Winde von Megasonnen

eine kurze Einführung

1.1Megasonnen

1.1.1 Was sind Megasonnen?

Heiße, leuchtkräftige Sterne = HELLE Sterne

• heiß: Oberflächentemperaturen (dort, wo die Strahlung herkommt) von ca.

  10000 K ...60000 K ("K'' = grad Kelvin = grad Celsius + 273)

  
  zum Vergleich: Die Oberflächentemperatur der Sonne beträgt ca. 5700 K.

• leuchtkräftig: 10⁵ ...10⁷ (hunderttausend ...10 millionen)-fache Energieabgabe der Sonne, deshalb

  ''MEGASONNEN''

  ''Mega'' bedeutet 10⁶ = eine Million.

  
  die Energieabstrahlung = Leuchtkraft der Sonne beträgt

  • 3.82 * 10³³ erg/s =
  • 3.82 * 10²⁶ Watt =
  • 3.82 * 10²⁰ MegaWatt,

  das entspricht der Leistung von ca. 10¹⁸ (einer ''1'' mit 18 Nullen = einer Trillion) Stromkraftwerken!!!

1.1.2 Megasonnen als Entfernungsindikatoren

Aufgrund ihrer enormen Helligkeit sind diese Megasonnen auch in großen Entfernungen noch sichtbar.

Wenn die Energieabstrahlung dieser Sterne bekannt ist, läßt sich aus dem Verhältnis

ihre Entfernung bestimmen (hauptsächlich geometrische Verdünnung der Strahlung).

Heisse, leuchtkräftige Sterne ermöglichen also u.a. die Entfernungsbestimmung weit entfernter Galaxien, zu denen sie gehören.

• Mit dem Very large Telescope wird man diese Sterne bis zum Virgohaufen beobachten und detailliert analysieren können.
• Die Entfernung dorthin beträgt ca. 50 Millionen Lichtjahre, d.h., das Licht, das wir von diesen Objekten empfangen, wurde vor 50 Millionen Jahren dort abgestrahlt.

  Zum Vergleich:

  • der (mittlere) Abstand Erde - Sonne beträgt 8.3 Lichtminuten
  • der unserer Sonne nächste Stern, Proxima Centauri, liegt in einer Entfernung von 4.25 Lichtjahren.
  • unser Sonnensystem ist vom Zentrum unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße, ca. 27000 Lichtjahre entfernt.
  • die nächste Nachbargalaxie der Milchstraße, die Sagittarius Zwerg Galaxie, liegt in einer Entfernung von ca. 80000 Lichtjahren.

  
  (Bei einer Lichtgeschwindigkeit von ca. 300 000 km/s.)

• Die mit den Teleskopen aufgefangene Energie wird in den äußeren Schichten der Sterne, ihren sog. ATMOSPHÄREN, abgestrahlt.
• Um diese Abstrahlung zu berechnen (``modellieren''), ist eine detaillierte Beschreibung dieser Schichten unumgänglich.
• Dazu benötigen wir eine Theorie der Sternatmosphären, die in den 30er Jahren, hauptsächlich von Albrecht Unsöld, begründet wurde.

1.2 Winde heißer Sterne

• Ende der 60er Jahre wurden die ersten Satellitenbeobachtungen von Sternen im hochgradig ULTRAVIOLETTEN Licht durchgeführt (dieses ist - Gott sei Dank! - auf der Erde nicht sichtbar, da es von der Erdatmosphäre absorbiert wird).
• Wichtiges Ergebnis: Praktisch alle heißen Sterne mit einer Masse größer als die 15-fache Sonnenmasse zeigen eine Hochgeschwindigkeitsausströmung, den sog.

Sternwind

1.2.1 Massenverlustrate

Den Verlust an Masse pro Zeiteinheit, den der Stern aufgrund des Windes erleidet, nennt man folgerichtig Massenverlustrate.

• Typische Massenverlustraten bei heißen Sternen liegen in der Größenordnung

  10^-6 ...10^-4 (ein millionstel bis ein zehntausendstel) Sonnenmassen pro Jahr, das entspricht in etwa

  einem Drittel bis 30 Erdmassen pro Jahr.

