Wie entstehen Sterne?

Transkript

1 Astronomie im Chiemgau e.v. Vortragsreihe Einführung in die Astronomie zusammen mit den VHS in Haag Obb., Schwindegg, Traunreut und Waldkraiburg unser heutiges Thema lautet Wie entstehen Sterne? - Sternentwicklung und Klassifizierung -

2 Film: Entstehung des Sonnensystems

3 Film: Entstehung des Sonnensystems

4 Sternentstehung Fiktion oder Realität: Gibt es solche Wolken?

5 Sternentstehung Fiktion oder Realität: Gibt es solche Wolken? Ende des 19. Jhds beobachteten William Henry Pickering und Edward Barnard einen Wolkenkomplex im Orion, der oberhalb der drei Gürtelsterne beginnt und sich bis hinab zu Rigel erstreckt. Untersuchungen zu Anfang der 1920er Jahre zeigten, dass der unterhalb der Bildmitte liegende Orionnebel ein lichtemittierender Teil des Wolkenkomplexes ist. Der Orion-Nebel beherbergt tatsächlich das uns am nächsten gelegene Sternentstehungsgebiet in der Milchstraße.

6 Sternentstehung Fiktion oder Realität: Gibt es solche Wolken? Für uns ist der Orion-Nebel wegen seiner Nähe die beste Bühne, um die Prozesse bei der Entstehung von Sternen aus nächster Nähe zu studieren. Die Entfernung beträgt ca. 1300LJ und der Durchmesser 24LJ (Bild und Angaben Wikipedia).

7 Sternentstehung - Orionnebel Andrew Ainslie Common, 1883 (Fotografie) Messier Skizze von 1774

8 Sternentstehung Orionnebel Aufgenommen in Oberreith Erstellt 2016 mit dem VLT und der Kamera HAWK-I

9 Sternentstehung Realität: Es gibt solche Wolken! Im Weltall gibt es oft große Ansammlungen Interstellarer Masse (ISM) in Form von Wolken, die überwiegend aus atomarem Wasserstoff (H), Helium (4He) und zu einem geringen Anteil schwereren Elementen, den Überresten aus früheren Supernovae, bestehen

10 Sternentstehung Eine ISM Wolke unterliegt neben der Gravitation natürlich noch weiteren Einflüssen: FG = Gravitation FD = Innendruck ist die Summe aus - Temperatur - Druck - Drehimpuls - sonst. Fluktuationen Hydrodynamisches Gleichgewicht: FG = FD

11 Sternentstehung Die für Sternentstehung notwendige kritische Masse heißt JeansMasse. Das Jeans-Kriterium besagt, welchen Bedingungen eine Wolke genügen muß, damit sie kollabieren und ein Stern entstehen kann: Jeans-Kriterium: Beispiel: Eine Wolke aus einatomigem H-Gas von 10 Sonnenmassen und einer Dichte von 10 17kg*m 3 kollabiert demnach etwa bei T 10 K. Anm.: Eine solche Wolke hätte etwa 6000 Atome pro cm3 und einen Durchmesser von 1,65 LJ (das entspricht einem Druck von ca. 2 * Bar)

12 Sternentstehung Wird in einzelnen genügend großen, voneinander entfernten Bereichen einer großen Wolke das Jeans-Kriterium erfüllt, zerfällt die Wolke in einzelne individuelle Gravitationszentren (Globulen)

13 Sternentstehung

14 Exkurs: Fusion Damit zwei Protonen fusionieren müssen sie sich genügend annähern können: Regime der starken Kernkraft r

15 Sternentstehung: Fusion Wasserstoff Fusion (4p Prozess) Sind der Druck p und die Temperatur T im Zentrum genügend groß (p > 250 * 109 bar, T > 107 K), so können ausreichend viele Kerne die elektrostatische Abstoßung (CoulombBarriere) überwinden und in den Bereich der starken Kernkraft gelangen. Es kommt zur Fusion: Der Stern hat gezündet und produziert Energie. Als Massebilanz bei der Fusion von vier HAtomen zum Heliumkern ergibt sich: 4 * H He = 4,013 4,0026 = 0,029 [amu] Die Differenz zwischen den Massen der Edukte (Wasserstoff) und Produkte (Helium). wird als Massedefekt bezeichnet. Diese Masse wird gemäß E = mc² (Einstein) direkt in Energie umgesetzt. Die 0,029 amu (atomar mass units) sind etwa 0,7% der eingesetzten Masse.

16 Sternentstehung Energie bei der Kernfusion aus E = m*c² Modellrechnung: 1 kg Wasserstoff fusioniert zu Helium. Der Massedefekt liege (der Einfachheit halber) bei etwa 1% E = m * c2 [ J ] 9 * 1014 J 0,01kg * (3 * 108m/s)2 0,9 Petajoule 2,5 *108 kwh Vergleich: Deutschlands Energiebedarf betrug ,47*1012 kwh Berechnet man über die Solar-Konstante (1,367 kw/m2) die dazu nötige Energieerzeugung der Sonne, so ergibt sich, dass in der Sekunde etwa 564 Mio. Tonnen Wasserstoff zu 560 Mio. Tonnen Helium fusionieren müssen, also pro Sekunde 4 Mio. Tonnen Masse direkt in Energie umgewandelt werden, wobei 3,6*1026 Joule ( 1020 kwh) erzeugt werden.

17 Lebensweg der Sonne Hat der Fusionsprozess begonnen, steigt der Innendruck und die Oberfläche des Protosternes vergrößert sich, es kann mehr Energie abgestrahlt werden. Seine Temperatur und damit die Fusionsrate nimmt ab. Der Protostern kühlt jetzt ab und zieht sich wieder zusammen (Druckzunahme!). Die Fusionsrate nimmt wieder zu. Steigt die Fusionsrate, wächst der Druck im Innern weiter an. Der Stern dehnt sich wieder aus. Der Prozeß wiederholt sich solange, bis ein Gleichgewichtszustand erreicht ist, der bei der Sonne etwa 1010 Jahre anhalten wird.

18 Aufbau der Sonne Die Sonne ist der uns nächstgelegene Fixstern. Fixsterne werden durch die eigene Schwerkraft zusammengehalten und sind dadurch annähernd kugelförmig.

19 Sternentwicklung Bei größeren Sternen kommt es nacheinander zu mehreren Brennphasen. Die Asche der vorangegangen Phase ist jeweils der Brennstoff der nächsten. Den Übergang von einer Phase zur anderen zeigt folgendes Schema: Verbrauch Verbrauch des des Brennstoffs Brennstoffs Ansteigen Ansteigen des des Gravitationsdrucks Gravitationsdrucks Kontraktion Kontraktion Erwärmung, Erwärmung, Druckanstieg Druckanstieg Zündung Zündung der der nächsten nächsten Brennphase Brennphase Expansion Expansion

20 Sternentwicklung Je nach Masse des Sternes werden folgende Phasen durchlaufen: Wenn der Fusionsdruck im Inneren dem Gravitationsdruck nicht mehr standhält, so kommt es zum Kollaps der den Endpunkt der Sternentwicklung darstellt.

21 Sternentwicklung Massereicher Stern, ca. 10 Sonnenmassen

22 Sternentwicklung Massereicher Stern, ca. 10 Sonnenmassen

23 Sternentwicklung Massereicher Stern, ca. 10 Sonnenmassen

24 Sternentwicklung Massereicher Stern, ca. 10 Sonnenmassen

25 Sternentwicklung Massereicher Stern, ca. 10 Sonnenmassen

26 Sternentwicklung Massereicher Stern, ca. 10 Sonnenmassen

27 Sternentwicklung Massereicher Stern, ca. 10 Sonnenmassen

28 Sternentwicklung Massereicher Stern, ca. 10 Sonnenmassen

29 Sternentwicklung Massereicher Stern, ca. 10 Sonnenmassen

30 Sternentwicklung Massereicher Stern, ca. 10 Sonnenmassen

31 Sternentwicklung Massereicher Stern, ca. 10 Sonnenmassen

32 Sternentwicklung Massereicher Stern, ca. 10 Sonnenmassen

33 Exkurs: Fusion Regime der starken Kernkraft r

34 Sternentwicklung Bindungsenergien

35 Sternentwicklung - Lebensläufe

36 Sternentwicklung das Ende Entweder - oder Masse nach dem Tod als Supernova: Mʘ = Sonnenmasse 2 3 Mʘ > 3 Mʘ

37 Klassifizierung Helligkeit Bereits die Babylonier hatten die Sterne in sechs Größenklassen von 1 Sehr gut sichtbar bis.. 6 mit bloßem Auge eben noch zu sehen eingeteilt. Hipparchos ( v. Chr.) Übernahm diese Einteiung nach ihrer Helligkeit von den babylonischen Astronomen für seinen Sternkatalog Sterne(!), Ptolemäus, der sich bei seinen Almagest in vielen Teilen auf die Arbeit von Hipparchos bezog, übernahm dieses System und machte es populär. Erst mit dem Aufkommen von Ferngläsern und der Erkenntnis, dass die Fixsternsphäre eine Fiktion ist, musste es erweitert und, um Helligkeiten vergleichen zu können, standardisiert werden.

38 Klassifizierung von Sternen Um Sterne klassifizieren zu können, benötigen wir noch mehr Kriterien: Masse Die Masse ist Grundlage für alles. Über die Masse-Leuchtkraft-Beziehung bestimmt sie die Energieproduktion und -abgabe eines Sterns und damit seine Größe, Farbe (Temperatur) sowie die absolute und die relative Helligkeit sowie seine anderen spektralen Eigenschaften Scheinbare und absolute Helligkeit Farbe Spektrale Eigenschaften

39 Klassifizierung Zusammenhang Masse - Leuchtkraft Vergleicht man bei Doppelsternen der Hauptreihe die Leuchtkraft mit ihrer Masse m, so sieht man, daß sie bei doppeltlogarithmischer Auftragung alle auf einer Geraden der Steigung 3 liegen: L ~ m3 bzw. L* = (m*)3 d.h. doppelte Masse ~ 8 fache Leuchtkraft Ist die Entfernung zu einem Vergleichsstern bekannt, läßt sich auf dieser Basis die Entfernung zu anderen gleichartigen abschätzen.

40 Klassifizierung von Sternen Um Sterne klassifizieren zu können, benötigen wir Ordnungskriterien: Masse Die Masse ist Grundlage für alles. Über die Masse-Leuchtkraft-Beziehung bestimmt sie die Energieproduktion und -abgabe eines Sterns und damit seine Größe, Farbe (Temperatur) und sowohl die absolute als auch die relative Helligkeit sowie seine anderen spektralen Eigenschaften Scheinbare und absolute Helligkeit Die Helligkeit oder besser Sichtbarkeit ist die Größe, die dem Beobachter des nächtlichen Sternhimmels als erstes auffällt. Um die Helligkeiten verschieden entfernter Sterne vergleichbar zu machen, werden sie entsprechend ihres Abstandes und ihrer Leuchtkraft normiert Farbe Spektrale Eigenschaften

41 Klassifizierung Scheinbare und absolute Helligkeit Die scheinbare Helligkeit E eines Sterns nimmt quadratisch mit dem Abstand von der Lichtquelle ab. Es gilt L = Leuchtkraft im sichtbaren Bereich Kennt man den Abstand zu einem Stern, so kann man dessen absolute Helligkeit berechnen. Um Vergleichbarkeit zu ermöglichen, hat man sich auf die Helligkeit geeinigt, unter der ein Stern im Abstand von 10pc erscheinen würde. Unter der Annahme, dass Sterne gleichen Typs gleiche Leuchtkraft besitzen, kann man so aus der absoluten Helligkeit den Abstand abschätzen, wenn Entfernungen zu anderen vergleichbaren Sterne bekannt sind. Anmerkung: 1 ParSec (Paralaxensekunde, 1 pc = 3,2 LJ) entspricht dem Anstand unter dem die Distanz Erde-Sonne unter dem Winkel von 1 Sekunde erscheint) Anmerkung: Entfernungsbestimmung ist Gegenstand des nächsten Vortrags

42 Klassifizierung Helligkeit Erweiterung der Größenklassen Die Helligkeitsskala verläuft logarithmisch, was den physiologischen Gegebenheiten entspricht. Zwei benachbarte Helligkeiten unterscheiden sich um den Faktor 2,51 oder anders dargestellt, die Wega erscheint etwa um den Faktor 100 heller als der Uranus. Die Sonne hat bei dieser Skalierung die Größe -26,7m und der Vollmond -12,7m. Die Bezeichnung m steht dabei für magnitudo (lat. Größe )

43 Klassifizierung von Sternen Um Sterne klassifizieren zu können, benötigen wir Ordnungskriterien: Masse Die Masse ist Grundlage für alles. Über die Masse-Leuchtkraft-Beziehung bestimmt sie die Energieproduktion und -abgabe eines Sterns und damit seine Größe, Farbe (Temperatur) und sowohl die absolute als auch die relative Helligkeit sowie seine anderen spektralen Eigenschaften Scheinbare und absolute Helligkeit Die Helligkeit oder besser Sichtbarkeit ist die Größe, die dem Beobachter des nächtlichen Sternhimmels als erstes auffällt. Um die Helligkeiten verschieden entfernter Sterne vergleichbar zu machen, werden sie entsprechend ihres Abstandes und ihrer Leuchtkraft im sichtbaren Bereich normiert Farbe Die Farbe eines Sternes ist über das Plancksche Strahlungsgesetz für schwarze Körper direkt mit seiner Temperatur verbunden. Je heißer die Oberfläche eines Sternes, desto kurzwelliger ist das Maximum seiner Strahlungsintensität. Spektrale Eigenschaften

44 Exkurs: Plancksches Strahlungsgesetz Ein Wärmestrahler gibt seine Strahlung als kontinuierliches Spektrum über den gesamten Spektralbereich ab. Die Strahlungsverteilung nimmt ein Maximum bei einer bestimmten Wellenlänge der Strahlung an. Die Lage dieses Maximums und das Profil der Verteilung wird durch die Temperatur als wichtigstem Parameter eines PlanckStrahlers bestimmt. Die Gestalt einer Planckschen Strahlungsverteilung in Abhängigkeit von der Temperatur zeigt die folgende Abbildung: Quelle: Lexikon der Astronomie, Spektrum.de

45 Klassifizierung Effektive Temperatur: Plancksches Strahlungsgesetz Die Oberflächentemperatur Teff eines Sterns ist diejenge, welche ein schwarzer Strahler haben müsste, um mit der gleichen Helligkeit pro Fläche zu strahlen. Das Maximum der Funktion gibt die zugehörige Oberflächentemperatur an. Verschiedene Temperaturen

46 Klassifizierung von Sternen Um Sterne klassifizieren zu können, benötigen wir Ordnungskriterien: Masse Die Masse ist Grundlage für alles. Über die Masse-Leuchtkraft-Beziehung bestimmt sie die Energieproduktion und -abgabe eines Sterns und damit seine Größe, Farbe (Temperatur) und sowohl die absolute als auch die relative Helligkeit sowie seine anderen spektralen Eigenschaften Scheinbare und absolute Helligkeit Die Helligkeit oder besser Sichtbarkeit ist die Größe, die dem Beobachter des nächtlichen Sternhimmels als erstes auffällt. Um die Helligkeiten verschieden entfernter Sterne vergleichbar zu machen, werden sie entsprechend ihres Abstandes und ihrer Leuchtkraft im sichtbaren Bereich normiert Farbe Die Farbe eines Sternes ist über das Plancksche Strahlungsgesetz für schwarze Körper direkt mit der Lage des Maximums der Planck-Funktion verbunden. Je heißer die Oberfläche des Sternes, desto kurzwelliger das Maximum. Spektrale Eigenschaften Die spektralen Eigenschaften hängen wie die Farbe von der Oberflächentemperatur des Sterns und den Elementen ab, aus denen er besteht. Die Zusammensetzung bestimmt, welche Linien im Spektrum wo zu sehen sind, die Größe des Radius bestimmt ihre Linienbreite (je größer der Radius, desto breiter die Linien)

47 Klassifizierung

48 Klassifizierung Spektralklassen

49 Klassifikation nach Spektralklassen Mit Hilfe ihrer Leuchtkraft und spektralen Eigenschaften lassen sich die Sterne wie folgt klassifizieren Quelle:

50 Klassifizierung Darstellung im Diagramm -10 Überriesen Blaue Riesen absolute Helligkeit -5 Ro te 0 Ri es e n e h i tre p u Ha +05 Weiße Zwerge M K G F A B O T (K)

51 Klassifizierung Darstellung im Diagramm Rote Riesen Hauptreihe

52 Klassifizierung Das Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD) Temperatur

53

54 Veränderliche Sterne Instabilitätsstreifen im HRD Eine Reihe der für die Astronomie wichtigen veränderlichen Sterne befinden sich im Instabilitätsstreifen des HRD. Dazu gehören insbesondere die Cepheiden. Wegen des Zusammenhanges zwischen der Periodenlänge und der Leuchtkraft sind die Cepheiden besonders für die Entfernungsbestimmung interessant. Sie werden dort näher besprochen.

55 Veränderliche Sterne Übersicht

56 Pulsationsveränderliche: Cepheiden Cepheiden sind Sterne, deren Pulsationsdauer und Leuchtkraft in einem festen Verhältnis stehen, d. h. je größer die Dauer T, umso größer die Leuchtkraft. Wegen dieses Zusammenhanges spielen sie bei der Entfernungsmessung eine große Rolle.

57 Astronomie: Weltbilder In den kommenden Vorträgen werden wir noch zu folgenden Themen sprechen: Entfernungsmessung ( ) Zeitmessung und Orientierung am Himmel ( ) Das System Sonne Erde Mond ( )

58 Der Verein Astronomie im Chiemgau e.v. dankt für Ihre Aufmerksamkeit Die Sternwarte ist bei geeignetem Wetter immer Freitagabend geöffnet; näheres erfährt man am Infotelefon: Internet: