Das Hertzsprung-Russell Diagramm
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100 Jahre Hertzsprung-Russell Diagramm Max Camenzind Akademie HD 11.2.2014 Die Gründerväter Einar Hertzsprung 1873 - 1967 Henry Norris Russell 1877- 1957 • 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. Unsere Themen • Sterne haben Farben wie messen? • Photometrie Äste im Farben-HelligkeitsDiagramm 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 Sterne haben Farben Bläuliche – Rötliche – Weiße Sterne Farben und Helligkeiten Johnson Filter Normierung Photometrie Kugelsternhaufen (GC) alle Sterne haben dieselbe Distanz M 55 CFHT: 100 Lichtjahre Durchmesser / 100.000 Sterne / 12 Mrd. Jahre alt Canada France Hawaii Telescope FV-Diagramm Asympt. Riesenast AGB RR Lyrae HorizontalAst (He-Fusion) Knie Riesen-Ast (Schalen) Hauptreihe (H-Fusion) Physikalische Interpretation Asymptotischer Riese Horizontal-Ast Roter Riese Weiße Zwerge Hauptreihe Farben-Helligkeitsdiagramm FV • 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. Hipparcos Daten Sonnenumgebung 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'. FV-Diagramm offener Sternhaufen Alter 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 1000 oC 0K 100 K 273 K 373 K 1273 K Kelvin = Celsius + 273 Effektiv-Temperatur der Sterne Gemessenes Spektrum Fit Planck Spektrum B-V Effektiv-Temperatur 50.000 K ist eine obere Grenze für Sterne Warum? Hertzsprung & Russell (1913) Leuchtkraft als Funktion der SternTemperatur Sterne bevölkern nur gewisse Äste Unsere Sterne der Sonnenumgebung Überriesen Rote Riesen Abriss der Astronomie Radien im HRD Stephan-Boltzmann: L = 4π R2 σT4 R L = 4π R2 σT4 R Stephan-Boltzmann: Das HertzsprungRussell Diagram 1913 Leuchtkraft Klassen Ia Hyperriesen Ia Ib Ib Überriesen II II Helle Riesen III Riesen III IV IV Unterriesen V V Hauptreihen Sterne Weiße Zwerge Massen im HRD Hauptreihe: Eine Sequenz in der Masse Erklärung: die Sequenz des H-Brennens WZ: Sequenz in T mit Radius konst HRD Information Spektralklassen der Sterne • 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.” Sonne (5770 K) / Wega (10.000 K) Fingerprints der Sterne – Fraunhofer Linien Hß Ursprung der Spektral-Linien Harvard Spektralklassifikation 1922 von IAU anerkannt • Klassifikation nach Farben: Braune Zwerge 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 Merksprüche • 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 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). Welche Elemente finden sich in Sternen? Helium H H Temperature H Calcium Magnesium Natrium Absorption und Emission Wichtige Spektrallinien 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 TitanoxidBanden 490-520, 540-570, 620-630, 670-690 nm Ionisationsenergien Wie nicht anders zu erwarten, wehren sich die Edelgase am meisten, die Alkalielemente am wenigsten, wenn man ihnen ein Elektron wegnehmen will. Linienstärken als Func(Temp) H angeregt H ionisiert 10.000 K 2,4 eV H Grundzustand 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 Planck 1900: Spektrum hängt nur von der Temperatur ab O Stern Max im UV SDSS Spektrum 3 Gürtelsterne im Orion Alnitak O9.7Ib 818 Lj 2,03 mag 25.000 K Mintaka O9.5II 916 Lj 2,21 mag 25.000 K Alnilam B0Iab 1342 Lj 1,65 mag 25.000 K HST Archiv Gürtelsterne & Orion-Nebel mit Amateurteleskop B Stern Max im UV SDSS Spektrum A Stern Wega Wasserstoff maximal SDSS Spektrum A0 9600 K 2,13 MS 455 Mio a A2 8400 K A7V 6900 K 1,73 MS <1 Mrd a F Stern SDSS Spektrum G Stern Max im Visuellen SDSS Spektrum K Stern Max im Visuellen SDSS Spektrum Bahn-Periode: 80 a a Centauri A (G2V) + B (K1V) M3 Stern Max im IR SDSS Spektrum M8 Stern Max im IR SDSS Spektrum L Stern Max im IR SDSS Spektrum M - L Zwerge IR Spektren von Zwerg-Sternen Hauptreihensterne V Sterne im Vergleich zur Sonne 1 Sonnenmasse ~ 1000 Jupitermassen 1 Sonnenradius ~ 10 Jupiterradien Braune Zwerge in Dunkelwolke Barnard 68 Optisch Infrarot Braune Zwerge im Orion Masse der Braunen Zwerge 13 – 80 Jupitermassen Sonne Roter Zwerg Brauner Zwerg Jupiter Erde Spektralklassifikation Braune Zwerge M Zwerg Jupiter L Zwerg MethanT Zwerg Kühlungskurve Brauner Zwerge Effektiv-Temperatur Deuterium-Fusion: d+p 3He+g 2500 K 1000 K Nur auskühlen 630 K 400 K 10 Mio. a 1 Mrd. a Alter 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 15 Lichtjahre 5 Lichtjahre Luhman 16B VLT Aufnahmen Atmosphäre ~ Jupiter Temp: ~ 1000 K Eisen-Regen 2,4 hr 3,2 hr 1,6 hr 0,8 hr 0,0 hr ESO Presse Release 2014 4,1 hr Roter T Zwerg Luhman 16B ~ Jupiter? 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 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 Sirius A Sirius B Spektroskopischer Doppelstern Beckungsveränderlicher Masse-Leuchtkraft Beziehung (nur Hauptreihensterne) Eddington Grenze: L = 33.000 x (M/MSun) Vermessung der Radien • aus Leuchtkraft und Temperatur via StefanBoltzmann: L = 4pR² sT4 • aus Bedeckungsveränderlichen • aus inteferometrischen Beobachtungen • aus effektiver Gravitation mittels Spektroskopie: g = GM/R² Interferometrie Beteigeuze T = 3.600 K / d = 650 LJ / Konvektion Nebelausdehnung: 400 AE Bestehend aus HSTGas UV: und Staub Winkelausdehnung = 50 mas Stern selber: 4,5 AE Orion: Beteigeuze - Bellatrix Bellatrix Rote Riesen sind voll konvektiv Beteigeuze wirft Materie ab, die sich in einer Schockfront mit 25 km/s gegen eine Wand bewegt. Beteigeuze / Herschel Winkeldurchmesser Sterne 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 mi: Michelson Stern-Interferometer; i: Intensitätsinterferometer Michelson Stern-Interferometer VLT Interferometer VLTI 2-Element Interferometer Grafik: ESO/VLTI VLTI Delay Line Photo: ESO/VLTI Erste Fringes 2 Sterne mit VLTI Grafik: ESO/VLTI Fringes mit zunehmender Basislinie mit VLTI Grafik: ESO/VLTI Verstehen wir Sterne ? Masse-Radius Beziehung Chabrier et al. 2008 Polytrope: P ~ r1+1/n Entartung: T < TF = 3x105 K (r/µe)2/3 Jupiterartige EXO-Planeten Braune Zwerge partiell entartet VLTI Messungen Jupiter Grafik: ESO/VLTI Zusammenfassung • Sterne können am besten an Sternhaufen untersucht werden. alle haben gleiche Distanz. • Sterne bilden bestimmte Äste im FV- und HRDiagramm 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