• Zum Vergleich: Auch die Sonne weist einen Wind auf, den berühmt- berüchtigten Sonnenwind, der allerdings ganz anders ``funktioniert'' als die hier behandelten Winde heißer Sterne. Dies sieht man schon daran, daß die Massenverlustrate der Sonne erheblich geringer ist als die oben genannten Werte:

  Massenverlust der Sonne:

  
  ca. 10^-14 Sonnenmassen (entsprechend einer ''Ostseemasse'') pro Jahr.

1.2.2 Endgeschwindigkeit

Weit entfernt von der Sternoberfläche erreicht die Materieabströmung ihre maximale Geschwindigkeit, die danach - in Abwesenheit äußerer Kräfte - konstant bleibt und deshalb Endgeschwindigkeit genannt wird (Vgl. das Erste Newtonsche Axiom: ''In Abwesenheit äußerer Kräfte verharrt ein Körper entweder im Zustand der Ruhe oder der geradlinig gleichförmigen Bewegung'')

''Beobachtete'' Werte dieser Endgeschwindigkeiten zeigen, daß sie die lokale Schallgeschindigkeit um ein Vielfaches (bis zu einem Faktor 100) übersteigen.

• Typische Werte der Endgeschwindigkeit liegen im Bereich 200 km/s ...3000 km/s.
• Die Schallgeschwindigkeiten bei diesen Sternen variiert von ca. 10 km/s ...30 km/s.
• Zum Vergleich: Die Schallgeschwindigkeit auf der Erde ist um einiges geringer, sie liegt bei 0.3 km/s, was hauptsächlich daran liegt, daß die Temperatur der Erdatmosphäre (noch!) merklich kühler ist.

1.3 Warum beschäftigen wir uns mit Sternwinden?

Einige Punkte, die die astrophysikalische Relevanz stellarer Winde aufzeigen

1.3.1 Sternentwicklung

Lebensdauer heißer Sterne

• einige 10⁶ Jahre (einige Millionen)
• zum Vergleich - Lebensdauer der Sonne: ca. 7 * 10⁹ Jahre (7 Milliarden)

d.h., 1000 Generationen heißer Sterne pro einer Generation sonnenähnlicher Sterne

Aufgrund der Höhe des Massenverlustes (Größenordnung 10^-6 Sonnenmassen/Jahr) ist der Massenverlust signifikant und beträgt einige Sonnenmassen (bei einer Masse des Sternes von 10 - 100 Sonnenmassen).

Massenverlust hat eine entscheidende Bedeutung für die

und muß deshalb ins allen Phasen der Sternentwicklung bekannt sein, um korrekt berücksichtigt werden zu können.

• Im Inneren aller Sterne wird Energie durch Kernfusion ("Verschmelzung'') erzeugt.
• Dadurch wird das Verhältnis der Elementhäufigkeiten verändert (gegenüber dem Ausgangsverhältnis bei der ``Geburt'' des Sternes).
• Bei heißen Sterne ist davon haupsächlich das Verhältnis

  Wasserstoff : Helium : Kohlenstoff : Stickstoff : Sauerstoff

  betroffen.

Durch den Massenverlust wird Material mit dieser veränderten Zusammensetzung der Elemente an die stellare Umgebung abgegeben. Da heiße Sterne (fast) immer in Gruppen auftreten, verändert dieser Prozeß die Elementhäufigkeiten im sog. interstellaren Medium und hat damit einen wichtigen Einfluß auf die

1.3.3 Sternentstehung

• Wind = hochgradige Überschallströmung

  prallt auf umgebendes Medium.

• Dies führt zur Entwicklung von Stoßfronten (analog zum Überschallknall) und
• zu lokalen Verdichtungen des umgebenden Mediums, die die ``Geburt'' neuer Sterne =

  STERNENTSTEHUNG

  auslösen.

1.3.4 Heiße Sterne als Entfernungsindikatoren

• siehe Windimpuls-Leuchtkraft-Relation

1.3.5 Sternwinde als physikalisches Laboratorium

• Winde heißer Sterne werden durch den sog. Linienstrahlungsdruck verursacht und beschleunigt (s.u.)
• Dieser Prozeß ist physikalisch äußerst interessant, läßt sich allerdings in Laboratorien auf der Erde nicht oder nur unzureichend studieren.
• Durch Beobachtung und detaillierte Analyse der von diesen Sternen abgestrahlten Energieverteilung läßt sich die Physik des Linienstrahlungsdrucks in situ studieren, d.h. wir können die Sternwinde als

  PHYSIKALISCHES LABORATORIUM

  nutzen.

2 Der Beschleunigungsmechanismus der Sternwinde

In diesem Abschnitt stellen wir den physikalischen Mechanismus vor, der die Winde heißer Sterne initiiert und beschleunigt. Die wesentlichen Effekte sind dabei in der folgenden Abbildung aufgezeigt.

• aus den tieferen Schichten der Atmosphäre, der sog. Photosphäre, werden Lichtteilchen (= Photonen) in einem breiten Energiebereich emittiert.
• Diese Photonen gelangen in den Wind und können ihren Impuls auf die dort vorhandenen Ionen übertragen. Dies geschieht in einem zweistufigen Prozeß (vgl. den unteren Bereich der Abbildung)

  
  

  • Photonen können immer dann von einem Ion (z.B. Kohlenstoff, Stickstoff, Silizium, Eisen, Nickel etc., die sich alle in den Sternatmosphären befinden) absorbiert werden, wenn ihre Energie gerade derjenigen Energie entspricht, die benötigt wird, um ein Elektron der Ionen auf eine höherenergetische Bahn zu bringen ("Anregung des Elektrons'').
  • Bei diesem Prozeß wird nicht nur die Energie des Photons in Anregungsenergie umgewandelt (das Photon ist damit zerstört), sondern auch Impuls auf das Ion übertragen. Da Photonen hauptsächlich aus der Richtung des Sternes kommen, werden damit die Ionen im Mittel nach außen beschleunigt.
  • Nach einer relativ kurzen Zeit, der sog. mittleren Lebensdauer (Größenordnung 10^-8 Sekunden), ``fällt'' das Elektron entweder auf seinen Grundzustand oder eine andere, niederenergetische Bahn, zurück. (Physikalische Systeme tendieren dazu, wenn möglich den Zustand niedrigster Energie einzunehmen.)
  • Bei diesem Übergang des Elektrons wird die freiwerdende Energie (Energie des angeregten Zustandes minus Energie desjenigen Zustandes, in den das Elektron gelangt) durch die ''Emission'', d.h. Freisetzung eines ''neuen'' Photons, kompensiert.
  • Der Impuls des emittierten Photons muß vom emittierenden Ion kompensiert werden, d.h. das Ion wird in entgegengesetzter Richtung des Photons beschleunigt. (Analog der Beschleunigung einer Rakete, die ihre Verbrennungsgase ausstößt.)
  • Die Gesamtbeschleunigung des Ions aufgrund von Absorption und Emission ist die Summe (nach Betrag und Richtung) der beiden Beschleunigungen.
  • Da die Richtung, in die das Photon emittiert wird, zufällig ist, mitteln sich (bei vielen Emissionsakten) die einzelnen ''Emissionsbeschleunigungen'' heraus und es bleibt praktisch nur die auswärtsgerichte ''Absorptionsbeschleunigung'' übrig.
• Die nach außen beschleunigten Ionen geben letztendlich ihren Impuls durch Stöße auf das Restplasma (hauptsächlich Wasserstoff) ab, und der Wind wird insgesamt nach außen beschleunigt!
• Da das photosphärische Strahlungsfeld bei heißen Sternen hoch und auch die Anzahl der möglichen Übergänge der Elektronen groß ist, lassen sich die beobachteten Massenverlustraten und Endgeschwindigkeiten zwanglos erklären. (Bei kühlen Sternen ist das Strahlungsfeld zu schwach, um über den hier geschilderten Prozeß einen Wind zu initiieren.)

Da obige Übergänge der Elektronen Linienübergänge genannt werden spricht man von einer Windbeschleunigung aufgrund von