Sonne und Sterne

Sonne und Sterne Woher weiss man, woraus die Sonne und andere Sterne bestehen? Spektroskopie Sonnenspektrum Kon7nuum Emission Absorp7on Sonnenspektrum
Andere Sterne Genau dasselbe Vorgehen: Man spaltet das Licht der Sterne auf…
Blau am hellsten Rot am hellsten Quelle: Wikipedia
Temperatur Aus den Spektren erkennt man direkt die Temperatur
Helligkeit Wellenlänge (nm) Hertzsprung Russell Diagramm heller dunkler heisser kühler Helligkeit der Sterne Was beeinflusst die Helligkeit eines Sterns? -­‐ Distanz -­‐ Grösse und Temperatur -­‐ Interstellarer Staub Wie misst man die Distanz? Wie auf der Erde, es dauert einfach 0.5 Jahre Wie misst man die Distanz? Ansicht am Himmel PosiLon der Erde auf ihrer Bahn Sternbewegung Sterne bewegen sich um das Zentrum der Milchstrasse Sternbewegung Sternbilder verändern sich mit der Zeit. 100‘000 v. Chr. heute 100‘000 n. Chr. Sternbewegung Sternbilder verändern sich mit der Zeit. SterneigenschaDen Wie können nun also -­‐  die Temperatur (Spektroskopie) -­‐  die EnUernung (Parallaxe) besLmmen. Aber woraus bestehen die Sterne? Spektrallinien Elektronen „springen“ von einer Bahn zur anderen Das Atom-­‐Modell Zusammensetzung von Sternen Die Hauptreihen-­‐Sterne bestehen aus ungefähr: -­‐  90% Wasserstoff -­‐ 10% Helium Die schwereren Elemente kommen nur zu sehr kleinen Teilen vor, z.B. -­‐ Sauerstoff, Kohlenstoff, Metalle Kernfusion Sonnenähnliche Sterne: Proton-­‐Proton Zyklus Schwerere heissere Sterne: CNO-­‐Zyklus Hauptreihenphase Kernfusion geht schneller, je höher die Temperatur ist à heisse, massereiche Sterne leben viel kürzer, obwohl viel mehr Material zum Verbrennen da ist Die Sterne erreichen die nächste Phase, sobald der Wasserstoff im Kern zu Helium umgewandelt wurde (nicht der ganze Stern!) Die Hauptreihenphase dauert typischerweise: -­‐ ca. 100 Millionen Jahre für schwere Sterne -­‐ ca. 10 Milliarden Jahre für sonnenähnliche Sterne -­‐  ca. 100 Milliarden Jahre für sehr leichte Sterne Sternentwicklung H
H
He
He
Der Helium-­‐Kern zieht sich zusammen Die Wasserstoff-­‐Hülle dehnt sich aus Ein roter Riese entsteht Sternentwicklung H
He
C, O
Helium verbrennt zu Kohlenstoff und Sauerstoff Stern fällt zusammen zu einem sehr dichten, weissen Zwergen Hülle bleibt als Wolke bestehen Wie endet unsere Sonne? Wie endet unsere Sonne? Wie enden sonnenähnliche Sterne? Sogenannte planetarische Nebel. Der Name kommt von einem historischen Irrtum! Hertzsprung Russell Diagramm äussere Hülle wird
abgestossen
Zentralstern schrumpft, abgestossene Hülle dehnt sich weiter aus
10
1
|
|
12.2 Mrd. J.
Heliumkern
„zündet“:
He-Flash
Roter Riese
|
102
|
Leuchtkraft [L/L¤]
103
Roter
Überriese
Planetarischer
Nebel
Helium-Brennen
im Kern
H-Brennen in
Schale um Kern
12.0 Mrd. J.
Zentralstern
kühlt langsam ab
Wasserstoff-Brennen
im Kern
Sonne heute
|
104
1/10
1/100
|
4.5 Mrd. J.
12.3 Mrd. J.
|
100‘000
//
Weisser
Zwerg
|
20‘000
|
10‘000
|
5‘000
Oberflächentemperatur [K]
|
3‘000
Wie enden schwere Sterne? Es können weitere Fusionsprozesse staginden, bis der Kern aus Eisen besteht Wie enden schwere Sterne? Eisenkern fällt zusammen. Explosives Ende: Supernova. Supernovae Der Stern wird für kurze Zeit einige Milliarden mal heller als die Sonne. Was bleibt übrig? Sterne mit weniger als 20 Sonnenmassen enden als Neutronenstern 1 Teelöffel Neutronenstern = 10 Milliarden Tonnen Was bleibt übrig? Sterne mit mehr als 20 Sonnenmassen enden als schwarzes Loch (künstlerisches Bild!) Supernovae Überreste Krebsnebel, 1054 Tycho‘s Supernova, 1572 Zusammenfassung Sternentwicklung Kleine
Sterne
Planetarischer Nebel
Roter Riese
Weisser Zwerg
Neutronenstern
Grosse
Sterne
Rote
Überriesen
Supernova
Nebel mit
Protosternen
Schwarzes
Loch
Sternentstehung SimulaLon von Sternentstehung Sternentstehung Sichtbares Licht Infrarotes Licht Sterne entstehen in dunklen Wolken aus Gas und Staub
Sternentstehung Om sind diese innerhalb von riesigen Molekülwolken zu finden Sternentstehung Der berühmte Pferdekopfnebel im Orion Sternentstehung Junge Sterne blasen Teile der Wolken weg (Adlernebel) Sternentstehung Phasen Sternentstehung Beobachtung von Protosternen Beobachtungen von Sternentstehung Beobachtung von AkkreLonsscheiben Wie entstehen neue Planeten?
Zentralregion von M42,
Orion Nebel
(Hubble Teleskop)
Protoplanetare Scheiben
Junge Sterne Junge Sterne schleudern grosse Mengen an heissem Gas weg Sternentstehung Sterne entstehen normalerweise in Haufen (Plejaden M45) Ständiger Zyklus Wir (d.h. die Elemente auf der Erde) sind aus einer Supernova entstanden. Ein paar spezielle Sterne Im Weltall findet man Sterne mit speziellen Eigenschamen. Pulsare Neutronensterne drehen sehr schnell und senden Strahlung aus RadioSignal
Rotationsachse
NeutronenStern
Pulsare sind sehr präzise, kosmische Uhren Kataklysmische variable Sterne Ein Stern transferiert Masse auf einen weissen Zwergen Alle paar Wochen bis Jahre kommt es zu Ausbrüchen, wo die Helligkeit stark steigt (kein echtes Bild!) Doppel-­‐ und Mehrfachsterne Etwa die Hälme aller Sterne, welche wir von Auge als einen Punkt sehen, ist in Realität doppelt oder mehrfach. Eta Carinae Schwerster Stern (bzw. mind. 2 Sterne) in unserer Umgebung. 5 Millionen mal so hell wie die Sonne. 1837-­‐1856: Grosse ErupLon Sterne mit Superflares Astrophysical Journal Supplement Series, 209:5 (13pp), 2013 November
0.07
0.06
(a)
0.05
Helligkeit
0.07
KIC : 4245449
0.06
KIC : 4245449
flare date : 55387.3
36
energy : 1.3 x 10
0.05
Superflare 0.04
0.04
0.03
0.03
0.02
0.02
0.01
0
0.01
-0.01
0
-0.02
-15
0.16
(b)
Shibayama et al.
-10
-5
0
5
Zeit (Tage)
10
-0.01
15
-0.2
Bild: Shibayama
0
0.2
0.4
0.6
0.16
(d)
KIC : 10120296
>1000x stärker als die grössten beobachteten Sonnen-­‐Flares! 0.14
flare date : 55351.4
energy : 1.2 x 10
0.12
0.12
0.1
0.1
Meistens a
uf k
ühlen, s
chnell r
oLerenden Sternen beobachtet. 0.08
0.08
0.06
0.06
0.04
0.04
Aber a
uch a
uf s
onnenähnlichen S
ternen. Evtl alle >10’000 Jahre 0.02
0.02
einer auf der Sonne? 0
0
0.14
(c)
KIC : 10120296
elative flux ∆F/F0
36
-0.02
-15
-10
-5
0
5
10
15
-0.02
-0.2
0
0.2
0.4
0.6
Unsere Galaxie Alle Sterne und Nebel, die ich heute gezeigt habe (ausser eines Bildes der Supernova) sind in unserer Galaxie (=Milchstrasse). Unsere Galaxie Milchstrasse 100’000-­‐120’000 Lichtjahre Durchmesser 100-­‐300 Milliarden Sterne Sternbilder Andere Galaxien Andromedanebel
Etwa 2 Millionen Lichtjahre enUernt EnUerntestes von Auge sichtbares Objekt Enthält ca. 100 Milliarden Sterne Andere Galaxien Hickson Compact Group 87
Andere Galaxien - Ferne Galaxiehaufen sind viele 100 Millionen bis Milliarden
Lichtjahre entfernt.
- Entfernteste beobachtbare Objekte: über 13 Milliarden Lichtjahre
-  Mit dem Hubble Teleskop können Astronomen ca. 50 Milliarden
Galaxien beobachten
-  jede Galaxie besteht aus ca. 100 Milliarden Sonnen;
Daraus ergibt sich eine Anzahl Sonnen im für uns sichtbaren
Weltall von
5`000`000`000`000`000`000`000! (5 Trilliarden)
Galaxiehaufen Abell 2218
Zusammenfassung • 
Sie kennen den Auuau und die Phänomene der Sonne -­‐> Kern, Photosphäre, Chromosphäre, Korona -­‐> variierende Sonnenflecken, ErupLonen • 
Sie wissen, wie man Eigenschamen der Sterne messen kann, z.B. Distanz, Temperatur, Zusammensetzung -­‐> Distanz: Parallaxe, Temperatur und Zusammensetzung: Spektroskopie • 
Sie wissen, wie Sterne entstehen, sich entwickeln und enden -­‐> Nebel, KontrakLon, Sternsystem, je nach Masse Weisser Zwerg, Neutronenstern oder Schwarzes Loch