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 Astronomie für Nicht­Physiker SS 2013
18.4. Astronomie heute (Just, Fendt)
25.4. Sonne, Erde, Mond (Fohlmeister)
2.5. Das Planetensystem (Fohlmeister)
16.5. Teleskope, Instrumente, Daten (Fendt)
23.5. Geschichte der Astronomie (Just)
6.6. Sterne: Zustandsgrößen (Fendt)
13.6. Sterne: Entstehung & Entwicklung (Fendt)
20.6. Die Milchstraße (Just)
27.6.
Astrochemie, Exoplaneten & Leben (Fendt)
4.7. Galaxien (Just)
11.7. Aktive Galaxien, Quasare und Schwarze Löcher (Fendt)
18.7. Urknall und Expansion des Universums (Just)
25.7. Weltmodelle (Just)
1.8. 16:00 Besuch MPIA/LSW (Fendt)
Astronomie für Nicht­Physiker SS 2013
6.6. Sterne: Zustandsgrößen (Fendt)
Inhalt:
1) Position, Bewegung
2) Helligkeit, Farbe
3) Klassifikation
4) Hertzsprung-Russell-Diagramm
5) Radien, Massen; Mehrfachsterne
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Sternhaufen NGC 290 mit HST beobachtet, Olzewski et al.
-> Position, Helligkeit, Farbe
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Sterne:
Sternbild Orion
“Sonnen” wie “unsere”,
aber weit entfernt
von unserem Sonnensystem
-> heiße Gaskugeln
-> 5000 sichtbar mit
bloßem Auge
(von 100 Mrd.)
-> nächster Stern ist
250 000x weiter entfernt
von Erde als Sonne
-> Lichtpunkte
(nicht aufgelöst)
Image courtesy Tyler Nordgren
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Sternpositionen,
Bewegung
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Nachthimmel
Sterne
-> Position, Helligkeit, Farbe
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Sternbilder:
- historisch-kulturelle Nomenklatur
- griechische Buchstaben nach Helligkeit im Sternbild
- hellste Sterne haben eigenen Namen
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Sterne = “Fixsterne”
Zeitlich feste Anordnung
am Himmel (Sternbilder)
Sternbild Orion
“Fest”: menschlicher Maßstab
“Bewegung” der Sterne:
1) Himmelskugel dreht sich
wegen Erdrotation
2) Einzelbewegung der
Sterne gegenüber anderen:
Pekuliarbewegung
3) Kreiselbewegung der
Erdachse in 26000 Jahren:
Präzession
4) Parallaxe durch
Erdbahn
5) Bahnbewegung von
Mehrfachsternen
Image courtesy Tyler Nordgren
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Sterne = “Fixsterne”
Zeitlich feste Anordnung
am Himmel
Zirkumpolar-Sterne
“Fest” nach menschlichem
Maßstab
“Bewegung” der Sterne:
1) Himmelskugel dreht sich
wegen Erdrotation
------>>
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Himmelskoordinaten:
Problematik:
Orientierung am Beobachtungsplatz -> horizontale Koordinaten
Orientierung am Himmel -> “mitbewegte” Himmels-Koordinaten
Quelle: “BR-online”
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Himmelskoordinaten:
“Mitbewegtes äquatoriales Koordinatensystem”
Rektaszension α:
Gemessen in “Stunden”,
-> 24 Std entsprechen 360°
Deklination δ:
Winkeldistanz zum
Himmelsäquator:
-90º. . .+90º
Quelle: wiki, copyright “Geof”
Winkeldifferenz zwischen
“Stundenwinkeln” von
Objekt und
Frühlingspunkt 
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Himmelskoordinaten:
Mitbewegtes äquatoriales Koordinatensystem
Vergleich: Längengrade auf der Erde:
Breitengrade unproblematisch: Abstand zu den Polen / zum Äquator
Längengrade: benötigen Definition eines Nullpunktes:
bis 1884 “Längengrad von Ferro”, El Hierro
(= Längengrad von Paris - 20°.0)
ab 1884 Längengrad von Greenwich
am Himmel:
“Frühlingspunkt” definiert Nullpunkt
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Himmelskoordinaten:
Mitbewegtes äquatoriales Koordinatensystem
Beispiel: Centauri, 2.-nächster Stern, hellster Stern im Sternbild Centaurus
Rektaszension α: 14h 39m 36.4951s
,.
Deklination δ: −60° 50′ 02.308″
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Himmelskoordinaten:
Mitbewegtes äquatoriales Koordinatensystem
Beispiel: Centauri, 2.-nächster Stern, hellster Stern im Sternbild Centaurus
Rektaszension α: 14h 39m 36.4951s
Deklination δ:
−60° 50′ 02.308″
α in h (Stunden),
δ
m (Minuten),
s (Sekunden)
in ° (Grad)
' (Bogenminuten)
“ (Bogensekunden)
www.constellation-guide.com/
constellation-list/
centaurus-constellation/
centaurus-constellation-map/
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Himmelskoordinaten:
Mitbewegtes äquatoriales Koordinatensystem
Beispiel: Centauri, 2.-nächster Stern, hellster Stern im Sternbild Centaurus
Rektaszension α: 14h 39m 36.4951s
Dekination δ: −60° 50′ 02.308″
www.constellation-guide.com/
constellation-list/
centaurus-constellation/
centaurus-constellation-map/
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Sterne = “Fixsterne”
Eigenbewegung:
Sterne bewegen sich als
Körper im Weltall
“Fixsterne” nur für menschliche Zeiträume
-> Veränderung
der Sternbilder
--->>
Beispiel:
Sternbild großer Wagen:
Pekuliarbewegung der
Sterne von 100000 v.Chr.
bis 100000 n.Chr.
(copyright Pogge Ohio State)
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Stern-Parallaxe
Scheinbare Positionsänderung durch Erdbahnbewegung:
Sternposition wird nach einem
halben Jahr unter einem
anderen Winkel
beobachtet:
Erdposition hat sich
um 2x 150 Mio. km (=2 AE)
verschoben
Veranschaulichung:
Finger am ausgestreckten Arm,
ein Auge abwechselnd schliessen,
Finger bewegt sich gegen
Hintergrund
http://farawayworlds.files.wordpress.com/
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Stern-Parallaxe
Scheinbare Positionsänderung durch
Erdbahnbewegung:
Wichtig für Entfernungsmessung !!!!!
-> Entfernungseinheit 1 pc (Parsec, “Parallaxensekunde”)
1 pc = 3.26 Lj = 206.264,806 AE = 3,0857 x 1016m
-> bei einer solchen Entfernung “bewegt” sich der
Stern scheinbar um 2” (Bogensekunden) in
einem halben Jahr (2x 1”)
-> Entfernungsmessung bisher nur für nahe Sterne möglich
Erste Distanzmessung von Friedrich Wilhelm Bessel (1838)
für 61 Cygni: 657.700 AE ~ 10.28 Lj (heutiger Wert 11.4 Lj)
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Sterne = “Fixsterne”
Eigenbewegung der Sterne: “zufällige” Bewegung, Entstehungsgeschichte
Größte gemessene Pekuliarbewegungen (von wiki).
#
Stern
Radialgeschwindigkeit
Eigenbewegung
μα · cos δ
μδ
(mas/yr)
(mas/yr)
(km/s)
Parallaxe
(mas)
1
Barnard's star
-798.71
10337.77
-106.8
549.3
2
Kapteyn's star
6500.34
-5723.17
245.5
255.12
3
Groombridge 1830
4003.69
-5814.64
-98
109.22
4
Lacaille 9352
6766.63
1327.99
9.7
303.89
5
Gliese 1
5633.95
-2336.69
23.6
229.32
6
HIP 67593
2282.15
5369.33
7
61 Cygni A & B
4133.05
3201.78
-64.3
287.18
8
Lalande 21185
-580.46
-4769.95
-85
392.52
9
Epsilon Indi
3961.41
-2538.33
-40.4
275.79
76.2
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation Sterne = “Fixsterne”
Kreiselbewegung (Präzession):
rotierende Erde bewegt sich als Kreisel
-> Kreiselperiode: 25800 Jahre
-> Erdachse zeigt in verschiedene
Richtungen am Sternenhimmel
(zur Zeit auf den Polarstern Polaris)
-> Bewegung des Himmelspols
durch Kreiselbewegung der Erde:
-> die nächsten Pol-Sterne:
Iota Cep (in 5300 Jhr),
Deneb (10000Jhr),
Wega (14000),
Polaris (25800,
aber Eigenbewegung)
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Sterne:
Helligkeit, Farbe
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation Einteilung der Sterne in Helligkeitsklassen /
Größenklassen / Magnituden
Hipparchus (190-120 v. Chr.):
Einteilung der sichtbaren Sterne in sechs
Helligkeitsklassen / Magnituden:
-> 1. Magnitude (m = 1) = hellste Sterne
-> 6. Magnitude (m = 6) = Limit der Sichtbarkeit
Pogson (1856): Numerische Skala:
-> m = 1 Stern ist 100x heller als m = 6 Stern
-> m = 1 Stern ist 2.512x heller als m = 2 Stern
(2.512 = 5. Wurzel aus 100)
Beispiele:
Sonne m = -26.5, Vollmond m = -12.5, Venus m = -4,
Jupiter m = -3, Sirus m = -1.4, Polarstern m = 2, Auge m < 6,
Pluto m = 15, Teleskop (8m, 4h) m < 28,
H-XDF (Hubble Extreme Deep Field) m = 31
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Helligkeit eines Sterns:
-> “Stahlungfluß” = Anzahl der Photonen (Energie) / Fläche / Zeit
-> Helligkeit definiert als Logarithmus des Strahlungsflußes
Hintergrund 1: menschliches Auge besitzt logarithmische Adaption,
kann Sinneseindrücke von Helligkeit zwischen Dämmerung und
heller Sonne von bis zu 10 Zehnerpotenzen (10-4...~106 cd/m²)
an physikalischer “Leuchtdichte” überbrücken
Hintergrund 2: astronomische Objekte haben riesige Helligkeitsunterschiede
-> Monochromatischer Strahlungsfluß des Sterns F (also bei einer Wellenlänge)
2
bei Distanz d :
R
f = 2 F  ,
d
4 d 2 f  =4 R2 F 
-> ausgestrahlte Energie verteilt sich über Kugeloberfläche 4d2
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Helligkeit eines Sterns:
-> “Stahlungfluß” = Anzahl der Photonen (Energie) / Fläche / Zeit
-> Monochromatischer Strahlungsfluß des Sterns F (also bei einer Wellenlänge)
2
bei Distanz d:
R
f = 2 F  ,
d
4 d 2 f  =4 R2 F 
-> ausgestrahlte Energie verteilt sich über Kugeloberfläche 4d2
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Helligkeit eines Sterns:
-> “Stahlungfluß” = Anzahl der Photonen (Energie) / Fläche / Zeit
2
R
f = 2 F 
d
-> Monochromatischer Strahlungsfluß des Sterns F bei Distanz d:
-> Gesamtstrahlungsfluß berücksichtigt alle Wellenlängen:
∞
S =∫0 f  d 
-> beobachtete Helligkeitsunterschiede in der Astronomie: S1 / S2 ~ 1010
-> logarithmische Helligkeitsskala: m = - 2.5 log(S) + Konstante
Einheit [m] : mag (Magnitude) ;
-> Beispiele:
m1-m2
S1/S2
m1-m2 = -2.5 log ( S1/S2 )
1
2
2.5
5
10
15
25
2.51
6.3
10
100
104
106
1010
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Absolute Helligkeit eines Sterns:
-> Magnitude eines Sterns bei Norm-Entfernung von 10pc
= wahre Leuchtkraft, absolute Magnitude M
-> Strahlungsfluß bei Abstand d:
F d  = F 10pc
in Magnituden:

d
m−M=5 log
10 pc

-> Absolute Helligkeit der Sonne: Mvis ~ Mbol = 4.75

10pc
d
2

Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Farbe, Farbindex:
Helligkeitsunterschied in zwei Magnitudensystemen:
Farbindex F.I. = m (kleine ) - m (große ) -> “rot” ist positiv, “blau” ist negativ
-> z.B. Standard-Filtersystem nach Johnson: U, B, V, (R, I), bzw mU, mB, MV, ...
-> Normierung:
U=B=V=R=I
für  Lyr (Wega)
(für A0V-Sterne)
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Farbe, Farbindex:
-> Farbindizes:
(U-B) = mU - mB, (B-V) = mB - mV, (R-I) = mR - mI ....
-> z.B. Sonne: B-V = 0.66, U-V = 0.1
Farbfiltersysteme
E(λ )
Gemessene
spektrale
Energieverteilung
Vgl: Sonne
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Leuchtkraft, Effektivtemperatur eines Sterns (Definition)
-> F ist ausgestrahlte Energie pro Fläche
Leuchtkraft: gesamte Energieausstrahlung
L≡4 R2 F
Für idealen “Schwarzkörper” (absorbiert alle einfallende Strahlung, re-emitiert)
mit Tempratur T gilt Stefan-Boltzmann-Gesetz:
F = T
4
−5
 =5.7×10
Aber: Sterne sind keine “schwarzen Körper”:
-> Definition einer
“Effektivtemperatur”:
4
T eff =

L
 4 R2

-> Teff ist typische Temperatur der Sternatmosphäre
-> Teff ist der wichtigste Sternparameter , der aus der Analyse
des Sternlichts gewonnen werden kann ...
erg
2
4
cm s K
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Sternklassifikation
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Linienspektrum:
Emission:
Absorption:
Beispiel: Sonnenspektrum (copyright Uni Erlangen, Lemke)
(Bild des Spektrums, oben; Intensitätsverteilung, unten)
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Linienspektrum:
Bohr'sches Atommodell
Linienemission / -absorption,
Besetzung der Energieniveaus
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Linienspektrum:
Sonne im
Wasserstofflicht Hα
Übergang 3 nach 2;
λ=6562 Å (rot)
-> Balmer-Serie:
H, H, ...
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation Sterne haben verschiedene Temperatur / Effektivtemperatur
-> verschiedene spektrale Verteilungen, Linien, und Linienprofile
graduelle Unterschiede
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation Sterne haben verschiedene Temperatur / Effektivtemperatur
-> verschiedene spektrale Verteilungen, Linien, und Linienprofile
graduelle Unterschiede
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Spektral-Klassifikation
nach Edward Pickering (1846-1919), Wilhelmina Fleming
(1857-1911), Annie Cannon (1863-1941)
-> Harvard-Klassifikation von Sternspektren:
Sequenz von Spektren,
korreliert mit Sternfarbe, Farb-Index, also Temperatur
Basis des Henry-Draper Catalog (1880-1925):
Untersuchung von 225.000 Sternen
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Spektral-Klassifikation
-> ein-dimensionale Sequenz von Spektren,
korreliert mit Sternfarbe, Farb-Index, also Temperatur:
Spektraltyp - Beschreibung
--------------------------------------------------------------------O - Linien hoch ionisierter Atome wie HeII, SiIV, NII dominieren; kaum Wasserstoff
B - He II fehlt, dafür Wasserstofflinien, Si III und O II stark
A - Wasserstofflinien sowie Si II stark, noch schwache Linien von Fe II, Ti II, Ca II
F - Wasserstoff schwächer als beim A-Stern, starke Ca II Linien, Linien von
weiteren ionisierten Metallen wie Fe II, Ti II im Maximum
G - Ca II stark, Linien neutraler Metalle treten auf
K - Wasserstoff relativ schwach, neutrale Metalle stark, erste Molekülbanden
M0 - Linien von neutralen Atomen, z.B. Ca aber auch Molekülbanden z.B. von TiO
M5 - Kalzium-Linien sind stark und TiO Banden
C - Im Spektrum CN-,CH-,C2, hingegen fehlt TiO. Auch neutrale Metalle
S - Zeigen ZrO-, YO-, LaO- Absorption in ihren Spektren
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Spektral-Klassifikation
-> Spektraltyp SpT, absolute visuelle Magnitude, Farbindex,
Effektiv-Temperatur, Farb-Temperatur, Bolometrische Korrektur,
bolometrische Magntitude typischer Sterne
(Aus: Scheffler/Elsässer Physik der Sterne und der Sonne)
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Sterne gleicher Spektralklasse (Sp) können
verschiedene Leuchtkraft haben -> Leuchtkraftklasse, LC
-> MK-Klassifikation (Morgan & Keenan)
-> Grund: Radius der Sterne:
MK-Klasse
0 (null)
I
Ia-0, Ia, Iab, Ib
II
III
IV
V
Sd (VI)
D, WD (VII)
Sterntyp
2
L=4 R F
F = T
4
Absolute Helligkeit
Spektralklasse B0 F0 M0
Hyperriese
Überriese
Überriesen abnehmender Leuchtkraft
heller Riese
„normaler“ Riese
Unterriese
Zwerg (Hauptreihenstern)
Unterzwerg
Weißer Zwerg
-6.7
-6.1
-5.4
-5.0
-4.7
-4.1
-9
-8.2
-4.7
-2.3
1.2
2.0
2.6
10.2 12.9
-7.5
-4.6
-2.3
-0.4
9.0
10
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Beteigeuze: ~600 RO
VY CMa: ~1800-2100 RO
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Beteigeuze:
Spektralklasse: M1-2, Ia-Iab
U-B Farbindex: +2.32
B-V Farbindex: +1.85
mV = 0.3...0.9 mag
MV = -5.0 ..-5.3 mag
Entfernung: 600 Lj
Masse: 20 MO
Radius: 662 RO (Jupiterbahn)
Leuchtkraft: 55000 LO
Oberflächen-Temp.: 3450 K
Rotations: 2070-2355 d
Alter: ~ 10 Mio Jahre
-> Stern am Ende der “Sternenlebens”,
veränderlich, pulsiert,
explodiert bald als Supernova
(in 1000-100000 Jahren ?)
Beteigeuze mit HST aufgelöst
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Hertzsprung-RussellDiagramm (HRD)
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Sternradius
aus Leuchtkraft und
Effektivtemperatur:
2
L=4 R F = T
4
eff
Auch Umkehrschluß möglich:
„Spektroskopische Parallaxe“,
Spektraltyp, Leuchtkraft aus
FHD:
-> Parallaxe, Entfernung aus
Leuchtkraft!!
Linien konstanten Radius'
sind gerade Linien im
(log L-log Teff)-Diagramm
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
HRD “erfunden” von
H.N. Russell (1913):
-> Beziehung zwischen
MV und Spektraltyp
E. Hertzsprung (1905)
-> Riesen und Zwerge
Bekannt als:
„Hertzsprung-RussellDiagramm“ (HRD)
Andere Version:
“FHD”:
Farben-Helligkeitsdiagramm
FHD ausgewählter
Sternhaufen (Sterne
eines Haufens gleich alt)
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Farben-Helligkeits-Diagramm FHD (Colour-Magnitude-Diagram, CMD)
Trage Helligkeit über Farbe der Sterne auf:
(B-V) ist ~äquivalent zum Spektraltyp; rote Sterne kühl -> großer B-V
Nahe Sterne Stern D < 25 pc (Jahreiß & Gliese)
Trigonometrische Parallaxen bekannt (Entfernung)
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
FHD eines Kugelsternhaufens
der Milchstraße (NGC 5272, M3)
Asymptotischer
Riesen-Ast
Horizontal-Ast
(Lücken, He-Fusion)
Blaue
“Nachzügler”
Abknicken:
Altersindikator
Hauptreihe (H-Fusion)
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Weitere
Sternparameter
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Entfernung:
Nur für nahe Sterne: aus Positionswinkelmessung
Parallaxe = scheinbare Bewegung des Sterns am Himmel durch
Änderung des Beobachtunsgstandortes entlang der Erdbahn
um die Sonne
Beispiel: Winkeländerung bei Benutzung beider Augen einzeln
-> Zum 1. Mal angewendet von Friedrich Bessel 1838 für 61 Cygni
-> Parallaxe des nächsten Sterns (Proxima Centauri):
0.7687 ± 0.0003 Bogensekunden (arcsec) = 2cm in 5km Entfernung
-> Hipparcos-Satellit (1989): Genauigkeit: 10 milliarcsek
-> Parallaxen bis zu 1600 Lj Distanz
-> Parallaxen für > 100000 Sterne
-> Gaia-Satellit (2012): Genauigkeit:
10 arcsek -> Parallaxen bis einige 10000 Lj
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Entfernung
Sonnenumgebung: die 26 nächsten Sterne:
Gebräuchlicher
Name
Sonne
Proxima Centauri
Rigil Kentaurus
Barnard's Star
Wolf 359
Luyten 726-8A
Luyten 726-8B
Sirius A
Sirius B
Ross 154
Ross 248
wiss. Name
Entfernung
(Lichtjahre)
Gebräuchlicher
Name
8 Lichtminuten
V645 Cen
Alpha Cen A
Alpha Cen B
CN Leo
BD +36 2147
UV Cet A
UV Cet B
Alpha CMa A
Alpha CMa B
4.2
4.3
4.3
6.0
7.7
8.2
8.4
8.4
8.6
8.6
9.4
10.4
Ross 128
Luyten 789-6
Procyon A
Procyon B
http://www.astro.wisc.edu/~dolan/constellations/extra/nearest.html
wiss. Name Entfernung
(Lichtjahre)
Epsilon Eri
61 Cyg A
61 Cyg B
Epsilon Ind
BD +43 44 A
BD +43 44 B
Alpha CMi A
Alpha CMi B
BD +59 1915 A
BD +59 1915 B
CoD -36 15693
10.8
10.9
11.1
11.1
11.2
11.2
11.2
11.2
11.4
11.4
11.6
11.6
11.7
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Entfernung:
Für weiter entfernte Sterne:
Aus Modellrechnungen für Helligkeit, Radius, Temperatur
-> Anwendung des Hertzsprung-Russell-Diagramms
-> “Spektroskopische Parallaxe”:
Entfernungsmodul:
m−M=5 log

d
10 pc

m ist beobachtet, M kennen wir aus HRD (und aus der Theorie)
-> d kann berechnet werden
Fehlerquelle: Lichtabsorption durch interstellares Material
Zum Vergleich: Gaia-Satellit (2014): Genauigkeit:
10 micro-arcsec -> echte Parallaxen bis einige 10000 Lj
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Leuchtkraft
Aus Spektralanalyse (definiert Effektivtemperatur) Strahlungsfluß:
F = T
4
eff
Aus Entfernungsmessung (z.B. direkte Parallaxe) Helligkeit:
mV −MV =−5 log[' ']−5
Aus Spektraltyp (Modellierung oder empirische Kalibration)
-> “Bolometrische Korrektur” B.C., die die anderen Wellenlängen berücksichtigt
M bol=MV −B.C.
-> Stellare Leuchtkraft:
(bolometrisch = über
alle Wellenlängen)
[ ]
L
M bol=4.74−2.5 log
LO
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Masse, Gravitationsbeschleuigung
Quantitative Computer-Modelle von Linienprofilen
unter Berücksichtigung von Doppler- und Druckverbreiterung
der Linien ergeben:
Teff und log(g)
Gravitationsbeschleunigung an der Sternoberfläche: g = GM/R2
-> Sternmasse notwendig für weiteres Verständnis
Massenbestimmung bei Sternen:
1. Direkte astrometrische Vermessung der Bahnen in Binärsystemen
2. Vergleich mit Modellen zur Sternaufbau und zur Sternentwicklung
3. Aus empirischer Massen-Leuchtkraft-Beziehung
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Massenbestimmung
in visuellen
Doppelsternen
- Halbachsen a,b,
der relativen wahren
Bahn
- bekannte Entfernung
- wahre Bahnenhalbachsen um den
Schwerpunkt a1, a2
-> 3. Kepler-Gesetz
(wie bei Planeten im
Sonnensystem):
-> Sternmassen
γ Vir
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Bedeckungs-Doppelsterne
Beobachtungsgrößen:
Umlaufperiode, Flächenverhältnisse der Sterne
(Radialgeschwindigkeiten)
-> Genaueste Kenntnis der Lichtkurve,
Radialgeschwindigkeiten bekannt
-> Modellierung:
Alle Systemparameter können bestimmt werden
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Doppel- und Mehrfachsysteme:
Visueller Doppelstern:
Winkelabstand ist groß genug, um die Komponente mit optischen Mitteln
zu trennen.
Astrometrischer Doppelstern:
erscheint am Himmel als ein Punkt; die Doppelstern-Natur kann aber von
seiner Bahn am Himmel abgeleitet werden.
Spektroskopischer Doppelstern:
erscheint am Himmel als ein Punkt, die Doppelstern-Natur ist durch
die Analyse des Spektrums feststellbar.
Bedeckungsveränderliche:
zeigen einen Abfall in der Helligkeit, wenn Komponente mit geringerer
Helligkeit die Sichtlinie passiert.
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Doppel- und Mehrfachsysteme:
- erste systematische Beobachtungen:
Christian Mayer: ab 1776 mit der Mannheimer Sternwarte
- F.W.Herschel ab 1779
- Höhepunkt der Doppelsternforschung durch Struve und Bessel in den
30er und 40er Jahren des 19. Jahrhunderts
Heutiger Forschungsstandpunkt:
1/3 der Sterne in Milchstraße sind Doppel- / Mehrfachsysteme, Rest Einzelsterne
-> lange wurde gedacht, dass die Mehrzahl der Sterne Mehrfahcsysteme sind
-> Grund des Umdenkens:
jetzt viel mehr masse-arme Sterne beobachtet (Rote Zwerge, M-Sterne),
massereichere, helle Sterne (wie Sonne) sind aber mehrheitlich Teil
eines Mehrfachsystems
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Mehrfachsysteme: Beispiel Castor (Zwillinge)
6 Komponenten bekannt !!
-> Entfernung 45 Lj, Leuchtkraft 36 LO
-> Castor A & B: Doppelsternsystem, kann mit
Amateurinstrument getrennt werden (Abstand 3“)
-> Beide sind jeweils spektroskopische Doppelsterne ...
-> Castor C (oder YY Gem) 1000AE entfernt: Bedeckungsveränderlicher (Doppelstern) mit Periode von nur 19.5 h
Alko Schurr
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Mehrfachsysteme: Beispiel HD 188753 (Sternbild Schwan)
3 stellare Komponenten + Planet (???)
-> Entfernung 151 Lj
-> Primärstern ähnlich wie Sonne (G8V)
-> Sekundärkomponente: Doppelstern
- Abstand vom Primärstern 6.2 AE, Periode 25.7 Jahre
- Komponenten: 0.96, 0.67 MO, Periode 156 Tage, Abstand 0.67 AE
-> Planet um Primaerkomponente ??
2005 entdeckt, 2007 widerrufen
Sterne ­ Zustandsgrößen, Klassifikation
Mehrfachsysteme: Polaris
Dreifachsystem
-> α UMi A: 6 MO, F8 Überriese (Ib), 2.02 mag,
100 RO , Leuchtkraft = 5.000 LO,
Abstand 431,42 Lj = 27.283.754 AE
-> 2 Begleiter:
α UMi B, 1.5 MO, F3 Hauptreihe,
Abstand vom Hauptstern 2400 AU
α UMi Ab, Zwergstern mit 18.8 AE
Abstand (18 Bogensekunden)
-> 2 entfernte Komponenten:
α UMi C,
α UMi D,
physikalischer Zusammenhang unklar
Astronomie für Nicht­Physiker SS 2013
18.4. Astronomie heute (Just, Fendt)
25.4. Sonne, Erde, Mond (Fohlmeister)
2.5. Das Planetensystem (Fohlmeister)
16.5. Teleskope, Instrumente, Daten (Fendt)
23.5. Geschichte der Astronomie (Just)
6.6. Sterne: Zustandsgrößen (Fendt)
13.6. Sterne: Entstehung & Entwicklung (Fendt)
20.6. Die Milchstraße (Just)
27.6.
Astrochemie, Exoplaneten & Leben (Fendt)
4.7. Galaxien (Just)
11.7. Aktive Galaxien, Quasare und Schwarze Löcher (Fendt)
18.7. Urknall und Expansion des Universums (Just)
25.7. Weltmodelle (Just)
1.8. 16:00 Besuch MPIA/LSW (Fendt)