Modul “Sternphysik” – Repräsentativer Fragenkatalog –

Modul “Sternphysik”
– Repräsentativer Fragenkatalog –
Elementare Größen
• Definieren und erläutern Sie folgende Größen: Strahlungsstrom, scheinbare Helligkeit, absolute Helligkeit, bolometrische Helligkeit, Leuchtkraft
• Wie misst man scheinbare Helligkeiten?
• Wie bestimmt man die Leuchtkraft eines Sterns?
• Was sind Farbindizes und wie misst man sie?
• Was verstehen Sie unter einem Schwarzen Strahler und warum ist er
für die Sternphysik relevant?
• Nehmen Sie an, dass man Sterne näherungseise als Schwarze Strahler
beschreiben kann. Wie wären in diesem Fall die Leuchtkräfte der Stern
zu beschreiben?
• Skizzieren Sie ein Zwei-Farbenindex-Diagramm der Sterne und vergleichen Sie den von den meisten Sternen in diesem Diagramm eingenommenen Raum mit der Position des Schwarzen Strahlers.
• Was versteht man unter effektiver Temperatur?
Fundamentale Eigenschaften der Sterne
• Wonach klassifiziert man Sternspektren in der eindimensionalen HarvardSequenz? Welche wichtige physikalische Größe liegt dem zugrunde?
Vergleichen Sie die Spektern in der Sequenz mit einem Schwarzen Strahler.
• Beschreiben Sie den Grundaufbau eines Astrospektrografen.
• Warum ist eine eindimensionale Spektralklassifikation nicht ausreichend?
Welche systematischen Unterschiede, außer den in der Harvard-Sequenz
erfassten, treten noch auf?
• Skizzieren Sie das Hertzsprung-Russel-Diagramm für die Sterne der
Sonnenumgebung. Tragen Sie alle dabei relevanten physikalischen Größen
(qualitativ!) ein.
• Warum sind die Begriffe Zwerge, Unterriesen, Riesen, Überriesen sinnvoll?
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Entfernungen von Sternen
• Skizzieren Sie den Sachverhalt und die Vorgehensweise bei der Entfernungsbestimmung mittels der jährlichen trigonometrischen Parallaxe.
(Achtung: Erläutern Sie dabei insbesondere, wie man den Parallaxenwinkel tatsächlich misst!)
• Wie weit reicht die Methode der jährlichen Parallaxe?
• Wie groß ist die typische Entfernung zwischen den Sternen der Sonnenumgebung?
• Welche Sterntypen kommen in der Sonnenumgebung häufig vor und
welche gar nicht?
• Erläutern Sie die Vorgehensweise bei der Methode der Sternstromparallaxe.
• Wie kann man Entfernungen von Sternhaufen messen?
Radien, Massen, etc.
• Die direkte Messung der Winkeldurchmesser von Sternen stellt hohe
Anforderungen an das räumliche Auflösungsvermögen. Wodurch wird
dieses begrenzt und wo etwa liegt diese Grenze für Observatorien auf
der Erde? (Hier wird eine Formel benötigt: theoretisches Auflösungsvermögen)
• Welche Möglichkeiten gibt es, das Auflösungevermögen zu steigern?
• Beschreiben Sie das Grundprinzip interferometrischer Beobachtungen.
• In einem Spezialfall (Bedeckungsveränderliche Doppelsterne) ist es relativ einfach, Sternradien zu ermitteln. Beschreiben Sie das Prinzip.
• Erklären Sie (mit Formeln), wie man die Massen der Komponenten von
visuellen Doppelsternen bestimmt
• Wie ist der epirisch ermittelte Zusammenhang zwischen Masse und
Leuchtkraft der Sterne?
• Woher weiß man, dass Sterne
- rotieren
- Magnetfelder haben
- aus Materie mit unterschiedlicher relativer Elementenhäufigkeit
entstanden
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• Wodurch unterscheiden sich die Sternpopulationen I und II?
Sternaufbau
• Beschreiben Sie die physikalischen Sachverhalte, die den Grundgleichungen des Sternaufbaus zugrunde liegen.
• Unter welchen Bedingungen wird der Energietransport durch Konvektion dominiert?
• Das Gas im Sterninneren kann unter gewissen Umständen in eine Zustandsform übergehen, die als entartet bezeichnet wird. Wodirch unterscheidet sich entartetes gas von nicht-entartetem? Wann tritt Entartung ein?
• Welche Prozesse erzeugen die von den Sternen abgestrahlte Energie?
Was bestimmt, welcher dieser Prozesse stattfindet und was bestimmt
die zeitliche Reihenfolge, wenn im Verlauf der Entwicklung in einem
Stern mehrere solcher Prozesse ablaufen?
• Was bestimmt die Zeitskala der Energiefreisetzung im Sonneninneren?
(Warum geht das alles nicht sehr viel schneller?)
• Was versteht man unter einem Sternmodell? Wie lässt sich das Modell
für die Sonne empirisch überprüfen?
• Sonnenartige Sterne haben Zentraltemperaturen von ∼ 107 K. Wie ist
die Strahlung eines optisch dicken Gases dieser Temperatur zu beschreiben?
Vergleichen Sie das mit der beobachteten Strahlung der Sonne. Wodurch
kommt der Unterschied zustande?
• Wie lange benötigt ein Photon aus dem Zentrum der Sonne bis zum
Rand?
Sternentwicklung
• Sterne entstehen aus interstellarem Gas. Nennen Sie dafür Anzeichen
aus der Beobachtung.
• Die Grundbedingung für die Entstehung von Sternen aus interstellarem Gas ist, dass Gaswolken kollabieren können. Welche Bedingungen müssen erfüllt sein, damit eine Gaswolke unter der Wirkung ihrer
Schwerkraft kollabiert?
• Skizzieren Sie die Positionen der Sterne zu Beginn des stationären
Kernbrennens (Alter Null) im Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD).
(Beachten Sie, dass es sich hier um Vorhersagen von Modellen handelt,
und man folglich für das HRD die Größen verwenden wird, die in den
Sternmodellen auftreten!)
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• Wovon hängt die Position eines Alter-Null-Sterns im HRD ab?
• Welchem Entwicklungszustand entspricht die Hauptreihe im HRD?
• Was bedeudet die Tatsache, dass im HRD die meisten Sterne auf der
Hauptreihe zu finden sind?
• Wie erklärt sich aus der Sternentwicklung die Tatsache, dass die Besetzungsdichte im HRD zwischen Hauptreihe und Roten Riesen sehr
gering ist?
• Beschreiben Sie die Entwicklung (a) eines massereichen und (b) eines
1-Sonnenmassen-Sterns. Skizzieren Sie dabei die Entwicklungswege im
HRD und beschreiben Sie, was im Sterninneren geschieht.
• Welche Konsequenz hat die Entartung des Elektronengases im Sterninneren auf den Verlauf der Kernsynthese? Wodurch wird der Zustand
der Entartung aufgehoben und was geschieht danach?
• Was verbirgt sich hinter der Bezeichnung ”Helium flash”? Warum
”flash”?
• Leiten Sie den Zusammenhang zwischen Sternmasse und Zeitdauer der
Hauptreihenphase ab.
• Interpretieren Sie das HRD eines Sternhaufens im Rahmen der Theorie
der Sternentwicklung.
• Wie nutzt man Sternentwicklungsmodelle, um Alter von Sternhaufen
zu bestimmen?
• Wie wird die Sternentwicklung in engen Doppelsternsystemen modifiziert (nur generelle Prozesse, keine detaillierte Darstellung verschiedener
Typen gefragt)
Endstadien der Sternentwicklung
• Skizzieren Sie im HRD den Entwicklungsweg eines Sterns, dessen abgestrahlte Energie nicht aus (a) Kernfusion oder (b) Kontraktion stammt,
sondern aus (c) der Verringerung der inneren Energie. Bei welchen
Sterntypen ist das der Fall? Und warum kontrahieren sie nicht?
• Skizzieren Sie den späten Entwicklungsweg eines sonnenartigen Sterns
im HRD. Begründen Sie, warum die Entwicklung in den Bereich der
Weißen Zwerge im log L − log Teff -Diagramm nahezu auf einer Geraden
erfolgt.
• Wovon hängt ab, zu welchem Endzustand sich ein Stern entwickelt?
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• Wodurch sind (a) Hauptreihensterne, (b) Weiße Zwerge, (c) Neutronensterne und (d) Schwarze Löcher gegen den Gravitationskollaps geschützt?
• Diskutieren Sie die Beobachtbarkeit der verschiedenen Typen von stellaren Endzuständen.
• Wieso kommt es bei manchen Sternen am Ende zu einer Supernova(SN)Explosion? Wodurch unterscheiden sich die häufigsten SN-Typen 1 und
2?
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