Von Mara-Marei Richter

Übersicht Einleitung Hertzsprung-Russell-Diagramm Sternentwicklung

Einleitung Einige technische Daten der Sonne Radius RS 6,958 . 105 km 109 RE Masse MS 1,985 . 1030 kg 3,32 . 105 mE Mittlere Dichte rS 1,41 g . cm-3 0,26 rE Leuchtkraft LS 3,861 . 1023 kW Oberflächentemperatur Teff 5 790 K Mittlere Entfernung Erde–Sonne 149,6 . 106 km 1 AE=4,85 . 10-6 pc

Was sind Sterne? Ein Stern ist eine massereiche selbstleuchtende Gaskugel, die durch die eigene Schwerkraft zusammengehalten wird. Überreste einer Sternexplosion, der sog. Supernova vor 15.000 Jahren in ungefähr 2.500 Licht- jahren

Hertzsprung-Russell-Diagramm Ejnar Hertzsprung (1873–1967) Henry Norris Russell (1877–1957)

Leuchtkraft und Oberflächentemperatur Die Leuchtkraft ist die je Sekunde vom Stern abgestrahlte Energie – die Strahlungsleistung. s=5,67 . 10-8 W . m-2 . K-4 Problem: Bestimmung der Sternradien

Absolute und scheinbare Helligkeit Die absolute Helligkeit M bezeichnet die scheinbare Helligkeit, die ein Stern in einer Entfernung von 10 pc hätte. Sie ist damit ein Maß für die Leuchtkraft. 1 pc=3,26 Lichtjahre

Absolute und scheinbare Helligkeit Das psycho-physischen Grundgesetz von Fechner und Weber (1859): Empfindung proportional dem Logarithmus des Reizes S(0): Strahlungsstrom S für den Stern Wega

Absolute und scheinbare Helligkeit Bestimmung der absoluten Helligkeit: Entfernung des Sterns r in Parsec

Absolute und scheinbare Helligkeit Bestimmung der absoluten Helligkeit:

Absolute und scheinbare Helligkeit Maßeinheit der Helligkeit: scheinbare Helligkeit Sonne: -26,m70 Nullpunkt Polarstern: +2,m12

Entfernungsbestimmung Definition Parsec

Entfernungsbestimmung Parallaxe 1838 erste Messung von Sternparallaxen durch: Bessel 61 Cygni Struve a Centauri Henderson Wega

Entfernungsbestimmung

Spektralklassen – charakterisiert Art des Sternspektrums – kennzeichnet bestimmten Bereich der Oberflächentemperatur – bestimmt Farbe des Sternlichtes – Spektralklasse der Sonne: G2

Spektralklassen Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me

Sternentwicklung

Sternentstehung Adlernebel

Sternentstehung Gravitationsinstabilität Virialsatz

Sternentstehung Gravitationsinstabilität k=1,38 . 10-23 J/K Boltzmannkonstante G=6,67 . 10-11 Nm2/kg2 Gravitationskonstante m Form des Wasserstoffs (m=1 für H und m=2 für H2) mH=1,67 . 10-27 kg Masse eines H-Atoms

Sternentstehung Gravitationskollaps

Sternentstehung Kollaps

Sternentstehung Fragmentation NGC 2264

Sternentstehung Grenzen der Sternmasse

Sternentstehung Protosternphase Bei Phasenübergängen: Kollaps ohne Temperatur- erhöhung

Sternentstehung Vor-Hauptreihen-Phase – M<0,08 MS Braune Zwerge – M<3 MS z. B.: T-Tauri-Sterne – M>3 MS z. B.: Herbig-Ae/Be-Sterne

Sternentstehung Vor-Hauptreihen-Phase Entwicklungsweg im HRD für einen Protostern mit M=1 MS nach Modellrechnungen Entwicklungsweg im HRD für einen Protostern mit anfänglich M=60 MS nach Modellrechnungen

Wasserstoffbrennen pp-Prozeß Bilanzgleichung

ppI-Prozeß

Wasserstoffbrennen ppII-/ppIII-Prozeß ppII-Reaktion ppIII-Reaktion

Wasserstoffbrennen CNO-Zyklus

Wasserstoffbrennen Verweildauer auf der Hauptreihe: Faustformel:

Literatur: Zimmermann, H.; Weigert, A.: ABC-Lexikon Astronomie. Heidelberg: Spektrum Akademischer Verlag 1995 Winnenburg, W. : Einführung in die Astronomie. Mannheim: BI-Wissenschafts-Verlag 1990 Voigt, H. H. : Abriß der Astronomie. Mannheim: BI-Wissenschafts-Verlag 1991 Unsöld, A.; Baschek, B. : Der neue Kosmos. Berlin: Springer-Verlag 1991 Bergmann; Schaefer: Lehrbuch der Experimentalphysik. Bd. 8. Berlin: de Gruyter, 1997