Veränderliche Sterne

Transkript

1 Veränderliche Sterne Hans-Jürgen Otto FSU Jena 24. November 2008

2 Inhalt 1 Was sind Veränderliche? 2 Pulsierende Veränderliche 3 Bedeckungsveränderliche 4 Eruptive Veränderliche 5 Quellen

3 Inhalt 1 Was sind Veränderliche? 2 Pulsierende Veränderliche 3 Bedeckungsveränderliche 4 Eruptive Veränderliche 5 Quellen

4 Inhalt 1 Was sind Veränderliche? 2 Pulsierende Veränderliche 3 Bedeckungsveränderliche 4 Eruptive Veränderliche 5 Quellen

5 Inhalt 1 Was sind Veränderliche? 2 Pulsierende Veränderliche 3 Bedeckungsveränderliche 4 Eruptive Veränderliche 5 Quellen

6 Inhalt 1 Was sind Veränderliche? 2 Pulsierende Veränderliche 3 Bedeckungsveränderliche 4 Eruptive Veränderliche 5 Quellen

7 Inhalt 1 Was sind Veränderliche? 2 Pulsierende Veränderliche 3 Bedeckungsveränderliche 4 Eruptive Veränderliche 5 Quellen

8 Denition Denition Ein Veränderlicher ist ein Stern, der seine scheinbare Helligkeit ändert. Einschränkungen Veränderung innerhalb Jahrzehnte Veränderung im VIS (auch bis in NIF) Veränderung min bis 3 10 der Leuchtgröÿenklasse

9 Denition Denition Ein Veränderlicher ist ein Stern, der seine scheinbare Helligkeit ändert. Einschränkungen Veränderung innerhalb Jahrzehnte Veränderung im VIS (auch bis in NIF) Veränderung min bis 3 10 der Leuchtgröÿenklasse

10 Denition Denition Ein Veränderlicher ist ein Stern, der seine scheinbare Helligkeit ändert. Einschränkungen Veränderung innerhalb Jahrzehnte Veränderung im VIS (auch bis in NIF) Veränderung min bis 3 10 der Leuchtgröÿenklasse

11 Denition Denition Ein Veränderlicher ist ein Stern, der seine scheinbare Helligkeit ändert. Einschränkungen Veränderung innerhalb Jahrzehnte Veränderung im VIS (auch bis in NIF) Veränderung min bis 3 10 der Leuchtgröÿenklasse

12 Arten von Veränderlichen Pulsierende Veränderliche m λ, periodisch physikalische Ursache Bedeckungsveränderliche m, periodisch physische Ursache Eruptive Veränderliche m, plötzlich physikalische Ursache

13 Arten von Veränderlichen Pulsierende Veränderliche m λ, periodisch physikalische Ursache Bedeckungsveränderliche m, periodisch physische Ursache Eruptive Veränderliche m, plötzlich physikalische Ursache

14 Arten von Veränderlichen Pulsierende Veränderliche m λ, periodisch physikalische Ursache Bedeckungsveränderliche m, periodisch physische Ursache Eruptive Veränderliche m, plötzlich physikalische Ursache

15 Inhalt 1 Was sind Veränderliche? 2 Pulsierende Veränderliche 3 Bedeckungsveränderliche 4 Eruptive Veränderliche 5 Quellen

16 Was passiert? Kontraktion und Relaxation äuÿere Schichten des Sterns pulsieren Kontraktion und Relaxation Kontraktion Temperaturerhöhung der Gasschichten L T 4 & L R 2 Erhöhung der Leuchtkraft Relaxation genau entgegengesetzt Spektrale Änderung ebenfalls durch Temp.-änderung Indiz für Pulsieren der äuÿeren Schichten Doppler-Eekt km s Geschwindigkeit des Radius

17 Was passiert? Kontraktion und Relaxation äuÿere Schichten des Sterns pulsieren Kontraktion und Relaxation Kontraktion Temperaturerhöhung der Gasschichten L T 4 & L R 2 Erhöhung der Leuchtkraft Relaxation genau entgegengesetzt Spektrale Änderung ebenfalls durch Temp.-änderung Indiz für Pulsieren der äuÿeren Schichten Doppler-Eekt km s Geschwindigkeit des Radius

18 Was passiert? Kontraktion und Relaxation äuÿere Schichten des Sterns pulsieren Kontraktion und Relaxation Kontraktion Temperaturerhöhung der Gasschichten L T 4 & L R 2 Erhöhung der Leuchtkraft Relaxation genau entgegengesetzt Spektrale Änderung ebenfalls durch Temp.-änderung Indiz für Pulsieren der äuÿeren Schichten Doppler-Eekt km s Geschwindigkeit des Radius

19 Was passiert? Kontraktion und Relaxation äuÿere Schichten des Sterns pulsieren Kontraktion und Relaxation Kontraktion Temperaturerhöhung der Gasschichten L T 4 & L R 2 Erhöhung der Leuchtkraft Relaxation genau entgegengesetzt Spektrale Änderung ebenfalls durch Temp.-änderung Indiz für Pulsieren der äuÿeren Schichten Doppler-Eekt km s Geschwindigkeit des Radius

20 δ Cephei gelber Überriese F5Ib bis G2Ib Entfernung 273Pc im Sternbild Kepheus alle Sterne mit gleichen Eig. Cepheiden Sternbild Cepheus mit δ Cephei

21 Zeitabhängige Zustandsgröÿen von δ Cephei

22 treibende Kraft - der κ Mechanismus Gammastrahlung der Kernfusion wird auf Weg Richtung Sternob. mehrfach an e gestreut Opazität κ. = f (p, T ): κ mit T &p κ ν durch Kontraktion wird folglich κ Strahlungsdruck F Strahl. > F Grav. Relaxation dadurch p & T κ ν F Grav > F Strahl. Kontraktion Ionisationsschichten: Helium nur teilweise ionisert Ionisationsgrad und folglich κ eine Funktion von T & p

23 treibende Kraft - der κ Mechanismus Gammastrahlung der Kernfusion wird auf Weg Richtung Sternob. mehrfach an e gestreut Opazität κ. = f (p, T ): κ mit T &p κ ν durch Kontraktion wird folglich κ Strahlungsdruck F Strahl. > F Grav. Relaxation dadurch p & T κ ν F Grav > F Strahl. Kontraktion Ionisationsschichten: Helium nur teilweise ionisert Ionisationsgrad und folglich κ eine Funktion von T & p

24 treibende Kraft - der κ Mechanismus Gammastrahlung der Kernfusion wird auf Weg Richtung Sternob. mehrfach an e gestreut Opazität κ. = f (p, T ): κ mit T &p κ ν durch Kontraktion wird folglich κ Strahlungsdruck F Strahl. > F Grav. Relaxation dadurch p & T κ ν F Grav > F Strahl. Kontraktion Ionisationsschichten: Helium nur teilweise ionisert Ionisationsgrad und folglich κ eine Funktion von T & p

25 treibende Kraft - der κ Mechanismus Gammastrahlung der Kernfusion wird auf Weg Richtung Sternob. mehrfach an e gestreut Opazität κ. = f (p, T ): κ mit T &p κ ν durch Kontraktion wird folglich κ Strahlungsdruck F Strahl. > F Grav. Relaxation dadurch p & T κ ν F Grav > F Strahl. Kontraktion Ionisationsschichten: Helium nur teilweise ionisert Ionisationsgrad und folglich κ eine Funktion von T & p

26 treibende Kraft - der κ Mechanismus Gammastrahlung der Kernfusion wird auf Weg Richtung Sternob. mehrfach an e gestreut Opazität κ. = f (p, T ): κ mit T &p κ ν durch Kontraktion wird folglich κ Strahlungsdruck F Strahl. > F Grav. Relaxation dadurch p & T κ ν F Grav > F Strahl. Kontraktion Ionisationsschichten: Helium nur teilweise ionisert Ionisationsgrad und folglich κ eine Funktion von T & p

27 Inhalt 1 Was sind Veränderliche? 2 Pulsierende Veränderliche 3 Bedeckungsveränderliche 4 Eruptive Veränderliche 5 Quellen

28 physische Konstellation Lichtwechsel dominiert durch gegenseitiges physisches Verdecken der Komponenten eines Doppelsternsystems meist kurze Umlaufperioden der Komponenten (3. Kepplersch. G. : U 2 a 3 )

29 Roche-Grenze enge Doppelsternsysteme: Φ = G( M 1 r 1 + M 2 r 2 ) 1 z 2 ω 2 2 gem. Äquipotentialäche Roche- Grenze Komponente gröÿer als Roche-Grenze Massestrom Langrangepunkte und Äquipotentialächen der Punktmassen M 1 und M 2

30 Roche-Grenze enge Doppelsternsysteme: Φ = G( M 1 r 1 + M 2 r 2 ) 1 z 2 ω 2 2 gem. Äquipotentialäche Roche- Grenze Komponente gröÿer als Roche-Grenze Massestrom Langrangepunkte und Äquipotentialächen der Punktmassen M 1 und M 2

31 Roche-Grenze enge Doppelsternsysteme: Φ = G( M 1 r 1 + M 2 r 2 ) 1 z 2 ω 2 2 gem. Äquipotentialäche Roche- Grenze Komponente gröÿer als Roche-Grenze Massestrom Langrangepunkte und Äquipotentialächen der Punktmassen M 1 und M 2

32 Typen von Doppelsternsystemem Typen von Doppelsternsystemen

33 charakteristische Lichtkurven

34 Inhalt 1 Was sind Veränderliche? 2 Pulsierende Veränderliche 3 Bedeckungsveränderliche 4 Eruptive Veränderliche 5 Quellen

35 Was passiert? Eruptive Veränderliche Lichtwechsel durch eruptive oder explosionsartige Vorgänge hervorgerufen bzw. maÿgeblich bestimmt rasch verlaufende irreguläre Helligkeitsänderungen bzw. Helligkeitsänderungen groÿer Amplitude groÿe Variabilität der physikalischen Ursachen für Änderung der scheinbaren Helligkeit

36 Was passiert? Eruptive Veränderliche Lichtwechsel durch eruptive oder explosionsartige Vorgänge hervorgerufen bzw. maÿgeblich bestimmt rasch verlaufende irreguläre Helligkeitsänderungen bzw. Helligkeitsänderungen groÿer Amplitude groÿe Variabilität der physikalischen Ursachen für Änderung der scheinbaren Helligkeit

37 Was passiert? Eruptive Veränderliche Lichtwechsel durch eruptive oder explosionsartige Vorgänge hervorgerufen bzw. maÿgeblich bestimmt rasch verlaufende irreguläre Helligkeitsänderungen bzw. Helligkeitsänderungen groÿer Amplitude groÿe Variabilität der physikalischen Ursachen für Änderung der scheinbaren Helligkeit

38 Novae Kontaktsystem Massenstrom zum WZ Bildung rotierender Akkretionsscheibe Heiÿer Fleck Stoÿfront inneres Akkt. lagert sich an WZ an bei T crit beginnt H Brennen Expansion der Hülle Prinzipaufbau Novae

39 Novae Kontaktsystem Massenstrom zum WZ Bildung rotierender Akkretionsscheibe Heiÿer Fleck Stoÿfront inneres Akkt. lagert sich an WZ an bei T crit beginnt H Brennen Expansion der Hülle Prinzipaufbau Novae

40 Novae Kontaktsystem Massenstrom zum WZ Bildung rotierender Akkretionsscheibe Heiÿer Fleck Stoÿfront inneres Akkt. lagert sich an WZ an bei T crit beginnt H Brennen Expansion der Hülle Prinzipaufbau Novae

41 Novae Kontaktsystem Massenstrom zum WZ Bildung rotierender Akkretionsscheibe Heiÿer Fleck Stoÿfront inneres Akkt. lagert sich an WZ an bei T crit beginnt H Brennen Expansion der Hülle Prinzipaufbau Novae

42 Novae Kontaktsystem Massenstrom zum WZ Bildung rotierender Akkretionsscheibe Heiÿer Fleck Stoÿfront inneres Akkt. lagert sich an WZ an bei T crit beginnt H Brennen Expansion der Hülle Prinzipaufbau Novae

43 Novae Kontaktsystem Massenstrom zum WZ Bildung rotierender Akkretionsscheibe Heiÿer Fleck Stoÿfront inneres Akkt. lagert sich an WZ an bei T crit beginnt H Brennen Expansion der Hülle Prinzipaufbau Novae

44 Nova Cygni / V1500 Cygni zeitlicher Helligkeitsverlauf von Nova Cygni im Jahre 1975

45 Supernova 1987A in der groÿen Magellanschen Wolke Supernova 1987A in der groÿen Magellanschen Wolke, Farbaufnahme, HII Regionen dort aufgrund starker Hα-Emission rötlich

46 Astronomie - Eine Einführung, Karttunen, Kröger, Oja, Poutanen, 1990 Der neue Kosmos, Unsöld, Baschek, 7. Auage 2002 Veränderliche Sterne, Homeister, Richter, Wenzel, 3. Auage 1990 Günter Wuchterl: Hydrodynamics of giant planet formation. I - Overviewing the kappa-mechanism. In: Astronomy & Astrophysics 238/1990, S