pdf-file - Institut für Theoretische Astrophysik
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Massenverlust und zirkumstellare Hüllen<br />
bei Sternen hoher Leuchtkraft<br />
H.-P. Gail<br />
<strong>Institut</strong> für <strong>Theoretische</strong> <strong>Astrophysik</strong>, Heidelberg<br />
SS 2011
Plan der Vorlesung<br />
Inhalt:<br />
1. Einführung<br />
2. Überblick Sternaufbau und Entwicklung<br />
3. Beobachtung von Massenverlust<br />
4. Sternatmosphären und Strahlungsdruck<br />
5. Elementare Theorie des Sternwinds (Parker-Theorie)<br />
6. Liniengetriebene Winde (O, B , WR Sterne)<br />
7. Wellengetriebene Winde (RGB Sterne, Miras)<br />
8. Staubgetriebene Winde (M & C Sterne auf dem AGB, Überriesen)<br />
9. Explosiver Massenabwurf (Supernovae, Novae, LBVs)<br />
10. Massenverlust bei Doppelsternen<br />
11. Materiezyklus in der Galaxis<br />
page: 0.1
1. Einführung<br />
Die sichtbare Materie im Kosmos ist zum größten Teil in Sternen und in<br />
Sternsystemen konzentriert. Nur ein relativ kleiner Teil ist im interstellaren<br />
Medium enthalten, das den Raum zwischen den Sternen und den<br />
Sternsystemen ausfüllt. Das war nicht schon immer so. In der allerersten<br />
Phase nach der Entstehung des Kosmos war die sichtbare Materie<br />
zunächst weitgehend gleichförmig verteilt, bis aus anfänglichen Fluktuationen<br />
heraus der gravitative Kollaps zu Galaxien und den ersten<br />
Sternen einsetzte. Bei der Nukleosynthese während der Entstehungsphase<br />
des Kosmos wurden zunächst nur die leichtesten Kerne gebildet:<br />
Wasserstoff, Helium und Spuren von Lithium. Die Zusammensetzung<br />
der Sterne der ersten Sterngeneration war entsprechend einfach. Sie<br />
bestanden nur aus H und He; Deuterium und Lithium wurden bereits<br />
in der Entstehungsphase der Sterne verbrannt.<br />
page: 1.2
Einführung<br />
Sterne sind nur ein metastabiler Zwischenzustand der Materie, die unter<br />
dem Einfluß ihrer wechselseitigen Schwereanziehung zu immer kompakteren<br />
Konfigurationen kollabiert und dabei immer dichter und heißer<br />
wird. Dabei werden zeitweilig so hohe Temperaturen und Dichten erreicht,<br />
daß in der Materie Kernreaktionen einsetzen. Durch Fusion von<br />
leichteren zu schwereren Kernen<br />
H → He → C → O → . . . → Fe<br />
wird soviel Energie freigesetzt, daß das heiße Gas eine zeitlang den gravitativen<br />
Kollaps aufhalten kann. Wenn der Vorrat an Brennstoff, der<br />
unter den jeweiligen Temperatur- und Druckbedingungen brennen kann,<br />
aufgebraucht ist, dann setzt erneute Kontraktion ein, bis bei höherer<br />
Temperatur und höherem Druck eine neue Kernsorte zu brennen<br />
anfängt.<br />
page: 1.3
Einführung<br />
Diese abwechselnden Phasen von gravitativer Kontraktion und zeitweiligem<br />
Verharren in einem quasistationären Zustand, in dem nukleares<br />
Brennen für eine gewisse Zeit die Kontraktion aufhält, werden dadurch<br />
beendet, daß eines der beiden folgenden Ereignisse eintritt:<br />
1. Es tritt Entartung des Elektronengases oder eines Neutronengases<br />
ein. Dadurch wird ein weiteres Schrumpfen des Sterns unterbunden<br />
und er endet als Weißer Zwerg (in den meisten Fällen besteht dieser<br />
aus C und O oder aus O und Ne).<br />
2. Die Fusion von leichten zu schweren Kernen erreicht den Bereich<br />
der Elemente höchster Bindungsenergie pro Nukleon im Bereich der<br />
Eisengruppe und ein weiterer Energiegewinn durch nukleare Brennprozesse<br />
ist nicht mehr möglich. Der Stern kollabiert dann entweder<br />
zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch. Dieses Ereignis<br />
ist als Supernovaexplosion vom Typ II oder Ib, Ic beobachtbar.<br />
page: 1.4
Einführung<br />
Im ersten Fall kann unter Umständen durch fortgesetzte Massenzufuhr,<br />
z.B. durch Massentransfer in einem Doppelsternsystem, die Masse noch<br />
anwachsen und die Chandrasekharsche Massengrenze von 1.4 M⊙ für<br />
einen stabilen Weißen Zwerg überschritten weren. Dann tritt folgendes<br />
Ereignis auf:<br />
1a. Der Weiße Zwerg kollabiert, wodurch im noch nicht verbrannten nuklearem<br />
Material (C, O) die Brennprozesse erneut zünden und das<br />
Material zu den Elementen der Eisengruppe verbrennt. Die freigesetzte<br />
Energie bringt den gesamten Stern zur Detonation und es verbleibt<br />
kein Überrest. Dieses Ereignis ist als Supernovaexplosion vom<br />
Typ Ia beobachtbar.<br />
Der Endzustand der sichtbaren Materie im Kosmos wäre also eine Konzentration<br />
aller Materie in Weißen Zwergen, Neutronensternen oder<br />
Schwarzen Löchern.<br />
page: 1.5
Einführung<br />
Daß es heute noch sehr viele junge Sterne und auch noch beachtliche<br />
Mengen an interstellarer Materie in der Galaxis gibt, und nicht nur<br />
die kompakten Endzustände, liegt daran, daß praktisch alle Sterne gegen<br />
Ende ihrer Lebensdauer einen erheblichen Teil ihrer ursprünglichen<br />
Masse, mit der sie als Hauptreihensterne entstanden sind, wieder an das<br />
interstellare Medium zurückgeben. Dieser Massenverlust erfolgt<br />
als gleichmäßiger Verlust von Masse in Form eines kontinuierlichen<br />
Sternwinds, bei dem über Zeiträume von 10 4 bis 10 6 Jahre eine Ausströmung<br />
aus dem Stern stattfindet, oder<br />
als sporadischer Abwurf von äußeren Schichten des Sterns in Form<br />
eines kurzzeitigen, sehr intensiven Sternwinds, über Zeiträume von<br />
einigen Jahren bis zu einigen Jahrhunderten, die in der Beobachtung<br />
gelegentlich als ausgeprägte Massenschalen in der Umgebung eines<br />
Sterns feststellbar sind, oder<br />
als explosiver Massenabwurf in Nova- oder Supernovaereignissen.<br />
page: 1.6
Einführung<br />
Die Materie, die bei diesen Prozessen an das interstellare Medium<br />
zurückgegeben wird, vermischt sich mit diesem, und aus der Mixtur<br />
von Materie aus sehr vielen unterschiedlichen Einzelquellen entstehen<br />
später neue Sterne.<br />
Die Prozesse der Sternentstehung und die Massenverlustprozesse bewirken<br />
zusammen, daß in den meisten – außer den elliptischen – Galaxien<br />
ständig eine gewisse Menge interstellarer Materie existiert, die noch<br />
nicht in neue Sterne kondensiert ist, sowie eine große Zahl von Sternen<br />
in den unterschiedlichsten Entwicklungsphasen, von ganz jungen, gerade<br />
entstandenen, bis zu ganz alten Sternen, die noch aus der ersten Zeit<br />
der Entstehung der Galaxie stammen.<br />
page: 1.7
Einführung<br />
Abbildung 1.1: Materiekreislauf in der Galaxis<br />
page: 1.8
1.1. Materiekreislauf<br />
In einer Galaxie existiert deswegen ein ausgeprägter Materiekreislauf<br />
zwischen Sternen und interstellarer Materie. Ständig zirkuliert Materie<br />
zwischen dem Massenreservoire der interstellaren Materie und dem<br />
Massenreservoire der Sterne. Ein Teil der Materie scheidet aus diesem<br />
Kreislauf aus, weil sie in einem der Endzustände der Sternentwicklung<br />
als Weißer Zwerg, Neutronenstern oder Schwarzem Loch verschwindet.<br />
Andererseits wird dieser Abgang durch auch heute noch einfallende frische<br />
Materie aus dem intergalaktischen Medium wenigstens teilweise<br />
ersetzt.<br />
