Riesensterne
- Ersteller Emily
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mac
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Hallo Emily,
ich vermute, daß Du Dubhe A meinst.
VY CMa wird dagegen mit 30-40 M0 angegeben, kann also als SN vom Typ II explodieren. Dazu findest Du einige Informationen im entsprechenden Wikipedia-Artikel, unter anderem auch diese Aussage:
VY CMa ist rund 5000 Lichtjahre von uns entfernt.
Herzliche Grüße
MAC
http://de.wikipedia.org/wiki/Supernova
ich vermute, daß Du Dubhe A meinst.
mit einer Masse von 4 M0 ist er nach heutiger Auffassung zu leicht, um das Ende seiner Brennphase mit einer Supernovaexplosion abzuschließen.Wiki schrieb:
VY CMa wird dagegen mit 30-40 M0 angegeben, kann also als SN vom Typ II explodieren. Dazu findest Du einige Informationen im entsprechenden Wikipedia-Artikel, unter anderem auch diese Aussage:
wobei, soweit ich das verstanden habe, nicht die Strahlung selbst die Schäden setzt, sondern die chemischen Veränderungen der Atmosphäre, die durch die Strahlung verursacht werden.Wiki schrieb:
VY CMa ist rund 5000 Lichtjahre von uns entfernt.
Herzliche Grüße
MAC
http://de.wikipedia.org/wiki/Supernova
Bynaus
Registriertes Mitglied
Allerdings ist nicht ganz klar, ob wirklich alle Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen als SN II explodieren. Gewisse explodieren auf jeden Fall als andere Typen, aber viele Wissenschaftler auf dem Gebiet schliessen nicht aus, dass Sterne über 25 M0 möglicherweise ganz ohne SN eingehen, und einfach kollabieren. Man darf nicht vergessen, dass es zur Umkehrung der Kollapsbewegung in einer SN einen von einem superheissen Neutronenstern ausgehenden "Neutrinowind" braucht, und dass es diesen nicht geben wird, wenn der Kern des Sterns so massiv ist, dass er direkt zu einem Schwarzen Loch kollabiert: ohne Umkehrung der Kollapsbewegung wird dann einfach die gesamte Sternmasse ins Schwarze Loch stürzen, ohne eine weit herum sichtbare Explosion. Weiter ist denkbar, dass bei extrem hohen Massen wieder ein anderer Typ SN auftritt, nämlich die sogenannte "Paar-Instabilitäts-SN" (manchmal auch SN Typ III genannt), aber die spielt erst bei ca. 100 M0 eine Rolle.
So gesehen könnte es durchaus sein, dass VY CMa eines Tages sein Licht löscht und dann wars das (nur die äussersten Hüllen werden bei einer solchen "stillen SN" durch die Abstrahlung der sich beim Kollaps erhitzenden Materie abgestossen).
ralfkannenberg
Registriertes Mitglied
Hallo Mac,
das wusste ich noch gar nicht - ist das eine neue Erkenntnis ? Das letzte was ich zu diesem Thema mal (vor Jahren) gelesen hatte war, dass aufgrund der Simulationen die leichteren Sterne nur verpuffen, aber nicht "supernovieren" sollten. Ist das mittlerweile eine gesicherte Erkenntnis ? Insbesondere würde das auch heissen, dass fast alle Weissen Zwerge (vielleicht mit Ausnahme der ganz schweren Exemplare oberhalb 1.2 Sonnenmassen) ohne Supernova entstanden wären ...
Freundliche Grüsse, Ralf
ralfkannenberg
Registriertes Mitglied
Hallo Bynaus,
das mit der Zusammensetzung den Weissen Zwergen weiss ich schon, also dass sie aus dem "Ergebnis" der 1.Stufe (allerdings im jetzigen Weltalter nur durch Massentransfer), der 2.Stufe und der 3.Stufe der Nukleosynthese bestehen können. Aber dass dies ohne SN geht - das ist neu für mich. Bislang dachte ich, dass es die Lehrmeinung sei, dass auch unsere Sonne am Ende ihrer "Strahlungs-Ära" eine Supernova erfahren würde. Offenbar ist dem nicht so und meine Frage ist, seit wann man das weiss, oder ob ich diesbezüglich nur einem eigenen Irrtum aufgesessen bin.
Freundliche Grüsse, Ralf
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Bynaus
Registriertes Mitglied
Nein, bestimmt nicht. Da musst du irgendwo einem Irrtum aufgesessen sein. Dass die Sonne nur die erste und zweite Stufe der Nukleosynthese hinter sich bringen wird, weiss man seit dem BF2H-Paper in den 50ern, also seit es den Begriff Nukleosynthese gibt.
Die Sonne wird ihre äusseren Hüllen in sogenannten Helium-Flashs (Blitzen?) abstossen. Das sind Momente, in denen die He-Schale über dem C/O-Kern instabil (und alternierend mit der darüberliegenden H-Schale) brennt. Die resultierenden Temperaturen sind so heiss, dass die Sonne "aufpufft" und die Reaktion zum Erliegen kommt - bei jedem solchen "Aufpuffen" fliegt ein Teil der Hülle davon (was dann diese schönen, komplexen planetaren Nebel produziert). Je grösser die Masse ist, desto stabiler läuft die Reaktion, aber es braucht mindestens 8 Sonnenmassen, damit das He-Schalenbrennen bis zur Erschöpfung des He-Vorrats im Kern weiterlaufen kann.
Hallo Ralf,
Sterne mit etwa 0,5 bis 8 Sonnenmassen erfahren einen großen Masseverlust im letzten Stadium ihrer Entwicklung, die Hülle wird in den Weltraum abgegeben, der Rest bleibt als Weißer Zwerg übrig, der in grober Näherung eine Masse von M=0,45+0,1*M0 Sonnenmassen hat, wobei M0 die Masse des Hauptreihensterns ist.
Supernovae, genauer Kernkollaps-Supernovae treten auf, wenn der Kern die Chandrasekhar-Grenze überschreitet. Die liegt bei etwa 1,4 Sonnenmassen, das kann also bei der Sonne nicht auftreten (auch ohne Massenverlust).
Genaueres ist in der Wikipedia beschrieben. Eventuell in der englischen Version der Artikel mit mehr Details.
http://de.wikipedia.org/wiki/Supernova#Kernkollaps-_oder_hydrodynamische_Supernovae
http://de.wikipedia.org/wiki/Chandrasekhar-Grenze
http://de.wikipedia.org/wiki/Stern
Grüße UMa
Sterne mit etwa 0,5 bis 8 Sonnenmassen erfahren einen großen Masseverlust im letzten Stadium ihrer Entwicklung, die Hülle wird in den Weltraum abgegeben, der Rest bleibt als Weißer Zwerg übrig, der in grober Näherung eine Masse von M=0,45+0,1*M0 Sonnenmassen hat, wobei M0 die Masse des Hauptreihensterns ist.
Supernovae, genauer Kernkollaps-Supernovae treten auf, wenn der Kern die Chandrasekhar-Grenze überschreitet. Die liegt bei etwa 1,4 Sonnenmassen, das kann also bei der Sonne nicht auftreten (auch ohne Massenverlust).
Ich vermute etwa seit den Arbeiten Chandrasekhars und Zwickys Ende der 1930er. Wo die Grenze oberhalb von 1,4 Sonnenmassen genau liegt, hängt vom Masseverlust ab. Genauere Sternmodelle gibt es dafür vielleicht seit den 1960ern(??).
Genaueres ist in der Wikipedia beschrieben. Eventuell in der englischen Version der Artikel mit mehr Details.
http://de.wikipedia.org/wiki/Supernova#Kernkollaps-_oder_hydrodynamische_Supernovae
http://de.wikipedia.org/wiki/Chandrasekhar-Grenze
http://de.wikipedia.org/wiki/Stern
Grüße UMa
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Exonavigator
Registriertes Mitglied
Hallo Bynaus,
zum Thema „Irrtümer“: da habe ich auch ein Verständnisproblem, das mir immer wieder begegnet. Ich vermute, dass du das mit sicherer Hand klären kannst. Es geht um zwei Unterscheidungen, die nicht recht zusammenpassen:
(A) Einerseits wird zwischen „massearmen“ Sternen (unter 2 Sonnenmassen), Sternen „mittlerer“ Masse (2-8 Sonnenmassen) und „massereichen“ Sternen (mehr als 8 Sonnenmassen) unterschieden, verbunden mit der Auskunft: Erst massereiche Sterne beendeten ihre Hauptreihenexistenz als Neutronensterne oder Schwarze Löcher. Vgl. etwa das von Harald Lesch herausgegebene Buch „Astronomie: Die kosmische Perspektive“, 2010, S. 809. Und auch du, Bynaus, hattest das oben so wiederholt, wenn ich das richtig verstanden habe.
(B) Andererseits liest man, Sterne unter 1,4 Sonnenmassen beendeten ihre Hauptreihendauer als Weiße Zwerge. Schon bei Sternen ab 1,4 Sonnenmassen (auch „Chandrasekhar-Grenze“ genannt) aber überschreite die Schwerkraft am Ende den quantenphysikalisch definierten „Entartungsdruck der Elektronen“, sodass es zu einer Typ I-Supernova komme und der Sternenrest zu einem Neutronenstern kollabiere. Ab 2-3 Sonnenmassen schließlich übersteige die Schwerkraft auch den „Entartungsdruck der Neutronen“, sodass es keine bekannte Kraft mehr gibt, die dem Kollaps noch entgegenwirken könnte, mit der Folge, dass der Sternenrest zu einem Schwarzen Loch kollabiere. Vgl. dasselbe Buch, S. 850 f., und unzählige Internet-Seiten, schon bei Wikipedia: http://en.wikipedia.org/wiki/Chandrasekhar_limit
Ein Beispiel: Richten wir uns nach der Unterscheidung in (B), würde schon einer unserer gut sichtbaren Nachbarsterne in 8,6 Lichtjahren Entfernung, nämlich Sirius A, mit seiner Masse von ca. 2 Sonnenmassen nach Ende seiner Hauptreihenzeit in einer Supernova Ia explodieren und sein Kern zu einem Neutronenstern kollabieren (zum Glück für uns ist das freilich erst in Jahrmilliarden zu erwarten). Nach der Unterscheidung in (A) hingegen würde Sirius A als Stern mittlerer Masse nur als Weißer Zwerg enden, wie unsere Sonne (nur ein paar Milliarden Jahre früher).
Was stimmt denn nun? Wie verhält sich die erste zur zweiten Unterscheidung? Und falls die Dreiteilung nach (B) korrekt ist, welche Bewandtnis hat es dann mit der oft genannten Grenze von 8 Sonnenmassen, wenn ohnehin alle Sterne in diesem Massenbereich (schon ab 2-3 Sonnenmassen) zu Schwarzen Löchern werden? Was habe ich hier falsch verstanden?
Beste Grüße
zum Thema „Irrtümer“: da habe ich auch ein Verständnisproblem, das mir immer wieder begegnet. Ich vermute, dass du das mit sicherer Hand klären kannst. Es geht um zwei Unterscheidungen, die nicht recht zusammenpassen:
(A) Einerseits wird zwischen „massearmen“ Sternen (unter 2 Sonnenmassen), Sternen „mittlerer“ Masse (2-8 Sonnenmassen) und „massereichen“ Sternen (mehr als 8 Sonnenmassen) unterschieden, verbunden mit der Auskunft: Erst massereiche Sterne beendeten ihre Hauptreihenexistenz als Neutronensterne oder Schwarze Löcher. Vgl. etwa das von Harald Lesch herausgegebene Buch „Astronomie: Die kosmische Perspektive“, 2010, S. 809. Und auch du, Bynaus, hattest das oben so wiederholt, wenn ich das richtig verstanden habe.
(B) Andererseits liest man, Sterne unter 1,4 Sonnenmassen beendeten ihre Hauptreihendauer als Weiße Zwerge. Schon bei Sternen ab 1,4 Sonnenmassen (auch „Chandrasekhar-Grenze“ genannt) aber überschreite die Schwerkraft am Ende den quantenphysikalisch definierten „Entartungsdruck der Elektronen“, sodass es zu einer Typ I-Supernova komme und der Sternenrest zu einem Neutronenstern kollabiere. Ab 2-3 Sonnenmassen schließlich übersteige die Schwerkraft auch den „Entartungsdruck der Neutronen“, sodass es keine bekannte Kraft mehr gibt, die dem Kollaps noch entgegenwirken könnte, mit der Folge, dass der Sternenrest zu einem Schwarzen Loch kollabiere. Vgl. dasselbe Buch, S. 850 f., und unzählige Internet-Seiten, schon bei Wikipedia: http://en.wikipedia.org/wiki/Chandrasekhar_limit
Ein Beispiel: Richten wir uns nach der Unterscheidung in (B), würde schon einer unserer gut sichtbaren Nachbarsterne in 8,6 Lichtjahren Entfernung, nämlich Sirius A, mit seiner Masse von ca. 2 Sonnenmassen nach Ende seiner Hauptreihenzeit in einer Supernova Ia explodieren und sein Kern zu einem Neutronenstern kollabieren (zum Glück für uns ist das freilich erst in Jahrmilliarden zu erwarten). Nach der Unterscheidung in (A) hingegen würde Sirius A als Stern mittlerer Masse nur als Weißer Zwerg enden, wie unsere Sonne (nur ein paar Milliarden Jahre früher).
Was stimmt denn nun? Wie verhält sich die erste zur zweiten Unterscheidung? Und falls die Dreiteilung nach (B) korrekt ist, welche Bewandtnis hat es dann mit der oft genannten Grenze von 8 Sonnenmassen, wenn ohnehin alle Sterne in diesem Massenbereich (schon ab 2-3 Sonnenmassen) zu Schwarzen Löchern werden? Was habe ich hier falsch verstanden?
Beste Grüße
ralfkannenberg
Registriertes Mitglied
Hallo Exonavigator,
diese Massenangaben beziehen sich auf den Vorläuferstern, also solange es noch einen Strahlungsdruck gibt. Wobei man neueren Untersuchungen zufolge die 8 Sonnenmassengrenze durch 10.5 Sonnenmassen ersetzen kann.
Das betrifft nun aber die "Nachfolgersterne", das heisst nach dem Gravitationskollaps wegen des Zusammenbruchs des Strahlungsdruckes; ganz konkret also die entarteten Sterne am oberen Ende der Massenskala, und das sind Weisse Zwerge und Neutronensterne.
Freundliche Grüsse, Ralf
ralfkannenberg
Registriertes Mitglied
Hallo Exonavigator,
nein, so geht das nicht. Der Sirius A hat noch einen Strahlungsdruck. Wenn er die Hauptreihe verlässt, so wird er einen Teil seiner Masse abstossen; masseärmere Sterne stossen eher wenig Masse ab, massereichere Sterne bis 10.5 Sonnenmassen können so viel abstossen, dass nur noch weniger als die 1.4 Sonnenmassen der Chandrasekhar-Grenze übrigbleiben, so dass dann ein Weisser Zwerg entsteht.
Wo genau die Massenobergrenze für Vorläufersterne ist, dass sie genügend viel Masse abstossen können, dass ein Weisser Zwerg verbleibt, ist Gegenstand aktueller Forschung. Das Problem ist, dass man das ganze eigentlich nur für leichte Sterne (bis max. 1 Sonnemasse oder so) recht gut berechnen kann; darüber muss man mit Simulationen arbeiten, die alles andere als einfach zu modellieren sind.
Das ist die richtige Lösung. Ganz hübsch kannst Du hier sehen, dass der Vorläuferstern des Sirius B deutlich mehr Masse gehabt haben muss als der Sirius A, deswegen hatte er eine kürzere Lebensdauer als Hauptreihenstern und Riesenstern und ist bereits zu einem Weissen Zwerg kollabiert, während der Sirius A nach wie vor auf der Hauptreihe ist und seinen Wasserstoffvorrat verbrennt (nicht chemisch, sondern physikalisch, d.h. via Kernfusion).
Übrigens: Wenn der Sirius A viel näher am Sirius B stehen würde, so würde der Weisse Zwerg Sirius B vom Sirius A Masse ansaugen. Dadurch würde der Sirius B immer massereicher und sobald er mehr als ~1.4 Sonnenmassen beisammen hat gäbe es dann eine Supernova vom Typ Ia.
