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Einführung in die Astronomie und Astrophysik, Teil I Kapitel 2 Elektromagnetische Strahlung & Stellare Spektren Cornelis Dullemond Ralf Klessen.

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1 Einführung in die Astronomie und Astrophysik, Teil I Kapitel 2 Elektromagnetische Strahlung & Stellare Spektren Cornelis Dullemond Ralf Klessen

2 Wie wird Licht in den astronomischen Objekten erzeugt? Wie beschreiben wir Licht mathematisch? Wie beobachten wir Licht mit Teleskopen? Grundlage der Astronomie

3 Wie beschreibt man Licht?

4 Messung von Strahlung Strahlungsfluss: Energiezuname pro Oberfläche pro Zeit Wichtig: Fang an mit sehr kaltem Hohlraum

5 Intermezzo: CGS Einheiten GrößeCGSSI Länge1 cm10 -2 m Zeit1 s Energie1 erg10 -7 J Masse1 g10 -3 kg Kraft1 dyne10 -5 N Druck1 dyne/cm Pa Temperatur1 K

6 Messung von Strahlung Zeit Temperatur Die Zunahme der Temperatur pro Sekunde im Hohlraum gibt an, wie viel Strahlungsenergie pro Sekunde durch die Pupille geht. Die genaue Umrechnung des Temperaturzuwachs dT/dt in den Fluss F ist allerdings sehr stark von den Eigenschaften des Geräts abhängig und muss entsprechend geicht werden

7 Messung von Strahlung Man muss bei sehr niedriger Temperatur beginnen, da irgendwann die Temperatur in Sättigung geht. Der Hohlraum fängt dann an selbst Strahlung zu produzieren, die durch die Pupille wieder austritt

8 Messung von Strahlung Zeit Temperatur Man muss bei sehr niedriger Temperatur beginnen, da irgendwann die Temperatur in Sättigung geht. Der Hohlraum fängt dann an selbst Strahlung zu produzieren, die durch die Pupille wieder austritt Die Sättigungstemperatur ist physikalisch genau definiert: (Stefan-Boltzmann Konstante) Sättigungstemperatur

9 Messung von Strahlung Um diese Sättigung zu vermeiden, werden professionelle astronomische Instrumente kryogen gekühlt. Hier: das CRIRES Instrument in seinem Vakuum-Faß, an dem Very Large Telescope in Chile. Wird bis auf 25 K runtergekühlt. CRIRES misst Strahlung im nahen Infrarot- Bereich. Photo: Hüdepohl, ESO. Quelle:

10 Messung von Strahlung Für die Neugierigen: Das CRIRES Instrument ist an das VLT UT1 Teleskop gekoppelt, im Nasmyth-Fokus Quelle: European Southern Observatory, Photo Gallery - Very Large Telescope

11 Hohlraumstrahlung Offenbar produzieren die Wände des Hohlraums eine Strahlung, die sehr genau von der Temperatur abhängt. Wenn man durch die Pupille schaut, sieht man folgenden Strahlungsfluss: Dies folgt direkt aus der Quanten-Thermodynamik. Der perfekte Hohlraum wird schwarzer Strahler genannt. Und die Strahlung Schwarzkörperstrahlung.

12 Wellenlänge, Frequenz Wellenlänge λ [cm] Frequenz ν [Hz]

13 Spektrum: Fluss pro Wellenlänge dλ [cm] λ [cm]

14 Spektrum: Fluss pro Frequenz dν [Hz] ν [Hz]

15 Beides kann man benutzen dν [Hz] ν [Hz] dλ [cm] λ [cm] aber Übung: Beweisen Sie diese Gleichung Übung: Beweisen Sie diese Gleichung

16 Spektrum eines Schwarzkörpers Planck-Funktion Plancksches Wirkungsquantum Boltzmann-Konstante

17 Spektrum eines Schwarzkörpers

18 Ein Photon hat 2 Polarisations- Freiheitsgrade Quanten- Zustands- Dichte Photon- Energie Zustands-Besetzungs-Grad (Quanten-Statistik) Dies geht nur, wenn man Licht als Energie-Quanten mit Energie hν betrachtet. Dies hat Max Planck 1900 entdeckt als er, eher widerwillig, versuchte, die Schwarzkörperstrahlung mit der Boltzmannschen Statistik zu beschreiben, obwohl er am Anfang gar nicht glaubte, dass seine Quanten wirklich physikalische Bedeutung hatten. Er hat damit, unwillkürlich, die Geburt der Quantenmechanik eingeläutet.