Nur bei den elliptischen Galaxien (und Kugelhaufen) ist dieser Materiekreislauf<br />
zum Erliegen gekommen. Sie enthalten praktisch keine<br />
interstellare Materie und nur alte Sterne.<br />
page: 1.9
Einführung<br />
Die Sterne verdanken ihre Existenz als zeitweilige Haltestationen auf<br />
dem Wege des gravitativen Kollapses den nuklearen Brennprozessen, bei<br />
denen H über He in schwerere Kerne umgewandelt wird. Diese frisch<br />
synthetisierten, schweren Kerne sind in dem Material enthalten, das<br />
in den Massenverlustpozessen an das interstellare Medium abgegeben<br />
wird. Der Kreislauf der Materie bewirkt deswegen, daß die interstellare<br />
Materie und die Sterne, die aus ihr entstehen, langsam mit schweren<br />
Kernen angereichert werden.<br />
Die allerersten Sterne entstanden aus Materie, die aus dem Urknall hervorgegangen<br />
ist. Sie enthalten praktisch nur H und He. Sterne mit dieser<br />
Zusammensetzung werden als Population III (abgekürzt Pop III) Objekte<br />
bezeichnet. Bis heute sind nur ein paar Sterne gefunden worden,<br />
die dieser Kategorie zuzuordnen sind.<br />
page: 1.10
Einführung<br />
Die nächsten Sterngenerationen enthalten bereits Beimengungen an<br />
Materie, die bei Massenverlustprozessen der ersten Sterngeneration synthetisiert<br />
wurden. Der Gehalt dieser Sterne an Elementen schwerer als<br />
He (die sog. Metalle) ist klein. Sterne mit dieser Zusammensetzung werden<br />
als Pop II Sterne bezeichnet.<br />
Es sind eine ganze Reihe solcher Objekte bekannt, teilweise mit außerordentlich<br />
geringem Metallgehalt. In unserer Galaxis findet man sie<br />
vorwiegend im Halo und in Kugelsternhaufen. Die kleine Magellansche<br />
Wolke besteht zum Beispiel nur aus Pop II Sternen. Einige der Pop II<br />
Sterne haben einen Gehalt an Metallen, der ca. 10 −5 mal kleiner als der<br />
der Sonne ist. Bei durchschnittlichen Pop II Sternen liegt der Metallgehalt<br />
aber eher beim 0.5-fachen dessen der Sonne.<br />
page: 1.11
Einführung<br />
Nach einigen Milliarden Jahren hatte der Metallgehalt der Galaxis etwa<br />
den Wert des Metallgehalts der Sonne erreicht. Sterne mit dieser Zusammensetzung<br />
werden als Pop I Sterne bezeichnet. Ganz junge Sterne<br />
haben gegenwärtig etwa den doppelten Metallgehalt der Sonne.<br />
Wegen der unterschiedlichen Massendichten und daraus resultierender<br />
unterschiedlicher Sternentstehungsraten in verschiedenen Zonen einer<br />
Galaxis sind zu einem festen Zeitpunkt die Metallhäufigkeiten innerhalb<br />
einer Galaxis räumlich nicht konstant; sie nehmen zum Zentrum<br />
hin zu.<br />
page: 1.12
Einführung<br />
In den frühen Phasen der Entwicklung des Universums und der jungen<br />
Galaxien erreichten nur die Sterne mit der kürzesten Lebensdauer die<br />
Endphase ihrer Entwicklung, in der dann starke Massenverlustprozesse<br />
einsetzen. Die Lebensdauer von Sternen nimmt mit zunehmender Masse<br />
stark ab:<br />
ˆ Sterne wie die Sonne, mit einer Anfangsmasse von 1 M⊙, erreichen<br />
nach ca. 9 × 10 9 Jahren die Endphase der Sternentwicklung.<br />
ˆ Massereiche Sterne mit Anfangsmassen > 10M⊙ haben nur Lebensdauern<br />
von einigen Millionen Jahren.<br />
ˆ Sterne mit Anfangsmassen von weniger als etwa 0.8 M⊙ erreichen die<br />
Endstadien der Entwicklung erst nach einer Zeit, die das Alter des<br />
Kosmos übersteigt. Sie befinden sich noch alle auf der Hauptreihe.<br />
page: 1.13
Einführung<br />
Der Metallgehalt der interstellaren Materie und der aus ihr gebildeten<br />
Sterne und das Elementgemisch in ihnen wird in der Anfangsphase<br />
der Entwicklung des Kosmos und der Galaxien durch die Massenverlustprozesse<br />
der Sterne mit Anfangsmassen von M∗ > 2 M⊙ bestimmt.<br />
Bei einem Alter der Sonne von 4.6 × 10 9 Jahren und einem Alter des<br />
Universums von ca. 13.5 × 10 9 Jahren haben die ersten Sterne aus der<br />
Entstehungszeit der Galaxien mit M∗ > 2 M⊙ zum Zeitpunkt der Entstehung<br />
der Sonne die Endphase ihrer Entwicklung erreicht und können<br />
zu dem Material beigetragen haben, aus dem unser Sonnensystem hervorgegangen<br />
ist.<br />
Da für einen großen Teil aller Elemente, vor allem der schweren Elemente,<br />
deren Häufigkeit im Kosmos nur aus der Analyse von Matrixmaterial<br />
der primitiven Meteoriten bekannt ist, ist es von besonderem Interesse,<br />
die Elementsynthese und die Massenverlustprozesse bei den Sternen zu<br />
verstehen, die zum Zeitpunkt der Entstehung der Sonne schon das Endstadium<br />
der Sternentwicklung erreicht hatten; das sind eben die Sterne<br />
mit M∗ > 2 M⊙.<br />
page: 1.14
Einführung<br />
Abbildung 1.2: Entwicklungswege von Sternen unterschiedlicher Masse für zwei verschiedene Metallizitäten<br />
im Hertzsprung-Russell-Diagramm nach Modellrechnungen von Schaller und Kollegen (1992).<br />
Die schraffierten Gebiete entsprechen nuklearen Brennphasen mit langsamer Entwicklung der Sterne.<br />
Die Entwicklungswege für M∗ > 7 M⊙ gehen bis zum Ende des C-Brennens, für 2 M⊙ ≤ M∗ ≤ 7 M⊙<br />
bis zum Beginn des thermischen Pulsens auf dem AGB und für M∗ ≤ 1.7 M⊙ bis zum He flash auf dem<br />
RGB.<br />
page: 1.15
Einführung<br />
Für die Entwicklung der Galaxien in der frühesten Phase ihrer Entwicklung<br />
sind vor allem die massereichsten Sterne mit Anfangsmassen<br />
von mehr als ca. 8 M⊙ von Interesse, die bereits nach einigen Millionen<br />
Jahren wieder als Supernova explodieren.<br />
Später werden auch die Sterne mittlerer und kleiner Masse wichtig. In<br />
der Endphase ihrer Entwicklung erreichen die Sterne mit Anfangsmassen<br />
M∗ ≤ 8 M⊙ den sog. asymptotischen Riesenast im Hertzsprung-<br />
Russell Diagramm, auf dem sie eine Leuchtkraft von mehr als 10 4 L⊙<br />
erreichen. Der Entwicklungsweg solcher Sterne ist in Abb. 1.2 dargestellt.<br />
Diese Sterne enden schließlich als Weiße Zwerge.<br />
page: 1.16
Einführung<br />
Abbildung 1.3: Massenverlustraten im Hertzsprung-Russell Diagramm. Die Zahlenangaben<br />
an den Linien konstanter Massenverlustrate geben log Ṁ an (de Jager und<br />
Kollegen, 1988).<br />
page: 1.17
Einführung<br />
Die Sterne mit hoher Leuchtkraft L∗ ≥ 10 4 L⊙ haben allesamt sehr<br />
hohe Massenverlustraten. Die Abb. 1.3 zeigt eine Zusammenstellung<br />
empirisch bestimmter Massenverlustraten bei Sternen hoher Leuchtkraft.<br />
Die Massenverlustraten übersteigen ganz allgemein Werte von<br />
10 −7 M⊙ yr −1 und können Werte von bis über 10 −4 M⊙ yr −1 erreichen.<br />
Es ist offensichtlich, daß Sterne, die in ihrer Entwicklung den oberen Teil<br />
des Hertzsprung-Russell Diagramms erreichen oder wegen ihrer hohen<br />
Massen von Anfang an eine enorme Leuchtkraft besitzen, innerhalb relativ<br />
kurzer Zeit einen beträchtlichen Teil ihrer ursprünglichen Masse<br />
an das interstellare Medium zurückgeben.<br />
Bei den heißen Sternen wird die Materie ganz im gasförmigen Zustand<br />
an das interstellare Medium abgegeben. Bei kühlen Sternen mit<br />
Teff < 3 000 K (den Riesen und Überriesen der Leuchtkraftklassen II und<br />
I) kühlt das ausströmende Gas genügend ab und ist dabei gleichzeitig<br />
noch dicht genug, daß einige Elemente (O, Si, Mg, Fe, Al, Ca . . . oder<br />
C, Si) als kleine Festkörperpartikelchen auskondensieren. Diese Sterne<br />
sind deswegen von mehr oder weniger dichten Staubhüllen umgeben, die<br />
sich durch eine intensive Emission durch warmen Staub im infraroten<br />
Spektralbereich bemerkbar machen.<br />
page: 1.18
AGB(M)<br />
AGB(S)<br />
AGB(C)<br />
OB<br />
RSG<br />
LBV<br />
WCL<br />
Novae<br />
SN<br />
Einführung<br />
10 −8 10 −7 10 −6 10 −5 10 −4 10 −3 ✲<br />
gas<br />
carbon dust<br />
silicate dust<br />
peculiar dust<br />
page: 1.19
Einführung<br />
Abbildung 1.4: Raten für die Abgabe von Gas und Staub (in M⊙ kpc −2 a −1 ) an das<br />
interstellare Medium durch die unterschiedlichen stellaren Quellen. Die Abkürzungen<br />
für die Staubquellen sind: AGB= Sterne auf dem Asymptotischen Riesenast (‘asymptotic<br />
giant branch’) der Spektraltypen M, S, und C, OB= Massereiche Sterne auf der<br />
oberen Hautreihe, RSG=Rote Überriesen (’red supergiants’), LBV= Leuchtkräftige<br />
Blaue Variable, WCL= Wolf-Rayet Sterne der Spektraltypen WC8-11. Die Unterschiedliche<br />
Zusammensetzung der Staubmischungen in den unterschiedlichen Staubbildnern<br />
wird vereinfachend durch die drei Grundtypen Silikatstaub“, Kohlenstoffstaub“,<br />
und Spezieller Staub“ bezeichnet. Für Supernovae ist wegen der Unsicherheit<br />
”<br />
” ”<br />
bezüglich der Zusammensetzung und der Menge des bei diesen Objekten gebildeten<br />
Staubs keine Staubproduktionsrate angegeben.<br />
page: 1.20
Einführung<br />
Der interstellare Staub stammt zu einem Teil aus dieser Quelle. Die<br />
chemische Zusammensetzung der Staubpartikelchen hängt von der Zusammensetzung<br />
der Materie im Sternwind oder in der abgeworfenen<br />
Masse ab, die ihrerseits wieder von der Synthese von Elementen bei<br />
den nuklearen Brennprozessen im Sterninneren bestimmt wird. Abbildung<br />
1.4 zeigt die wichtigsten Quellen für Massenabgabe an das interstellare<br />
Medium durch weit entwickelte Sterne und die jeweiligen Gasund<br />
Staubanteile.<br />
page: 1.21
Einführung<br />
Ein Teil der Staubteilchen in der interstellaren Materie entgeht der<br />
Zerstörung im interstellaren Medium durch Stoßwellen und kann bei der<br />
Entstehung neuer Sterne unter anderem in Körper der gleichzeitig entstehenden<br />
Planetensysteme eingebaut werden. In unserem eigenen Planetensystem<br />
findet sich in primitiver meteoritischer Materie ein kleiner<br />
Anteil solcher unveränderter Staubteilchen, die sog. präsolaren Staubteilchen,<br />
die direkt aus dem Massenabstrom von Sternen in weit fortgeschrittenen<br />
Entwicklungsstadien stammen. Diese präsolaren Staubteilchen<br />
können durch exotische Isotopenhäufigkeiten mancher Elemente<br />
eindeutig identifiziert werden, die ihrerseits wieder Informationen über<br />
die nuklearen Prozesse im Inneren der Elternsterne mit sich tragen. Dadurch<br />
ist es möglich geworden, die Prozesse, die sich im Abstrom von<br />
Materie aus weit entwickelten Sternen und in den nuklearen Brennzonen<br />
in ihrem Inneren abgespielt haben, im Laboratorium zu studieren.<br />
page: 1.22
Einführung<br />
Um die Fülle von Informationen, die in den Spektren der Sterne und<br />
in präsolaren Staubteilchen über die Synthese der chemischen Elemente<br />
und die frühe Entwicklung des Kosmos enthalten sind, richtig entschlüsseln<br />
zu können, ist ein möglichst genaues Verständnis der Massenverlustprozesse<br />
der leuchtkräftigsten Sterne erforderlich. Mit den unterschiedlichen<br />
Facetten dieses Problems beschäftigt sich diese Vorlesung.<br />
page: 1.23