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KZO Wetzikon Sternleben Astronomiefreifach HS 2001/2002 Stefan Leuthold.

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Präsentation zum Thema: "KZO Wetzikon Sternleben Astronomiefreifach HS 2001/2002 Stefan Leuthold."—  Präsentation transkript:

1 KZO Wetzikon Sternleben Astronomiefreifach HS 2001/2002 Stefan Leuthold

2 Folie Nr. 2 Astronomie. Sternleben. Historisches Angelo Secchi (ital. Astronome) findet in Sternspektren Absorptionslinien. Klassifikationssystem mit Balmer-Linien für Wasser- stoff in Gebrauch. Nomen- klatur: A – P. ABCDEFGHIJKLMNOPABCDEFGHIJKLMNOP

3 Folie Nr. 3 Astronomie. Sternleben. ABCDEFGHIJKLMNOPABCDEFGHIJKLMNOP Historisches | Eine Gruppe aus Harvard überarbeitet das Klassifikations- system und berück- sichtigt die relative Stärke des ganzen Spektrums => Umsortierung der Spektralklassen. Später zusätzliche Unterteilung jeder Klasse in 0–9. OBAFGKMOBAFGKM

4 Folie Nr. 4 Astronomie. Sternleben. Historisches |3 1930Zusammenhang zwischen Spektralklasse und Temperatur erklärt. Das Spektrum sagt etwas aus über Farbe, Temperatur und Zusammensetzung eines Sternes. OBAFGKMOBAFGKM Viel He + Neutrale He Starke H + H +, Ca +, Fe + Ca +, Metalle Metalle TiO 2, Ca K K K K K K K

5 Folie Nr. 5 Astronomie. Sternleben. Historisches |4 – Spektralklassen. OBAFGKMOBAFGKM Linienstärke 50000K 10000K 6000K 4000K 3000K O0B0 A0 F0 G0 K0 M0 M7 He I H Ca II TiO He II Sonne Sirius A Rigel Beteigeuse

6 Folie Nr. 6 Astronomie. Sternleben. Hertzsprung-Russel-Diagramm das erste Mal vorgestellt vor Royal Astronomical Society in London von Ejnar Hertzsprung und Henry Norris Russel. Absolute Helligkeit -10 hell +15 schwach SpektraltypO5M Temperatur2500blau Farbe rot

7 Folie Nr. 7 Astronomie. Sternleben. Hertzsprung-Russel-Diagramm |2 hoch Temperatur niedrig niedrig Helligkeit hoch Weisse Zwerge Rote Zwerge Hauptreihe Super- riesen Riesen O B A F G K M

8 Folie Nr. 8 Astronomie. Sternleben. Hertzsprung-Russel-Diagramm |3

9 Folie Nr. 9 Astronomie. Sternleben. Hertzsprung-Russel-Diagramm |4 Zusammenhang zwischen M und L: L / L Sonne M / M Sonne genaueres später

10 Folie Nr. 10 Astronomie. Sternleben. Hertzsprung-Russel-Diagramm |5 Warum liegen ausser den Riesen und den Zwergen alle Sterne auf der Hauptsequenz des Hertzsprung-Russel-Diagramms? Wenn es einen Zusammenhang zwischen Masse und Leuchtkraft gibt, bedeutet dies, dass «alle Sterne auf der Hauptsequenz gleich funktionieren»: Sie produzieren alle ihre Energie hauptsächlich durch Umwandlung von Wasserstoff in Helium.

11 Folie Nr. 11 Astronomie. Sternleben. Sterngeburt im H-R-Diagramm Oberflächentemperatur (K) L / L Sonne Sonne A B C Nun verfolgen wir die Geburt eines Sternes im H-R-Diagramm. Bei der Sterngeburt haben wir gesehen, dass ein Stern aus einer Molekülwolke entsteht. Wo wird die Molekülwolke im Diagramm angesiedelt sein? Eher bei A, bei B oder bei C?

12 Folie Nr. 12 Astronomie. Sternleben. Sterngeburt im H-R-Diagramm |2 Die Molekülwolke, aus der ein Stern entsteht, ist so kalt und dunkel, dass sie ausserhalb des eigentlichen H-R-Diagramms angesiedelt werden muss. Temperatur Leuchtkraft Hauptreihe Junger Protostern

13 Folie Nr. 13 Astronomie. Sternleben. Sterngeburt im H-R-Diagramm |3 Wenn sich die Wolke unter Gravitation zusammenzieht und aufgeheizt wird, wandert der Protostern auf- und seitwärts. Leuchtkraft Hauptreihe Junger Protostern Temperatur

14 Folie Nr. 14 Astronomie. Sternleben. Sterngeburt im H-R-Diagramm |4 Die Leuchtkraft eines Sterns hängt von Temperatur und Grösse des Sterns ab. Der Protostern wird so stark kontrahiert, dass er trotz Aufheizung ein wenig Leuchtkraft verliert. Leuchtkraft Hauptreihe Junger Protostern Temperatur

15 Folie Nr. 15 Astronomie. Sternleben. Sterngeburt im H-R-Diagramm |5 Wir kennen diese Vorgänge von sogenannten T-Tauri Sternen. Diese Sterne haben 0,2 bis 2 Sonnenmassen und befinden sich noch nicht ganz auf der Hauptreihe. Sie leben in Molekül- wolken. T-Tauri Sterne. RCW38 in Vela

16 Folie Nr. 16 Astronomie. Sternleben. Sterngeburt im H-R-Diagramm |6 Kontrahiert der Protostern noch mehr unter der Gravitation steigen Druck und Temperatur im Zentrum so stark an, dass Kernfusion einsetzt: Der Stern beginnt sein Leben durch Wasserstoffbrennen und gelangt auf die Hauptreihe. Leuchtkraft Hauptreihe Junger Protostern Wasserstof f Fusion Temperatur

17 Folie Nr. 17 Astronomie. Sternleben. Sterngeburt im H-R-Diagramm |7 Natürlich legen Protosterne mit unterschiedlichen Massen unterschiedliche Wege auf die Hauptreihe zurück: Temperatur Leuchtkraft Main Sequence 0.5 M S M S M S M S 0.16 Zeit, um Hauptreihe zu erreichen (Mio. Jahre) Masse des Sterns

18 Folie Nr. 18 Astronomie. Sternleben. Sterngeburt im H-R-Diagramm |8 < 1 / 12 M Sonne Hat ein Stern zuwenig Masse, werden Druck und Temperatur im Kern nie so gross, dass Kernfusion einsetzen kann. > 100 M Sonne Hat ein Stern zuviel Masse, wird beim Kontrahieren der Gasdruck plötzlich grösser als die Gravitationskraft: Teile der Hülle werden «ausgespuckt».

19 Eta Carinae im Schlüssellochnebel: Vor etwa 100 Jahren wurden zwei Gaswolken ausgespuckt von diesem Stern mit etwa 100 Sonnenmassen.

20 Folie Nr. 20 Astronomie. Sternleben. Zusammenfassung Sterngeburt. Leuchtkraft Hauptreihe Junger Protostern Temperatur zuviel Masse: Gaswolken ausgespuckt zuwenig Masse: keine Kernfusion Masse okay: Entwicklung auf Hauptreihe

21 Folie Nr. 21 Astronomie. Sternleben. Lebensweg eines Sterns (Beispiel). Protostern Hauptreihenstern Alter Stern Leuchtkraft Temperatur

22 Folie Nr. 22 Astronomie. Sternleben. Leben auf der Hauptreihe. Das Leben auf der Hauptreihe hängt wesentlich von der Masse ab (bereits Entstehung hing davon ab). Ein massereicher Stern hat physikalische Eigen- schaften im Kern, die bewirken, dass er schneller ausgebrannt ist als ein leichter Stern. grösserer p und grössere T schnellere Fusion

23 Folie Nr. 23 Astronomie. Sternleben. Leben auf der Hauptreihe |2 Sterne auf der Hauptreihe verlieren Masse: 1.Umwandlung von Masse in Energie im Kerninnern gemäss E=mc 2 lässt ein m übrig. (vgl. Präsentation «Sonne») 2.Sternwind: Durch Gasdruck wird Hülle und alles, was sich in der Nähe eines Sternes befindet, weggeblasen (bis zu 60% der Sternmasse kann so verschwinden!). (Erinnerung: Das ist der Grund, weshalb massereiche Sterne schneller ausbrennen.)

24 Folie Nr. 24 Astronomie. Sternleben. Leben auf der Hauptreihe |3 Ein Stern wie die Sonne (G2) wird etwa 10 Milliarden Jahre auf der Hauptreihe bleiben. 0,4 SonnenmassenM Mio. Jahre 1 SonnemassenG Mio. Jahre 3,3 SonnenmassenA500 Mio. Jahre 40 Sonnenmassen051 Mio. Jahre

25 Folie Nr. 25 Astronomie. Sternleben. Leben auf der Hauptreihe |4 Die Lebensdauer ist umgekehrt proportional zur Masse 3 Masse des Sterns Lebensdauer auf Hauptreihe Lebensdauer ~ 1 / Masse 3

26 Folie Nr. 26 Astronomie. Sternleben. Leben auf der Hauptreihe |5 Einmal auf der Hauptreihe angekommen, verändern Sterne ihren Zustand praktisch nicht mehr. Sie verbrennen Wasserstoff zu Helium und warten auf den Sterntod – im sog. hydrostatischen Gleichgewicht: Eigengravitation Innerer Druck

27 Folie Nr. 27 Astronomie. Sternleben. Leben auf der Hauptreihe |6 Denken wir uns einen Stern aus verschiedenen Schichten zusammengesetzt, können wir uns einfach überlegen, dass wenn der Kern sich zusammenzieht, mehr Energie im Innern produziert wird, was die Hülle aufheizt und expandieren lässt. Deshalb kann man einige Sterne sogar «atmen» sehen.

28 Folie Nr. 28 Astronomie. Sternleben. Leben auf der Hauptreihe |7 Wir haben die Kernprozesse schon kennengelernt, welche für die Energie- produktion im Sterninnern verantwortlich sind. Das Einsetzen einer Reaktion hängt im wesentlichen von Temperatur und Dichte ab. p-p Zyklus Kern: 8 Mio. K CNO Zyklus Kern: 20 Mio. K triple-alpha Reaktion Kern: 100 Mio. K Kohlenstoffbrennen Kern: 600 Mio. K

29 Folie Nr. 29 Astronomie. Sternleben. Enstehung von Elementen. Unter diesen Voraussetzungen im Sterninnern können Elemente «gebrannt» werden bis zu Eisen. Schwerere Elemente können nur entstehen, wenn noch ausser- ordentlichere Tem- peraturen herrschen, z. B. in Supernovae (Sternexplosionen).

30 Sternhaufen. Jewel Box Cluster

31 Blau = Viel UV (sehr heiss) Rot = H (Balmer Serie) Pink = blaue Sterne (viel H ) Gelb-weiss: Klasse A Superriese Orange: Roter Superriese N330 (Kleine Magellansche Wolke): Falschfarbenbild. Sternhaufen |2

32 Folie Nr. 32 Astronomie. Sternleben. Sternhaufen |3 Annahmen: Alle Sterne im selben Haufen... sind etwa gleich alt. sind etwa gleich aufgebaut und bestehen zu gleichen Teilen aus gleichen Elementen nach der Zündung. bewegen sich ungefähr gleich (selbe Richtung, selbe Geschwindigkeit).

33 Folie Nr. 33 Astronomie. Sternleben. Beispiel: Analyse eines Haufens. Plejaden Einige Protosterne Viele auf Hauptreihe Einige Riesen Hauptreihe Plejaden Leuchtkraft Temperatur Annahme: Alle Sterne in den Plejaden sind etwa gleich alt!

34 Folie Nr. 34 Astronomie. Sternleben. Astronomie ist schön. Credits: Die meisten PowerPoint Graphiken sind zusammengestohlen von der Swinburne University (http://astronomy.swin.edu.au/) Die Fotos sind aus Büchern und dem Internet gestohlen.


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