KZO Wetzikon Zustandsgrössen von Sternen Astronomiefreifach HS 2001/2002 Stefan Leuthold

KZO Wetzikon

Zustandsgrössen von Sternen

Astronomiefreifach HS 2001/2002

Stefan Leuthold

Astronomie. Zustandsgrössen von Sternen. Folie Nr. 2

Wie untersuchen wir Sterne?


Gefundene Zustandsgrössen Bei der Sonne haben wir bestimmt:

Distanz (gilt für alle Sterne) Massen und Leuchtkraft (gilt nur für Sonne!) Scheinbare und absolute Helligkeit (gilt für alle Sterne) (Temperatur <=> Farbe) Spektrum

• Absorptionslinien/Emissionslinien• Lage des Maximums => Temperatur• Form der Kurve => Temperatur• Rot- und Blauverschiebung (=> Distanz, vgl.

Kosmologie)


Fehlende Zustandsgrössen Masse und Leuchtkraft aller Sterne

Massenbestimmung der Sonne erfolgte über Gravitationsgesetz mit Bewegung eines Himmelskörpers um einen Zentralkörper. Dies ist für Sterne nicht anwendbar. Ebenso können wir die Strahlung eines Sternes nicht mehr so messen wie die Strahlung der Sonne.

Alter der Sterne Muss mit Zusammensetzung (Produktion von neuen

Elementen im Sterninnern) und Temperatur verbunden sein (evtl. auch Grösse, ... ?)


Alter und Spektralklasse

O B A F G K Mviolett blau blau blau-weiss weiss-gelb orange-rot rot>28'000K 10'000-

28'000K7'500- 10'000K

6'000- 7'5000K

5'000- 6'000K

3'500- 5'000K

<3'500K

wenig sichtbare Absorptionslinien, schwache Balmer-Linien

stärkste Balmer-Linien, andere starke Linien

Balmer-Linien schwach, dominant sind ionisierte Ca-Linien

neutrale Metall-Linien am stärksten

Sterne mit am meisten H werden stärkste Balmer-Linien haben. Diese treten auf im blauen Bereich. Also...


Alter und Spektralklasse |2... er-scheinen junge Sterne blau.

Genauere Altersbe-stimmung in der Kosmo-logie.


Alter und Spektralklasse |3

wenige Linien wenige Elemente junger Stern

viele Linien viele Elemente alter Stern


Leuchtkraft

0 10 20 30-10-20-30

Sonne-26.5

Aldebaran1

Sirius-1.5

Schwächste gefundene28.5

Scheinbare Helligkeit bekannter Objekte

Blosses Auge≈ 6,5

Feldstecher~9

HubbleSpace

Telescope


Leuchtkraft |2

Stern mv Mv d (ly)

Sonne -26,8 4,83 ≈ 0

Alpha Centauri A 4,38 0,1 4,3

Rigel 0,14 -7,1 900

Deneb 1,26 -7,1 1600

Erde

Deneb:490 pc mv=1,26

Wenn Deneb 10 pc weit weg wäreMv=-7,1

Absolute Helligkeit := scheinbare Helligkeit in der Distanz 10pc.

Der Index v bei mv und Mv steht hier für «visuell», um klar auszudrücken, dass man nur von sichtbarem Licht redet.


Leuchtkraft |3 Absolute Helligkeit := scheinbare

Helligkeit in der Distanz 10pc. Bolometrische Helligkeit := absolute

Helligkeit inkl. nicht-sichtbare StrahlungSchreibweise mbol bzw. Mbol

(Bolometer: Gerät, welches Temperaturanstieg misst, welcher aufgrund der Strahlung in allen Wellen-längenbereichen auftritt.)

Distanz

unsichtbare Strahlung

mv

Mv

Mbol


Leuchtkraft |4 Meistens geschieht die Bestimmung der

bolometrischen Helligkeit in der Praxis über den sogenannten Farbindex, wobei im UBV-System die scheinbare Helligkeit eines Sterns gemessen wird in

U ultraviolette Helligkeit mU 365±68 nmB blaue Helligkeit mB 440±98 nmV visuelle Helligkeit mV 550±89 nm


Leuchtkraft |5 Die zugehörigen absoluten Hellligkeiten MU, MB

und MV werden mit der bekannten Formel m – M = 5 · log d – 5 (1)

berechnet, und daraus:

Farbindex ist unabhängig von Distanz [vgl. (1)].

U–B Farbindex: MU – MB

B–V Farbindex: MB – MV


Leuchtkraft |6BV-Farbindex: MB – MV

Je grösser der Farbindex, desto röter der Stern. Je kleiner der Farbindex, desto blauer der Stern.

Beispiel: Mbol Arktur = -0,3; Mbol Sonne = 4,7

Daraus ist ∆Mbol = 5, dies entspricht einem Faktor 100 in der Helligkeit, und damit auch in Luminosität (Sonne ≈ 4 · 1026 Watt, Arktur damit ≈ 4·1028 Watt)


Zustandsdiagramme Beziehungen zwischen

ZustandsgrössenM, R, L, Teff

Wichtigstes 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

itA

bso

lute

Hel

lig

keit

-10hell

+15schwach

SpektraltypSpektraltypO5O5 M8M8

4000040000 TemperaturTemperatur 25002500

blaublau Farbe Farbe rotrot


Hertzsprung-Russel-Diagramm

Riesen

Weisse Zwerge

Hauptreihe

Masse pro Sonnenmasse

Helligkeit proSonnenhelligkeit

Spektraltyp

Temperatur/K


Hertzsprung-Russel-Diagramm |2


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.

Documents

KZO Wetzikon Zustandsgrössen von Sternen Astronomiefreifach HS 2001/2002 Stefan Leuthold