Sterne - Entwicklung und Ende Anja Scharth 23. Januar 2011

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Einleitung

unsere Sonne strahlt, da es sich bei mag um eine logarithmische Einheit handelt, also um nahezu 27 Durch die enorme Anzahl an Sonnen in unserem Größenordnungen heller als diese Supernova. Die Universum sind Supernovae kein sehr seltenes Er- Supernova SN2011fn war bereits mit Feldstechern eignis. Dies macht es besonders interessant sie für oder einfachen Teleskopen zu beobachten. Durch physikalische Zwecke zu verwenden. Hierbei unter- die Kenntnis ihrer Helligkeit in ihrem Maximum ist scheiden wir zwei verschiedene Typen von Super- es möglich gewesen zu bestimmen, dass diese Supernovae, die Supernovae vom Typ 1 und die Super- nova 21 ·106 Lichtjahre (Lj) von der Erde entfernt novae vom Typ 2. Auf die unterschiedliche Entste- war. hung der beiden Supernovae-Typen werden wir im Mithilfe der Beobachtungen von Supernovae und Verlauf dieses Thesenpapiers noch eingehen. der Bestimmung der Entfernung dieser kataklysmischen Ereignisse von der Erde war es Saul Perl1.1 Standardkerzen der Astronomie mutter, Brian P. Schmidt und Adam Riess möglich zu bestimmen, dass das Universum sich aktuell Supernovae des Typs 1 strahlen ungefähr immer in einer Phase beschleunigter Expansion befindet. dieselbe Helligkeit ab. Dies macht es möglich an- Hierfür haben sie 2011 den Nobelpreis in Physik hand der auf der Erde beobachteten Helligkeit und erhalten. der bekannten absoluten Helligkeit einer Supernova dieses Typs die Entfernung der Supernova von 1.2 Supernovae als astrophysikalider Erde zu bestimmen. Hierfür wird die folgende sches Labor Formel verwendet: Im Gegensatz zu Typ 1 Supernovae werden bei Typ r ) (1) 2 Supernovae sehr viele Neutrinos emittiert. Diem − M = −2, 5 · log10 ( 32 Lj se Neutrinos können von Neutrinodetektoren, wie Hierbei ist m die auf der Erde beobachtete Hellig- zum Beispiel IceCube beobachtet und zur Detekkeit, M die absolute Helligkeit der Supernova und tion von Supernovae verwendet werden. Da Neur der Abstand der Supernova in Lichtjahren. Die trinos im Gegensatz zu Photonen nicht von MateEinheiten für die Helligkeit ist jeweils [m] = 1 mag rie abgebremst werden und die Hülle des sterben(Magnitude). Diese Einheit wurde bereits 150 vor den Sterns schneller für Neutrinos als für Photonen Christus von Hipparchos in ihrer Grundform defi- durchsichtig wird, erreichen Neutrinos einer Superniert und umfasste sechs Helligkeitsklassen, wobei nova die Erde durchschnittlich drei Stunden früher die hellsten Sterne der ersten Klasse angehörten. als die Photonen. Somit ist es möglich frühzeitig In der Moderne wurde dieses Einheitensystem be- Teleskope auf die Supernova auszurichten und auch trächtlich erweitert, sodass nun nicht nur sichtba- die ersten Phasen dieses kosmischen Ereignisses zu re Sterne in die Definition einbezogen werden son- beobachten. dern auch Sterne, die nicht mit dem bloßen Au- Ebenso ermöglicht uns die Beobachtung der Neuge sichtbar sind. Die Sonne hat zum Beispiel eine trinos die Theorien zur Entstehung von Supernovae scheinbare Helligkeit von -26,8 mag, die Superno- zu überprüfen und mit entsprechenden Aufbauten va SN2011fn hatte im Maximum ihrer Leuchtstär- Experimente zu Neutrinooszillationen und der Suke eine scheinbare Helligkeit von 10 mag gehabt, che nach der Neutrinomasse durchzuführen. 1

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DIE ENTSTEHUNG VON STERNEN

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Überblick über die Entstehung des Universums

keit besteht. Trägt man die absolute Helligkeit gegen die Temperatur auf, so erhält man das in Abbildung 1 gezeigte Diagramm. Innerhalb dieses Dia-

Das Universum ist vor 13,7 Milliarden Jahren durch den Urknall entstanden. Hierbei bildete sich schon kurz nach dem Urknall durch die CP-Verletzung, die Abweichung aus dem thermischen Gleichgewicht und die Nicht-Erhaltung der Baryonenzahl (Sacharow-Bedingungen) ein Ungleichgewicht zwischen Materie und Antimaterie aus, sodass nicht die gesamte bei dem Urknall entstandene Materie wieder mit ihren Antiteilchen zerstrahlte, sondern ein im Vergleich zu der bei der Zerstrahlung entstandenen Anzahl an Photonen, die durch die kosmische Hintergrundstrahlung beobachtet werden können, geringer Anteil an Materie übrig blieb. nBaryon = 10−9 nP hoton

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4 Minuten nach dem Urknall haben sich bereits Wasserstoff-, Deuterium- und Heliumkerne gebildet, die sich jedoch erst 400 Millionen Jahren zu den ersten Sonnen (Klasse III) formiert haben. Diese Sonnen waren stark wasserstoff-haltig und sehr schwer, wodurch sie nur eine sehr kurze Lebenszeit hatten. Nach den Sonnen der Klasse III folgten die leichteren Sonnen der Klasse II, die immer noch sehr viel Wasserstoff in ihren Kernen enthielten, jedoch leichter waren als die ersten Sonnen und dadurch auch langlebiger. In diesen Sonnen entstanden die ersten schweren Elemente. Die Sonne um die die Erde kreist gehört zu den Sonnen der Klasse I und ist vor ungefähr 5 Milliarden Jahren entstanden. Sonnen der Klasse I werden dadurch ausgezeichnet, dass sie schwere Elemente enthalten, die aus vorhergehenden Sonnen stammen. Die Sonnen der Klasse I sind ebenso leichter als die Sonnen der Klasse II.

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Abbildung 1: Das Hertzsprung-Russel Diagramm (Quelle: [1]) gramms können wir deutlich erkennen, dass die meisten Sterne auf der so genannten Hauptreihe zu finden sind. Diese Sterne durchlaufen momentan ihre stabile Lebensphase, auf die wir nicht genauer eingehen werden. Sobald sie ihre stabile Lebensphase beendet haben, verlassen sie die Hauptreihe wieder und entwickeln sich ihrer Masse entsprechend weiter. Riesensterne und junge Sterne, die die Hauptreihe noch nicht erreicht haben, befinden sich hierbei oberhalb der Hauptreihe. Zwergsterne, wie zum Beispiel weiße Zwerge sind unterhalb der Hauptreihe zu finden.

Hertzsprung-Russel Diagramm

Mithilfe des Hertzsprung-Russel Diagramms lässt sich die Entstehung von Sternen und auch die Veränderungen innerhalb eines Sterns, sobald er das Ende seiner Lebenszeit erreicht hat, sehr gut verdeutlichen. 1910 entdeckten die Astronomen Ejnar Hertzsprung und Henry Russel, dass bei den Sternen ein systematischer Zusammenhang zwischen den Sterntemperaturen und der absoluten Hellig-

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Die Entstehung von Sternen

Sonnen entstehen aus Gaswolken. Ein Beispiel für einen Ort, an dem aktuell sehr viele Sterne entstehen, ist der Orionnebel. Innerhalb der Milchstraße bilden sich die meisten Sterne innerhalb der Spiralarme. Hier können wir 3 bis 5 neue Sterne pro Jahr beobachten. Bei der Entstehung von Sternen

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DAS ENDE VON STERNEN

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kondensiert die Gaswolke nicht vollständig, sodass Materie für die Bildung von Planeten zur Verfügung steht. Um die Entstehung eines Sternes zu ermöglichen muss die Gaswolke gravitativ instabil werden, das bedeutet, dass der anziehende Gravitationsdruck 2 (pgrav = − 38 G·M πR4 ) größer sein muss als der abρ stoßende Gasdruck (pgas = µ¯·m · kT ) und, falls H die Wolke rotieren sollte, ebenfalls größer als der Zentrifugaldruck. Zur Vereinfachung nehmen wir jedoch an, dass die Gaswolke nicht rotiert. Für diesen Fall nimmt das Jeans Kriterium, das beschreibt, ab welcher Masse und Temperatur eine Wolke gravitativ instabil wird, die folgende Form an: M≥

2kT ·R G·µ ¯ · mH

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µ ¯ ist hierbei die mittlere atomare Massenzahl, mH ist die Masse von Wasserstoff, k die Boltzmannkonstante, T die Temperatur, G die Gravitationskonstante und R der Radius der Gaswolke. Eine Gaswolke bei einer Temperatur von 100 K und einem Radius von 16 · 1016 m ist erst ab einer Masse von 2000 M gravitativ instabil. Da viele Wolken jedoch nur eine Masse von 50 bis 300 M haben muss eine Wolke kalt sein um instabil zu werden. Ein weiteres Kriterium dafür, dass eine Gaswolke instabil wird, ist, dass die Wolke Inhomogenitäten aufweisen muss. Diese Inhomogenitäten können durch die Schockwellen von Supernovae verursacht werden. Ist eine Gaswolke gravitativ instabil geworden, so beginnt sie zu kollabieren, wobei Energie frei wird. Solange der Stern noch nicht optisch dicht ist, kann diese Energie in Form von Strahlung abgegeben werden und führt nicht zu einer Erhitzung der Gaswolke. Erst sobald die Sternmaterie dicht genug ist, kann die freiwerdende Energie nicht mehr in Form von Strahlung abgegeben werden. Hierdurch erhitzt sich der junge Stern. Betrachtet man sich die Entstehung eines Sternes in dem Hertzsprung-Russel Diagramm, so kann man erkennen, dass junge, noch nicht stabile Sterne sich rechts oberhalb der Hauptreihe befinden. Junge Sterne, die die Kernfusion noch nicht gezündet haben, geben ihre Energie hauptsächlich durch Konvektion nach außen ab. Ein Stern, der sich in diesem Entwicklungsabschnitt befindet, kontrahiert nur langsam und bewegt sich hierbei die HayashiLinie entlang in Richtung geringerer Leuchtkraft (siehe Abbildung 2) Sobald die Temperatur im

Abbildung 2: Die Hayashi Linie im HertzsprungRussel Diagramm (Quelle: [1]) Kern jedoch hoch genug geworden ist, zündet die Wasserstofffusion und das Wasserstoffbrennen des Kerns beginnt. Nun verlässt der Stern die HayashiLinie und bewegt sich in Richtung der Hauptreihe. Einen Großteil seiner Lebenszeit wird der Stern nun auf der Hauptreihe verbringen. Die Lebensdauer eines Sterns kann durch das Verhältnis der ihm zur Verfügung stehenden Energie und seiner Leuchtkraft abgeschätzt werden. Die Leuchtkraft eines Sternes ist proportional zu M 4 . tL

E ∝ L2 ∝ MM·c4 ∝ M −3

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wobei M die Masse des Sterns ist. Anhand dieser Gleichung können wir erkennen, dass die Lebensdauer des Sterns proportional zu M −3 ist. Somit verbleiben schwere Sterne kürzer auf der Hauptreihe als leichte Sterne.

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Das Ende von Sternen

Das Ende eines Sternes ist von seiner Masse abhängig. Leichte Sterne mit weniger als 0,3 Sonnenmassen entwickeln sich nach Abschluss ihrer Hauptreihenphase zum schwarzen Zwerg. Sterne, die eine Masse zwischen 0,3 und 2,3 Sonnenmassen haben, sind schwer genug um nach dem Wasserstoffbrennen das Heliumbrennen zu zünden. Hierauf werden wir in Abschnitt 4.1 genauer eingehen. Schwere

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DAS ENDE VON STERNEN

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Sterne mit mehr als 3 Sonnenmassen haben genü- eine Supernove vom Typ 1 entsteht. gend Masse um auf das Heliumbrennen folgende Brennzyklen zu zünden und können sich anschließend ihrer Masse entsprechend zu Neutronenster- 4.2 Das Ende von schweren Sternen nen oder schwarzen Löchern entwickeln. Dies wer- Auch bei schweren Sternen wird zuerst das Heliden wir uns in Abschnitt 4.2 betrachten. umbrennen gezündet und ein Großteil der Materie im Kern zu Kohlenstoff fusioniert. Nachdem das Heliumbrennen im Kern erloschen ist, kontra4.1 Das Ende von leichten Sternen hiert der Kern erneut, die Temperaturen in der inSobald ein Stern einen Großteil des Wasserstoffs in nersten Schale der Hülle steigen, sodass dort das seinem Kern zu Helium verbrannt hat, erlischt das Heliumbrennen beginnen kann, während im InneWasserstoffbrennen und durch den geringer wer- ren des Sterns das Neon- und das Sauerstoffbrendenden Druck beginnt der Kern unter der Wirkung nen zündet. Nachdem auch diese beiden Brennder Gravitation zu kontrahieren. Hierbei heizt sich phasen erloschen sind, kann nach erneuter Kondie Hülle des Sternes auf, bis die Hülle die Zünd- traktion des Kerns noch das Siliziumbrennen züntemperatur für Wasserstoff erreicht. Dadurch wird den, bei dem Eisen und Helium entsteht. Da Eisen in der äußeren Schale weiter Wasserstoff verbrannt die höchste Bindungsenergie pro Nukleon hat, sind und die Hülle dehnt sich aus, während der Kern nun keine Fusionsprozesse mit Energiegewinn mehr solange kontrahiert, bis er die Zündtemperatur für möglich. Das Brennen im Kern endet, während in Helium erreicht. Bei diesem Prozess wird sich unse- der Zwiebelschalenstruktur, die bei der Zündung re Sonne, wenn sie in 5 Milliarden Jahren das Ende der verschiedenen Fusionsprozesse entstanden ist, ihrer Hauptreihenphase erreicht, bis zu der Erde das Brennen noch andauert. Diese Zwiebelschalenausdehnen und das Leben auf der Erde vernichten. struktur ist in Abbildung 3 zu sehen. Nach dem Sobald das Heliumbrennen im Kern abgeschlossen ist, kontrahiert der Kern erneut. Aufgrund der geringen Masse erreicht der Kern jedoch nicht genügend hohe Temperaturen um das Kohlenstoffbrennen zu zünden. Die innere Hülle erhitzt sich jedoch so sehr, dass dort das Heliumbrennen zündet. Hierdurch expandiert die Hülle und wird zum größten Teil abgestoßen. Zurück bleibt ein weißer Zwerg, der seine durch die Kontraktion gewonnene Energie langsam abgibt, zum braunen Zwerg wird und erlischt. Supernovae sind bei leichten Sternen nur in Doppelsternsystemen möglich, die aus einem weißen Zwerg (Stern 1) und einem Stern bestehen, der das Ende seiner Lebenszeit erreicht hat (Stern 2). Abbildung 3: Die Zwiebelschalenstruktur eines Wird der zweite Stern zu einem roten Riesen, so schweren Sterns nach dem Ende der Fusion innerist es möglich, dass Materie des roten Riesen den halb des Kerns (Quelle: [1]) Langrangepunkt überquert, an dem sich die Gravitationskraft zwischen dem weißen Zwerg und dem Siliziumbrennen beginnt der Kern erneut zu komzweiten Stern aufhebt, und in den weißen Zwerg primieren. Durch seine große Masse kann die Komhinein spiralt. Hierdurch erhöht sich die Masse des pression nicht durch die Fermidruck der Elektronen weißen Zwergs, bis sie die Chandrasekhar-Grenze gestoppt werden und die Energie, die bei der Konüberschreitet, die angibt, bis zu welcher Masse wei- traktion freigesetzt wurde, führt dazu, dass der inße Zwerge stabil sind. Der weiße Zwerg beginnt verse Beta-Zerfall innerhalb des Kerns stattfindet, zu kollabieren und durch die Temperaturerhöhung wodurch Elektronen und Protonen unter Aussenwird explosionsartig das Kohlenstoffbrennen gezün- dung eines Elektronneutrinos und unter Energiedet. Hierdurch wird der weiße Zwerg vernichtet und aufnahme zu einem Neutron fusionieren. Der Kern

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QUELLEN

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des Sterns wird solange dichter, bis der Gravitationsdruck durch den Fermidruck der Neutronen kompensiert wird. Die ebenfalls kontrahierenden Hüllen des Sternes stürzen auf den nicht mehr komprimierbaren Kern und werden nach außen gestoßen, wodurch eine Supernova des Typs 2 entsteht. Zurück bleibt ein Neutronenstern, der von einem planetaren Nebel umgeben wird. (Bsp. SN1987a)

besitzt und somit deutlich größer ist als ein schwarzes Loch mit der Sonnenmasse. Ob ein schwarzes Loch Energie in Form von Strahlung abgibt, wodurch laut der Theorie von Stephen Hawking ein schweres schwarzes Loch länger leben würde als ein leichtes, ist genauso wie die Frage nach den genauen physikalischen Abläufen innerhalb einer Supernova immer noch nicht genau geklärt und daher Gegenstand aktueller Forschungen.

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Quellen

Literatur [1] Wolfgang Demtröder: Experimentalphysik 4, 2. Auflage, Springer Verlag, Berlin 1998 [2] Paul A. Tipler: Physik, 2. Auflage, Springer Verlag, Berlin 1998 [3] Young Type Ia Supernova in M101: http://www.astronomerstelegram.org/ (abgerufen am 11.1.2012) Abbildung 4: Die Überreste SN1987a. (Quelle: [6])

der

Supernova

Ist die Masse des Sterns so hoch, dass der Gravitationsdruck sogar den Fermidruck der Neutronen überwiegt, so kontrahiert der Kern solange weiter, bis im Rahmen der allgemeinen Relativitätstheorie eine Singularität entsteht. Da die Relativitätstheorie jedoch nicht die Quantentheorie enthält, ist es ungewiss, ob tatsächlich sämtliche Masse an einem Ort konzentriert ist oder ob Effekte der Quantentheorie dafür sorgen, dass ein schwarzes Loch eine gewisse Ausdehnung besitzt. Da die Fluchtgeschwindigkeit in einem schwarzen Loch höher ist als die Lichtgeschwindigkeit kann nichts das schwarze Loch verlassen. Der Radius um ein schwarzes Loch, in dem die Fluchtgeschwindigkeit höher ist als die Lichtgeschwindigkeit, wird als Schwarzschildradius bezeichnet. 2M G R= (5) c2 Ein schwarzes Loch mit der Masse der Sonne hätte einen Schwarzschildradius von 3 km, während das schwarze Loch, das sich im Zentrum der Milchstraße befindet (M = 4,3 Millionen M ), einen Schwarzschildradius von (12,68 ·109 km = 0,001 Lj)

[4] Astronomie.de: www.astronomie.de/astronomiedatenbank/astronomisches-lexikon/ (abgerufen am 11.1.2012) [5] Einführung in die Astrophysik: http://www.mpa-garching.mpg.de/lectures/ EASTRO_WS04/Einf_Kap_6b.pdf (abgerufen am 20.1.2012) [6] Supernova-1987a.jpg: http://commons.wikimedia.org/wiki/ File:Supernova-1987a.jpg?uselang=de (abgerufen am 22.1.2012)