Allerdings haben neuere Untersuchungen ergeben, dass die Mehrzahl der Ia-Supernovae nicht bei solchen Szenarien entstehen, sondern wenn zwei Weisse Zwerge so nahe beieinander stehen, dass sie "zusammenstossen" und verschmelzen; wenn diese genügend Masse haben, können sie zusammen auch die ~1.4 Sonnenmassen-Grenze übersteigen.
An sich hast Du alles richtig verstanden, Du musst nur zwischen Vorläuferstern und Nachfolgerstern unterscheiden, wobei die Grenze der beiden Phasen das Aufbrauchen des Kernbrennstoffes ist, so dass der Strahlungsdruck zum Erliegen kommt, so dass der Stern einen Gravitationskollaps erleidet. Bis zu Sternen mit 10.5 Sonnenmassen ohne Supernova, hier lag ich leider falsch;ich hatte gedacht, nur die ~ Roten Zwergsonnen supernovieren nicht.
Freundliche Grüsse, Ralf
ralfkannenberg
Registriertes Mitglied
Hallo Exonavigator,
dieses Szenario beinhaltet noch einen interessanten Aspekt, den man auch beobachten kann: an sich dürfte es nämlich gar keine leichten Weissen Zwerge unter ~0.2 Sonnenmassen geben, weil das Alter des Universums nicht ausreicht, den Kernbrennstoff ihrer Vorläufersterne aufzubrauchen.
Aber genau dank diesem Mechanismus kann es passieren, dass sich ein solcher leichter Weisser Zwerg bildet: Nehmen wir wieder die beiden Siriusse und stellen wir uns ein ähnliches Sternsystem vor, bei dem der A-Stern aber leichter ist und auch wieder genügend nahe am Weissen Zwerg steht. Dieser saugt nun also die Masse vom A-Stern an, aber der hat nicht genügend, dass der Weisse Zwerg schwerer als 1.4 Sonnenmassen wird. Somit saugt der Weisse Zwerg dem A-Stern letztlich nur seine Wasserstoffhülle weg, so dass die Kernfusion des A-Sternes ebenfalls zum erliegen kommt und den Gravitationskollaps erleidet. Zurück bleibt dann ein leichter Weisser Zwerg.
Freundliche Grüsse, Ralf
Exonavigator
Registriertes Mitglied
Hallo Ralf, Sissy und Bynaus,
hab verstanden, Danke für eure geduldigen Erläuterungen!
Beste Grüße
hab verstanden, Danke für eure geduldigen Erläuterungen!
Beste Grüße
Hallo Exonavigator,
Sirius entstand vor etwa 240 Mio Jahren als ein Doppelstern mit etwa 5 und 2 Sonnenmassen und einer Umlaufzeit von etwa 9 Jahren bei einer großen Halbachse von 8.5AE. Der Stern mit 5 Sonnenmassen, den wir heute Sirius B nennen, verlor während seiner Riesenphase vor etwa 125 Mio Jahren den größten Teil seine Masse und produzierte einen Planetarischen Nebel. Übrig blieb ein Weißer Zwerg mit etwa einer Sonnenmasse und die Bahn vergrößerte sich durch den Masseverlust auf ca 20AE und 50 Jahre Umlaufzeit. Sirius A dürfte in 800-950 Mio Jahren ähnlich enden, als Weißer Zwerg mit 0.65-0.7 Sonnenmassen.
Siehe auch:
http://de.wikipedia.org/wiki/Sirius#Entwicklung
http://arxiv.org/abs/astro-ph/0507523
Grüße UMa
Sirius entstand vor etwa 240 Mio Jahren als ein Doppelstern mit etwa 5 und 2 Sonnenmassen und einer Umlaufzeit von etwa 9 Jahren bei einer großen Halbachse von 8.5AE. Der Stern mit 5 Sonnenmassen, den wir heute Sirius B nennen, verlor während seiner Riesenphase vor etwa 125 Mio Jahren den größten Teil seine Masse und produzierte einen Planetarischen Nebel. Übrig blieb ein Weißer Zwerg mit etwa einer Sonnenmasse und die Bahn vergrößerte sich durch den Masseverlust auf ca 20AE und 50 Jahre Umlaufzeit. Sirius A dürfte in 800-950 Mio Jahren ähnlich enden, als Weißer Zwerg mit 0.65-0.7 Sonnenmassen.
Siehe auch:
http://de.wikipedia.org/wiki/Sirius#Entwicklung
http://arxiv.org/abs/astro-ph/0507523
Grüße UMa
ralfkannenberg
Registriertes Mitglied
Hallo UMa,
danke schön für diese Zusammenstellung. Ich habe mal spasseshalber die Sonnennähe (bis 5 Parsec, also gut 16 Lichtjahre) angeschaut unter der Annahme, dass die dortigen Weissen Zwerge noch allesamt Hauptreihensterne seien; tatsächlich würde das "Podest" der drei hellsten Sterne von Vorläufersternen eingenommen und der helle Sirius (also Sirius A) käme nur auf Platz 4.
Platz 1 ginge an den Vorläuferstern des Sirius B
Platz 2 ginge an den Vorläuferstern von Gliese 440
Platz 3 ginge an den Vorläuferstern vom Van Maanen's Stern
Auch die Vorläufersterne von Procyon B und von 40 Eridani B folgen dann auf den Plätzen.
Freundliche Grüsse, Ralf
Bynaus
Registriertes Mitglied
Wobei man jetzt natürlich nicht vergessen darf, dass sich Sternpositionen im Verlauf der Jahrmillionen ändern und diese Sterne / Weissen Zwerge, als sie noch Hauptreihensterne waren, nach aller Wahrscheinlichkeit so weit weg waren, dass wir sie nicht mal von Auge hätten erkennen können.
Hallo Mac,
das dürfte dann doch diese Gammablitze sein, die beim Auftreffen z.B. auf unserer Erde eine Unmenge Stickstoffoxyde in der Atmosphäre bilden welche dann die Ozonschicht so schwer schädigen dass nicht nur die betroffene Seite eines Planeten betroffen ist.
Meine Frage war deshalb, die betreffenden Kanditaten sind zwar sehr weit weg aber andererseits wird die Energie ja wie bei einem Pulsar gebündelt abgestrahlt.
Mit Dubhe war der Stern am oberen hinteren Ende des Grossen Bären gemeint, da war einmal so ein Bericht über die grössten Sterne, Canis Majoris, Vega, Beiteigeuze und so weiter im Grössenmasstab dargestellt, mann das sind schon gigantische Brocken gegen unsere kleine Sonne
das dürfte dann doch diese Gammablitze sein, die beim Auftreffen z.B. auf unserer Erde eine Unmenge Stickstoffoxyde in der Atmosphäre bilden welche dann die Ozonschicht so schwer schädigen dass nicht nur die betroffene Seite eines Planeten betroffen ist.
Meine Frage war deshalb, die betreffenden Kanditaten sind zwar sehr weit weg aber andererseits wird die Energie ja wie bei einem Pulsar gebündelt abgestrahlt.
Mit Dubhe war der Stern am oberen hinteren Ende des Grossen Bären gemeint, da war einmal so ein Bericht über die grössten Sterne, Canis Majoris, Vega, Beiteigeuze und so weiter im Grössenmasstab dargestellt, mann das sind schon gigantische Brocken gegen unsere kleine Sonne
mac
Registriertes Mitglied
Hallo Emily,
Herzliche Grüße
MAC
Ja, wobei ich nicht weiß, was dabei sonst noch alles entsteht.
ich rate mal, daß Du damit diesen Wikipediaartikel http://de.wikipedia.org/wiki/Gammablitz meinst. Dieser, auf einen sehr engen Winkelbereich gebündelte Jet müßte uns aber erst mal treffen.
das weiß ich. Aber Dubhe ist kein Einzelstern, sondern ein System aus mehreren Sternen, die man mit bloßen Augen nur als einen Stern sieht.
Ja, diese gewaltigen Größen finde ich auch sehr beeindruckend.da war einmal so ein Bericht über die grössten Sterne, Canis Majoris, Vega, Beiteigeuze und so weiter im Grössenmasstab dargestellt, mann das sind schon gigantische Brocken gegen unsere kleine Sonne
Herzliche Grüße
MAC