2. Sterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm

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1 2. Sterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm Wie entstand die Astrophysik? Sternatmosphäre Planck-Spektrum Spektraltyp und Leuchtkraftklasse HRD

2 Sternpositionen im HRD Die Sterne füllen das Diagramm nicht gleichmäßig aus. Offenbar existieren Sterne gegebenen Spektraltyps (eff. Temperatur) nur in bestimmten Bereichen der Leuchtkraft (abs. Helligkeit).

3 2.1 Wie entstand die Astrophysik?

4 Eine Beobachtung der Astronomen dunkle Fraunhofer-Linien auf kontinuierlichem Untergrund Sonne Eisen im Labor helle Emissionslinien des Eisens in Positionen von dunklen Fraunhofer-Linien

5 Die Erklärung durch Kirchhoff und Bunsen Emissionslinien Sterninneres Absorptionslinien kühles Gas Kontinuum

6 2.2 Sternatmosphäre

7 SOHO: Solar and Heliospheric Observatory (seit 1995) Protuberanzen Löcher in der Korona Emission bei >1 Mill. K Ausgehend von einer Fleckenzone breitet sich eine kreisförmige Schockwelle mit bis zu 600 km/s aus. links: erdgebundenes Teleskop rechts: SOHO

8 Modifikation des Kontinuums in der Photosphäre Atomare Übergänge (z. B. des Wasserstoffs) reduzieren die Intensität der Strahlung aus dem Sterninneren auf zwierlei Weise, 1. bei bestimmten Wellenlängen durch gebunden-gebunden- Übergänge und 2. unterhalb der für die Ionisation von angeregten Atomen hinreichend kleinen Wellenlängen durch gebunden-frei- Übergänge. Im Spektrum der durchgelassenen Strahlung entstehen im Fall 1. Fraunhofer-Linien und im Fall 2. stufenförmige Intensitätsabfälle nach kleinen Wellenlängen hin.

9 Obere Photosphäre modifiziert Kontinuum Absorption durch gebundenfrei-übergänge von H-Atomen in der oberen Photosphäre reduziert die Intensität des Kontinuums. So entstehen die stufenförmige Einbrüche. Fraunhofer-Linien entstehen analog durch gebundengebunden-übergänge mit zahlreicher Atom- und Ionensorten. Zum Vergleich ist das Planck- Spektrum für etwa 6000 K (gestrichelte Kurve) angegeben.

10 Sonne: Atmosphäre innen kalt - außen heiß Korona wird durch Stoßwellen geheizt

11 2.3 Planck-Spektrum

12 Schwarzkörperstrahlung (Planck-Spektrum) spektrale Energiedichte = Energie je Volumeneinheit und Wellenlängenintervall η(λ) = de dv dλ Strahlungshohlraum im Gleichgewicht mit den Wänden bei der Temperatur T (PLANCK-Spektrum) η T (λ) = 8πhc 1 λ 5 hc ek B Tλ 1 WIENsches Verschiebungsgesetz: λ max T = cm K STEFAN-BOLTZMANN-Gesetz: η T = 0 dλ η T (λ) = 4σ c T4 σ = W m 2 K 4 totale in den Halbraum emittierte Energie je Fläche und Zeit: I T = σt 4

13 WIENsches Verschiebungsgesetz Hohlraumstrahlung der Temperatur T (PLANCK-Spektrum) besitzt ein Energiedichtemaximum bei einer Wellenlänge λ max, die dem WIENschen Verschiebungsgesetz, genügt. λ max T = cm K Für T 6000 K liegen die Energiedichtemaxima im sichtbaren Spektralbereich.

14 Intensitätsmaximum des Planck-Spektrums bei T

15 2.4 Spektraltyp und Leuchtkraftklasse

16 Sternspektren unterscheiden sich von der Hohlraustrahlung Aufgrund der Absorptionslinien unterscheidet man grob die Spektraltypen O, B, A, F, G, K und M. Unten sind je 2 Beispiele vorgestellt (Ausnahme: nur ein Beispiel für O). Diese Sequenz entspricht abnehmender effektiver Temperatur. O B A F G K M

17 Die Sonne ist kein schwarzer Strahler - aber dicht daneben

18 Harvard-Klassifikation: Spektraltyp und effektive Temperatur Sonne G2

19 Harvard-Spektraltypen: Hauptmerkmale

20 Modifikation des Kontinuums in der Photosphäre Atomare Übergänge (z. B. des Wasserstoffs) reduzieren die Intensität der Strahlung aus dem Sterninneren auf zwierlei Weise, 1. bei bestimmten Wellenlängen durch gebunden-gebunden- Übergänge und 2. unterhalb der für die Ionisation von angeregten Atomen hinreichend kleinen Wellenlängen durch gebunden-frei- Übergänge. Im Spektrum der durchgelassenen Strahlung entstehen im Fall 1. Fraunhofer-Linien und im Fall 2. stufenförmige Intensitätsabfälle nach kleinen Wellenlängen hin.

21 Wasserstoff-Atmosphäre: Ionenanteil Von N Wasserstoffatomen seien bei der Temperatur T eff gerade N II ionisiert. N I = N N II behalten ihr Elektron in unterschiedlichen Anregungszuständen. Der relative Ionenanteil, I(T eff ) = N II /N, geht oberhalb 9000 K gegen 0.5. Für die Intensitäten der Balmer- Absorptionslinien bedeutet das Reduktion in den Spektralklassen B und O. I(Teff) In den N I neutralen Wasserstoffatomen sind angeregte Niveaus mit wachsender Temperatur T eff zunehmend besetzt. Balmer-Absorptionslinien müssen daher in der Spektralklasse A maximal ausgeprägt sein T eff /K qualitativ

22 Stärken der Absorptionslinien und Spektraltypen Anregungswahrscheinlichkeit (Boltzmann-Faktor) und Ionisationsgrad (Saha-Gleichung) steuern die Stärken der Absoptionslinien als Funktion der Temperatur (des Spektraltyps).

23 Nahe und scheinbar hellste Sterne im HRD Die Sterne in einer 10-pc- Umgebung der Sonne (Punkte) sind vorwiegend Hauptreihensterne, meist schwächer als die Sonne. Die hellsten Sterne (Kreuze) sind dagegen oft Riesen und Überriesen.

24 Leuchtkraftklassen der Morgan-Keenan-Klassifikation Ia Hyperriesen Ib Überriesen II helle Riesen III Riesen IV Unterriesen V normale Zwerge, Hauptreihe VI Unterzwerge VII weiße Zwerge absolute Helligkeit Spektraltyp

25 2.5 Hertzsprung-Russell-Diagramm

26 Kugelsternhaufen M55 Sternbild Sagittarius Entfernung Lj Sehwinkel ab Erde 20 Bildausschnitt 100 Lj Population II Sterne

27 HRD des Kugelsternhaufens M55 Sterne gleichen Alters Hauptreihe - noch bis Bildmitte besetzt Riesenast - ab Hauptreihe nach rechts oben asymptotischer (links mit Lücke) Riesenast Lücke wird von den pulsierenden RR-Lyrae-Sternen schnell durchlaufen Massereiche Sterne verlassen die Hauptreihe viel früher als massearme Sterne

28 Lebensdauer auf der Hauptreihe und Sternmasse Sternmasse / M sonne Zeit auf der HR / a

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