Einführung in die Astronomie und Astrophysik I

Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Teil 10 Jochen Liske Fachbereich Physik Hamburger Sternwarte jochen.liske@uni-hamburg.de

Astronomische Nachricht der Woche

Themen Einstieg: Was ist Astrophysik? Koordinatensysteme Astronomische Zeitrechnung Sonnensystem Gravitation Keplersche Gesetze Zwei- und Viel-Körper Dynamik Gezeiten und Finsternisse Strahlung Helligkeiten Sterne: Charakterisierung Sterne: Äußere Schichten Sterne: Innerer Aufbau Teleskope und Instrumente Extrasolare Planeten

Eigenschaften von Sternen, die mehr oder weniger direkt durch Beobachtungen ermittelt werden können (auch ohne Kenntnis der Physik von Sternen): Masse, Radius, Dichte, Schwerebeschleunigung Strahlungsleistung Leuchtkraft Effektiv-Temperatur Spektren Spektralklassen Leuchtkraftklassen Beziehungen zwischen Messgrößen Hertzsprung-Russell-Diagramm Hauptreihe Rotation Veränderliche Sterne Sterne: Charakterisierung

Sterne: Masse Direkte Bestimmung von Sternmassen nur über deren Gravitation möglich Doppelsternsysteme + 3. Kepler Periode + große Halbachse der Relativbahn Massensumme Einzelhalbachsen (bzgl. Schwerpunkt) Einzelmassen Brauche: Relative lange Beobachtungszeit für P Entfernung (für a) oder Radialgeschwindigkeit der Bahnbewegung (hier aber: unbekannte Inklination)

Mit Spektroskopie: M Periodische Verschiebung der Spektrallinien um bis zu Δλ P und v r = c Δλ/λ = v sin i a aus P und v Sterne: Masse Inklination unbekannt, daher immer nur M sin i bestimmbar, also Untergrenze von M Exzentrizität verkompliziert die Rechnung

Sterne: Masse Sonne (sehr gut bestimmt aus Planetenbewegungen): M ʘ = 1.989 x 10 30 kg = häufig verwendete Masseneinheit Obwohl ~50% aller Sterne Doppelsterne sind, erfüllen nur wenige 100 alle Bedingungen für genaue Massenbestimmungen Gesamtheit der Sterne: 0.08 M / M 100? Untergrenze: Fusion H He: 0.08 M ʘ = 75 M J Deuteriumfusion (Braune Zwerge): 13 M / M J 75 Maximale Sternmasse ~100 M?

Sterne: Masse Massenverteilung bei Geburt einer Population: Initial Mass Function (IMF) Form? Massengrenzen? Universell gültig?

Sterne: Radius Direkte Messungen nur für einige 100 Sterne möglich Am einfachsten: trigonometrische Methode, aus Winkeldurchmesser und Entfernung d: R = / 2 d Beispiel Sonne: 0.5, d 150 x 10 6 km R 655 x 10 3 km Genau: R = 696 x 10 3 km 109 R Erde = häufig verwendete Längeneinheit Allerdings: für alle Sterne außer Sonne: << 1 Beispiel: Sonne aus 1 pc Entfernung: = 1 x 0.5 x /180 0.01 Brauche Interferometrie Direkte Radiusmessungen nur bis zu Entfernungen von 10 100 pc

Sterne: Radius Radiusmessung auch an bestimmten Doppelsternsystemen möglich: Bedeckungsveränderliche (= Transit-Systeme) Umlaufgeschwindigkeit aus Dopplereffekt: Radien der beiden Sterne (D und d) aus Zeitpunkten des Transits: D + d = vr (t4 - t1) D d = vr (t3 - t2)

Sterne: Radius Wenn Entfernung bekannt, dann auch aus Zusammenhang zwischen Leuchtkraft, Radius und effektiver Temperatur: R = (L / (4 σt eff4 )) 1/2 Normale Sterne: 0.1 < R / R < 10 Geringe Variation im Vergleich zur Leuchtkraft Extrema: Neutronenstern: R 10 km 10 5 R Überriese: bis 1000 R 5 AU

Sterne: Radius

Sterne: mittlere Dichte Sonne: ρ = 1.41 x 10 3 kg m -3 (= 1.4 x ρ Wasser ) Überriese: ρ 10 3 kg m 3 Weißer Zwerg: ρ 10 9 kg m 3 Neutronenstern: ρ 10 18 kg m 3

Sterne: Schwerebeschleunigung Schwerebeschleunigung an der Oberfläche ( surface gravity ) Wichtig für äußere Sternschichten/Atmosphären Sternspektrum Sonne: g 0 = 274 m s 2 = 28 g Erde g 0 = 10 5 g Erde (Überriese)... 10 11 g Erde (Neutronenstern) Meist logarithmische Angabe: log(g / 1 cm s 2 ) Sonne: 4.43, Erde: 2.99

Sterne: Schwerebeschleunigung Im Prinzip direkt messbar anhand der Gravitationsrotverschiebung (Allgemeine Relativitätstheorie): Δλ/λ = G M/c 2 / R << 1 Messung sehr schwer, da Verschiebung winzig im Verhältnis zur Linienbreite Weißer Zwerg: Δλ/λ 10 4

Sterne: Leuchtkraft Leuchtkraft L = Gesamtstrahlungsleistung = 4r 2 f = 4R 2 F Sonnenleuchtkraft: L = 3.83 x 10 26 W = 3.83 x 10 33 erg s 1 = häufig verwendete Leuchtkrafteinheit Die Gesamtheit der Sterne zeigt sehr große Leuchtkraftunterschiede: 10-4 < L / L < 10 5 Für genaue Messungen von Leuchtkräften benötigt man: Helligkeitsmessungen bei vielen Wellenlängen (bolometrischer Strahlungsstrom) Entfernungsmessung Schwierig

Sterne: Effektive Temperatur Planck-Verteilung zur Definition von Effektiv-Temperaturen: Jedem gegebenen Gesamtstrahlungsfluss F bol lässt sich eine Effektiv-Temperatur T eff zuordnen: T eff = (F bol / σ) 1/4 Beispiel: Effektive Temperatur der Sonnenoberfläche: T eff = 5777 K

Sterne: Effektive Temperatur Sterne sind keine perfekten BB- Strahler (nicht im thermischen Gleichgewicht) T eff zunächst einfach ein Maß der Flächenhelligkeit eines Sterns T eff entspricht keiner leicht zu definierenden physikalischen Temperatur Und doch: T eff beeinflusst die Spektren von Sternen in charakteristischer Weise (s.u.) T eff repräsentiert doch eine mittlere Temperatur der Sternoberfläche Die Gesamtheit der Sterne zeigt sehr große Unterschiede: 3 x 10 3 K < T eff < ~2.5 x 10 5 K

Sterne: Spektren In der Gesamtheit der Sterne sind sehr unterschiedliche Spektren zu finden

Sterne: Spektren In der Gesamtheit der Sterne sind sehr unterschiedliche Spektren zu finden Anhand ihres Erscheinungsbildes (Kontinuum + Stärke diverser Absorptionslinien) können Sternspektren auf einer linearen Sequenz eingeordnet werden

Sterne: Spektren In der Gesamtheit der Sterne sind sehr unterschiedliche Spektren zu finden Anhand ihres Erscheinungsbildes (Kontinuum + Stärke diverser Absorptionslinien) können Sternspektren auf einer linearen Sequenz eingeordnet werden Diese wird in diskrete Klassen unterteilt: Modifizierte Harvard-Klassifikation (Pickering & Cannon 1888): O B A F G K M (L T Y, R N S)

Sterne: Spektren In der Gesamtheit der Sterne sind sehr unterschiedliche Spektren zu finden Anhand ihres Erscheinungsbildes (Kontinuum + Stärke diverser Absorptionslinien) können Sternspektren auf einer linearen Sequenz eingeordnet werden Diese wird in diskrete Klassen unterteilt: Modifizierte Harvard-Klassifikation (Pickering & Cannon 1888): O B A F G K M (L T Y, R N S) Merksatz: Offenbar benutzen Astronomen furchtbar gerne komische Merksätze

Sterne: Spektren In der Gesamtheit der Sterne sind sehr unterschiedliche Spektren zu finden Anhand ihres Erscheinungsbildes (Kontinuum + Stärke diverser Absorptionslinien) können Sternspektren auf einer linearen Sequenz eingeordnet werden Diese wird in diskrete Klassen unterteilt: Modifizierte Harvard-Klassifikation (Pickering & Cannon 1888): O B A F G K M (L T Y, R N S) Annie Jump Cannon (1863 1941)

Sterne: Spektren In der Gesamtheit der Sterne sind sehr unterschiedliche Spektren zu finden Anhand ihres Erscheinungsbildes (Kontinuum + Stärke diverser Absorptionslinien) können Sternspektren auf einer linearen Sequenz eingeordnet werden Diese wird in diskrete Klassen unterteilt: Modifizierte Harvard-Klassifikation (Pickering & Cannon 1888): O B A F G K M (L T Y, R N S) Jeweils 10 Unterklassen: 0 9 Beispiel Sonne: G2 Die diskrete Natur der Klassen ist nur ein Konstrukt, in Wirklichkeit sind die Übergänge fließend NB: Ein F9 Stern ist einem G0 Stern ähnlicher als einem F0 Stern

Sterne: Spektralklassen Historisch (MKA VI): O, B, A = frühe Typen F, G = mittlere Typen K, M = späte Typen L, T, Y = Braune Zwerge (Deuteriumfusion) R, N, S = Kohlenstoffsterne Trotz dieser historischen Nomenklatur stellt die Sequenz keine Entwicklungsfolge dar Was ändert sich O M? Kontinuum wird röter Andere Linien, Anzahl steigt an Es handelt es sich im Wesentlichen um eine T eff -Sequenz:

Sterne: Spektralklassen

Sterne: Leuchtkraftklassen Sterne gleicher Spektralklasse (also mit gleicher T eff ) können systematische Unterschiede aufweisen: Stärke, Verbreiterung von Linien An-/Abwesenheit sekundärer Linien Unterschiede korrelieren mit Leuchtkraft Erweiterung des Harvard-Systems zu einem 2D Klassifikations-System: MK oder Yerkes-System (Morgan & Keenan): Dimension 1: T eff Spektralklasse (wie gehabt) Dimension 2: L (eigentlich log g) Leuchtkraftklasse Beispiel Sonne: G2V Entwicklung des Hertzsprung-Russel- Diagramms (HRD)

Sterne: Hertzsprung-Russell-Diagramm HRD setzt zwei fundamentale Größen von Sternen miteinander in Beziehung: Gesamtstrahlungsleistung und Strahlungsfluss durch Oberfläche In diesem Parameterraum besetzen Sterne nur bestimmte Regionen Diese entsprechen verschiedenen Entwicklungsstadien von Sternen Zentrales Element für unser Verständnis von Sternen und deren Entwicklung

Sterne: HRD Entwicklung um 1910 durch: Ejnar Hertzsprung (1873 1967) Dänischer Astronom + Chemiker 1905: Definition der absoluten Helligkeit 1909 1919: Göttingen 1919 1946: Leiden (Niederlande) Henry Norris Russell (1877 1957) Amerikanischer Astronom 1905 1947: Princeton 1923: Russell-Saunders (LS) Kopplung (Atomphysik) Ejnar Hertzsprung Henry Norris Russell

Sterne: HRD Verschiedene Varianten des HRD: Theoretische Variante: L vs T eff Beobachtungs-Varianten: Photometrie: M V vs Farbindex (Farben-Helligkeits-Diagramm, FHD oder CMD) Spektroskopie: M V vs Spektralklasse Alle Varianten sind eng miteinander verknüpft, aber nicht identisch

Sterne: HRD Verschiedene Regionen im HRD entsprechen verschiedenen Entwicklungsstadien: Hauptreihe: Normalzustand von Sternen, H-Brennen, hier verbringen Sterne die meiste Zeit ihres Lebens Riesen: spätere Entwicklungsphasen Weiße Zwerge: Endzustand von Sternen bestimmter Masse (die anderen möglichen Endzustände sind nicht im HRD vertreten: Neutronensterne, Schwarze Löcher)

Sterne: HRD Verschiedene Regionen im HRD entsprechen verschiedenen Entwicklungsstadien: Hauptreihe: Normalzustand von Sternen, H-Brennen, hier verbringen Sterne die meiste Zeit ihres Lebens Riesen: spätere Entwicklungsphasen Weiße Zwerge: Endzustand von Sternen bestimmter Masse (die anderen möglichen Endzustände sind nicht im HRD vertreten: Neutronensterne, Schwarze Löcher) Die Bevölkerungsdichte der verschiedenen Regionen lässt auf die Dauer der Entwicklungsphasen schließen

Sterne: HRD Verschiedene Regionen im HRD entsprechen verschiedenen Entwicklungsstadien: Hauptreihe: Normalzustand von Sternen, H-Brennen, hier verbringen Sterne die meiste Zeit ihres Lebens Riesen: spätere Entwicklungsphasen Weiße Zwerge: Endzustand von Sternen bestimmter Masse (die anderen möglichen Endzustände sind nicht im HRD vertreten: Neutronensterne, Schwarze Löcher) Die Bevölkerungsdichte der verschiedenen Regionen lässt auf die Dauer der Entwicklungsphasen Allgemein: HRD extrem wichtig, um unser Verständnis der Entwicklung von Sternen zu überprüfen schließen

Sterne: HRD Verschiedene Regionen im HRD entsprechen verschiedenen Entwicklungsstadien: Hauptreihe: Normalzustand von Sternen, H-Brennen, hier verbringen Sterne die meiste Zeit ihres Lebens Riesen: spätere Entwicklungsphasen Weiße Zwerge: Endzustand von Sternen bestimmter Masse (die anderen möglichen Endzustände sind nicht im HRD vertreten: Neutronensterne, Schwarze Löcher) Die Bevölkerungsdichte der verschiedenen Regionen lässt auf die Dauer der Entwicklungsphasen Allgemein: HRD extrem wichtig, um unser Verständnis der Entwicklung von Sternen zu überprüfen schließen Umgekehrt: Verständnis vorausgesetzt, können Merkmale des HRD z.b. zur Altersbestimmung von Sternpopulationen benutzt werden

Sterne: Hauptreihe Wasserstoffbrennen im Kern Normalzustand Längste Phase eines Sternenlebens Ist mehr oder weniger 1-dimensional Hinweis auf einfachen Zusammenhang zwischen M, R, L, T eff Nur 1 Parameter für Beschreibung nötig?

Sterne: Hauptreihe Empirisch findet man für Hauptreihensterne Beziehungen zwischen M und L, R: L M 3.5 R M 0.8 Exponenten leicht massenabhängig Beziehungen können mit vereinfachenden Annahmen auch theoretisch hergeleitet werden Aus L = 4 R 2 σt eff 4 T eff M 0.5 Hauptreihe ist eine 1-Parameter Sequenz Masse ist das zentrale Charakteristikum für Hauptreihensterne

Sterne: Hauptreihe Masse ist der einzige freie Parameter der Hauptreihe

Sterne: Rotation (Fast) alle Sterne rotieren Messung durch Dopplereffekt Sternscheibe zwar nicht aufgelöst, aber Messung durch charakteristische Verbreiterung der Linien Rotation Thermisch Überlagerung

Sterne: Rotation Nur v r = v rot sin i messbar Kann aber statistisch korrigiert werden Großer Bereich gemessen: 0 < v rot < 600 km/s Korrelation mit Spektralklasse: Langsamer (späte Typen) schneller (frühe Typen) G, K, M: v rot < 30 km/s Sonne: v rot = 2.1 km/s P 25 Tage F: bis 100 km/s A: bis 200 km/s O, B: bis v rot v Kepler Materie strömt am Äquator ab Oe, Be Sterne mit Emissionslinien Stern starrer Körper differentielle Rotation: (Äquator) > (Pol)

Die meisten Sterne haben eine gleichbleibende Helligkeit Beispiel Sonne: Variabilität < 1% Physische (oder intrinsische) Veränderliche Beschreibung mit Lichtkurve: s(t) Großes Spektrum von beobachteten Helligkeitsschwankungen: von gerade noch messbar bis Schwankungen um viele Größenordnungen Verschiedene Periodizitäten Regellose Lichtkurven Einmalige Veränderliche Periodische Veränderliche Zeitskalen: Sekunden viele Jahre Extrinsische Veränderliche Bedeckung Rotation Gravitationslinseneffekt Veränderliche Sterne

Veränderliche Sterne Viele Veränderliche zeigen ähnliches Verhalten und finden sich im HRD in derselben Region Einordnung in Typen möglich Viele verschiedene Typen Benennung nach Prototypen, z.b. Mira = o Ceti (Beobachtung bereits 1594) Langperiodische Veränderliche später Typen + Roter Riesen δ Cephei Cepheiden Überriesen mit fester Periode RR Lyrae (auch: Haufenveränderliche) Kurzperiodische A-Sterne T-Tauri Sterne Junge Sterne, Vor-Hauptreihensterne Instabilitätsstreifen im HRD

