VII. Zustandsgrößen der Sterne

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: