Wie entstehen Sterne?

Transkript

1 Astronomie im Chiemgau e.v. Vortragsreihe Einführung in die Astronomie zusammen mit den VHS Haag i. Obb., 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 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.

5 Sternentstehung Der Orion, eines der bekanntesten Sternbilder am Winterhimmel, beherbergt tatsächlich das uns am nächsten gelegene Sternentstehungsgebiet in der Milchstraße. Die Entfernung beträgt ca. 1300LJ und der Durchmesser 24LJ (Bild und Angaben Wikipedia). Die folgenden Skizzen und Aufnahmen von 1774 Messier bis 2016 (VLT) sind genauso orientiert wie dieses Bild.

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

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

8 Sternentstehung - Orionnebel Darstellung in Stellarium

9 Sternentstehung Im freien Weltall werden größere Ansammlungen von Gasen (Inter Stellare Masse ISM) durch ihre Schwerkraft zusammengehalten. Sie sind daher räumlich begrenzt. FG = Gravitation FD = Innendruck Summe aus - Temperatur - Drehimpuls - sonst. Fluktuationen Hydrodynamisches Gleichgewicht FG = FD

10 Sternentstehung Wenn eine ISM Wolke eine bestimmte Masse, die Jeans-Masse, überschreitet, zieht sich die Wolke immer mehr zusammen, bis ein neuer Gleichgewichtszustand erreicht wird: Jeans-Masse: 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 ( 1,65*9,47*1012 km 15,62*1012 km).

11 Sternentstehung Voraussetzung: Gaswolke mit genügend großer Ausdehnung und Dichte, niedriger Temperatur und geringem Drehimpuls, so dass der Druck von innen geringer als der Gravitationsdruck ist. Wird für einzelne Bereiche die Jeans-Masse erreicht, bilden sich jeweils neue Gravitationszentren (Globulen)

12 Sternentstehung

13 Sternentstehung: Fusion Wasserstoff Fusion 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 (Coulomb-Barriere) überwinden und es kommt zur Fusion: Der Stern hat gezündet und produziert Energie. Die Massebilanz bei der Fusion von vier Wasserstoffatomen zum Heliumkern sieht so aus: 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 direkt in Energie umgesetzt. Die 0,029 amu (atomar mass units) sind 0,7% der eingesetzten Masse. Die Äquivalenz von Masse und Energie beschreibt Einsteins Formel E = mc².

14 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 ] 0,01kg * (3 * 108m/s)2 9 * 1014 J 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 pro Sekunde ca. 564 Mio. Tonnen Wasserstoff zu 560 Mio. Tonnen Helium fusionieren müssen, also 4 Mio. Tonnen Masse pro Sekunde in Energie umgewandelt werden.

15 Schalenmodell der Sonne Sterne werden durch die eigene Schwerkraft zusammengehalten und sind dadurch annähernd kugelförmig.

16 Lebensweg der Sonne Hat der Fusionsprozess begonnen, steigt der Innendruck und die Oberfläche vergrößert sich, es kann mehr Energie abgestrahlt werden und (Temperaturabnahme!) die Fusionsrate nimmt ab. Die Wolke kühlt 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.

17 Sternentwicklung Bei größeren Sternen kommt es nacheinander zu mehreren Brennphasen, die nach folgendem Schema ineinander übergehen 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

18 Sternentwicklung Je nach Größe werden dabei maximal folgende Phasen durchlaufen:

19 Sternentwicklung Massereicher Stern, ca. 10 Sonnenmassen

20 Sternentwicklung Massereicher Stern, ca. 10 Sonnenmassen

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 Bindungsenergien

31 Sternentwicklung das Ende Entweder - oder Masse nach Supernova: Mʘ = Sonnenmasse 2 3 Mʘ > 3 Mʘ

32 Sternentwicklung - Lebensläufe

33 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 Farbe Spektrale Eigenschaften

34 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.

35 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

36 Klassifizierung Helligkeit Hipparchos ( v. Chr.) Erster Sternkatalog Sterne(!), übernahm dazu die Einteilung nach ihrer Helligkeit von babylonischen Astronomen Die Babylonier hatten die Sterne in sechs Größenklassen von 1 Sehr gut sichtbar bis.. 6 mit bloßem Auge eben noch zu sehen eingeteilt. 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.

37 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 )

38 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: Entfernungsbestimmung ist Gegenstand des nächsten Vortrags

39 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.

40 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

41 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 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)

42 Klassifizierung Leuchtkraftklassen & Spektrum

43 Klassifizierung Klassifikation Mit Hilfe ihrer Leuchtkraft und spektralen Eigenschaften lassen sich die Sterne wie folgt klassifizieren Merksatz: O Be A Fine Girl Kiss Me Right Now

44 Klassifizierung Darstellung im Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD) Temperatur

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46 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.

47 Veränderliche Sterne Übersicht

48 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.

49 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: