2. Sterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm
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————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— 2. Sterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm Wie entstand die Astrophysik? Sternatmosphäre Planck-Spektrum Spektraltyp und Leuchtkraftklasse HRD ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Sternpositionen im HRD Die Sterne füllen das Diagramm nicht gleichmäßig aus. Offenbar existieren Sterne gegebenen Spektraltyps (eff. Temperatur) nur in bestimmten Bereichen der Leuchtkraft (abs. Helligkeit). ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— 2.1 Wie entstand die Astrophysik? ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Eine Beobachtung der Astronomen dunkle Fraunhofer-Linien auf kontinuierlichem Untergrund Sonne Eisen im Labor helle Emissionslinien Fraunhofer-Linien des Eisens in Positionen von dunklen ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Die Erklärung durch Kirchhoff und Bunsen Emissionslinien Sterninneres Absorptionslinien kühles Gas Kontinuum ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— 2.2 Sternatmosphäre ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— SOHO: Solar and Heliospheric Observatory (seit 1995) Protuberanzen Löcher in der Korona Emission bei >1 Mill. K Ausgehend von einer Fleckenzone breitet sich eine kreisförmige Schockwelle mit bis zu 600 km/s aus. links: erdgebundenes Teleskop rechts: SOHO http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Modifikation des Kontinuums in der Photosphäre Atomare Übergänge (z. B. des Wasserstoffs) reduzieren die Intensität der Strahlung aus dem Sterninneren auf zwierlei Weise, 1. bei bestimmten Wellenlängen durch gebunden-gebundenÜbergänge und 2. unterhalb der für die Ionisation von angeregten Atomen hinreichend kleinen Wellenlängen durch gebunden-freiÜbergänge. Im Spektrum der durchgelassenen Strahlung entstehen im Fall 1. Fraunhofer-Linien und im Fall 2. stufenförmige Intensitätsabfälle nach kleinen Wellenlängen hin. ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Obere Photosphäre modifiziert Kontinuum Absorption durch gebundenfrei-Übergänge von H-Atomen in der oberen Photosphäre reduziert die Intensität des Kontinuums. So entstehen die stufenförmige Einbrüche. Fraunhofer-Linien entstehen analog durch gebundengebunden-Übergänge mit zahlreicher Atom- und Ionensorten. Zum Vergleich ist das PlanckSpektrum für etwa 6000 K (gestrichelte Kurve) angegeben. ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Sonne: Atmosphäre innen kalt - außen heiß Korona wird durch Stoßwellen geheizt http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— 2.3 Planck-Spektrum ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Schwarzkörperstrahlung (Planck-Spektrum) spektrale Energiedichte = Energie je Volumeneinheit und Wellenlängenintervall dE dV dλ Strahlungshohlraum im Gleichgewicht mit den Wänden bei der Temperatur T (PLANCK-Spektrum) 1 ηT (λ) = 8πhc hc 5 λ e kB Tλ −1 WIENsches Verschiebungsgesetz: η(λ) = λmax T = 0.2898 cm K STEFAN-BOLTZMANN-Gesetz: ηT = ∞ R 0 dλ ηT (λ) = 4σ 4 T c σ = 5.67 10−8 mW 2K4 totale in den Halbraum emittierte Energie je Fläche und Zeit: IT = σT4 ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— WIENsches Verschiebungsgesetz Hohlraumstrahlung der Temperatur T (PLANCK-Spektrum) besitzt ein Energiedichtemaximum bei einer Wellenlänge λmax , die dem WIENschen Verschiebungsgesetz, λmax T = 0.2899 cm K genügt. Für T ≈ 6000 K liegen die Energiedichtemaxima im sichtbaren Spektralbereich. ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Intensitätsmaximum des Planck-Spektrums bei T ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— 2.4 Spektraltyp und Leuchtkraftklasse ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Sternspektren unterscheiden sich von der Hohlraustrahlung Aufgrund der Absorptionslinien unterscheidet man grob die Spektraltypen O, B, A, F, G, K und M. Unten sind je 2 Beispiele vorgestellt (Ausnahme: nur ein Beispiel für O). Diese Sequenz entspricht abnehmender effektiver Temperatur. O B A F G K M http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Die Sonne ist kein schwarzer Strahler - aber dicht daneben ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Harvard-Klassifikation: Spektraltyp und effektive Temperatur Sonne G2 ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Harvard-Spektraltypen: Hauptmerkmale ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Modifikation des Kontinuums in der Photosphäre Atomare Übergänge (z. B. des Wasserstoffs) reduzieren die Intensität der Strahlung aus dem Sterninneren auf zwierlei Weise, 1. bei bestimmten Wellenlängen durch gebunden-gebundenÜbergänge und 2. unterhalb der für die Ionisation von angeregten Atomen hinreichend kleinen Wellenlängen durch gebunden-freiÜbergänge. Im Spektrum der durchgelassenen Strahlung entstehen im Fall 1. Fraunhofer-Linien und im Fall 2. stufenförmige Intensitätsabfälle nach kleinen Wellenlängen hin. ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Wasserstoff-Atmosphäre: Ionenanteil Der relative Ionenanteil, I(Tef f ) = NII /N , geht oberhalb 9000 K gegen 0.5. Für die Intensitäten der BalmerAbsorptionslinien bedeutet das Reduktion in den Spektralklassen B und O. In den NI neutralen Wasserstoffatomen sind angeregte Niveaus mit wachsender Temperatur Tef f zunehmend besetzt. Balmer-Absorptionslinien müssen daher in der Spektralklasse A maximal ausgeprägt sein. 1.0 •••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••• ••••••••••••••••••••••••• • • • • • • • • •••• •••• • • •• • • •• • • •• • • •• • • •• • • •• • • •• • • •• • • •• 0.5 • • •• • • •• • • •• • • •• • • •• • • •• • qualitativ • •• • • •• • • ••• • • • • •••• ••••••••••••••• • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • • •••••••••••••••••••••••••••••••• I(Teff ) Von N Wasserstoffatomen seien bei der Temperatur Tef f gerade NII ionisiert. NI = N − NII behalten ihr Elektron in unterschiedlichen Anregungszuständen. 0.0 8000 10000 Teff /K 12000 ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Stärken der Absorptionslinien und Spektraltypen Anregungswahrscheinlichkeit (Boltzmann-Faktor) und Ionisationsgrad chung) (Saha-Glei- steuern die Stärken der Absoptionslinien als Funktion der Temperatur (des Spektraltyps). ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Nahe und scheinbar hellste Sterne im HRD Die Sterne in einer 10-pcUmgebung der Sonne (Punkte) sind vorwiegend Hauptreihensterne, meist schwächer als die Sonne. Die hellsten Sterne (Kreuze) sind dagegen oft Riesen und Überriesen. ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Ia Hyperriesen Ib Überriesen II helle Riesen III Riesen IV Unterriesen V normale Zwerge, Hauptreihe VI Unterzwerge VII weiße Zwerge absolute Helligkeit → Leuchtkraftklassen der Morgan-Keenan-Klassifikation Spektraltyp ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— 2.5 Hertzsprung-Russell-Diagramm ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Kugelsternhaufen M55 Sternbild Sagittarius Entfernung 20 000 Lj Sehwinkel ab Erde ∼ 20′ Bildausschnitt ∼100 Lj Population II ∼100 000 Sterne http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— HRD des Kugelsternhaufens M55 Sterne gleichen Alters Hauptreihe - noch bis Bildmitte besetzt Riesenast - ab Hauptreihe nach rechts oben asymptotischer (links mit Lücke) Riesenast Lücke wird von den pulsierenden RR-Lyrae-Sternen schnell durchlaufen Massereiche Sterne verlassen die Hauptreihe viel früher als massearme Sterne ————— Vorlesung ”ASTROPHYSIK UND KOSMOLOGIE“ an der TUCh im WS 2006/07 ————— Lebensdauer auf der Hauptreihe und Sternmasse Sternmasse / Msonne Zeit auf der HR / a 0.2 140 109 0.5 48 109 0.8 14 109 1.1 5.1 109 1.5 1.5 109 3 390 106 6 52 106 18 2.4 106 60 0.55 106
