Sterne, Galaxien und das Universum

Transkript

1 Sterne, Galaxien und das Universum Teil 2: Physikalische Eigenschaften der Sterne Peter Hauschildt Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg Hamburg 18. April / 48

2 Übersicht Entfernungen Leuchtkräfte Farben Chemie Radien Doppelsterne 2 / 48

3 Entfernungen scheinbare Helligkeit hat nichts mit Entfernung zu tun Parallaxe: alte Idee (Tycho!) Messung von Tycho ohne Ergebnis! Entfernungen zu Sternen sind sehr gross! verwende Erdbahn als Basislinie 3 / 48

4 Parallaxe 4 / 48

5 Parallaxe Parallaxe sin π = a/r π = AU Definition des parsec (pc) a/r 1 sin π π π/1 = 1 pc/r 1 arcsec = 1 pc = 3.26 ly 5 / 48

6 Parallaxe stellare Parallaxen sind sehr klein: erster Erfolg: Bessel (1838): 61 Cyg: 1/3 arcsec = 3 pc nächster Stern: Proxima Cen arcsec = 1.3 pc ca. 10 cent Stück aus 3 km hellste Sterne im Himmel Entfernung zu gross um vom Boden aus zu messen (100 pc) Satelliten: Hipparcos (ESA, 1989): 1000 pc GAIA (ESA, ca. 2010?): gesamte Milchstrasse! 6 / 48

7 Eigenbewegung echte Raumbewegung der Sterne Beispiel: Barnard s Stern (1.82 pc) 22 Jahre zwischen den Aufnahmen bewegt sich ca. 0.5 (Vollmond) in 200 Jahren 7 / 48

8 Leuchtkräfte bei bekannter Entfernung r mit scheinbarer Helligkeit b berechne Leuchtkraft L = gesamte Energieabstrahlung (Leistung) des Sterns b = L 4πr 2 8 / 48

9 Leuchtkräfte Sonne: L = W scheinbare Helligkeit auf der Erde: 1370 W/m 2 Sterne: riesiger Bereich: maximal ca L minimal ca L Bereich von 10 Milliarden! Sonne ungefähr im Mittelbereich 9 / 48

10 Verteilung der Leuchtkräfte 10 / 48

11 Grössenklassen astronomische Einheit der Helligkeit basiert auf Hipparchus hellster Stern: 1. Klasse gerade noch sichtbar: 6. Klasse logarithmische Skala (wie Auge!): 6. Klasse 5. Klasse: mal heller 11 / 48

12 Grössenklassen scheinbare Helligkeit m: wie am Himmel absolute Helligkeit M: wie in 10pc Entfernung m M = 5 log(d/1 pc) 5 10 pc als Referenz ist willkürlich gewählt! 12 / 48

13 Farben hängt von der Oberflächentemperatur ab! rot kühl blau heiss 13 / 48

14 Farben einiger Sterne 14 / 48

15 Farben Wien sches Verschiebungsgesetz: λ max 1cm = 0.29 K T λ max : Wellenlänge bei der der Stern am hellsten strahlt T : absolute Temperatur [K] 15 / 48

16 Farbfilter genormte Filter zur Farbmessung Photometrie wird zur Temperaturbestimmung verwendet 16 / 48

17 Farbfilter b V : Helligkeit im V Filter b B : Helligkeit im B Filter Vorsicht: Farben werden durch interstellaren Staub verfärbt! entfernte Sterne erscheinen röter als sie eigentlich sind 17 / 48

18 Farben einiger Sterne 18 / 48

19 Sternspektren Sternspektren sehen dem der Sonne oft generell ähnlich um die Menge der Spektren zu ordnen Spektralklassen spätes 19. Jahrhundert: Klassen A-P Relation zu Temperatur etc waren unbekannt 19 / 48

20 Sternspektren Harvard Klassifikation: von Edward Pickering, Williamina Fleming, Annie Jump Cannon alte Klasse um- oder aussortiert neues Schema: OBAFGKM(LT) Merksatz: Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me! neu: Unterteilung 0 9 Anordnung so dass Spektrallinien sich systematisch ändern: 20 / 48

21 Spektralklassen 21 / 48

22 Spektralklassen 22 / 48

23 Sternspektren woher kommen die systematischen Änderungen? Temperaturvariationen! z.b. Wasserstoff niedrige Temperaturen Linien nicht angeregt höhere Temperaturen: Stösse regen Atome an Linien stärker ganz hohe Temperaturen: Wasserstoff ionisiert Linien weg! 23 / 48

24 Linienstärken 24 / 48

25 Effektive Temperatur Flächenhelligkeit F = L 4πR 2 R: Radius des Sterns (unbekannt!) Leistung pro m 2 der Sternoberfläche i.a. ist R nicht bekannt Definiere effektive Temperatur T eff über Stefan-Boltzmann Gesetz σ = W/m 2 /K 4 F = σt 4 eff 25 / 48

26 Effektive Temperatur T eff ist die Temperatur eines Hohlraumstrahlers der das gleiche F wie der Stern hat T eff ist nur Maß für mittlere Temperatur der sichtbaren Atmosphäre des Sterns. Sonne: T eff = 5780 K T eff für Sterne im Bereich K 26 / 48

27 Radien Stern i.a. zu weit entfernt für direkte Messung indirekte Methoden müssen verwendet werden Beispiel: Leuchtkraft sei bekannt Entfernung und scheinbare Helligkeit gemessen Leuchtkraft T eff sei auch bekannt (Spektrum) Leuchtkraft = Oberfläche Flächenhelligkeit! L = 4πR 2 σt 4 eff 27 / 48

28 Radien Ergebnisse: kleinste Sterne (Weisse Zwerge) Erde kleinste echt Sterne Jupiter grösste Sterne 1000 Sonne (Jupiter-Bahn) Radius ist nicht eindeutig mit Leuchtkräft korreliert: kleiner aber heisser Stern kann höheres L haben als die Sonne 28 / 48

29 Zusammenfassung 29 / 48

30 HRD kommen Sterne in allen möglichen Kombinationen (T eff, L) vor? Hertzsprung (1911), Russell (1913) Nein! Trage Sterne in ein Diagramm Spektrale Klasse vs. Leuchtkraft ein 30 / 48

31 HRD Sterne sind systematisch verteilt im Hertzsprung-Russell Diagramm (HRD) Beachte: T eff steigt nach links hin an! Grund: HRD zuerst in sp. Typen gemacht! 31 / 48

32 HRD Mehrheit der Sterne Hauptreihe (main sequence) das schliesst die Sonne ein! Sterne verbringen den grössten Teil ihres Lebens auf der HR Wasserstoffbrennen! 32 / 48

33 HRD Riesen(sterne): kühl (GKM) ca mal so gross wie die Sonne Rote Riesen (Arcturus, Aldebaran) spätere Entwicklungsphase (nach der HR!) 33 / 48

34 HRD Überriesen: ca mal so gross wie die Sonne Betelgeuze, Antares spätere Entwicklungsphase (nach der HR!) kommen auch heiss vor (Rigel, Deneb) noch spätere Phase 34 / 48

35 HRD Weisse Zwerge: klein (Erde!) aber heiss Sirius B, Procyon B Endstadium der (ex) Sterne 35 / 48

36 HRD schematisches HRD mit Linien konst. Radius HRD ist extrem nützlich und wichtig Verständnis der Sternentwicklung 36 / 48

37 HRD 37 / 48

38 Leuchtkraftklassen kann man Leuchtkraft aus dem Spektrum schätzen? Morgan + Keenan (1930s) ja! oben: B8 Überriese Rigel (L = L ) unten B8 HR Stern Algol (L = 100 L ) 38 / 48

39 Leuchtkraftklassen (Wasserstoff) Linien sind druck- und temperatur-abhängig! Riesen haben kleinere Drücke in ihren Atmosphären Linien sind schmaler 39 / 48

40 Leuchtkraftklassen 6 Hauptklassen wurden definiert Beispiele: Sonne: G2V (HR Stern oder Zwerg) Aldebaran: K5III 40 / 48

41 spektroskopische Parallaxe wenn die LC (Leuchtkraftklasse) bekannt (Spektrum) schätze Entfernung! das kann verwendet werden wenn Parallaxe nicht bekannt! aber ist nicht sehr genau (Streuung, Rötung) besser als nichts statistische Verwendung! 41 / 48

42 Zusammenfassung 42 / 48

43 Massen Masse eines Sterns ist sehr schwer zu bestimmen unmöglich für Einzelstern aber es gibt Doppelsterne die sich umkreisen: Beispiel: Krüger / 48

44 Massen dann lässt sich u.u. das 3. Kepler sche Gesetz anwenden M 1 + M 2 = a3 P 2 ergibt immerhin die Summe der Massen! 44 / 48

45 Massen wenn man Bahn beider Sterne beobachten kann Masse jeder Komponente kann bestimmt werden Leider gibt es nicht viele solcher Systeme 45 / 48

46 Massen Ergebnis: Beziehung zwischen Masse und Leuchtkraft L M 3 46 / 48

47 Massen gilt nur für Hauptreihensterne höhere Massen (> 100 M ) nicht möglich Stern dann instabil beliebig kleine Massen (< 0.07 M ) nicht möglich Fusion startet nicht Brauner Zwerg 47 / 48

48 Bedeckungsveränderliche 48 / 48