100 Jahre Hertzsprung-Russell Diagramm. Max Camenzind Akademie HD

Transkript

1 100 Jahre Hertzsprung-Russell Diagramm Max Camenzind Akademie HD

2 Die Gründerväter Einar Hertzsprung Henry Norris Russell

3 Das Hertzsprung-Russell-Diagramm ist das wichtigste Zustandsdiagramm zur Klassifikation der Sterne. Es verdankt seinen Namen dem dänischen Astronomen Ejnar Hertzsprung und dem englischen Astrophysiker Henry Norris Russell (1913), deren Forschungsarbeit es uns ermöglicht, Sterne nach bestimmten Kriterien, den Zustandsgrößen, einzuordnen. Zu ihnen gehören die Oberflächentemperatur, die Spektralklasse, die Leuchtkraft, die absolute Helligkeit, die Masse, der Radius, die mittlere Dichte und andere Größen, die im Hertzsprung-Russell-Diagramm nicht betrachtet werden. Auf den Abszissen des HRD werden die Oberflächentemperatur und die Spektralklasse von rechts nach links angetragen. Die Leuchtkraft und die absolute Helligkeit werden durch die Ordinate charakterisiert und nehmen von unten nach oben zu.

4 Unsere Themen Sterne haben Farben wie messen? Photometrie Äste im Farben-Helligkeits- Diagramm der Kugelsternhaufen (Sterne haben Farben!) Hertzsprung-Russell Diagramm Die Harvard Spektralklassifikation der Sterne Physikalische Interpretation? Braune Zwerge, Vergleich mit Zwergsternen Das System Luhman 16ab nächste Braune Z Doppelsterne Massen der Sterne Interferometrie Radien der Sterne

5 Sterne haben Farben Bläuliche Rötliche Weiße Sterne

6 Farben und Helligkeiten Johnson Filter Normierung

7 Photometrie Kugelsternhaufen (GC) alle Sterne haben dieselbe Distanz

8 M 55 CFHT: 100 Lichtjahre Durchmesser / Sterne / 12 Mrd. Jahre alt

9 Canada France Hawaii Telescope

10 FV-Diagramm Knie RR Lyrae Asympt. Riesenast AGB Horizontal- Ast (He-Fusion) Riesen-Ast (Schalen) Hauptreihe (H-Fusion)

11 Physikalische Interpretation Asymptotischer Riese Roter Riese Horizontal-Ast Weiße Zwerge Hauptreihe

12 Farben-Helligkeitsdiagramm FV Das FV-Diagramm ist nicht gleichmäßig mit Sternen (Datenpunkten) gefüllt. Viele Sterne haben Eigenschaften an der Oberfläche, die zu einer Anordnung der Datenpunkte in einem Streifen im CMD (oder HRD) führt. Dies ist die sogenannte Hauptreihe der Sterne. Dann findet man viele Sterne im roten Teil in einem auf große Helligkeit zugehenden Streifen. Da diese Sterne nahezu gleicher Temperatur sind, können sie nur deswegen so unterschiedliche Lichtmengen abstrahlen, weil sie sehr unterschiedliche Radien haben. Die großen, roten Sterne sind die sogenannten `Roten Riesen'. Entsprechend findet man links unten im Diagramm die `Weißen Zwerge'. Die vielen Typen stehen in Zusammenhängen, die mit Hilfe der Modelle zur Sternentwicklung erklärt werden.

13 Hipparcos Daten Sonnenumgebung Die Sterne auf dem Streifen von rechts unten bis links oben sind Sterne der `Hauptreihe', Sterne im Streifen von der Mitte nach rechts oben sind die `Roten Riesen'. Der Klumpen mit Sternen halbwegs auf dem Riesenast sind die roten `Horizontalaststerne'.

14 FV-Diagramm offener Sternhaufen Alter

15 Welches sind die beobachtbaren Parameter von Sternen? sog. Zustandsvariablen: Masse M des Sterns Radius R des Sterns Effektiv-Temperatur T eff absolute Helligkeit M V Leuchtkraft L 2. Woche chemische Zusammensetzung

16 Temperatur-Skala in Physik Temperatur physikalisch in Grad Kelvin Die Kelvin Temperatur-Skala ist ähnlich zur Celsius-Skala, jedoch beginnt sie bei -273,15 o. Diese Temperatur absoluter Nullpunkt o C -173 o C 0 o C 100 o C 1000 o C 0 K 100 K 273 K 373 K 1273 K Kelvin = Celsius + 273

17 Effektiv-Temperatur der Sterne Gemessenes Spektrum Fit Planck Spektrum

18 B-V Effektiv-Temperatur K ist eine obere Grenze für Sterne Warum?

19 Hertzsprung & Russell (1913) Leuchtkraft als Funktion der Stern- Temperatur Sterne bevölkern nur gewisse Äste

20 Unsere Sterne der Sonnenumgebung Überriesen Rote Riesen Abriss der Astronomie

21 Stephan-Boltzmann: L = 4π R 2 σt 4 R Radien im HRD

22 Das Hertzsprung- Russell Diagram 1913 Stephan-Boltzmann: L = 4π R 2 σt 4 R

23 Ia Hyperriesen Ia Ib III II Leuchtkraft Klassen Ib Überriesen II Helle Riesen III Riesen V IV IV Unterriesen V Hauptreihen Sterne Weiße Zwerge

24 Massen im HRD Hauptreihe: Eine Sequenz in der Masse Erklärung: die Sequenz des H-Brennens WZ: Sequenz in T mit Radius konst

25 HRD Information

26 Spektralklassen der Sterne R. Bunsen und G. Kirchhoff 1860 in Chemische Analyse durch Spektralbeobachtungen : Bietet einerseits die Spektralanalyse (...) ein Mittel von bewunderungswürdiger Einfachheit dar, die kleinsten Spuren gewisser Elemente in irdischen Körpern zu entdecken, so eröffnet sie andererseits der chemischen Forschung ein bisher völlig verschlossenes Gebiet, das weit über die Grenzen der Erde, ja selbst unseres Sonnensystems, hinausreicht. Da es (...) ausreicht, das glühende Gas um dessen Analyse es sich handelt, zu sehen, so liegt der Gedanke nahe, daß dieselbe [Analyse] auch anwendbar sei auf die Atmosphäre der Sonne und die helleren Fixsterne.

27 Sonne (5770 K) / Wega ( K) Fingerprints der Sterne Fraunhofer Linien H ß

28 Ursprung der Spektral-Linien

29 Harvard Spektralklassifikation 1922 von IAU anerkannt Klassifikation nach Farben: Braune Zwerge O B A F G K M L - T - Y O: blau, K: HeII, CIII, NIII, SiIV B: wblau, K: HeI, CaII, A: w K: HeI stark, H maximal; F: gelbw, K: HeI schwach, H, K CaII; G: K: CaII stark, Metall-Linien; Sonne K: orange-gelb, K: Metall-Linien, CaI (422,7 nm), H schwach; M: roter Zwerg, K: Metall-Linien, TiO L: Braune Zwerge, < 2000 K: Molekül-Linien, CH 4 T: Braune Zwerge, K: H 2 O, CH 4

30 Merksprüche O B A F G K M L T Offenbar Benutzen Astronomen Furchtbar Gerne Komische Merksätze Laut und Tolpatschig Opa Bastelt Am Freitag Gerne Kleine Männchen aus Lehm Töpfen Ohne Bier aus'm Fass gibt's Koa Mass

31 Edward Pickering und Harvard Computer, 1890 s s Annie Jump Cannon Zusammen mit Pickering resultierte der Sterne enthaltende,,henry Draper Memorial Catalogue (HD.) (Grenzgröße 9,5 mag).

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33 Temperature Welche Elemente finden sich in Sternen? H Helium H H Calcium Magnesium Natrium

34 Absorption und Emission

35 Wichtige Spektrallinien Wasserstoff H a, H b, H g Helium neutral, HeI Helium ionisiert, HeII Natrium I Calcium H und K Calcium II Triplett Titanoxid- Banden 656, 486, 434, 410,.. nm 389, 588, 668 nm 420, 468, nm 589,1; 589,7 nm 393,5; 396,9 nm 850,0; 854,4; 866,4 nm , , , nm

36 Ionisationsenergien Wie nicht anders zu erwarten, wehren sich die Edelgase am meisten, die Alkalielemente am wenigsten, wenn man ihnen ein Elektron wegnehmen will.

37 Linienstärken als Func(Temp) H angeregt H ionisiert H Grundzustand K 2,4 ev

38 Stellare Kontinua und U,B,V Filter Balmer Kante Maxima in Planck(l): l max = 290 nm ( K/T) l max = 2,898 µm (1000 K/T) l max ~ 500 nm (5.800 K/T)

39 Planck 1900: Spektrum hängt nur von der Temperatur ab

40 O Stern Max im UV SDSS Spektrum

41 3 Gürtelsterne im Orion Mintaka O9.5II 916 Lj 2,21 mag K Alnitak O9.7Ib 818 Lj 2,03 mag K Alnilam B0Iab 1342 Lj 1,65 mag K HST Archiv

42 Gürtelsterne & Orion-Nebel mit Amateurteleskop

43 B Stern Max im UV SDSS Spektrum

44 A Stern Wega Wasserstoff maximal SDSS Spektrum

45 A K A K 2,13 M S 455 Mio a A7V 6900 K 1,73 M S <1 Mrd a

46 F Stern SDSS Spektrum

47 G Stern Max im Visuellen SDSS Spektrum

48 K Stern Max im Visuellen SDSS Spektrum

49 Bahn-Periode: 80 a a Centauri A (G2V) + B (K1V)

50 M3 Stern Max im IR SDSS Spektrum

51 M8 Stern Max im IR SDSS Spektrum

52 L Stern Max im IR SDSS Spektrum

53 M - L Zwerge

54 IR Spektren von Zwerg-Sternen

55 Hauptreihensterne V

56 Sterne im Vergleich zur Sonne 1 Sonnenmasse ~ 1000 Jupitermassen 1 Sonnenradius ~ 10 Jupiterradien

57 Braune Zwerge in Dunkelwolke Barnard 68 Optisch Infrarot

58 Braune Zwerge im Orion

59 Masse der Braunen Zwerge Jupitermassen Sonne Roter Zwerg Brauner Zwerg Jupiter Erde

60 Spektralklassifikation Braune Zwerge

61 Jupiter M Zwerg L Zwerg Methan- T Zwerg

62 Kühlungskurve Brauner Zwerge Effektiv-Temperatur 2500 K Deuterium-Fusion: d+p 3 He+g 1000 K Nur auskühlen 630 K 400 K 10 Mio. a 1 Mrd. a Alter

63 Luhman 16ab 2 Braune Zwerge Parallaxe: 495 mas Distanz: 6,6 LJ H Band: 9,56 mag Periode: ~ 25 a Separation: 3 AE Masse A: 0,04-0,05 Masse B: 0,03-0,04 Aufnahme: WISE 2013

64 Die sonnennächsten Sterne Luhman 16ab mit WISE 2013 entdeckt; p = mas d ~ 6,58 LJ M A = 0,04 M S M B = 0,03 M S P ~ 25 Jahre Winkeld = 1,5 a ~ 3 AE H = 9,56 mag

65 15 Lichtjahre 5 Lichtjahre

66 Luhman 16B VLT Aufnahmen Atmosphäre ~ Jupiter Temp: ~ 1000 K Eisen-Regen 1,6 hr 2,4 hr 3,2 hr 0,8 hr 0,0 hr 4,1 hr ESO Presse Release 2014

67 Roter T Zwerg Luhman 16B ~ Jupiter?

68 Masse der Sterne: Doppelsterne Etwa 50% (oder mehr) aller Sterne sind Doppelsterne. Physische Doppelsterne: Visuelle: beide Komponenten getrennt sichtbar (z.b. Sirius A & B, 61 Cygni A&B) Astrometrische: Bewegung um (unsichtbaren) Begleiter (Exoplaneten) Spektroskopische: periodische Rot- /Blauverschiebung von Spektrallinien Photometrische: Bedeckungsveränderliche

69 Doppelstern 61 Cygni 61 Cygni ist ein Doppelstern im Sternbild Schwan. 61 Cygni ist elf Lichtjahre von der Sonne entfernt und gehört damit zu den 20 sonnennächsten Fixsternen. 61 Cygni war der erste Fixstern, dessen Entfernung von Friedrich Bessel 1838 mittels Parallaxe zu 0, 3 gemessen wurde. Hipparcos Parallaxe: 287 mas. Periode: 660 Jahre. A: K5V Stern (5,21 mag); B: K7V (6,03 mag). Aufnahme: F. Ringwald

70 Sirius B Orbit P = 50,1 Jahre Distanz = 8,6 LJ A: A0V Stern; 2,1 M S B: Weißer Zwerg; 0,978 Sonnenmassen T B = K Sirius A Sirius B

71 Spektroskopischer Doppelstern

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73 Beckungsveränderlicher

74 Masse-Leuchtkraft Beziehung (nur Hauptreihensterne) Eddington Grenze: L = x (M/M Sun )

75 Vermessung der Radien aus Leuchtkraft und Temperatur via Stefan- Boltzmann: L = 4pR² st 4 aus Bedeckungsveränderlichen aus inteferometrischen Beobachtungen aus effektiver Gravitation mittels Spektroskopie: g = GM/R²

76 Interferometrie Beteigeuze T = K / d = 650 LJ / Konvektion Nebelausdehnung: 400 AE Bestehend aus HST Gas UV: und Staub Stern selber: 4,5 AE Winkelausdehnung = 50 mas

77 Orion: Beteigeuze - Bellatrix Bellatrix

78 Rote Riesen sind voll konvektiv

79 Beteigeuze wirft Materie ab, die sich in einer Schockfront mit 25 km/s gegen eine Wand bewegt. Beteigeuze / Herschel

80 Winkeldurchmesser Sterne Stern Winkeldurchm. R [Sonnenradien] Arktur K2 III 22 mas mi 25,7 Beteigeuze M2 Iab 47 mas mi 662 Mira M2-M5 47 mas mi 390 Bellatrix B2 III 7,6 mas i 5,4 Alnair B6 V 1,02 mas i 3,46 Regulus B7 V 1,38 mas i 3,24 Sirius A + B 6,12 mas i A: 1,711 B: 6874 km Wega A0 V 3,47 mas i 2,73 Fomalhaut A3 V 2,09 mas i 1,86 Canopus F0 Ib 6,86 mas i 71,4 (VLTI) Altair A7 IV-V 2,79 mas i 1,7 Procyon A+B 5,71 mas i A: 1,86 / B: 0,0084 mi: Michelson Stern-Interferometer; i: Intensitätsinterferometer

81 Michelson Stern-Interferometer

82 VLT Interferometer VLTI

83 2-Element Interferometer Grafik: ESO/VLTI

84 VLTI Delay Line Photo: ESO/VLTI

85 Erste Fringes 2 Sterne mit VLTI Grafik: ESO/VLTI

86 Fringes mit zunehmender Basislinie mit VLTI Grafik: ESO/VLTI

87 Verstehen wir Sterne? Masse-Radius Beziehung Polytrope: P ~ r 1+1/n Entartung: T < T F = 3x10 5 K (r/µ e ) 2/3 Jupiterartige EXO-Planeten Braune Zwerge partiell entartet Chabrier et al. 2008

88 VLTI Messungen Jupiter Grafik: ESO/VLTI

89 Zusammenfassung Sterne können am besten an Sternhaufen untersucht werden. alle haben gleiche Distanz. Sterne bilden bestimmte Äste im FV- und HR- Diagramm werden durch Brennphasen erklärt. Harvard-Klassifikation ordnet Sterne nach ihren Spektren: Kontinuum ( Planck, Eff-Temp) und Absorptionslinien (sog. Fraunhofer Linien). Wurde erweitert auf Braune Zwerge (L, T & Y) Massen werden über Doppelsterne bestimmt. Masse-Leuchtkraft Relation wichtiges Diagram