Astronomiefreifach HS 2001/2002 Stefan Leuthold Sternleben Astronomiefreifach HS 2001/2002 Stefan Leuthold

A B C D E F G H I J K L M N O P Historisches. Angelo Secchi (ital. Astronome) findet in Sternspektren Absorptionslinien. Klassifikationssystem mit Balmer-Linien für Wasser- stoff in Gebrauch. Nomen- klatur: A – P. Astronomie. Sternleben.

A B C D E F G H I J K L M N O P Historisches |2 1872 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. O B A F G K M Astronomie. Sternleben.

Historisches |3 1930 Zusammenhang zwischen Spektralklasse und Temperatur erklärt. Das Spektrum sagt etwas aus über Farbe, Temperatur und Zusammensetzung eines Sternes. 28’000- 50’000 K Viel He+ O B A F G K M 10’000- 28’000 K Neutrale He 7’500- 10’000 K Starke H+ 6’000- 7’500 K H+, Ca+, