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Sternenlicht
Michael Hummel Physik
21.08.2011
Gliederung
Spektralanalyse
Zusammensetzung
Temperatur
Spektralklassen
Leuchtkraft
HRD
Sternmassen
Masse-Leuchtkraft Relation
Rel. Rotverschiebung
Entfernung
Einheiten
Fixsternparallaxe
Sternstromparallaxe
Spektroskopische Entfernungsbestimmung
Cepheiden-Methode
Supernova vom Typ Ia
Tully-Fisher-Relation
weiteres
Zeeman-Effekt
Stark-Effekt
Quellen
Michael Hummel Physik
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SPEKTRALANALYSE
SPEKTRALANALYSE ZUSAMMENSETZUNG
Michael Hummel Physik
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Kontinuierliches Spektrum
Absorptionslinien
Emissionslinien
Absorption
Emission
SPEKTRALANALYSE TEMPERATUR
Michael Hummel Physik
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Wiensche Temperatur
𝑇 =2,9 ∗ 10−3𝑚𝐾
λ𝑚𝑎𝑥
SPEKTRALANALYSE TEMPERATUR
Michael Hummel Physik
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Stefan Boltzmann
𝑃 = 𝜎 ∗ 𝐴 ∗ 𝑇4
𝑃 = 𝜎 ∗ 4𝜋𝑟2 ∗ 𝑇4
𝜎 = 5,67 ∗ 10−8𝑊
𝑚2𝐾4
Ionisationstemperaturen
SPEKTRALANALYSE SPEKTRALKLASSEN
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Sterne leuchten in verschieden Farben
Spektralklasse O B A F G K M
Oberflächen-
temperatur in
10³K
50-30 25-15 12-8 8-6 6-5 4 3,5
Farbe Blau
weiß
Bläulich
weiß Weiß
Gelb
weiß Gelb
Gelb
rötlich Rot
SPEKTRALANALYSE LEUCHTKRAFT
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Scheinbare Helligkeit
Absolute Helligkeit
Bolometrische Helligkeit
𝑚𝑆𝑜𝑛𝑛𝑒: −26,𝑚73
𝑀𝑆𝑜𝑛𝑛𝑒: +4,𝑀83
𝑀𝑏𝑜𝑙𝑆𝑜𝑛𝑛𝑒: +4,
𝑀72
SPEKTRALANALYSE HERTZSPRUNG-RUSSELL
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SPEKTRALANALYSE STERNMASSEN
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Visuelle Doppelsterne
Photometrische Doppelsterne
Astronomische Doppelsterne
Spektroskopische Doppelsterne
Optische Doppelsterne
SPEKTRALANALYSE MASSE-LEUCHTKRAFT
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lg(Strahlungsleistung P) gegen lg(Masse m)
Je größer die Masse, desto größer die Strahlungsleistung
𝑃~𝑚3,5
lg(P) in Ls
lg(m) in ms
SPEKTRALANALYSE RELATIVISTISCHE ROT
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Massereiche Planten haben ein starkes Gravitationsfeld
Licht verliert Energie E = h * f
Rotverschiebung
SPEKTRALANALYSE ZUSAMMENFASSUNG
Michael Hummel Physik
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Spektrallinien geben Aufschluss über Elemente
Aus λmax kann man in etwa die Temperatur bestimmen
Helligkeit der Sterne wird in Größenklassen angegeben
Im HRD ordnen sich fast alle Sterne auf der Hauptreihe an
Je größer die Masse, desto größer die Strahlungsleistung
Spektralklassen lassen Rückschluss auf Temperatur zu
ENTFERNUNG
ENTFERNUNG EINHEITEN
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Kilometer [km]
Astronomische Einheit [AE] bzw. [AU]
Lichtjahr [Lj]
Parsec [pc]
pc = 3,26 Lj
AE = 1/60‘000 Lj
Lj = 9’460’730’472’580,8 km
ENTFERNUNG FIXSTERNPARALLAXE
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Reichweite über 100 Lj
ENTFERNUNG STERNSTROMPARAL
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Sternhaufen bewegen sich auf einen Konvergenzpunkt zu
ENTFERNUNG SPEKTROSKOPISCHE
Michael Hummel Physik
21.08.2011 19
Berechnung der Entfernung aus der relativen und der
absoluten Helligkeit
log 𝑟 =𝑚 − 𝑀 + 5
5 𝑟 = 𝐸𝑛𝑡𝑓𝑒𝑟𝑛𝑢𝑛𝑔 𝑖𝑛 𝑝𝑎𝑟𝑠𝑒𝑐
ENTFERNUNG CHEPHEIDEN-VERÄNDER
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Berechnung der Entfernung aus der relativen und der
absoluten Helligkeit
3,5
3,7
3,9
4,1
4,3
4,5
4,7
Helli
gke
it
0 2.69 5.37
Tage
Strahlungsleistung
Log (Periodendauer in Tagen)
0.5 1.0 1.5
ENTFERNUNG SUPERNOVA TYP Ia
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Berechnung der Entfernung aus der relativen und der
absoluten Helligkeit
ENTFERNUNG TULLY-FISHER-RELAT
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Berechnung der Entfernung aus der relativen und der
absoluten Helligkeit
𝑀~𝑣𝑚𝑎𝑥β 𝛽 = 3,0 𝑏𝑒𝑖 𝜆 = 400𝑛𝑚
log 𝑟 =𝑚 − 𝑀 + 5
5 𝑟 = 𝐸𝑛𝑡𝑓𝑒𝑟𝑛𝑢𝑛𝑔 𝑖𝑛 𝑝𝑎𝑟𝑠𝑒𝑐
𝛽 = 3,2 𝑏𝑒𝑖 𝜆 = 800𝑛𝑚
𝛽 = 4,2 𝑏𝑒𝑖 𝜆 = 1200𝑛𝑚
ENTFERNUNG ZUSAMMENFASSUNG
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Beste Methode ist Fixsternparallaxenmessung (aber
nur geringe Reichweite)
Sternstromparallaxe ist gut für Sternhaufen
Kennt man die absolute Helligkeit kann man im Vergleich
zur relativen die Entfernung bestimmen
Spektroskopische Parallaxen
Chepeiden-Veränderliche
Supernova Typ Ia
Tully-Fisher-Relation
WEITERES
WEITERES ZEEMAN-EFFEKT
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Äußeres Magnetfeld vervielfacht die Spektrallinien
Ohne B-Feld
Mit B-Feld
WEITERES STARK-EFFEKT
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Analogie zum Zeeman-Effekt, aber mit E-Feldern
WEITERES ZUSAMMENFASSUNG
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Magnetfelder beeinflussen Anz. d. Spektrallinien
Elektrische Felder beeinflussen Anz. d. Spektrallinien
WEITERES QUELLEN
Michael Hummel Physik
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de.wikipedia.org/wiki/…
VIELEN DANK FÜR IHRE AUFMERKSAMKEIT
www.avgoe.de/astro/…
www.raumfahrer.net/astronomie/...
www.astronomie.de/fachbereiche/spektroskopie/...
Astronomie Grundkurs (Manz-Verlag)
irgend so en Buch ab Seite 430