VII. Zustandsgrößen der Sterne
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- Heidi Ackermann
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1 VII. Zustandsgrößen der Sterne Stellare Zustandgrößen beschreiben die globalen Eigenschaften eines Sterns Leuchtkraft (scheinbare Helligkeit, abhängig von Distanz) Farbe Spektraltyp Effektivtemperatur Masse Radius ( mittlere Dichte, Oberflächen-Schwerebeschleunigung) Rotation Magnetfeld Chemische Zusammensetzung Zunächst: saubere Definition der physikalischen Größen, die die Eigenschaften des elektromagnetischen Strahlungsfeldes beschreiben
2 Definition der spezifischen Intensität
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4 Totaler Fluß F ist das Frequenzintegral von F ν
5 An der Sternoberfläche:
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7 Definition: die Leuchtkraft eines Sterns = gesamte Energie die pro Zeiteinheit abgestrahlt wird (R = Sternradius) L = 4πR 2 F Dimension: Energie / Zeit Einheit: erg/s Sonne: Überriesen: L ʘ = 3, erg/s = 3, Watt L = 10 6 L ʘ Weiße Zwerge: L = 10-4 L ʘ
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12 Farbe = Farbindex = Differenz zweier Helligkeiten bei verschiedenen Wellenlängen
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15 Ursachen der Farbe
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19 Empirisch, nicht allgemein gültig, hängt z.b. von absorbierendem Material ab
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31 Ca Sterne mit Entfernungsmessungen besser als 25%
32 Das physikalische Hertzsprung-Russell-Diagramm (T eff,l) - Diagramm erlaubt Vergleich mit der Theorie des inneren Aufbaus und der Entwicklung der Sterne
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35 Radius [Winkelradius α = R * /d ]
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38 Doppelsterne und die Massen der Sterne Rekord: 5,4 Min. (Doppel-WZ)
39 Visuelle Doppelsterne
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41 Spektroskopische Doppelsterne
42 Im Fall SB2:
43 Bedeckungsveränderliche Doppelsterne
44 Radius- Bestimmung
45 Die Massen der Pulsare Pulsare: Neutronensterne, die Energiepulse (besonders im Radiobereich) aussenden, bestimmbar auf 1µs; sehr regelmäßige Folge von Pulsen, extrem kurze Periode (Millisekunden) Rotationsperiode PSR ist ein (Binär-) Pulsar (Hulse & Taylor 1975, Nobelpreis 1993) Radialgeschwindigkeitskurve (aus Modulation der Pulsperiode); Porb=0,32 d >50 Radio- und Röntgenpulsare in Doppelsternsystemen: M NS = 1,2-1,5 M ʘ
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47 Neuendeckung eines sehr engen Binärpulsars (siehe auch Ende Kap. VI)
48 Oberflächen-Schwerebeschleunigung Wenn Masse und Radius bekannt (z.b. Bedeckungsveränderliche): g:=gm/r² Spektroskopische Bestimmung (auch bei Einzelsternen) möglich über Druckverbreiterung der Spektrallinien (Starkeffekt)
49 Rotation Direkte Bestimmung nur bei der Sonne (ortsaufgelöste Radialgeschwindigkeitsmessung oder bei Bedeckungsveränderlichen, wenn Ein- und Austritt aus dem Schatten eine Stenhälfte sichtbar ist (Rossiter-Effekt, 1924).
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51 Gang mit Spektraltyp: frühe Sterne rotieren schneller (gilt für alle Leuchtkraftklassen)
52 Doppler-Kartographie von rotierenden Sternen Prinzip: Temperaturinhomogenitäten auf der Oberfläche periodische Modulation von Spektrallinienprofilen
53 Magnetfelder Beobachtung mit Hilfe des Zeeman-Effekts: Linienaufspaltung in mehrere Komponenten (Drehimpulsquantelung der Atome Aufspaltung der Energieterme)
54 Beispiel: Weißer Zwerg PG Etwa vier Dutzend weiße Zwerge bekannt mit Magnetfeldstärken bis zu 1 Gigagauß!
55 Magnetfelder bei Hauptreihensternen Die größten Feldstärken finden sich in A-Sternen, die häufig auch anomale Elementhäufigkeiten zeigen (Ap-Sterne)
56 Stellare Magnetfelder möglicherweise auch verantwortlich für bipolare Struktur planetarischer Nebel
57 2004: erstmalige Entdeckung von Magnetfeldern in Zentralsternen planetarischer Nebel (Nachweis nicht über Zeemaneffekt, sondern zirkularen Polarisationsgrad)
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62 Effektivtemperatur eines Sterns h, c, k Planckkonstante, Lichtgeschwindigkeit, Boltzmannkonstante
63 Andere Darstellungen der Planckfunktion
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67 Stefan-Boltzmann- Gesetz
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69 Anschauliche Bedeutung der Effektivtemperatur:
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72 Linienprofile aus Modellatmosphären
73 Linienverbreiterung durch Stark-Effekt
74 Häufigkeiten der chemischen Elemente Vergleich der beobachteten Linienstärken mit theoretischen Vorhersagen ( Modellatmosphären). Ergebnisse: völlig unterschiedliche Sterne haben sehr ähnliche chemische Zusammensetzung: Allgemeine kosmische Häufigkeitsverteilung
75 Elementverteilung nach Teilchenzahl: Ausnahmen:
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