Endstadien der Sterne
Schwarze Löcher in der Milchstraße
• Visueller Gravitationslinseneffekt: MACHO-96-BLG5 ausgelöst durchVorbeiflug eines Schwarzen Loches, d 2kpc, MSL 6M
• Röntgenemission aus Akkretions-scheibe: XTE J1118+480, Eigen-bewegung durch VLBI-Messungen, daraus Bewegung im galaktischenPotential, Begleiter ein K7-Stern, MSL= 6.5±0.4M
• Cyg X-1: P=5.6 Tage, Doppelstern-system mit M* 20M , MSL 10M
• Gammaquelle: GRS 1915+105(XN Aql 1992) mit MSL 10M