KZO Wetzikon Sternleben Astronomiefreifach HS 2001/2002 Stefan Leuthold

KZO Wetzikon

Sternleben

Astronomiefreifach HS 2001/2002

Stefan Leuthold

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 2

Historisches.1860 Angelo Secchi (ital.

Astronome) findet in

Sternspektren Absorptionslinien.

Klassifikationssystem mit Balmer-Linien für

Wasser- stoff in Gebrauch. Nomen-

klatur: A – P.

A

B

C

D

E

F

G

H

I

J

K

L

M

N

O

P

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 3

A

B

C

D

E

F

G

H

I

J

K

L

M

N

O

P

Historisches |21872 Eine Gruppe aus

Harvard überarbeitet das Klassifikations-system und berück-sichtigt die relative Stärke des ganzen Spektrums =>

Umsortierung der Spektralklassen.

Später zusätzliche Unterteilung jeder Klasse in 0–9.

O

B

A

F

G

K

M

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 4

Historisches |31930 Zusammenhang

zwischen Spektralklasse und Temperatur erklärt. Das Spektrum sagt etwas aus über Farbe, Temperatur und Zusammensetzung eines Sternes.

O

B

A

F

G

K

M

Viel He+

Neutrale He

Starke H+

H+, Ca+, Fe+

Ca+, Metalle

Metalle

TiO2, Ca

28’000-50’000 K

10’000-28’000 K

7’500-10’000 K

6’000-7’500 K

5’000-6’000 K

3’500-5’000 K

2’500-3’500 K

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 5

Historisches |4 – Spektralklassen.

O B A F G K M

Lini

enst

ärke

50’000K 10’000K 6’000K 4’000K 3’000K

O0 B0 A0 F0 G0 K0 M0 M7

He I

HCa II TiO

He II

So

nne

Sir

ius

A

Rig

el

Be

teig

eu

se

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 6

Hertzsprung-Russel-Diagramm. 1913 das erste Mal

vorgestellt vor Royal Astronomical Society in London von Ejnar Hertzsprung und Henry Norris Russel.

Ab

solu

te H

elli

gke

it

-10hell

+15schwach

SpektraltypO5 M8

40’000 Temperatur 2’500

blau Farbe rot

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 7

Hertzsprung-Russel-Diagramm |2

hoch Temperatur niedrig

nie

drig

Hel

l igke

ith

oc h

Weisse Zwerge

RoteZwerge

Hauptreihe

Super-riesen

Riesen

O B A F G K M

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 8

Hertzsprung-Russel-Diagramm |3

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 9

Hertzsprung-Russel-Diagramm |4 Zusammenhang zwischen M und L:

L /

L So

nn

e

M / MSonne

genaueresspäter

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 10

Hertzsprung-Russel-Diagramm |5 Warum liegen ausser den Riesen und den

Zwergen alle Sterne auf der Hauptsequenz des Hertzsprung-Russel-Diagramms?

Wenn es einen Zusammenhang zwischen Masse und Leuchtkraft gibt, bedeutet dies, dass «alle Sterne auf der Hauptsequenz gleich funktionieren»:Sie produzieren alle ihre Energie hauptsächlich durch Umwandlung von Wasserstoff in Helium.

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 11

Sterngeburt im H-R-Diagramm.

28’000 6’000 3’500Oberflächentemperatur (K)

L /

L Son

ne

10-4

1

10-2

SonneSonneA

B

C

Nun verfolgen wir die Geburt eines Sternes imH-R-Diagramm.

Bei der Sterngeburt haben wir gesehen, dass ein Stern aus einerMolekülwolke entsteht. Wo wird die Molekülwolke im Diagramm angesiedelt sein? Eher bei A, bei B oder bei C?

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 12

Sterngeburt im H-R-Diagramm |2 Die Molekülwolke, aus der ein Stern entsteht, ist

so kalt und dunkel, dass sie ausserhalb des eigentlichen H-R-Diagramms angesiedelt werden muss.

Temperatur

Leu

chtk

raft Hauptreihe

Junger Protostern

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 13

Sterngeburt im H-R-Diagramm |3 Wenn sich die Wolke unter Gravitation

zusammenzieht und aufgeheizt wird, wandert der Protostern auf- und seitwärts.

Leu

chtk

raft Hauptreihe

Junger Protostern

Temperatur

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 14

Sterngeburt im H-R-Diagramm |4 Die Leuchtkraft eines Sterns hängt von

Temperatur und Grösse des Sterns ab. Der Protostern wird so stark kontrahiert, dass er trotz Aufheizung ein wenig Leuchtkraft verliert.

Leu

chtk

raft Hauptreihe

Junger Protostern

Temperatur

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 15

Sterngeburt im H-R-Diagramm |5 Wir kennen diese Vorgänge von sogenannten

T-Tauri Sternen. Diese Sterne haben 0,2 bis 2 Sonnenmassen und befinden sich noch nicht ganz auf der Hauptreihe. Sie leben in Molekül-wolken.

T-Tauri Sterne. RCW38 in Vela

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 16

Sterngeburt im H-R-Diagramm |6 Kontrahiert der Protostern noch mehr unter der

Gravitation steigen Druck und Temperatur im Zentrum so stark an, dass Kernfusion einsetzt: Der Stern beginnt sein Leben durch Wasserstoffbrennen und gelangt auf die

Hauptreihe.

Leu

chtk

raft Hauptreihe

Junger Protostern

Wasserstoff

Fusion

Wasserstoff

Fusion

Temperatur

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 17

Sterngeburt im H-R-Diagramm |7 Natürlich legen Protosterne mit

unterschiedlichen Massen unterschiedliche Wege auf die Hauptreihe zurück:

Temperatur

Leu

chtk

raft

Main Sequence0.5 MS

100

1 MS

30 8

5 MS

0.7

15 MS 0.16

Zeit, um Hauptreihe zu erreichen (Mio. Jahre)

Masse des Sterns

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 18

Sterngeburt im H-R-Diagramm |8 < 1/12 MSonne

Hat ein Stern zuwenig Masse, werden Druck und Temperatur im Kern nie so gross, dass Kernfusion einsetzen kann.

> 100 MSonne Hat ein Stern zuviel Masse, wird beim Kontrahieren der Gasdruck plötzlich grösser als die Gravitationskraft: Teile der Hülle werden «ausgespuckt».

Eta Carinae im Schlüssellochnebel: Vor etwa 100 Jahren wurden zwei Gaswolken ausgespuckt von diesem Stern mit etwa 100 Sonnenmassen.

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 20

Zusammenfassung Sterngeburt.L

euch

tkra

ft Hauptreihe

Junger Protostern

Temperatur

zuviel Masse: Gaswolken ausgespuckt

zuwenig Masse: keine Kernfusion

Masse okay: Entwicklung auf Hauptreihe

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 21

Lebensweg eines Sterns (Beispiel).

ProtosternProtostern HauptreihensternHauptreihenstern Alter SternAlter Stern

Leu

chtk

raft

Temperatur

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 22

Leben auf der Hauptreihe. Das Leben auf der Hauptreihe

hängt wesentlich von der Masse ab (bereits Entstehung hing davon ab).

Ein massereicher Stern hat physikalische Eigen-schaften im Kern, die bewirken, dass er schneller ausgebrannt ist als ein leichter Stern.

grösserer p und grössere T

schnellere Fusion

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 23

Leben auf der Hauptreihe |2 Sterne auf der Hauptreihe verlieren Masse: 1. Umwandlung von Masse in Energie im

Kerninnern gemäss E=mc2 lässt ein ∆m übrig. (vgl. Präsentation «Sonne»)

2. Sternwind: Durch Gasdruck wird Hülle und alles, was sich in der Nähe eines Sternes befindet, weggeblasen (bis zu 60% der Sternmasse kann so verschwinden!).

(Erinnerung: Das ist der Grund, weshalb massereiche Sterne schneller ausbrennen.)

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 24

Leben auf der Hauptreihe |3 Ein Stern wie die Sonne (G2) wird etwa 10

Milliarden Jahre auf der Hauptreihe bleiben.

0,4 Sonnenmassen M 200’000 Mio. Jahre

1 Sonnemassen G2 10’000 Mio. Jahre

3,3 Sonnenmassen A 500 Mio. Jahre

40 Sonnenmassen 05 1 Mio. Jahre

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 25

Leben auf der Hauptreihe |4 Die Lebensdauer ist umgekehrt proportional

zur Masse3

Masse des Sterns

Lebe

nsda

uer

auf

Hau

ptre

ihe

Lebensdauer ~ 1/Masse3

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 26

Leben auf der Hauptreihe |5 Einmal auf der Hauptreihe angekommen,

verändern Sterne ihren Zustand praktisch nicht mehr. Sie verbrennen Wasserstoff zu Helium und warten auf den Sterntod – im sog. hydrostatischen Gleichgewicht:

EigengravitationEigengravitation

Innerer DruckInnerer Druck

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 27

Leben auf der Hauptreihe |6 Denken wir uns einen Stern aus verschiedenen

Schichten zusammengesetzt, können wir uns einfach überlegen, dass wenn der Kern sich zusammenzieht, mehr Energie im Innern produziert wird, was die Hülle aufheizt und expandieren lässt.

Deshalb kann man einige Sterne sogar «atmen» sehen.

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 28

Leben auf der Hauptreihe |7 Wir haben die Kernprozesse

schon kennengelernt, welche für die Energie-produktion im Sterninnern verantwortlich sind.

Das Einsetzen einer Reaktion hängt im wesentlichen von Temperatur und Dichte ab.

p-p ZyklusKern: 8 Mio. K

CNO ZyklusKern: 20 Mio. K

triple-alpha ReaktionKern: 100 Mio. K

KohlenstoffbrennenKern: 600 Mio. K

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 29

Enstehung von Elementen. Unter diesen Voraussetzungen im Sterninnern

können Elemente «gebrannt» werden bis zu Eisen.

Schwerere Elemente können nur entstehen, wenn noch ausser-ordentlichere Tem-peraturen herrschen, z. B. in Supernovae (Sternexplosionen).

Sternhaufen.

Jewel Box Cluster

Blau = Viel UV(sehr heiss)

Rot = H(Balmer Serie)

Pink = blaue Sterne(viel H)

Gelb-weiss: Klasse ASuperriese

Orange: Roter Superriese

N330 (Kleine Magellan‘sche Wolke): Falschfarbenbild.

Sternhaufen |2

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 32

Sternhaufen |3 Annahmen: Alle Sterne im selben Haufen...

sind etwa gleich alt. sind etwa gleich aufgebaut und bestehen zu gleichen

Teilen aus gleichen Elementen nach der Zündung. bewegen sich ungefähr gleich (selbe Richtung, selbe

Geschwindigkeit).

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 33

Beispiel: Analyse eines Haufens. Plejaden

Einige Protosterne Viele auf Hauptreihe Einige Riesen

Hauptreihe

Plejaden

Leu

chtk

raft

Temperatur

Annahme: Alle Sterne in den Plejaden sind etwa gleich alt!

Astronomie. Sternleben. Folie Nr. 34

Astronomie ist schön.

Credits: Die meisten PowerPoint Graphiken sind zusammengestohlen von der Swinburne University (http://astronomy.swin.edu.au/)Die Fotos sind aus Büchern und dem Internet gestohlen.