Zustandsgrössen von Sternen

KZO Wetzikon
Zustandsgrössen von Sternen
Astronomiefreifach HS 2001/2002
Stefan Leuthold
Wie untersuchen wir Sterne?
Astronomie. Zustandsgrössen von Sternen.
Folie Nr. 2
Gefundene Zustandsgrössen
 Bei der Sonne haben wir bestimmt:





Distanz (gilt für alle Sterne)
Massen und Leuchtkraft (gilt nur für Sonne!)
Scheinbare und absolute Helligkeit (gilt für alle Sterne)
(Temperatur <=> Farbe)
Spektrum
• Absorptionslinien/Emissionslinien
• Lage des Maximums => Temperatur
• Form der Kurve => Temperatur
• Rot- und Blauverschiebung (=> Distanz, vgl.
Kosmologie)
Astronomie. Zustandsgrössen von Sternen.
Folie Nr. 3
Fehlende Zustandsgrössen
 Masse und Leuchtkraft aller Sterne
 Massenbestimmung der Sonne erfolgte über
Gravitationsgesetz mit Bewegung eines Himmelskörpers
um einen Zentralkörper. Dies ist für Sterne nicht
anwendbar. Ebenso können wir die Strahlung eines
Sternes nicht mehr so messen wie die Strahlung der
Sonne.
 Alter der Sterne
 Muss mit Zusammensetzung (Produktion von neuen
Elementen im Sterninnern) und Temperatur verbunden
sein (evtl. auch Grösse, ... ?)
Astronomie. Zustandsgrössen von Sternen.
Folie Nr. 4
Alter und Spektralklasse
O
B
A
F
G
K
M
violett
>28'000K
blau
10'00028'000K
blau
7'50010'000K
stЉrkste
BalmerLinien,
andere
starke
Linien
blau-weiss
6'0007'5000K
weiss-gelb
5'0006'000K
BalmerLinien
schwach,
dominant
sind
ionisierte
Ca-Linien
orange-rot
3'5005'000K
neutrale
MetallLinien am
stЉrksten
rot
<3'500K
wenig
sichtbare
Absorptions
linien,
schwache
BalmerLinien
Sterne mit am meisten H werden stärkste Balmer-Linien
haben. Diese treten auf im blauen Bereich. Also...
Astronomie. Zustandsgrössen von Sternen.
Folie Nr. 5
Alter und Spektralklasse |2
... erscheinen
junge
Sterne
blau.
Genauere
Altersbestimmung in
der Kosmologie.
Astronomie. Zustandsgrössen von Sternen.
Folie Nr. 6
Alter und
Spektralklasse |3
wenige Linien
 wenige Elemente
 junger Stern
viele Linien
 viele Elemente
 alter Stern
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Folie Nr. 7
Leuchtkraft
 Scheinbare Helligkeit bekannter Objekte
Sonne
-26.5
-30
Sirius Aldebaran
-1.5 1
-20
-10
0
Blosses
Auge
≈ 6,5
Astronomie. Zustandsgrössen von Sternen.
10
Schwächste gefundene
28.5
20
Feldstecher
~9
30
Hubble
Space
Telescope
Folie Nr. 8
Leuchtkraft |2
 Absolute Helligkeit := scheinbare
Helligkeit in der Distanz 10pc.
Stern
Sonne
Alpha Centauri A
Rigel
Deneb
mv
-26,8
4,38
0,14
1,26
Mv
4,83
0,1
-7,1
-7,1
d (ly)
≈0
4,3
900
1600
Deneb:
490 pc
mv=1,26
Wenn Deneb
10 pc weit
weg wäre
Mv=-7,1
Der Index v bei mv und Mv steht hier für «visuell», um
klar auszudrücken, dass man nur von sichtbarem Licht redet.
Erde
Astronomie. Zustandsgrössen von Sternen.
Folie Nr. 9
Leuchtkraft |3
 Absolute Helligkeit := scheinbare
Helligkeit in der Distanz 10pc.
 Bolometrische Helligkeit := absolute
Helligkeit inkl. nicht-sichtbare Strahlung
Schreibweise mbol bzw. Mbol
mv
Distanz
Mv
(Bolometer: Gerät, welches
Temperaturanstieg misst, welcher
unsichtbare
aufgrund der Strahlung in allen Wellen- Strahlung
längenbereichen auftritt.)
Mbol
Astronomie. Zustandsgrössen von Sternen.
Folie Nr. 10
Leuchtkraft |4
 Meistens geschieht die Bestimmung der
bolometrischen Helligkeit in der Praxis über den
sogenannten Farbindex, wobei im UBV-System
die scheinbare Helligkeit eines Sterns gemessen
wird in
U ultraviolette Helligkeit mU
B blaue Helligkeit mB
V visuelle Helligkeit mV
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365±68 nm
440±98 nm
550±89 nm
Folie Nr. 11
Leuchtkraft |5
 Die zugehörigen absoluten Hellligkeiten MU, MB
und MV werden mit der bekannten Formel
m – M = 5 · log d – 5
(1)
berechnet, und daraus:
U–B Farbindex: MU – MB
B–V Farbindex: MB – MV
 Farbindex ist unabhängig von Distanz [vgl. (1)].
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Folie Nr. 12
Leuchtkraft |6
BV-Farbindex: MB – MV
 Je grösser der Farbindex, desto röter der Stern.
 Je kleiner der Farbindex, desto blauer der Stern.
Beispiel:
 Mbol Arktur = -0,3; Mbol Sonne = 4,7
 Daraus ist ∆Mbol = 5, dies entspricht einem Faktor 100 in der Helligkeit, und damit
auch in Luminosität (Sonne ≈ 4 · 1026 Watt, Arktur damit ≈ 4·1028 Watt)
Astronomie. Zustandsgrössen von Sternen.
Folie Nr. 13
Zustandsdiagramme
 Wichtigstes Diagramm
1913 das erste Mal
vorgestellt vor Royal
Astronomical Society in
London von Ejnar
Hertzsprung und Henry
Norris Russel.
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-10
hell
Absolute Helligkeit
 Beziehungen zwischen
Zustandsgrössen
M, R, L, Teff
+15
schwach
O5
Spektraltyp
M8
40000
Temperatur
2500
blau
 Farbe 
rot
Folie Nr. 14
Hertzsprung-Russel-Diagramm
Spektraltyp
Helligkeit pro
Sonnenhelligkeit
Masse pro
Sonnenmasse
Riesen
Hauptreihe
Weisse Zwerge
Temperatur/K
Astronomie. Zustandsgrössen von Sternen.
Folie Nr. 15
Hertzsprung-Russel-Diagramm |2
Astronomie. Zustandsgrössen von Sternen.
Folie Nr. 16
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. Zustandsgrössen von Sternen.
Folie Nr. 17