normal PDF - Peter Hauschildt

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Sterne, Galaxien und das Universum
Teil 2: Physikalische Eigenschaften der Sterne
Peter Hauschildt
[email protected]
Hamburger Sternwarte
Gojenbergsweg 112
21029 Hamburg
20. März 2017
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Übersicht
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I
I
I
I
I
Entfernungen
Leuchtkräfte
Farben
Chemie
Radien
Doppelsterne
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Entfernungen
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I
I
I
I
I
scheinbare Helligkeit hat
nichts mit Entfernung zu
tun
Parallaxe: alte Idee
(Tycho!)
Messung von Tycho →
ohne Ergebnis!
→ Entfernungen zu
Sternen sind sehr gross!
verwende Erdbahn als
Basislinie
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Parallaxe
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Parallaxe
I
I
I
I
I
I
Parallaxe sin π = a/r
π = 100 → 206265 AU
→ Definition des parsec
(pc)
a/r 1 → sin π ≈ π
→ π/100 = 1 pc/r
1 arcsec = 1 pc = 3.26 ly
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Parallaxe
I
I
I
I
I
I
I
I
I
I
stellare Parallaxen sind sehr klein:
erster Erfolg: Bessel (1838):
61 Cyg: 1/3 arcsec = 3 pc
nächster Stern: Proxima Cen
0.772 arcsec = 1.3 pc
ca. 10 cent Stück aus 3 km
hellste Sterne im Himmel →
Entfernung zu gross um vom Boden aus zu messen
(100 pc)
Satelliten: Hipparcos (ESA, 1989): 1000 pc
GAIA (ESA, ca. 2010?): gesamte Milchstrasse!
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Eigenbewegung
I
I
I
I
echte Raumbewegung der Sterne
Beispiel: Barnard’s Stern (1.82 pc)
22 Jahre zwischen den Aufnahmen
bewegt sich ca. 0.5◦ (Vollmond) in 200 Jahren
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Leuchtkräfte
I
I
I
I
bei bekannter Entfernung
r→
mit scheinbarer Helligkeit
b→
berechne Leuchtkraft L
= gesamte
Energieabstrahlung
(Leistung) des Sterns
b=
L
4πr 2
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Leuchtkräfte
I
I
I
I
I
I
I
I
I
Sonne: L = 3.9 × 1026 W
scheinbare Helligkeit auf der Erde:
1370 W/m2
Sterne:
riesiger Bereich:
maximal ca. 106 L
minimal ca. 10−4 L
Bereich von 10 Milliarden!
Sonne ungefähr im Mittelbereich
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Verteilung der Leuchtkräfte
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Grössenklassen
I
I
I
I
I
I
astronomische Einheit der
Helligkeit
basiert auf Hipparchus
hellster Stern: 1. Klasse
gerade noch sichtbar: 6.
Klasse
logarithmische Skala (wie
Auge!):
6. Klasse → 5. Klasse:
2.512 mal heller
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Grössenklassen
I
I
I
I
scheinbare Helligkeit m: wie am Himmel
absolute Helligkeit M: wie in 10pc Entfernung
m − M = 5 log(d/1 pc) − 5
10 pc als Referenz ist willkürlich gewählt!
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Farben
I
I
I
hängt von der Oberflächentemperatur ab!
rot → kühl
blau → heiss
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Farben einiger Sterne
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Farben
I
Wien’sches Verschiebungsgesetz:
λmax
0.29 K
=
1cm
T
I
I
λmax : Wellenlänge bei der der Stern am hellsten strahlt
T : absolute Temperatur [K]
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Farbfilter
I
I
I
genormte Filter zur
Farbmessung
Photometrie
wird zur
Temperaturbestimmung
verwendet
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Farbfilter
I
I
I
I
bV : Helligkeit im V Filter
bB : Helligkeit im B Filter
Vorsicht: Farben werden
durch interstellaren Staub
verfärbt!
→ entfernte Sterne
erscheinen ’röter’ als sie
eigentlich sind
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Farben einiger Sterne
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Sternspektren
I
I
I
I
I
Sternspektren sehen dem der Sonne oft generell ähnlich
um die Menge der Spektren zu ordnen
→ Spektralklassen
spätes 19. Jahrhundert: Klassen A-P
Relation zu Temperatur etc waren unbekannt
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Sternspektren
I
I
I
I
I
I
I
Harvard Klassifikation:
von Edward Pickering, Williamina Fleming, Annie Jump
Cannon
alte Klasse um- oder aussortiert
neues Schema: OBAFGKM(LT)
Merksatz: Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me!
neu: Unterteilung 0–9
Anordnung so dass Spektrallinien sich systematisch
ändern:
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Spektralklassen
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Spektralklassen
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Sternspektren
I
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I
I
I
I
I
I
I
woher kommen die systematischen Änderungen?
Temperaturvariationen!
z.B. Wasserstoff
niedrige Temperaturen
→ Linien nicht angeregt
höhere Temperaturen:
→ Stösse regen Atome an → Linien stärker
ganz hohe Temperaturen:
→ Wasserstoff ionisiert → Linien weg!
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Linienstärken
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Effektive Temperatur
I
Flächenhelligkeit
L
4πR 2
R: Radius des Sterns (unbekannt!)
Leistung pro m2 der Sternoberfläche
i.A. ist R nicht bekannt
Definiere effektive Temperatur Teff über
F =
I
I
I
I
4
F = σTeff
I
I
Stefan-Boltzmann Gesetz
σ = 5.67 × 10−8 W/m2 /K4
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Effektive Temperatur
I
I
I
I
Teff ist die Temperatur eines Hohlraumstrahlers der das
gleiche F wie der Stern hat
→ Teff ist nur Maß für “mittlere” Temperatur der
sichtbaren Atmosphäre des Sterns.
Sonne: Teff = 5780 K
Teff für Sterne im Bereich 2000 . . . 50 000 K
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Radien
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I
I
Stern i.A. zu weit entfernt für direkte Messung
→ indirekte Methoden müssen verwendet werden
Beispiel: Leuchtkraft sei bekannt
I
I
I
I
I
Entfernung und scheinbare Helligkeit gemessen
→ Leuchtkraft
Teff sei auch bekannt (Spektrum)
Leuchtkraft = Oberfläche × Flächenhelligkeit!
→
4
L = 4πR 2 σTeff
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Radien
I
Ergebnisse:
I
I
I
I
I
kleinste ‘Sterne’ (Weisse Zwerge) ≈ Erde
kleinste echt Sterne ≈ Jupiter
grösste Sterne ≈ 1000× Sonne (Jupiter-Bahn)
Radius ist nicht eindeutig mit Leuchtkräft korreliert:
kleiner aber heisser Stern kann höheres L haben als die
Sonne
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Zusammenfassung
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HRD
I
I
I
kommen Sterne in allen
möglichen Kombinationen
(Teff , L) vor?
Hertzsprung (1911),
Russell (1913) → Nein!
Trage Sterne in ein
Diagramm Spektrale
Klasse vs. Leuchtkraft ein
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HRD
I
I
I
I
→ Sterne sind
systematisch verteilt im
Hertzsprung-Russell
Diagramm (HRD)
Beachte: Teff steigt nach
links hin an!
Grund: HRD zuerst in sp.
Typen gemacht!
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HRD
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I
I
I
I
Mehrheit der Sterne →
Hauptreihe (main
sequence)
das schliesst die Sonne
ein!
Sterne verbringen den
grössten Teil ihres Lebens
auf der HR
Wasserstoffbrennen!
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HRD
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I
I
I
I
Riesen(sterne):
kühl (GKM)
ca. 10-100 mal so gross
wie die Sonne
Rote Riesen (Arcturus,
Aldebaran)
spätere Entwicklungsphase
(nach der HR!)
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HRD
I
I
I
I
I
I
Überriesen:
ca. 1000 mal so gross wie
die Sonne
Betelgeuze, Antares
spätere Entwicklungsphase
(nach der HR!)
kommen auch heiss vor
(Rigel, Deneb)
noch spätere Phase
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HRD
I
I
I
I
Weisse Zwerge:
klein (Erde!) aber heiss
Sirius B, Procyon B
Endstadium der (ex)
Sterne
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HRD
I
I
I
I
schematisches HRD
mit Linien konst. Radius’
HRD ist extrem nützlich
und wichtig
Verständnis der
Sternentwicklung
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HRD
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Leuchtkraftklassen
I
I
kann man Leuchtkraft aus dem Spektrum schätzen?
Morgan + Keenan (1930s) → ja!
I
I
oben: B8 Überriese Rigel (L = 58000 L )
unten B8 HR Stern Algol (L = 100 L )
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Leuchtkraftklassen
I
I
I
(Wasserstoff) Linien sind druck- und
temperatur-abhängig!
Riesen haben kleinere Drücke in ihren Atmosphären
→ Linien sind schmaler
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Leuchtkraftklassen
I
I
6 Hauptklassen wurden
definiert
Beispiele:
I
I
Sonne: G2V (HR Stern
oder Zwerg)
Aldebaran: K5III
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spektroskopische Parallaxe
I
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I
I
I
I
wenn die LC (Leuchtkraftklasse) bekannt (Spektrum)
schätze Entfernung!
das kann verwendet werden wenn Parallaxe nicht bekannt!
aber ist nicht sehr genau (Streuung, Rötung)
besser als nichts
statistische Verwendung!
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Zusammenfassung
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Massen
I
I
I
I
Masse eines Sterns ist sehr schwer zu bestimmen
unmöglich für Einzelstern
aber es gibt Doppelsterne die sich umkreisen:
Beispiel: Krüger 60
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Massen
I
dann lässt sich u.U. das 3.
Kepler’sche Gesetz
M1 + M 2 =
I
a3
P2
anwenden
ergibt immerhin die
Summe der Massen!
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Massen
I
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I
wenn man Bahn beider
Sterne beobachten kann
→ Masse jeder
Komponente kann
bestimmt werden
Leider gibt es nicht viele
solcher Systeme
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Massen
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I
Ergebnis:
Beziehung zwischen
Masse und Leuchtkraft
L ∝ M3
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Massen
I
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I
gilt nur für
Hauptreihensterne
höhere Massen
(> 100 M ) nicht möglich
→ Stern dann instabil
beliebig kleine Massen
(< 0.07 M ) nicht
möglich
→ Fusion startet nicht
→ Brauner Zwerg
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Bedeckungsveränderliche
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