Einführung in die Astronomie I

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1 Einführung in die Astronomie I 29. Juni 2004 Günter Wiedemann gwiedemann@hs.uni-hamburg.de Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg Hamburg V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.1/34

2 Übersicht Hinweise... kurze Wiederholung: Helligkeiten Masse, Dichte, log g Rotation... Spektralklassifikation... V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.2/34

3 Helligkeitssysteme ankommender Fluss S(λ) s = 0 S(λ)P (λ) dλ in Größenklassen: m = 2.5 m log 10 ( 0 ) S(λ)P (λ) dλ + const. const. legt Nullpunkt fest! V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.3/34

4 Helligkeitssysteme Normal - Systeme mit festen Filtern P (λ) Beispiel UBV System V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.4/34

5 Helligkeitssysteme m = 2.5 m log 10 ( 0 ) S(λ)P (λ) dλ + const. const. : für m V, m B etc. so festgelegt, daß für die Spektralverteilung P(λ) eines A0-Sterns (T eff = 10000K) etc gilt. m V = m B = m U V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.5/34

6 Farben Farbindices B-V, m B m V... K-Stern (T eff < 5000K) : λ max > λ max (A0) m B m V > 0 K-Stern erscheint stärker rot als A0 Stern V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.6/34

7 Wechselwirkung v. Strahlung mit Materie Elektromagnetische Strahlung entsteht bei der Beschleunigung von elektrischen Ladungen Synchrotronstrahlung Elektromagnetische Strahlung entsteht beim Übergang von Materie zu einem tieferen Energiezustand E u E l E u > E l Bei Absorption von elektromagnetischer Strahlung wird Materie in einen höheren Energiezustand überführt. Photonenenergie = Energiedifferenz E phot = hν = hc/λ = E u E l = E V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.7/34

8 Wechselwirkung v. Strahlung mit Materie Kontinuumstrahlung langsame Variation I(λ) Hohlraumstrahler S λ = B λ (T ) Festkörper (Sterne, Planeten, Staub): S λ = ɛ(λ)b λ (T ) Emissivität ɛ bestimmt optische Eigenschaften Mikrophysik bestimmt ɛ Kontinuumstrahlung: quasi-kontinuierliche Verteilung von oberen und/oder unteren Energiezuständen z.b. Kristallschwingungen Wärmestrahlung V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.8/34

9 Wechselwirkung v. Strahlung mit Materie Linienstrahlung starke Variation I(λ) S λ = ɛ(λ)b λ (T ) Emissivität ɛ bestimmt optische Eigenschaften Mikrophysik bestimmt ɛ Diskrete Verteilung von oberen und unteren Energiezuständen Linienstrahlung meist Gase V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.9/34

10 Quellen für Linienstrahlung Atome: diskrete Energiezustände, Quantenzahlen, elektronische Übergänge, UV, opt. Moleküle: diskrete Schwingungs- Energiezustände n ω, IR Moleküle: diskrete Rotations- Energiezustände n ω, sub-mm, Radio V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.10/34

11 Einfluss von v Dopplereffekt, relativistisch λ λ(v), v t, v rad λ λ 0 = γ(1 + v rad c ) γ = 1 1 v2 c 2 nichtrelativistische Näherung( v << c) λ = 1 + v rad λ 0 c ν = 1 v rad ν 0 c V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.11/34

12 Einfluss von Φ, B, E... Gravitation : ν ν = GM Rc 2 Photonenmasse: mc 2 = hν Sonne : Gravitationsrotverschiebung: 636m/sec allg: schwierig v. Doppler zu trennen Zeemaneffekt: Aufspaltung von (atomaren) Energieniveaus durch Magnetfeld Starck-Effekt: Aufspaltung von (atomaren) Energieniveaus durch elektr. Feld V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.12/34

13 Messung v. Strahlung Bolometer etc.: Energiemessung, hν T, Messung: R(T) Halbleiter-Detektor Messung durch Absorption v. hν e e Reservoir, unbewegl. Leitungsband notwendig hν E L E V V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.13/34

14 Messung mit Detektoren Halbleiter: Leitungsband, Valenzband CCD Silizium, Si, Bandlücke 1.1eV 1.1µm Si transparent für λ > 1.1µm IR Detektor Material mit kleinerer Bandlücke: Ge, As:Si, InSb Kühlung notwendig V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.14/34

15 back to the stars: Sternmassen Bestimmung über g (aus Spektralanalyse) Doppelsterne: 3. Kepler -Gesetz Massensumme: P 2 = 4π 2 a 3 G(M 1 + M 2 ) M 1 + M 2 M = (a/1 AU)3 (P/1 yr) 2 Massenverhältnis über Halbachsen a 1 & a 2 : a 1 a 2 = M 2 M 1, a = a 1 + a 2 V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.15/34

16 Massen Messbar nur für visuelle System in denen beide Komponenten direkt beobachtet werden können! Sonderfall: Bedeckungsveränderliche! Spektroskopische Doppelsterne: a 1, a 2 nicht direkt beobachtbar periodische Verschiebungen der Spektrallinien v r = v sin i, i unbekannt... nur Massenfunktion (M 1 + M 2, sin i) bestimmbar V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.16/34

17 Massen Sonnenmasse: M = kg Massen gut bekannt für 30 Sterne normale Sterne: M minimale Masse: 70 75M Jup maximale Masse: 100 M V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.17/34

18 Mittlere Dichten einfache Definition: ρ = M 4/3πR 3 Dichtebestimmung durch Pulsationsmessungen P ρ const. & Periode P leicht messbar ρ wichtig für Zustandsgleichung Sonne: ρ = 1.41g cm 3 Variation: 10 6 g cm 3 Überriesen 10 6 g cm 3 Weiße Zwerge g cm 3 Neutronensterne V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.18/34

19 Schwerebeschleunigung an der Oberfläche: g 0 = GM R 2 wichtig für Physik der Sternatmosphären! Variation von 10 8 von WDs zu Überriesen! Sonne: g 0 = 274 m/s 2 fast immer wird log g verwendet Sonne: δν 636m/sec direkte Messung im Prinzip über relativistische Gravitationsrotverschiebung möglich, ABER V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.19/34

20 Rotation Drehimpulserhaltung Rotation Messung durch Dopplereffekt direkte Messung schwierig, wenn Sternscheibe nicht aufgelöst neue Methode an der HS Rotationsverbreiterung von Spektrallinien: V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.20/34

21 Rotation Neigung i der Rotationsachse i.a. nicht bekannt! nur v rot sin i kann bestimmt werden Neuer Ansatz : Seismologie 0 v rot 600 km s 1 Korrelation mit Spektraltyp: späte Typen: v rot < 30 km s 1 F: bis zu 100 km s 1 A: bis zu 200 km s 1 O, B: können so schnell rotieren, daß sie Materie am Äquator verlieren (Oe, Be Sterne)! V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.21/34

22 Rotation unterschiedliche Rotation ist Ergebnis der Entwicklung eines Sterns startet mit hohem Drehimpuls gibt Drehimpuls ab durch magnetische Wechselwirkungen Rotation wird langsamer mit zunehmendem Sternalter Unterschiedlicher Aufbau der Sterntypen verschiedene Bremswirkung Sonderfall: Doppelsterne V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.22/34

23 Magnetfelder!astrowichtig! Messung mit Zeeman Effekt im Optischen schwierig: Linien breiter als Zeeman Splitting braucht Sterne mit hohem B und scharfen Linien leichter im IR ca. 200 normale Sterne mit Feldern 0.05 B 3 T meistens magnetische A Sterne (Ap) Extremfälle: Weiße Zwerge mit B = 10 4 T Neutronensterne mit B = 10 8 T V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.23/34

24 Spektralklassifikation Sternspektren Kontinuum mit überlagerten Absorptionslinien Emissionslinien nur in wenigen Sonderfällen! große Variation im Verlauf des Kontinuums und Linienspektren 99% der Spektren heller Sterne lassen sich in eine Hauptsequenz einordnen mit den Klassen O, B, A, F, G, K, M, (L, T) Sequenz in T eff! O: heiß, M kühl Jede Klasse in 10 Unterklassen unterteilt: A3, G2, M8 etc. V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.24/34

25 Spektralklassifikation Historisch: Buchstabenfolge O, B, A: frühe Typen F, G mittlere Typen K, M späte Typen Sonne: G2 V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.25/34

26 Spektralklassifikation V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.26/34

27 Spektralklassifikation O B: Intensitätsmaximum von blau rot Zahl der Linien steigt zu späten Typen hin enorm an (Achtung: das ist hier für den optischen Spektralbereich gemeint!) Charakterisierung der Typen: V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.27/34

28 Spektralklassifikation Variation der Spektrallinien: V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.28/34

29 Leuchtkraftklassen Stern mit gleichem Spektraltyp können kleine systematische Unterschiede zeigen z.b. verwaschene oder scharfe Linien hängt von Leuchtkraft ab! Einführung von Leuchtkraftklassen innerhalb einer Spektralklasse kann L um 10 8 variieren (wodurch?)! Notation: A0V, M3III etc. V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.29/34

30 Hertzsprung-Russell Diagramm (HRD) nicht alle (T eff, L) Kombinationen kommen vor! V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.30/34

31 HRD Hauptreihe am meisten Sterne Weiße Zwerge: einige in Sonnenumgebung selten: Riesen sehr selten: Überriesen relative Besetzung sehr von Auswahleffekten beeinflusst!! Volume-limited samples V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.31/34

32 HRD HRD ist zentral für das Verständnis der Physik der Sterne Entwicklung der Sterne wird im HRD visualisiert Unterschiede im Aufbau und Entwicklungsstadium im HRD sichtbar wird zur Altersbestimmung von Sternhaufen verwendet! V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.32/34

33 Hauptreihe Existenz der Hauptreihe durch einen Parameter bestimmt! Masse M des Sterns Für Hauptreihensterne: Beziehung zwischen M und L Beziehung zwischen M und R V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.33/34

34 Hauptreihe L M 3.5 gilt nur für Hauptreihensterne! R M 0.6 für M > M keine solchen simplen Beziehungen existieren für Riesen etc.! V29Jun.tex Einführung in die Astronomie I Günter Wiedemann 29/6/ :29 p.34/34