Typisierung von Sternen (Teil 1)

Typisierung von Sternen (Teil 1)
Hauptreihensterne
Sterne, die ihre Energie im
Wesentlichen durch Wasserstoffbrennen (pp-Prozeß,
Bethe-Weizsäcker-Zyklus)
grewinnen, nennt man
Hauptreihensterne.
Durchschnittliche Masse: 0.6 Ms
„hohe Masse“ > 8 Ms -> Supernova
„mittlere Masse“ 1.5 – 8 Ms -> WD
„kleine Masse“ < 1.5 Ms (pp) -> WD
Daten einiger typischer Hauptreihensterne
Superlative unter den O - und A – Sternen…
Blaue Überriesen
Delta Ori – O9V
Mintaka
Vierfachstern (20 Ms)
Epsilon Ori – B0 Ia
Alnilam
31.8 Ms 26 Rs
375000 Ls
Zeta Oro – O9.5V
Alnitak
Doppelstern (23 Ms)
Es gibt am Himmel nur 17 O-Sterne heller als 5. Größenklasse
Blaue Überriesen
Massen > 10 Ms (bis ~250 Ms z.B. R136a1 10 000 000 Ls)
Deneb – ein Blauer Hyper-Riese…
(P-Cygni-Stern)
 absolut der hellste Stern im sichtbaren Licht (mabs= -8.6)
STECKBRIEF
Spektraltyp:
A2 I (Überriese)
Masse:
~ 25 Ms
Radius:
~ 150 Rs
Leuchtkraft:
~ 250 000 Ls
eff. Temperatur: ~ 8400 K
Rotationsperiode: 80 d
Entfernung:
~ 1550 Lj
Deneb befindet sich z.Z. in der Übergangsperiode vom Blauen Riesen
zum Roten Riesen und könnte sich bereits in 1 bis 2 Millionen Jahren
zu einer Supernova entwickeln…
Der Stern der Sterne – der Pistolenstern
STECKBRIEF
Spektraltyp:
abs. Helligkeit:
Masse:
Radius:
Leuchtkraft:
eff. Temperatur:
Alter:
Entfernung:
Entdeckt:
B (Überriese)
~ - 10.8 (Vollmond -12.5)
~ 80 - 150 Ms
~ 300 Rs
~ 1 600 000 Ls
~ 11800 K
~ 4 000 000 a
~ 25 000 Lj
1990 (HST)
Der umgebende (planetarische) Nebel
mit einer Masse von ~ 10 Ms hat sich aus
dem Sternwind des Blauen Überriesen
(urspr. Masse etwa 200 Ms) gebildet
Der Pistolenstern strahlt in 6 Sekunden genauso viel Energie ab wie die Sonne in einem Jahr!
Spektrum
Relativ schwache Wasserstoffabsorptionen; Linien des einfach und zweifach ionisierten Heliums
Temperatur: 40000 K  Strahlungsmaximum ~ 70 nm (Extremes UV)
Ionisationsenergie He
He
H
24.8 eV  T ~ 290 000 K
54.2 eV  T ~ 600 000 K
Saha - Gleichung
13.6 eV  T ~ 160 000 K
Oft findet man bei O-Sternen Wasserstoff in Emission (Oe – Sterne)
 P - Cygni-Profile  intensive Sternwinde
P - Cygni-Sterne
Blaue Riesen / Hyperriesen mit extrem
starken Sternwinden
Violett-verschobene Absorptionslinie, rotverschobene Emissionslinie des gleichen Elements
Spektrum von P - Cygni
Entstehung des P-Cygni-Profils
Wolf-Rayet-Sterne
Ein massereicher (10 – 200 Ms) heißer Stern, der durch Sternwinde seine äußeren
Schichten verloren hat, so daß quasi der Sternkern freiliegt, nennt man einen
Wolf – Rayet – Stern (nach Charles Wolf und Georges Rayet)
Sie bilden eine eigene Spektralsequenz mit Spektren, in denen entweder KohlenstoffEmissionen (Typ WC) oder Stickstoff-Emissionen (WN) dominieren. Wasserstoff-Linien
sind quasi nicht vorhanden, höchstens einige schwache He - Linien
NGC 6231 mit einem Wolf-Rayet-Stern
Aufgrund ihrer starken Sternwinde bilden sie um sich herum oftmals planetarische
Nebel, deren Zentralstern sie dann darstellen.
STECKBRIEF WR 124 im Sternbild Sagitta
Spektraltyp:
abs. Helligkeit:
Masse:
Radius:
Leuchtkraft:
eff. Temperatur:
Alter:
Entfernung:
WN8 (Wolf-Rayet-Stern)
- 5.3 mag (scheinbar ~ 11.8 mag)
~ 9 Ms
~ 10.1 Rs
~ 150 000 Ls
~ 35 900 K
~ 8 600 000 a
~ 10 900 Lj
M1-67 mit
WR 124 im
Sternbild
Sagitta
Sirius und seine Verwandten
STECKBRIEF Sirius
Spektraltyp:
A1 V (Hauptreihe)
Masse:
~ 2.12 Ms
Radius:
~ 1.71 Rs
Leuchtkraft:
~ 25.4 Ls
eff. Temperatur: ~ 9900 K
Rotationsperiode: 5.5 d
Alter:
~ 240 000 000 a
Entfernung:
~ 8.6 Lj
𝛾
𝛽
𝛼
WasserdampfBande
Wega – Prototyp der A0 - Hauptreihensterne
STECKBRIEF
Spektraltyp:
A0 V (Hauptreihe)
abs. Helligkeit:
0.6 mag
Masse:
~ 2.2 Ms
Radius:
~ 2.73 Rs
Leuchtkraft:
~ 37 Ls
eff. Temperatur: ~ 7600 K – 10 000 K (Pol)
Rotationsperiode: 12.5 h
Alter:
~ 480 000 000 a
Entfernung:
~ 25 Lj
Starker Temperaturgradient zwischen den Polen (~10 000 K) und dem Äquator
(~7600 K) aufgrund der „Schwerkraftabdunklung“. Von der Erde aus blickt man
ziemlich genau auf einen der Pole.