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• Das Hertzsprung-Russell-Diagramm ist das wichtigste
Zustandsdiagramm zur Klassifikation der Sterne. Es
verdankt seinen Namen dem dänischen Astronomen Ejnar
Hertzsprung und dem englischen Astrophysiker Henry
Norris Russell (1913), deren Forschungsarbeit es uns
ermöglicht, Sterne nach bestimmten Kriterien, den
Zustandsgrößen, einzuordnen. Zu ihnen gehören die
Oberflächentemperatur, die Spektralklasse, die
Leuchtkraft, die absolute Helligkeit, die Masse, der
Radius, die mittlere Dichte und andere Größen, die im
Hertzsprung-Russell-Diagramm nicht betrachtet werden.
Auf den Abszissen des HRD werden die
Oberflächentemperatur und die Spektralklasse von rechts
nach links angetragen. Die Leuchtkraft und die
absolute Helligkeit werden durch die Ordinate
charakterisiert und nehmen von unten nach oben zu.
• Sterne haben Farben wie messen?
• Photometrie Äste im Farben-Helligkeits-Diagramm der Kugelsternhaufen (Sterne haben Farben !)
• Hertzsprung-Russell Diagramm
• Die Harvard Spektralklassifikation der Sterne Physikalische Interpretation?
• Braune Zwerge, Vergleich mit Zwergsternen
• Das System Luhman 16ab nächste Braune Z
• Doppelsterne Massen der Sterne
• Interferometrie Radien der Sterne
Unsere Themen
Asympt.
Riesenast
AGB
Horizontal-
Ast
(He-Fusion)
Riesen-Ast
(Schalen)
Hauptreihe
(H-Fusion)
RR Lyrae
Knie
FV-Diagramm
Physikalische Interpretation
Hauptreihe
Roter Riese
Horizontal-Ast
Asymptotischer Riese
Weiße Zwerge
• Das FV-Diagramm ist nicht gleichmäßig mit Sternen (Datenpunkten) gefüllt. Viele Sterne haben Eigenschaften an der Oberfläche, die zu einer Anordnung der Datenpunkte in einem Streifen im CMD (oder HRD) führt. Dies ist die sogenannte Hauptreihe der Sterne. Dann findet man viele Sterne im roten Teil in einem auf große Helligkeit zugehenden Streifen. Da diese Sterne nahezu gleicher Temperatur sind, können sie nur deswegen so unterschiedliche Lichtmengen abstrahlen, weil sie sehr unterschiedliche Radien haben. Die großen, roten Sterne sind die sogenannten `Roten Riesen'. Entsprechend findet man links unten im Diagramm die `Weißen Zwerge'.
• Die vielen Typen stehen in Zusammenhängen, die mit Hilfe der Modelle zur Sternentwicklung erklärt werden.
Farben-Helligkeitsdiagramm FV
Hipparcos
Daten
Sonnen-
umgebung
Die Sterne auf dem Streifen
von rechts unten bis links oben
sind Sterne der `Hauptreihe',
Sterne im Streifen von der
Mitte nach rechts oben
sind die `Roten Riesen'. Der Klumpen mit Sternen
halbwegs auf dem Riesenast
sind die roten
`Horizontalaststerne'.
2. Woche
• Welches sind die beobachtbaren
Parameter von Sternen?
• sog. Zustandsvariablen:
• Masse M des Sterns
• Radius R des Sterns
• Effektiv-Temperatur Teff
• absolute Helligkeit MV
• Leuchtkraft L
• chemische Zusammensetzung
Temperatur-Skala in Physik
• Temperatur physikalisch in Grad Kelvin
• Die Kelvin Temperatur-Skala ist ähnlich zur Celsius-Skala, jedoch beginnt sie bei -273,15o.
– Diese Temperatur “absoluter Nullpunkt”.
-273 oC -173 oC 0 oC 100 oC
0 K 100 K 273 K 373 K
1000 oC
1273 K
Kelvin = Celsius + 273
Hertz-sprung
& Russell (1913)
Leuchtkraft
als
Funktion
der Stern-
Temperatur
Sterne
bevölkern
nur gewisse
Äste
Leuchtkraft
Klassen Ia Hyperriesen
Ib Überriesen
II Helle Riesen
III Riesen
IV Unterriesen
V Hauptreihen
Sterne
Ia
Ib
II
III
IV
V
Weiße Zwerge
Massen im HRD
Hauptreihe:
Eine Sequenz
in der Masse
Erklärung:
die Sequenz des
H-Brennens
WZ: Sequenz in T
mit Radius konst
• R. Bunsen und G. Kirchhoff 1860 in „Chemische Analyse durch Spektralbeobachtungen”:
• ”Bietet einerseits die Spektralanalyse (...) ein Mittel von bewunderungswürdiger Einfachheit dar, die kleinsten Spuren gewisser Elemente in irdischen Körpern zu entdecken, so eröffnet sie andererseits der chemischen Forschung ein bisher völlig verschlossenes Gebiet, das weit über die Grenzen der Erde, ja selbst unseres Sonnensystems, hinausreicht. Da es (...) ausreicht, das glühende Gas um dessen Analyse es sich handelt, zu sehen, so liegt der Gedanke nahe, daß dieselbe [Analyse] auch anwendbar sei auf die Atmosphäre der Sonne und die helleren Fixsterne.”
Spektralklassen der Sterne
• Klassifikation nach Farben: O – B – A – F – G – K – M – L - T - Y
• O: blau, 50.000 – 25.000 K: HeII, CIII, NIII, SiIV
• B: wblau, 25.000 – 10.000 K: HeI, CaII, …
• A: w 10.000 - 7600 K: HeI stark, H maximal;
• F: gelbw, 7600 - 6000 K: HeI schwach, H, K CaII;
• G: 6000 – 5100 K: CaII stark, Metall-Linien; Sonne
• K: orange-gelb, 5100 - 3600 K: Metall-Linien, CaI (422,7 nm), H schwach;
• M: roter Zwerg, 3600 - 3000 K: Metall-Linien, TiO
• L: Braune Zwerge, < 2000 K: Molekül-Linien, CH4
• T: Braune Zwerge, 1300 - 800 K: H2O, CH4
Braune Zwerge
Harvard Spektralklassifikation 1922 von IAU anerkannt
• O – B – A – F – G – K – M – L – T
• Offenbar Benutzen Astronomen Furchtbar
Gerne Komische Merksätze Laut und
Tolpatschig
• Opa Bastelt Am Freitag Gerne Kleine
Männchen aus Lehm Töpfen
• Ohne Bier aus'm Fass gibt's Koa Mass
Merksprüche
Edward Pickering und Harvard “Computer,” 1890’s - 1920’s
Annie Jump Cannon
Zusammen mit
Pickering resultierte
der 225.300 Sterne
enthaltende ,,Henry
Draper Memorial
Catalogue„ (HD ….)
(Grenzgröße 9,5 mag).
Wasserstoff Ha, Hb, Hg 656, 486, 434, 410, .. nm
Helium neutral, HeI 389, 588, 668 nm
Helium ionisiert, HeII 420, 468, … nm
Natrium I 589,1; 589,7 nm
Calcium H und K 393,5; 396,9 nm
Calcium II Triplett 850,0; 854,4; 866,4 nm
Titanoxid-
Banden
490-520, 540-570,
620-630, 670-690 nm
Wichtige Spektrallinien
Ionisationsenergien
Wie nicht anders zu erwarten, wehren sich die Edelgase am meisten, die
Alkalielemente am wenigsten, wenn man ihnen ein Elektron wegnehmen
will.
Stellare
Kontinua
und
U,B,V
Filter
Maxima in Planck(l):
lmax = 290 nm (10.000 K/T)
lmax = 2,898 µm (1000 K/T)
lmax ~ 500 nm (5.800 K/T)
Balmer
Kante
3 Gürtelsterne im Orion
Alnitak
O9.7Ib
818 Lj
2,03 mag
25.000 K
Alnilam
B0Iab
1342 Lj
1,65 mag
25.000 K
Mintaka
O9.5II
916 Lj
2,21 mag
25.000 K
HST Archiv
Kühlungskurve Brauner Zwerge
1000 K
400 K
630 K
Alter 10 Mio. a 1 Mrd. a
2500 K
Effektiv-Temperatur
Deuterium-Fusion: d+p 3He+g
Nur auskühlen
Luhman 16ab 2 Braune Zwerge
Parallaxe: 495 mas
Distanz: 6,6 LJ
H Band: 9,56 mag
Periode: ~ 25 a
Separation: 3 AE
Masse A: 0,04-0,05
Masse B: 0,03-0,04
Aufnahme:
WISE 2013
Die sonnennächsten Sterne
Luhman 16ab
mit WISE
2013 entdeckt;
p = 495+-5 mas
d ~ 6,58 LJ
MA = 0,04 MS
MB = 0,03 MS
P ~ 25 Jahre
Winkeld = 1,5´´
a ~ 3 AE
H = 9,56 mag
Luhman 16B
VLT Aufnahmen
Atmosphäre
~ Jupiter
Temp: ~ 1000 K
Eisen-Regen
0,0 hr
0,8 hr
1,6 hr
2,4 hr
3,2 hr
4,1 hr
ESO Presse Release 2014
Masse der Sterne: Doppelsterne
• Etwa 50% (oder mehr) aller Sterne sind Doppelsterne.
• Physische Doppelsterne:
– Visuelle: beide Komponenten getrennt sichtbar (z.B. Sirius A & B, 61 Cygni A&B)
– Astrometrische: Bewegung um (unsichtbaren) Begleiter (Exoplaneten)
– Spektroskopische: periodische Rot-/Blauverschiebung von Spektrallinien
– Photometrische: Bedeckungsveränderliche
Doppelstern
61 Cygni
61 Cygni ist ein Doppelstern im Sternbild Schwan.
61 Cygni ist elf Lichtjahre von der Sonne entfernt
und gehört damit zu den 20 sonnennächsten
Fixsternen. 61 Cygni war der erste Fixstern, dessen
Entfernung von Friedrich Bessel 1838 mittels
Parallaxe zu 0,´´3 gemessen wurde.
Hipparcos Parallaxe: 287 mas. Periode: 660 Jahre.
A: K5V Stern (5,21 mag); B: K7V (6,03 mag).
Aufnahme: F. Ringwald
Sirius B
Sirius A
Sirius B Orbit P = 50,1 Jahre
Distanz = 8,6 LJ
A: A0V Stern; 2,1 MS
B: Weißer Zwerg;
0,978 Sonnenmassen
TB = 25.193 K
• aus Leuchtkraft und
Temperatur via Stefan-
Boltzmann: L = 4pR² sT4
• aus
Bedeckungsveränderlichen
• aus inteferometrischen
Beobachtungen
• aus effektiver Gravitation
mittels Spektroskopie: g =
GM/R²
Vermessung der Radien
Nebelausdehnung:
400 AE
Bestehend aus
Gas und Staub
Stern selber:
4,5 AE
Interferometrie Beteigeuze T = 3.600 K / d = 650 LJ / Konvektion
HST UV:
Winkelausdehnung = 50 mas
Beteigeuze / Herschel
Beteigeuze wirft
Materie ab, die
sich in einer
Schockfront mit
25 km/s gegen eine
Wand bewegt.
Stern Winkeldurchm. R [Sonnenradien]
Arktur K2 III 22 mas mi 25,7
Beteigeuze M2 Iab 47 mas mi 662
Mira M2-M5 47 mas mi 390
Bellatrix B2 III 7,6 mas i 5,4
Alnair B6 V 1,02 mas i 3,46
Regulus B7 V 1,38 mas i 3,24
Sirius A + B 6,12 mas i A: 1,711
B: 6874 km
Wega A0 V 3,47 mas i 2,73
Fomalhaut A3 V 2,09 mas i 1,86
Canopus F0 Ib 6,86 mas i 71,4 (VLTI)
Altair A7 IV-V 2,79 mas i 1,7
Procyon A+B 5,71 mas i A: 1,86 / B: 0,0084
Winkeldurchmesser Sterne
mi: Michelson Stern-Interferometer; i: Intensitätsinterferometer
Ve
rste
he
n w
ir S
tern
e ?
M
asse
-Ra
diu
s B
ezie
hu
ng
Chabrier et al.
2008
Jupiterartige
EXO-Planeten
Braune Zwerge
partiell entartet
Polytrope:
P ~ r1+1/n
Entartung:
T < TF = 3x105 K (r/µe)2/3
• Sterne können am besten an Sternhaufen
untersucht werden. alle haben gleiche Distanz.
• Sterne bilden bestimmte Äste im FV- und HR-
Diagramm werden durch Brennphasen erklärt.
• Harvard-Klassifikation ordnet Sterne nach ihren
Spektren: Kontinuum („Planck“, Eff-Temp) und
Absorptionslinien (sog. Fraunhofer Linien).
• Wurde erweitert auf Braune Zwerge (L, T & Y)
• Massen werden über Doppelsterne bestimmt.
• Masse-Leuchtkraft Relation wichtiges Diagram
Zusammenfassung
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