Sternentod

Moin,

alles hat ein Ende, auch das Leben eines Sternes.

Nur wann das Ende naht, liegt fast ausschliesslich an seiner Masse, aber auch die Lage kann von Bedeutung sein.

Bei Sternen < 1,44 fache M_So (Chandrasekhar-Grenze) verbleibt ein *weißer Zwerg*.
Der rote Riese verliert seine Außenhülle ohne dass eine SN stattfindet, er stösst sie einfach nur ab und zurück bleibt ein erdgrosser weisser Zwerg mit schwereren Elementen wie Kohlenstoff und Eisen und nur sehr wenig oder keinem Wasserstoff.
Durch die thermische Energie kann er aber noch mehrere Mrd. Jahre lang eine Oberflächentemperatur von ~ 10.000 Mio ° K vorhalten.
Wegen seiner geringen Größe liegt seine absolute Leuchtkraft nur bei 8 - 15 mag. Er liegt im HRD weit unterhalb der Hauptreihe.
Das muss aber nicht das letztendliche Ende des weissen Zwerges sein. Er kann noch in die Explosion einer SN Typ 1a verwickelt werden, nämlich dann, wenn er einen Duopartner hat.
In diesem Fall kann es passieren, dass Materie vom Begleiter auf den weissen Zwerg überströmt. Dadurch entzündet sich der Kohlenstoff unter extrem entarteten Bedingungen. Gewaltige Energiemengen werden frei, so dass der Stern völlig explodiert (thermonukleare Zerstörung). Es bleibt dann von ihm wahrlich nur noch Sternenstaub übrig. Der Begleitstern wird dann oft zu einem so genannten *Runaway*-Stern, da er mit seiner normalerweise hohen Orbitalgeschwindigkeit davongeschleudert wird und dann durch seine Heimatgalaxie vagabundiert.

Es ist noch zu beachten, dass dieses Prozedere nicht immer schlagartig vonstatten geht, sondern dass der Weisse Zwerg im Laufe der Zeit Gas aus der ausgedehnten Hülle seines Begleiters akkretiert, wobei es zu mehreren Nova-Ausbrüchen kommen kann, bei dem der Wasserstoff des akkretierten Gases fusioniert und Fusionsprodukte zurückbleiben. Das setzt sich so lange fort, bis die Masse des weissen Zwerges die Chandrasekhar-Grenze überschreitet und er durch seine Eigengravitation zu kollabieren beginnt.


Schematische Entwicklung des Vorgängerdoppelsterns zu einer SN vom Typ Ia.

Jerry

NS: meine Empfehlung >>> bitte lest auch dazu a - Sternentstehung sowie b - Sternentwicklung hier in *Deep Sky*.
 

Moin,

nach kurzem Stöbern habe ich das hier gefunden: *HD 271791* - Hyperschnellläufer-Stern.

Da hatte Kreuzberga schon was zu geschrieben >>> Hyperschnellläufer-Sterne.

Diese Info betrifft >>> Der Begleitstern wird dann oft zu einem sogenannten *Runaway*-Stern, da er mit seiner normalerweise hohen Orbitalgeschwindigkeit davongeschleudert wird und dann durch seine Heimatgalaxie vagabundiert. im Beitrag vorher.

Jerry

Moin,

Bei Sternen > 1,44 fache M_So (Chandrasekhar-Grenze) - < 3,2 fache M_So (Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze) verbleibt ein *Neutronenstern*.

Am Ende der Entwicklung massereicher Sterne kommt es zu SN´s vom Typ II, Ib oder Ic.

Beim Kollaps eines dieser massereichen Sterne ist der Druck  so stark, dass die Atome in der gewöhnlichen Form nicht mehr vorkommen. Die Elektronen, welche die Protonen und Neutronen umkreisenden, werden förmlich in die Protonen *hineingepresst*, so dass sie ein reines Neutronengas bilden, welches sehr dicht zusammengedrückt werden kann. verbinden. Der Reststern ist dann nur noch ~ 24 km gross.
Normalerweise hat ein Neutronenstern einen Eisenkrusten-Mantel von mehreren hundert m Dicke. Neutronensterne haben am Anfang eine Kerntemperatur von über 100 Mrd. ° K, die aber schon nach relativ kurzer Zeit auf ~ 10 Mio. ° K runtergekühlt, dabei ist die Leuchtkraft noch um einiges geringer als die eines weissen Zwerges.


Neutronenstern *RXJ1856.5-3754*, Sternbild Corona Australis, 25 mag.

Über Neutronensterne und deren Varianten gibt es hier im Forum schon diesen Thread >>> Neutronensterne, Pulsare, Magnetare

Jerry

 

Moin,

Wissenschaftler nehmen an, dass der Stern *Beteigeuze* als *SN Typ II* endet.


Beteigeuze - 1. im Sternbild Orion (links) - 2. Nahaufnahme des Sterns (Mitte) - 3. Neue und schärfste Fotografie des Sterns lässt Details erkennen (rechts), Credit: ESO, P.Kervella, Digitized Sky Survey 2 and A. Fujii

Eine *SN Typ II* ist der energiereichste bekannte Prozess im Zusammenhang mit einem Stern. Sie entsteht, wenn ein Roter Riese seinen Vorrat an Brennmaterial verbraucht hat.
Er kann sich nicht mehr länger stabil halten. Die eigene Schwerkraft gewinnt die Oberhand und er fällt kollapsartig in sich zusammen. Dabei werden ungeheure Mengen an Energie frei. Während der Explosion kann die Supernova zeitweise heller strahlen als die Galaxie, in der sie sich befindet. Es wird dann letztendlich ein kompakter Neitronenstern entstehen. Neben dem Neutronenstern verbleibt dann ein ausgedehnter Bereich mit Materie von der SN-Explosion, eine mögliche Quelle neuer Sterne. Nicht ausgeschlossen wird aber auch, dass *Beteigeuze* als SL endet.

Mehr zu Beteigeuze gibt es hier >>>

Jerry

 

Moin,

bei Sternen > 3,2 fache MSo verbleibt ein *schwarzes Loch*.

Das wohl interessanteste aber auch unbekannteste Objekt in der Astronomie ist das Schwarze Loch.

Ein SL entsteht, wenn ein Stern am Ende seines Lebens nach einer SN noch eine Masse > 3,2 M_So besitzt. Im normalen Zustand besteht ein Gleichgewicht zwischen der Eigengravitation und dem Innendruck. Ist der Brennstoff des sterbenden Sternes aufgebraucht erkalten die inneren Teilchen und der Druck nimmt ab. Dadurch gewinnt die nach innen wirkende Gravitationskraft die Oberhand und der Stern kollabiert. Der Stern wird bei gleichbleibender Masse immer kleiner, das Schwarze Loch ist entstanden. Nur bei Sternen über 3,2 M_So kann es entstehen, bei kleineren Massen entsteht ein weißer Zwerg bzw. ein Neutronenstern. (In den Beiträgen vorher beschrieben)

Mehr über das Scharze Loch steht hier >>> Schwarze Löcher

Jerry

Moin,

in den Beiträgen vorher habe ich ja über die SN-Typen Ia und IIa geschrieben.

Jetzt kommt etwas ans Tageslicht, was die Astronomen verwirrt.

Im Jahr 2007 hatten Astronomen in der irregulären Galaxie NGC 1821, Sternbild Lupus,  14.5 mg die *SN 2002bj* entdeckt.
Nach der Helligkeitswertung (Maximum) von *SN 2002bj* muss es sich um eine SN vom Typ Ia gehandelt haben. Die SN war im Maximum um ein vielfaches heller als die gesamte Galaxie (auf dem Bild unten klar ersichtlich). Aber während bei gewöhnlichen SN die Helligkeit im Verlauf mehrerer Monate ansteigt und dann wieder langsam abfällt, dauerte dieser Vorgang bei der SN in NGC 1821 lediglich 27 Tage und somit weicht sie in ihren Eigenschaften deutlich davon ab. Bei der *SN 2002bj* wurden allerdings, wie das Spektrum zeigt, grosse Mengen Helium ausgestoßen, das in Typ Ia-SN nicht vorkommt.

Wissenschaftler vermuten deshalb, dass diese SN einen exotischen Typ verkörpert, der bisher nur auf dem Papier existierte. Dabei umkreisen sich zwei weisse Zwerge in einem geringem Abstand. Ein wZ besteht aus Helium, das der andere absaugt, da er seinerseits aus den wesentlich schwereren Elementen wie Kohlenstoff und Sauerstoff aufgebaut ist. Wenn solch eine Situation vorliegt und es dann zu einer SN kommt, dann dürfte die Helligkeit nur ~ 10% einer SN Typ Ia betragen, auch die Zeit des Aufleuchtes liegt dann bei max. 10%.

Da es für diesen Typus keinen Fachbegriff gibt, haben die Astronomen pfiffigerweise ihn einfach SN-Typ 0,Ia benannt. (Wäre das einem von uns aus dem Forum eingefallen, dann hätte man ihn für deppert erklärt Fazit: man muss erst einmal was sein um Regeln aufstellen zu können)

Zu sagen wäre noch, dass nach der Registrierung in 2002 keine weiteren Beobachtungen gemacht wurden, erst jetzt ist durch Zufall die Sache wieder auf den Tisch gekommen.


The exploding star SN 2002bj in the galaxy NGC 1821, captured by the Katzman Automated Imaging Telescope at Lick Observatory on Feb. 28, 2002.

Jerry

Hier gibt es noch weitere Informationen >>>  

bei Sternen > 3,2 fache MSo verbleibt ein *schwarzes Loch*.

Nein, bis zu etwa 10 bis 20 Sonnenmassen ergibt eine Supernova Explosion (core collapse SN) einen Neutronenstern. Erst bei sehr massiven Sternen entsteht in der Supernova ein Schwarzes Loch.

Gruss,
Volker

Moin,

das Binärsystem *QS Virginis*, 0.78/0.43 M_So 14,8 mag, ~ 156 Lj von der Sonne entfernt im Sternbild Jungfrau, besteht aus einem Weißen Zwerg und einem Roten Zwerg, die sich alle 3,5 Std im Abstand von nur 840.000 Km umkreisen. Das ist das bisher engste Binärsystem, dass die Astronomen gefunden haben. Aber lange wird es nicht mehr existieren, denn der Abstand zwischen diesen beiden stellaren Objekte wird allmählich immer enger. In geraumer Zeit ist der Punkt erreicht, an dem der dichte Weiße Zwerg Wasserstoff von seinem weniger kompakten Begleiter abzieht. Und sobald dieses Gas auf seiner Oberfläche ausreichend heiß und dicht ist, setzt darin die Kernfusion ein und der Weiße Zwerg endet als SN kommt es dann entweder zum so genannten thermonuklearen Runaway, einem explosiven nuklearen Wasserstoffbrennen in der den weißen Zwerg umgebenden Schale, oder zu einer Explosion (Nova) aufgrund von Instabilitäten in der Schale.


Bild: Shengbang Qian (National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences)

Ob das dem Exoplaneten mit 6,4 M_Jup, der dies Binärsystem in einem Abstand von 4,2 AE umkreist, schadet, wird erst nach der SN zu sehen sein.


Bild: Shengbang Qian (National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences)

Jerry

 

Moin,

das Binärsystem *QS Virginis*, 0.78/0.43 M_So 14,8 mag, ~ 156 Lj von der Sonne entfernt im Sternbild Jungfrau, besteht aus einem Weißen Zwerg und einem Roten Zwerg, die sich alle 3,5 Std im Abstand von nur 840.000 Km umkreisen. Das ist das bisher engste Binärsystem, dass die Astronomen gefunden haben. Aber lange wird es nicht mehr existieren, denn der Abstand zwischen diesen beiden stellaren Objekte wird allmählich immer enger. In geraumer Zeit ist der Punkt erreicht, an dem der dichte Weiße Zwerg Wasserstoff von seinem weniger kompakten Begleiter abzieht. Und sobald dieses Gas auf seiner Oberfläche ausreichend heiß und dicht ist, setzt darin die Kernfusion ein und der Weiße Zwerg endet als SN.

...

Jerry

 

Ist das sicher?

Reicht die Masse des roten Zwergs aus, den weißen Zwerg über die kritische masse von 1,44 Sonnenmassen anzuheben?
Da der rote Zwerg nur einen Bruchteil der Masse der Sonne hat (laut Deinen Angaben 0,43 Sonnenmassen) und der weiße Zwerg 0,78 Sonnenmassen, würde das in Summe (selbst wenn man die beiden Massen direkt addiert und keine Masse sonstig dem System verlustig geht) 1,21, Sonnenmassen ergeben.
Das scheint mir zu wenig für eine Supernova.

Moin,

to Pham: Reicht die Masse des roten Zwergs aus, den weißen Zwerg über die kritische Masse von 1,44 Sonnenmassen anzuheben?

Wohl kaum.

Sorry, da war ich wohl nicht konzentriert genug. Ich wollte schreiben: Und sobald dieses Gas auf seiner Oberfläche ausreichend heiß und dicht ist kommt es dann entweder zum so genannten thermonuklearen Runaway, einem explosiven nuklearen Wasserstoffbrennen in der den weißen Zwerg umgebenden Schale, oder zu einer Explosion (Nova) aufgrund von Instabilitäten in der Schale.

Ich ändere das in meinem Beitrag. Danke für den Hinweis.

Jerry

Das Sirius-System mit seinen Komponeten Sirius A und B wird womöglich mal eine SN Typ 1 werde, zumal Sirius B mit fast einer Sonnenmasse eh schon einer der schwersten bekannten weißen Zwerge ist.
Wenn Sirius A in einigen hundert Millionen Jahren in seine Phase als roter Riese tritt, wird Sirius B anfangen vom roten Riesen Sirius A Materie abzuziehen und stetig selbst zulegen (sofern der Abstand nicht zu groß ist).
Für jeden Betrachter der dann so dicht dran wie wir derzeit, ist dann Sirius schon sehr hell am Himmel deutlich.
Sobald Sirius B zur Supernova werden sollte, wird das dann allerdings so spektakulär, dass es schon wieder gesundlheitlich bedenklich ist, aufgrund der Nähe.
Wir werden dann aber wohl nicht zu den unmittelbaren Zusehern gehören, da wir uns womöglich bis dahin viele tausend Lichtjahre entfernt befinden.

Ich weiß, das gehört viel eher in den Sirius-Thread.
Der liegt aber seit über einem Jahr im Coma und ich habe mich nicht getraut ihn zu wecken.

Moin,

Der liegt aber seit über einem Jahr im Coma und ich habe mich nicht getraut ihn zu wecken.

Dann setz doch da bitte einen Link zu diesem Beitrag rein.

Jerry

Moin,

er lässt zwar noch auf sich warten - kommt aber bestimmt.

*RX J0806.3+1527*, oder auch HM Cancri (HM Cnc), ist eine astronomische Strahlungsquelle im visuellen und im Röntgenbereich, die Helligkeitsvariationen mit einer Periode von 321,5 Sekunden aufweist. Dieses Doppelsternsystem aus zwei *Weissen Zwergen* mit je 0,5 M_So, die einander in einer Entfernung von nur ~ 100.000 km in ~ 5,4 Minuten umkreisen ist etwa 16.000 Lj von der Erde entfernt.

Von dem einen *weissen* Zwerg wird heisse Materie zu dem Duopartner abgezogen und da entsteht eine Akkretionscheibe um den Äquator. Aus der Scheibe stürzt das Gas schließlich auf einen eng begrenzten Bereich der Oberfläche des Akkretors. Durch die Rotation des Sternsystems zeigt sich dieser heisse Bereich periodisch mal zur Erde und mal nicht.

Da beide Sterne im weiteren Verlauf ihrer Umkreisung kinetische Energie verlieren werden sie sich immer mehr einander annähern, bis sie schließlich verschmelzen.

Nach den neusten Kenntnissen entsteht dann eine *SN Typ Ia nach Verschmelzung*, denn beim Zusammenprall verfügen sie über > als eine M_So.

Jerry