19 Spektrum eines Schwarzkörpers T = 300 K

20 Spektrum eines Schwarzkörpers T = 300 K Log-Log Plot: Man sieht Vieles besser, aber ist etwas gewöhnungs- bedürftig

21 Spektrum eines Schwarzkörpers Rayleigh-Jeans Limit Begründung:

22 Spektrum eines Schwarzkörpers T = 300 K Rayleigh-Jeans Limit Bei niedrigen Frequenzen (=Energien) stimmt das Rayleigh-Jeans Gesetz (klassische Beschreibung) Bei hohen Frequenzen (=Energien) muss man Quanten-Statistik anwenden, sonst erfolgt die Ultraviolett-Katastrophe

23 Spektrum eines Schwarzkörpers T = 300 K Wien Limit Dies wäre der Fall, wenn jeder Quantenzustand nur maximal 1 mal besetzt werden dürfte Aber Photonen sind Bosonen und folgen damit nicht dem Paulisches Ausschließungsprinzip: Es kann mehrere Photonen pro Zustand geben. Bei hohen Frequenzen (=Energien) stimmt das Wiensche Gesetz

24 Spektrum eines Schwarzkörpers T = 300 K Wien- Bereich Rayleigh-Jeans- Bereich Quanten-Zustände sind mehrfach besetzt Quanten-Zustände sind unterbesetzt (meist 0, maximal 1 Photon/Zustand)

25 Spektrum eines Schwarzkörpers (Wiensches Verschiebungsgesetz) T = 3000 K T = 300 K T = 30 K T = 3 K

26 Urheber: Unbekannt. Quelle:

27 Fluss von einem Schwarzkörper Das Integral über die Planck-Kurve gibt den totalen (=bolometrischen) Fluss: Temperatur: T

28 Sterne als Schwarzkörper R*R* Fluss an der Oberfläche: Luminosität: d Beobachteter Fluss: Als erste Annäherung können wir Sterne als Schwarzkörper betrachten

29 Sterne als Schwarzkörper R*R* Fluss an der Oberfläche: Luminosität: d Beobachteter Fluss: Als erste Annäherung können wir Sterne als Schwarzkörper betrachten

30 Farben Menschliches Auge: Empfindlichkeit: Quelle: Based on data from Stockman, MacLeod & Johnson (1993) Journal of the Optical Society of America A, 10, 2491 λ [nm] T=1500K T=3000K T=6000K T=12000K Indem man bei minimal 2 Wellenlängen den Fluss misst, kann man durch das Verhältnis der zwei Messungen die Temperatur abschätzen.

31 Farben Urheber: Unbekannt. Quelle:

32 Farben Menschliches Auge: Empfindlichkeit: Quelle: Based on data from Stockman, MacLeod & Johnson (1993) Journal of the Optical Society of America A, 10, 2491 λ [nm] T=1500K T=3000K T=6000K T=12000K Indem man bei minimal 2 Wellenlängen den Fluss misst, kann man durch das Verhältnis der zwei Messungen die Temperatur abschätzen.

33 Farben Astronomische Filters Quelle: T=1500K T=3000K T=6000K T=12000K Indem man bei minimal 2 Wellenlängen den Fluss misst, kann man durch das Verhältnis der zwei Messungen die Temperatur abschätzen. Mit mehreren Filtern kann man Abweichungen von Schwarzkörperstrahlung messen.

34 Farben Linse CCD oder schwarzweiß Film Die Messung ergibt:

35 Farben Die Filter-Transmissions-Funktion φ ν beschreibt die Eigenschaften des Filters. Linse CCD oder schwarzweiß Film Die Messung ergibt: Filter

36 Farben Astronomische Filters (hier: das Johnson-Cousins System) Quelle: T=1500K T=3000K T=6000K T=12000K Filter sind meist teil eines Filter-Sets. Die Filter müssen breit genug sein, um insgesamt viel Licht (sprich: Energie) durchzulassen so dass schwache Quellen detektiert werden können. Aber sie müssen eng genug sein, damit sie sich nicht gegenseitig zu viel überlappen. Am Besten sind sie 100% durchlässig im gewünschten Wellenlängen-Interval und 0% durchlässig außerhalb. Leider gibt es keine solchen perfekten Materialien.

37 Farben Astronomische Filters (hier: das SDSS System) Quelle: T=1500K T=3000K T=6000K T=12000K Das Johnson System ist schon etwas alt. Ein moderneres System ist zum Beispiel das Sloan Digital Sky Survey (SDSS) System. Die Filter sind schon viel blockförmiger und überlappen sich kaum, und damit ist die Interpretation der Beobachtungen viel einfacher. Perfekt blockförmige Filter sind leider technisch nicht produzierbar.

38 Farben Astronomische Filters (hier: narrow band filters) Quelle: T=1500K T=3000K T=6000K T=12000K Manchmal möchte man ein ganz bestimmtes spektroskopisches Merkmal messen, zum Beispiel die berühmte H-β Linie oder die berühmte O III Linie (mehr darüber später). Dafür sind schmale Filter besser (da die nur für diese Linie, und keine andere Strahlung, empfindlich sind). Eine detailliertere Messung von F ν kann man mit Spektroskopie machen (später).

39 Das Magnituden-System Die Helligkeiten der Sterne in den verschiedenen Bändern (Filter) kann man nur ungefähr in F ν umrechnen, weil sie ja eigentlich Integrale der Form sind. In der Praxis benutzt man eher das Magnituden- System. Dies haben wir, für den Gesamtfluss, schon in der Einleitung gesehen (bolometrische Magnitude): Anmerkung: Die ganz genaue Definition ist:

40 Das Magnituden-System Jetzt nur F durch F filter ersetzen: Meist schreibt man anstatt m Filter einfach den Filternamen. Beispiel: Auch hier Achtung: Die genaue Definitionen sind heutzutage nicht mehr an Vega gekoppelt, und weichen leicht davon ab.

41 Das Magnituden-System Eine Farbe kann man nun folgendermaßen definieren, zum Beispiel: oder andere Kombinationen, z.B. U-B, V-R, R-I Vega hat also per Definition B-V=0, U-B=0 etc. Heißere Sterne haben B-V<0 etc Kühlere Sterne haben B-V>0 etc – z.B.: Sonne hat B-V=0.66

42 Das Magnituden-System Obwohl es keine genaue Übersetzung von Magnituden in Flüsse gibt (wegen der Breite des Filters), gilt ungefähr: Filterλ[μm]mag 0 = F ν [erg cm -2 s -1 Hz -1 ] U × B × V × R × I × J × H × K × L × M × N × Q ×

43 Absolute Magnituden Eine Magnitude m repräsentiert die Helligkeit eines Sterns, so wie wir ihn am Himmel sehen. Die absolute Magnitude M ist die Magnitude die der Stern hätte, wenn er genau 10 parsec von uns entfernt wäre. Damit ist die absolute Magnitude eine intrinsische Eigenschaft des Sterns. Die absolute bolometrische Magnitude repräsentiert also die totale Leuchtkraft L des Sterns. Die Sonne hat M bol,Sun =4.74. Für ein Stern mit Leuchtkraft L gilt also: Übung: Komischerweise hat Vega nicht absolute bolometrische Magnitude 0, sondern Warum? Übung: Komischerweise hat Vega nicht absolute bolometrische Magnitude 0, sondern Warum?

44 Zusammenfassung Magnituden Scheinbare Magnitude (im Filter X) Absolute Magnitude (im Filter X) Scheinbare bolometrische Magnitude Absolute bolometrische Magnitude aus der Tabelle

45 Das Hertzsprung-Russell Diagramm Wie wir Sterne an Hand ihrer Farbe und Leuchtkraft klassifizieren können

46 Das Hertzsprung-Russell Diagram L * [L ] T * [K] Kühl Heiß

47 Das Hertzsprung-Russell Diagram L * [L ] T * [K] Aus historischen Gründen zeigt die Temperatur-Achse nach links Heiß Kühl

48 Das Hertzsprung-Russell Diagram L * [L ] T * [K] Die Hauptreihe Hauptreihe (main sequence) Sonne

49 Das Hertzsprung-Russell Diagram L * [L ] T * [K] Die Vorhauptreihen-Sternen (Geburt) T Tauri Sterne

50 Das Hertzsprung-Russell Diagram L * [L ] T * [K] Die Nachhauptreihen-Sternen (Spätphase) Riesen Superriesen Weiße Zwergen

51 Urheber: Unbekannt. Quelle: aus der Vorlesung:

52 Echte Stern-Spektren Kurucz Modell und Schwarzkörpermodell mit M=1M, T=5780K, L=1L Die Sonne

53 Echte Stern-Spektren Die Sonne Kurucz Modell und Schwarzkörpermodell mit M=1M, T=5780K, L=1L

54 Echte Stern-Spektren Ein A-Stern Kurucz Modell und Schwarzkörpermodell mit M=3M, T=10000K, L=100L

55 Echte Stern-Spektren Ein A-Stern Kurucz Modell und Schwarzkörpermodell mit M=3M, T=10000K, L=100L

56 Genauere Beschreibung von Licht: Die Intensität

57 Genauere Beschreibung von Strahlung Intensität I ν Die Dimension ist: Hängt von Position, Frequenz und Richtung ab: Im Vakuum gilt:

58 Genauere Beschreibung von Strahlung s=0 s=10 Intensität in Richtung ist konstant entlang einer Linie die in Richtung geht (gilt nur in Vakuum!!)

59 Genauere Beschreibung von Strahlung s=0 s=10 Intensität in Richtung ist konstant entlang einer Linie die in Richtung geht (gilt nur in Vakuum!!)

60 Genauere Beschreibung von Strahlung s=0 s=10 Das Bild wird größer auf der Netzhaut, aber nicht heller! Tatsächlich ist die Intensität konstant! Intensität in Richtung ist konstant entlang einer Linie die in Richtung geht (gilt nur in Vakuum!!)

61 Fluss versus Intensität eines Sterns AB Warum geht der gemessene Fluss eines Sterns mit d -2 und warum bleibt die Intensität konstant mit Abstand? und für d>>R * gilt zudem:

62 Optische Tiefe s0s0 s1s1 Die optische Tiefe eines Objekts entlang eines Strahls ist wie viele freie Weglängen gibt es entlang des Strahls? Mittlere freie Weglänge: ist die Opazität

63 Eddington-Barbier Regel Eine grobe Abschätzung der Intensität I ν die man beobachtet ist: τ ν =2/3 Also: Man sieht das, was in optischer Tiefe 2/3 liegt.

64 Emissions- versus Absorptionlinien Linien-Profil: ρκ ν ν σ ν line

65 Emissions- versus Absorptionslinien T [K] s [cm] ρ [g cm -3 ] Eine Sternatmosphäre Zentrum des Sterns

66 Emissions- versus Absorptionslinien λ [cm] s [cm] Heiß Kühl Eine Sternatmosphäre

67 Emissions- versus Absorptionslinien λ [cm] s [cm] Heiß Kühl τ λ =2/3 Eine Sternatmosphäre

68 Emissions- versus Absorptionslinien λ [cm] s [cm] Heiß Kühl τ λ =2/3 Eddington-Barbier Annäherung IνIν Absorption Eine Sternatmosphäre

69 Beispiel: Ein A-Stern Kurucz Modell und Schwarzkörpermodell mit M=3M, T=10000K, L=100L

70 Beispiel: Detailliertes Sonnenspektrum Fraunhofersche Linien = Absorptionslinien Was lernen wir? Temperatur des Gases geht runter je höher man in der Sonnen- Atmosphäre geht.

71 Beispiel: Sonnencorona Röntgen-Spektrum der Sonne von CORONAS-F Sylwester, Sylwester & Phillips (2010) Was lernen wir? Es muss eine sehr heiße, dünne Gas- Schicht oberhalb der Sonne geben.

72 Detaillierte Modellierung ergibt: Model by Fedun, Shelyag, Erdelyi (2011)

73 Detaillierte Modellierung ergibt: Model by Fedun, Shelyag, Erdelyi (2011) Photosphäre Chromosphäre Corona

74 Limb-darkening Urheber: NASA, Quelle:

75 Limb-darkening λ [cm] s [cm] Heiß Kühl τ ν =2/3

76 Limb-darkening λ [cm] s [cm] Heiß Kühl τ ν =2/3

77 Strahlungsprozesse

78 Linien-Prozesse: – Atomare Linien (elektronische Quantenzustände) – Molekulare Linien (rotations- und vibrations- Quantenzustände) Kontinuum-Prozesse: – Ionisation/Rekombination (bound-free/free-bound) – Bremsstrahlung (free-free) – Synchrotronstrahlung – Streuung (an Elektronen, an Staubteilchen, an Molekülen) – Thermische Emission von Staubteilchen

79 Linien von Atomen und Molekülen 4 3 Beispiel: Ein Atom mit 6 Quantenzuständen E6E6 E5E5 E4E4 E3E3 E2E2 E 1 =0 Energy Die Energien

80 Linien von Atomen und Molekülen 4 3 Beispiel: Ein Atom mit 6 Quantenzuständen g 6 =2 g 5 =1 g 4 =1 g 3 =3 g 2 =1 g 1 =4 Energy Entartung der Niveaus

81 Linien von Atomen und Molekülen 4 3 Beispiel: Ein Atom mit 6 Quantenzuständen E6E6 E5E5 E4E4 E3E3 E2E2 E 1 =0 Energy Besetzung der Niveaus

82 Linien von Atomen und Molekülen 4 3 Beispiel: Ein Atom mit 6 Quantenzuständen E6E6 E5E5 E4E4 E3E3 E2E2 E 1 =0 Energy γ Spontanes radiatives Zerfall (= Linien-Emission)

83 Linien von Atomen und Molekülen 4 3 Beispiel: Ein Atom mit 6 Quantenzuständen E6E6 E5E5 E4E4 E3E3 E2E2 E 1 =0 Energy γ Linien-Absorption

84 Linien von Atomen und Molekülen 4 3 Beispiel: Ein Atom mit 6 Quantenzuständen E6E6 E5E5 E4E4 E3E3 E2E2 E 1 =0 Energy γ Stimulierte Emission γ

85 Linien von Atomen und Molekülen 4 3 Beispiel: Ein Atom mit 6 Quantenzuständen E6E6 E5E5 E4E4 E3E3 E2E2 E 1 =0 Energy γ spontaner radiativer Zerfall (Emissionslinie) kann von jeder Kombination der Niveaus kommen, solange sie durch die Auswahlregeln erlaubt sind

86 Linien von Atomen und Molekülen 4 3 Beispiel: Ein Atom mit 6 Quantenzuständen E6E6 E5E5 E4E4 E3E3 E2E2 E 1 =0 Energy E collision Stoßanregung Unser Atom freies Elektron

87 Linien von Atomen und Molekülen 4 3 Beispiel: Ein Atom mit 6 Quantenzuständen E6E6 E5E5 E4E4 E3E3 E2E2 E 1 =0 Energy E collision Stoßabregung Unser Atom freies Elektron

88 Das Wasserstoffatom E=0 E=-13.6 eV E=-3.4 eV E=-1.5 eV... n=1 n=2 n=3... n= Kontinuum

89 Das Wasserstoffatom E=0 E=-13.6 eV E=-3.4 eV E=-1.5 eV... n=1 n=2 n=3... n= Kontinuum Ly-αLy-βLy-γLy-δ Lyman-Serie (Ultraviolet) Linien (bound-bound transitions)

90 Das Wasserstoffatom E=0 E=-13.6 eV E=-3.4 eV E=-1.5 eV... n=1 n=2 n=3... n= Kontinuum Ba-αBa-βBa-γBa-δ Balmer-Serie (Optisch) Linien (bound-bound transitions)

91 Das Wasserstoffatom E=0 E=-13.6 eV E=-3.4 eV E=-1.5 eV... n=1 n=2 n=3... n= Kontinuum H-αH-βH-γH-δ Balmer-Serie (Optisch) (In der Astronomie benutzt man H anstatt Ba) Linien (bound-bound transitions)

92 Das Wasserstoffatom E=0 E=-13.6 eV E=-3.4 eV E=-1.5 eV... n=1 n=2 n=3... n= Kontinuum Pa-αPa-βPa-γPa-δ Paschen-Serie (Infrared) Linien (bound-bound transitions)

93 Das Wasserstoffatom E=0 E=-13.6 eV E=-3.4 eV E=-1.5 eV... n=1 n=2 n=3... n= Kontinuum Thermische Anregung, gefolgt von Linien- Emission. Kollision mit einem freien Elektron 1 Emissionslinie, oder 2 Emissionslinien Emissionslinien: Linien (bound-bound transitions)

94 Das Wasserstoffatom E=0 E=-13.6 eV E=-3.4 eV E=-1.5 eV... n=1 n=2 n=3... n= Kontinuum Absorption eines Photons, gefolgt von thermische de-excitation. Absorption eines Photons (Absorptions- Linie) Kollision mit einem freien Elektron Absorptionslinien: Linien (bound-bound transitions)

95 Das Wasserstoffatom E=0 E=-13.6 eV E=-3.4 eV E=-1.5 eV... n=1 n=2 n=3... n= Kontinuum Viele mögliche Kombinationen Linien (bound-bound transitions)

96 Beispiel: Ein A-Stern Kurucz Modell und Schwarzkörpermodell mit M=3M, T=10000K, L=100L H-α H-β H-γ H-δ Pa-γ Pa-δ Pa-ε Ly-α

97 Thermische Ionisation und Rekombination E=0 E=-13.6 eV E=-3.4 eV E=-1.5 eV... n=1 n=2 n=3... n= Kontinuum (bound-free & free-bound transitions) Saha-Gleichung: N p, N e und N H sind die Anzahl Teilchen (Proton, Elektron, H-Atom) pro cm 3.

98 Photoionisation und Rekombination E=0 E=-13.6 eV E=-3.4 eV E=-1.5 eV... n=1 n=2 n=3... n= Radiative Ionisation (=Photoionisation). Und Rekombination, gefolgt von Rekombinations- Linien viele Möglichkeiten für Rekombinationslinien Rekombinationslinien sind eigentlich gewönliche Linien. Sie werden so genannt, weil sie oft auftreten wenn H photoionisiert wird. Elektron thermalisiert, und heizt das Gas auf Photo-Ionisation (bound-free & free-bound transitions)

99 Photoionisations-Querschnitt E=hν Photoionisations- Querschnitt des H-atoms 13.6eV Die genaue Formel für den Querschnitt als Funktion von Photon-Energie ist etwas komplizierter. Für mehr Information, siehe das Buch von Osterbrock & Ferland (2006) Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei. λ = μm = 910 Å

100 Photoionisations-Querschnitt E=hν Photoionisations- Querschnitt des H-atoms 13.6eV Die genaue Formel für den Querschnitt als Funktion von Photon-Energie ist etwas komplizierter. Für mehr Information, siehe das Buch von Osterbrock & Ferland (2006) Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei. log Ein Potenzgesetz wird eine gerade Linie in log-log Plots λ = μm = 910 Å

101 Photoionisation und Rekombination E=0 E=-13.6 eV E=-3.4 eV E=-1.5 eV... n=1 n=2 n=3... n= (bound-free & free-bound transitions) Wenn das Gas heiß ist, dann ist auch n=2 durch thermische Anregung teilweise besetzt. Dann kann auch von dort photoionisiert werden, und das braucht Photonen geringerer Energie. viele Möglichkeiten für Rekombinationslinien Elektron thermalisiert, und heizt das Gas auf

102 Photoionisations-Querschnitt E=hν Photoionisations- Querschnitt des H-atoms 13.6eV Die Höhe der Dreiecke hängt von Quantenphysik und von der Besetzung der Niveaus ab. Letzteres hängt wieder von der Temperatur des Gases ab. log Ein Potenzgesetz wird eine gerade Linie in log-log Plots 3.4eV λ = μm = 910 Å λ = μm = 3647 Å

103 Photoionisations-Querschnitt E=hν Photoionisations- Querschnitt des H-atoms 13.6eV Die Höhe der Dreiecke hängt von Quantenphysik und von der Besetzung der Niveaus ab. Letzteres hängt wieder von der Temperatur des Gases ab. log Ein Potenzgesetz wird eine gerade Linie in log-log Plots Niedrigere Temperatur λ = μm = 3647 Å 3.4eV λ = μm = 910 Å

104 Photoionisations-Querschnitt E=hν Photoionisations- Querschnitt des H-atoms 13.6eV Die Höhe der Dreiecke hängt von Quantenphysik und von der Besetzung der Niveaus ab. Letzteres hängt wieder von der Temperatur des Gases ab. log Ein Potenzgesetz wird eine gerade Linie in log-log Plots 3.4eV λ = μm = 910 Å λ = μm = 3647 Å Lyman edge Balmer edge Paschen edge

105 Photoionisations-Querschnitt λ Photoionisations- Querschnitt des H-atoms 13.6eV Die Höhe der Dreiecke hängt von Quantenphysik und von der Besetzung der Niveaus ab. Letzteres hängt wieder von der Temperatur des Gases ab. log 3.4eV λ = μm = 910 Å λ = μm = 3647 Å Lyman edge Balmer edge Paschen edge

106 Beispiel: Ein A-Stern Kurucz Modell und Schwarzkörpermodell mit M=3M, T=10000K, L=100L

107 Beispiel: Ein A-Stern Kurucz Modell und Schwarzkörpermodell mit M=3M, T=10000K, L=100L Ly-α Ly-β Ly-γ Lyman edge Balmer edge Paschen edge

108 Beispiel: Ein A-Stern Kurucz Modell und Schwarzkörpermodell mit M=3M, T=10000K, L=100L Ly-α Ly-β Ly-γ Lyman edge Balmer edge Paschen edge Die Sprünge im Spektrum kann man also verstehen als Folge der sprunghaften Anstiege der Opazität bei höhere Photonenenergie hν (weil das Photon dann ein H-Atom ionisieren kann, und dadurch das Photon vom H-Atom absorbiert wird). Höhere Opazität bedeutet, dass die Stelle, wo τ ν =2/3, jetzt in den höheren Schichten der Sternatmosphäre liegt, wo es kühler ist. Also: weniger Fluss. Eddington-Barbier.

109 Ionisation anderer Elementen Ein ionisiertes Wasserstoffatom ist ein Proton. Ein Proton hat kein Linienspektrum. Aber ein einfach ionisiertes Heliumatom hat immer noch ein Elektron, und hat somit ein Linienspektrum. In diesen besonderen Fall sogar ein Spektrum dass dem Wasserstoff-Spektrum sehr ähnlich ist, nur bei höheren Energieen. Ein x-mal ionisiertes Atom mit Atomnummer Z hat ein ganz anderes Linienspektrum als ein y-mal (xy) ionisiertes (oder neutrales) Atom mit Atomnummer Z

110 Ionisation anderer Elementen Moderne Benennung der ionisierte Atome, z.B.: – H, H + =p – He, He +, He ++ =He 2+ – O, O +, O 2+, O 3+, O 4+, O 5+, O 6+, O 7+, O 8+ Historische, aber in der Astronomie noch oft benutzte, Benennung: – HI, HII – HeI, HeII, HeIII – OI, OII, OIII, OIV, OV, OVI, OVII, OVIII, OIX

111 Spektrale Klassifikation von Sternen OBAFGKMLT

112 Spektrale Klassifikation Obwohl wir die Morgan-Keenan Spektralklassen OBAFGKMLT schon mal gesehen haben, haben wir sie bis jetzt immer nur mit Leuchtkraft, Temperatur und Masse des Sterns in Verbindung gebracht. In der Praxis sind dies allerdings spektrale Klassen, die man an der Form des Spektrums identifizieren kann. Die physikalischen Parameter, die für diese verschiedenen Spektren verantwortlich sind, sind hauptsächlich: – Temperatur an der Oberfläche (sogenannte effektive Temperatur) – Gravitationskonstante g [cm/s 2 ] an der Oberfläche

113 Spektrale Klassifikation

114 Urheber: Unbekannt. Quelle:

115 Aus: Vorlesung von Prof. Richard Pogge Ohio State Quelle: The original source spectra are from Jacoby, G.H., Hunter, D.A., & Christian, C.A. A Library of Stellar Spectra, 1984, ApJS, 56, 257 Frühe Spektralklassen (Eng: early type) Späte Spektralklassen (Eng: late type) (früh und spät sind altmodische Bezeichnungen die aus der Zeit stammen als man glaubte, ein Stern fängt als O-Stern an, und kühlt ab bis M-Stern)

116 Spektrale Klassifikation O5 H H H H H H H H He II

117 Spektrale Klassifikation B0 H H H H H H H H He I

118 Spektrale Klassifikation B4 H H H H H H H H He I O 2 Erde

119 Spektrale Klassifikation A1 H HH H H H H H Ca II K O 2 Erde

120 Spektrale Klassifikation A5 H H H H H H H H Ca II K O 2 Erde (Telluric)

121 Spektrale Klassifikation F0 H H H H H HH H Ca II K Ca I Ti II Fe I Na I D O 2 Erde (Telluric)

122 Spektrale Klassifikation F5 HH H H H H H H Ca II K Ca I Ti II Fe I Na I D O 2 Erde (Telluric)

123 Spektrale Klassifikation G0 H H H H H H H H Ca II K Ca I Fe I Na I D O 2 Erde (Telluric)

124 Spektrale Klassifikation G4 O 2 Erde (Telluric) H H H H Ca II K Fe I Na I D H

125 Spektrale Klassifikation K0 O 2 Erde (Telluric) Fe I Na I D H H Ca II K H H

126 Spektrale Klassifikation K5 O 2 Erde (Telluric) Fe I Na I D H H H

127 Spektrale Klassifikation M0 O 2 Erde (Telluric) Fe I Na I D TiO

128 Spektrale Klassifikation M5 TiO

129 Spektrale Klassifikation M5 TiO

130 Spektrale Klassifikation

131 Spätere Spektren: spät-M, L-Zwerg, T-Zwerg Marley & Leggett 2009, Daten von Cushing et al. 2006

132 Ursprung der Harvard Classification Pickerings Frauen (Computers) Quelle:

133 Ursprung der Harvard Classification Pickerings Frauen (Computers) Quelle: Margaret Harwood Molly OReilley Edward Pickering Edith Gill Annie Jump Cannon Evelyn Leland Florence Cushman Marion Whyte Grace Brooks Arville Walker Johanna Mackie Alta Carpenter Mabel Gill Ida Woods

134 Wilhelmina (Mina) Fleming Quelle: Wilhelmina Fleming Erste Frau in Pickerings Team. Kurator des Henry Draper Archivs für photographische Platten in Harvard. Sie erfand die ersten bedeutungs- vollen Spektralklassen.

135 Antonia Maury Quelle: Antonia Maury Erkannte die Beziehung zwischen den Spektralklassen und der Temperatur. Fand eine weitere Dimension in den Spektralklassen: vor allem den c- characteristic womit sie zwei verschiedene Arten von roten Sternen unterscheiden konnte. Ejnar Hertzsprung erkannte, dass die ohne c-characteristic nahe schwache rote Zwerge sind, und die mit c-characteristic entfernte helle rote Riesen. Maury entdeckte die ersten spektralen Doppelsterne.

136 Henrietta Swan Leavitt Quelle: Henrietta Swan Leavitt Erfand ein Standard für die Helligkeit von Sternen. Erforschte variable Sterne. Sie entdeckte, dass variable Sterne vom Typ Cepheid in den Magallanschen Wolken einen Zusammenhang zeigen zwischen der Helligkeit und der Periode der Variabilität. Dies ist von unschätzbarer Wert, da dies es ermöglicht, Entfernungen von Galaxien zu messen! Und das hat wiederum Auswirkungen auf unser Verständnis des Ausmaßes des Universums (the cosmological distance ladder).

137 Annie Jump Cannon Quelle: Annie Jump Cannon Sie war super-effizient bei der Klassifikation: 3 pro Minute! Sie hatte 5 Assistenten um ihre Klassifikation zu dokumentieren. Sie hat alle Sterne des Henry-Draper Katalogs selbst klassifiziert. Sie vereinfachte das System und ordnete die Spektralklassen in Temperatur (daher OBAFGKM), und sie führte die Unterklassen 1-10 ein. Ihr System ist bis heute der Standard!

138 Spektroskopische Doppelsterne

139 r ist groß genug, dass wir beide Sterne einzeln sehen können r Visueller und/oder astrometrischer Doppelstern: r ist nicht groß genug, um beide Sterne einzeln sehen zu können r (wir können nicht wissen, ob dies ein Doppelstern ist) r ist klein genug, damit die Sterne (a) kurze Periode und (b) hohe Dopplerverschiebung haben. r Spektroskopischer Doppelstern: r ist so klein, und unsere Sichtlinie günstig, dass sich die Sterne periodisch bedecken. Im Extremfall können die Sterne sogar teilweise verschmolzen sein (contact binary). Photometrischer Doppelstern und/oder Kontakt-Doppelstern:

140 Spektroskopischer Doppelstern Quelle:

141 Spektroskopischer Doppelstern

142 Spektroskopischer Doppelstern Credit: R. Pogge, OSU, Quelle:

143 Spektroskopischer Doppelstern Credit: Terry Herter, Cornell University. Quelle: Selbst herumspielen:


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