Astronomiefreifach 2001

KZO Wetzikon
Sternleben
Astronomiefreifach HS 2001/2002
Stefan Leuthold
Historisches.
1860 Angelo Secchi (ital.
Astronome) findet
in Sternspektren
Absorptionslinien.
Klassifikationssystem mit
Balmer-Linien für Wasserstoff in Gebrauch. Nomenklatur: A – P.
A
B
C
D
E
F
G
H
I
J
K
L
M
N
O
Astronomie. Sternleben.
P
Folie Nr. 2
Historisches |2
1872 Eine Gruppe aus
Harvard überarbeitet
das Klassifikationssystem und berücksichtigt die relative
Stärke des ganzen
Spektrums =>
Umsortierung der
Spektralklassen. Später
zusätzliche Unterteilung
jeder Klasse in 0–9.
A
B
C
D
E
F
G
H
I
J
K
O
B
A
F
G
K
M
L
M
N
O
Astronomie. Sternleben.
P
Folie Nr. 3
Historisches |3
1930 Zusammenhang zwischen
Spektralklasse und
Temperatur erklärt. Das
Spektrum sagt etwas aus
über Farbe, Temperatur
und Zusammensetzung
eines Sternes.
28’00050’000 K
Viel He+
10’00028’000 K
Neutrale He
7’50010’000 K
B
6’0007’500 K
F
5’0006’000 K
3’5005’000 K
2’5003’500 K
Astronomie. Sternleben.
O
Starke H+
A
G
H+, Ca+, Fe+
Ca+, Metalle
K
M
Metalle
TiO2, Ca
Folie Nr. 4
Historisches |4 – Spektralklassen.
10’000K
H
4’000K
Ca II
3’000K
TiO
He I
B
Astronomie. Sternleben.
F0
A
G0
K0
M0
F
G
M7
Beteigeuse
A0
Rigel
B0
Sonne
He II
O0
O
6’000K
Sirius A
Linienstärke
50’000K
K
M
Folie Nr. 5
Hertzsprung-Russel-Diagramm.
-10
hell
Absolute Helligkeit
 1913 das erste Mal
vorgestellt vor Royal
Astronomical Society in
London von Ejnar
Hertzsprung und Henry
Norris Russel.
+15
schwach
Astronomie. Sternleben.
O5
Spektraltyp
M8
40’000
Temperatur
2’500
blau
 Farbe 
rot
Folie Nr. 6
Hertzsprung-Russel-Diagramm |2
Superriesen
Riesen
Hauptreihe
Weisse
Zwerge
Rote
Zwerge
Temperatur
hoch
O
Astronomie. Sternleben.
B
A
F
G
niedrig
K
M
Folie Nr. 7
Hertzsprung-Russel-Diagramm |3
Astronomie. Sternleben.
Folie Nr. 8
Hertzsprung-Russel-Diagramm |4
L / LSonne
 Zusammenhang zwischen M und L:
genaueres
später
M / MSonne
Astronomie. Sternleben.
Folie Nr. 9
Hertzsprung-Russel-Diagramm |5
 Warum liegen ausser den Riesen und den
Zwergen alle Sterne auf der Hauptsequenz des
Hertzsprung-Russel-Diagramms?
Wenn es einen Zusammenhang zwischen Masse und
Leuchtkraft gibt, bedeutet dies, dass «alle Sterne auf der
Hauptsequenz gleich funktionieren»:
Sie produzieren alle ihre Energie hauptsächlich durch
Umwandlung von Wasserstoff in Helium.
Astronomie. Sternleben.
Folie Nr. 10
Sterngeburt im H-R-Diagramm.
L / LSonne
 Nun verfolgen wir die
Geburt eines Sternes im
H-R-Diagramm.
Bei der Sterngeburt haben wir
gesehen, dass ein Stern aus einer
Molekülwolke entsteht.
Wo wird die Molekülwolke im
Diagramm angesiedelt sein?
Eher bei A, bei B oder bei C?
Astronomie. Sternleben.
A
Sonne
1
10-2
C
10-4
B
28’000
6’000
3’500
Oberflächentemperatur (K)
Folie Nr. 11
Sterngeburt im H-R-Diagramm |2
Leuchtkraft
 Die Molekülwolke, aus der ein Stern entsteht, ist
so kalt und dunkel, dass sie ausserhalb des
eigentlichen H-R-Diagramms angesiedelt
werden muss.
Junger
Protostern
Temperatur
Astronomie. Sternleben.
Folie Nr. 12
Sterngeburt im H-R-Diagramm |3
Leuchtkraft
 Wenn sich die Wolke unter Gravitation
zusammenzieht und aufgeheizt wird, wandert
der Protostern auf- und seitwärts.
Junger
Protostern
Temperatur
Astronomie. Sternleben.
Folie Nr. 13
Sterngeburt im H-R-Diagramm |4
Leuchtkraft
 Die Leuchtkraft eines Sterns hängt von
Temperatur und Grösse des Sterns ab. Der
Protostern wird so stark kontrahiert, dass er trotz
Aufheizung ein wenig Leuchtkraft verliert.
Junger
Protostern
Temperatur
Astronomie. Sternleben.
Folie Nr. 14
Sterngeburt im H-R-Diagramm |5
 Wir kennen diese Vorgänge von sogenannten
T-Tauri Sternen.
Diese Sterne
haben 0,2 bis 2
Sonnenmassen
und befinden
sich noch nicht
ganz auf der
Hauptreihe. Sie
leben in Molekülwolken.
T-Tauri Sterne. RCW38 in Vela
Astronomie. Sternleben.
Folie Nr. 15
Sterngeburt im H-R-Diagramm |6
Leuchtkraft
 Kontrahiert der Protostern noch mehr unter der
Gravitation steigen Druck und Temperatur im
Zentrum so stark an, dass Kernfusion einsetzt:
Der Stern beginnt sein Leben durch
Wasserstoffbrennen und gelangt auf die
Hauptreihe.
Wasserstof
f
Fusion
Junger
Protostern
Temperatur
Astronomie. Sternleben.
Folie Nr. 16
Sterngeburt im H-R-Diagramm |7
 Natürlich legen Protosterne mit
unterschiedlichen Massen unterschiedliche
Wege auf die Hauptreihe zurück:
Masse des Sterns
15 MS
Leuchtkraft
0.16
5 MS
1 MS
0.5 MS
0.7
8
30
Zeit, um Hauptreihe zu
erreichen (Mio. Jahre)
100
Temperatur
Astronomie. Sternleben.
Folie Nr. 17
Sterngeburt im H-R-Diagramm |8
 < 1/12 MSonne
Hat ein Stern zuwenig Masse, werden Druck
und Temperatur im Kern nie so gross, dass
Kernfusion einsetzen kann.
 > 100 MSonne
Hat ein Stern zuviel Masse, wird beim
Kontrahieren der Gasdruck plötzlich grösser als
die Gravitationskraft: Teile der Hülle werden
«ausgespuckt».
Astronomie. Sternleben.
Folie Nr. 18
Eta Carinae im Schlüssellochnebel: Vor etwa 100 Jahren wurden zwei
Gaswolken ausgespuckt von diesem Stern mit etwa 100 Sonnenmassen.
Zusammenfassung Sterngeburt.
zuviel Masse: Gaswolken ausgespuckt
Leuchtkraft
Masse okay: Entwicklung
auf Hauptreihe
zuwenig Masse:
keine Kernfusion
Junger
Protostern
Temperatur
Astronomie. Sternleben.
Folie Nr. 20
Leuchtkraft
Lebensweg eines Sterns (Beispiel).
Temperatur
Protostern
Astronomie. Sternleben.
Hauptreihenstern
Alter Stern
Folie Nr. 21
Leben auf der Hauptreihe.
 Das Leben auf der Hauptreihe
hängt wesentlich von der
grösserer p und
Masse ab (bereits
grössere T
Entstehung hing davon
ab).
schnellere Fusion
 Ein massereicher Stern
hat physikalische Eigenschaften im Kern, die
bewirken, dass er
schneller ausgebrannt
ist als ein leichter Stern.
Astronomie. Sternleben.
Folie Nr. 22
Leben auf der Hauptreihe |2
 Sterne auf der Hauptreihe verlieren Masse:
1. Umwandlung von Masse in Energie im
Kerninnern gemäss E=mc2 lässt ein ∆m übrig.
(vgl. Präsentation «Sonne»)
2. Sternwind: Durch Gasdruck wird Hülle und
alles, was sich in der Nähe eines Sternes
befindet, weggeblasen (bis zu 60% der
Sternmasse kann so verschwinden!).
(Erinnerung: Das ist der Grund, weshalb
massereiche Sterne schneller ausbrennen.)
Astronomie. Sternleben.
Folie Nr. 23
Leben auf der Hauptreihe |3
 Ein Stern wie die Sonne (G2) wird etwa 10
Milliarden Jahre auf der Hauptreihe bleiben.
0,4 Sonnenmassen
M
200’000 Mio. Jahre
1 Sonnemassen
G2
10’000 Mio. Jahre
3,3 Sonnenmassen
A
500 Mio. Jahre
40 Sonnenmassen
05
1 Mio. Jahre
Astronomie. Sternleben.
Folie Nr. 24
Leben auf der Hauptreihe |4
Lebensdauer auf
Hauptreihe
 Die Lebensdauer ist umgekehrt proportional
zur Masse3
Lebensdauer ~ 1/Masse3
Masse des Sterns
Astronomie. Sternleben.
Folie Nr. 25
Leben auf der Hauptreihe |5
 Einmal auf der Hauptreihe angekommen,
verändern Sterne ihren Zustand praktisch nicht
mehr. Sie verbrennen Wasserstoff zu Helium
und warten auf den Sterntod – im sog.
hydrostatischen Gleichgewicht:
Eigengravitation
Innerer Druck
Astronomie. Sternleben.
Folie Nr. 26
Leben auf der Hauptreihe |6
 Denken wir uns einen Stern aus verschiedenen
Schichten zusammengesetzt, können wir uns
einfach überlegen, dass wenn der Kern sich
zusammenzieht, mehr
Energie im Innern
produziert wird, was
die Hülle aufheizt und
expandieren lässt.
 Deshalb kann man
einige Sterne sogar
«atmen» sehen.
Astronomie. Sternleben.
Folie Nr. 27
Leben auf der Hauptreihe |7
 Wir haben die Kernprozesse
schon kennengelernt,
welche für die Energieproduktion im Sterninnern
verantwortlich sind.
 Das Einsetzen einer
Reaktion hängt im
wesentlichen von
Temperatur und Dichte ab.
Kohlenstoffbrennen
Kern: 600 Mio. K
triple-alpha Reaktion
Kern: 100 Mio. K
CNO Zyklus
Kern: 20 Mio. K
p-p Zyklus
Kern: 8 Mio. K
Astronomie. Sternleben.
Folie Nr. 28
Enstehung von Elementen.
 Unter diesen Voraussetzungen im Sterninnern
können Elemente «gebrannt» werden bis zu
Eisen.
 Schwerere Elemente können nur entstehen,
wenn noch ausserordentlichere Temperaturen herrschen,
z. B. in Supernovae
(Sternexplosionen).
Astronomie. Sternleben.
Folie Nr. 29
Sternhaufen.
Jewel Box Cluster
Sternhaufen |2
Blau = Viel UV
(sehr heiss)
Gelb-weiss: Klasse A
Superriese
Orange: Roter
Superriese
Pink = blaue Sterne
(viel H)
N330 (Kleine Magellan‘sche Wolke): Falschfarbenbild.
Rot = H
(Balmer Serie)
Sternhaufen |3
 Annahmen: Alle Sterne im selben Haufen...
 sind etwa gleich alt.
 sind etwa gleich aufgebaut und bestehen zu gleichen
Teilen aus gleichen Elementen nach der Zündung.
 bewegen sich ungefähr gleich (selbe Richtung, selbe
Geschwindigkeit).
Astronomie. Sternleben.
Folie Nr. 32
Beispiel: Analyse eines Haufens.
 Plejaden
Leuchtkraft
 Einige Protosterne
 Viele auf Hauptreihe
 Einige Riesen
Plejaden
Hauptreihe
Annahme: Alle
Sterne in den
Plejaden sind
etwa gleich alt!
Temperatur
Astronomie. Sternleben.
Folie Nr. 33
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.
Astronomie. Sternleben.
Folie Nr. 34