Seminar: Moderne Themen der Physik Seminar: Moderne Themen der Physik Themenvorschla ¨ ge Astrophysik Themenvorschla ¨ ge Astrophysik Betreuung: Wolf-Rainer Hamann Betreuung: Wolf-Rainer Hamann 28. April 2015 28. April 2015 : 1-01 Seminar: Moderne Themen der Physik Seminar: Moderne Themen der Physik Themenvorschla ¨ ge Astrophysik Themenvorschla ¨ ge Astrophysik 1) Spa ¨ te Phasen der Sternentwicklung 1) Spa ¨ te Phasen der Sternentwicklung : 1-02 Energieerzeugung in Sternen Verschmelzung von Atomkernen (Kernfusion) 4 Wasserstoff-Atome 1 Helium-Atom Produkt ist 0.8% leichter ( Massendefekt ) Umwandlung von Masse m in Ernergie E : E = mc 2 : 1-03 Rote Riesen Sonne: nach 9 Milliaren Jahren aller Wasserstoff im Zentrum verbraucht (davon sind 4.6 Milliarden Jahre um) Aufbla ¨ hung zum 1000fachen Durchmesser Kernfusion Helium Kohlenstoff, Sauerstoff Simulation M. Steffen, B. Freytag (Movie) : 1-04
8
Embed
Moderne Themen der Physik Seminar: Moderne Themen der ...€¦ · ΩDM = 0.26 (dunkle Materie) ΩΛ = 0.70 (dunkle Energie): 2-02. Die Elemententstehung in Sternen Fusion H He C O
This document is posted to help you gain knowledge. Please leave a comment to let me know what you think about it! Share it to your friends and learn new things together.
Transcript
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)
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
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
Seminar: Moderne Themen der PhysikSeminar: Moderne Themen der PhysikThemenvorschlage AstrophysikThemenvorschlage Astrophysik
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’")
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
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