Upload
mirjam-bodmer
View
111
Download
1
Embed Size (px)
Citation preview
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.