Veränderliche Sterne

Physikalische Unterscheidung (Beispiele): Pulsationsveränderliche Veränderliche Sterne Helligkeitsschwankung durch Leuchtkraftänderung Meist radiale Pulsation des Sterns Eruptive Veränderliche Massenverluste (Riesen) Akkretionsphänomene (junge Sterne) Kataklysmische Veränderliche Thermonukleare Reaktionen

Veränderliche Sterne: Cepheiden Streng periodische Pulsationsveränderliche Riesensterne, mehrere Subtypen Amplituden: < 2 mag, Perioden: 1 130 d Empirische Leuchtkraft-Periode- Beziehung: L P n, n 1.1 M = -2.8 log (P/1d) 1.4 Standardkerzen für Entfernungsbestimmung! (m M = 5 log r 5) Henrietta Swan Leavitt (1868 1921)

Fragen? Fragen!

Fragen? Fragen! pingo.upb.de 329715

Themen Einstieg: Was ist Astrophysik? Koordinatensysteme Astronomische Zeitrechnung Sonnensystem Gravitation Keplersche Gesetze Zwei- und Viel-Körper Dynamik Gezeiten und Finsternisse Strahlung Helligkeiten Sterne: Charakterisierung Sterne: Äußere Schichten Sterne: Innerer Aufbau Teleskope und Instrumente Extrasolare Planeten

Sterne: Äußere Schichten Sterne sind Gaskugeln im Gleichgewicht zwischen Eigengravitation und innerem Druck Energiequelle: Kernfusion, nicht direkt sichtbar Nur die äußeren Schichten sind sichtbar Hier: Diskussion am Beispiel der Sonne Einteilung des sichtbaren Bereichs / Außenzonen Photosphäre: sichtbare (optisch) Oberfläche Chromosphäre: dünne, heiße Schicht Korona: sehr heiße ausgedehnte Region

Sterne: Äußere Schichten

Photosphäre Die meiste optische EM-Strahlung wird an der Übergangsregion optisch dicht optisch dünn emittiert Photosphäre ( Lichtkugel ) Ausdehnung ca. 300 km (0.04% R ) scharf begrenzter Rand (nur bei der Sonne ohne weiteres beobachtbar) Bestimmt Spektrum der Strahlung: Kontinuum + Absorptionslinien Dichte: 10 4 10 5 kg/m 3 T: 6400 4400 K

Photosphäre Helligkeit nimmt zum Rand hin ab Randverdunkelung Effekt stärker bei kleineren Wellenlängen

Photosphäre Granulation: Hell-Dunkel-Struktur bedingt durch tiefer liegende Konvektionszone ΔT = 200 300 K : bis zu 1000 km Lebensdauer: einige Minuten

Chromosphäre Schicht oberhalb der Photosphäre: Δh 2000 km Dichte fällt schnell ab: 10 8 kg/m 3 10 3 ρ Photo Temperatur erreicht Minimum, steigt dann wieder an, bis 25000 K, Grund nicht klar Aber: F Chrom 10 4 F Photo Emissionslinien: z.b. Hα Beobachtung durch schmalbandige Filter

Sterne: Äußere Schichten

Chromosphäre Protuberanzen Plasmabögen Entstehen und kollabieren schnell (1d), Lebensdauer bis zu Monaten ~10 5 km Spikulen Plasmaeruptionen Lebensdauer: Minuten ~10 3 km

Chromosphäre

Korona Stark verdünnte, sehr heiße Hülle ρ 10 15 kg/m 3 T > 10 6 K S Korona 10 6 S Photo Nur bei totaler Sonnenfinsternis sichtbar Kontinuierliches Spektrum im Optischen, ähnlich dem Photosphären-Kontinuum Aber keine Absorptionslinien Photosphären-Licht wird an sehr heißen Elektronen gestreut Erhält Form des Kontinuums, verschmiert aber Absorptionslinien

Korona

Korona Hoch ionisierte Emissionslinien sichtbar, z.b. Fe 13+, Ca 14+ Korona ist sehr heiß Eigenstrahlung im Röntgenbereich

Korona Aufheizung der Korona? Wärmetransport von kalter Photosphäre nicht möglich Magnetisch-akustische oder Alfvén Wellen? Umwandlung der Magnetfeldenergie in Wärme? Indikator Plasmabögen: Gas strömt entlang Magnetfeldlinien

Korona Koronale Massenauswürfe 10 6 km und mehr 10 12 kg Bis zu 3000 km/s Frequenz: 1/Woche mehrere/tag