VII. Zustandsgrößen der Sterne
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VII. Zustandsgrößen der Sterne Stellare Zustandgrößen beschreiben die globalen Eigenschaften eines Sterns • Leuchtkraft • (scheinbare Helligkeit, abhängig von Distanz) • Farbe • Spektraltyp • Effektivtemperatur • Masse • Radius • (↔ mittlere Dichte, Oberflächen-Schwerebeschleunigung) • Rotation • Magnetfeld • Chemische Zusammensetzung Zunächst: saubere Definition der physikalischen Größen, die die Eigenschaften des elektromagnetischen Strahlungsfeldes beschreiben Definition der „spezifischen Intensität“ Totaler Fluß F ist das Frequenzintegral von Fν An der Sternoberfläche: Definition: die Leuchtkraft eines Sterns = gesamte Energie die pro Zeiteinheit abgestrahlt wird (R = Sternradius) L = 4πR2 F Dimension: Energie / Zeit Einheit: erg/s Sonne: Lʘ = 3,83 1033 erg/s = 3,83 1026 Watt Überriesen: L = 106 Lʘ Weiße Zwerge: L = 10-4 Lʘ Farbe = Farbindex = Differenz zweier Helligkeiten bei verschiedenen Wellenlängen Ursachen der Farbe Empirisch, nicht allgemein gültig, hängt z.B. von absorbierendem Material ab Ca. 20.000 Sterne mit Entfernungsmessungen besser als 25% Das physikalische Hertzsprung-Russell-Diagramm (Teff,L) - Diagramm erlaubt Vergleich mit der Theorie des inneren Aufbaus und der Entwicklung der Sterne Radius [Winkelradius α = R*/d ] Doppelsterne und die Massen der Sterne Rekord: 5,4 Min. (Doppel-WZ) Visuelle Doppelsterne Spektroskopische Doppelsterne Im Fall SB2: Bedeckungsveränderliche Doppelsterne RadiusBestimmung Die Massen der Pulsare Pulsare: Neutronensterne, die Energiepulse (besonders im Radiobereich) aussenden, bestimmbar auf 1µs; sehr regelmäßige Folge von Pulsen, extrem kurze Periode (Millisekunden) → Rotationsperiode PSR 1913+16 ist ein (Binär-) Pulsar (Hulse & Taylor 1975, Nobelpreis 1993) Radialgeschwindigkeitskurve (aus Modulation der Pulsperiode); Porb=0,32 d >50 Radio- und Röntgenpulsare in Doppelsternsystemen: MNS = 1,2 - 1,5 Mʘ Neuendeckung eines sehr engen Binärpulsars (siehe auch Ende Kap. VI) Oberflächen-Schwerebeschleunigung • Wenn Masse und Radius bekannt (z.B. Bedeckungsveränderliche): g:=GM/R² • Spektroskopische Bestimmung (auch bei Einzelsternen) möglich über Druckverbreiterung der Spektrallinien (Starkeffekt) Rotation Direkte Bestimmung nur bei der Sonne (ortsaufgelöste Radialgeschwindigkeitsmessung oder bei Bedeckungsveränderlichen, wenn Ein- und Austritt aus dem Schatten eine Stenhälfte sichtbar ist (Rossiter-Effekt, 1924). Gang mit Spektraltyp: frühe Sterne rotieren schneller (gilt für alle Leuchtkraftklassen) Doppler-Kartographie von rotierenden Sternen Prinzip: Temperaturinhomogenitäten auf der Oberfläche → periodische Modulation von Spektrallinienprofilen Magnetfelder Beobachtung mit Hilfe des Zeeman-Effekts: Linienaufspaltung in mehrere Komponenten (Drehimpulsquantelung der Atome → Aufspaltung der Energieterme) Beispiel: Weißer Zwerg PG 1658+441 Etwa vier Dutzend weiße Zwerge bekannt mit Magnetfeldstärken bis zu 1 Gigagauß! Magnetfelder bei Hauptreihensternen Die größten Feldstärken finden sich in A-Sternen, die häufig auch anomale Elementhäufigkeiten zeigen (Ap-Sterne) Stellare Magnetfelder möglicherweise auch verantwortlich für bipolare Struktur planetarischer Nebel 2004: erstmalige Entdeckung von Magnetfeldern in Zentralsternen planetarischer Nebel (Nachweis nicht über Zeemaneffekt, sondern zirkularen Polarisationsgrad) Effektivtemperatur eines Sterns h, c, k Planckkonstante, Lichtgeschwindigkeit, Boltzmannkonstante Andere Darstellungen der Planckfunktion Stefan-BoltzmannGesetz Anschauliche Bedeutung der Effektivtemperatur: Linienprofile aus Modellatmosphären Linienverbreiterung durch Stark-Effekt Häufigkeiten der chemischen Elemente Vergleich der beobachteten Linienstärken mit theoretischen Vorhersagen (→ Modellatmosphären). Ergebnisse: völlig unterschiedliche Sterne haben sehr ähnliche chemische Zusammensetzung: Allgemeine kosmische Häufigkeitsverteilung Elementverteilung nach Teilchenzahl: Ausnahmen:
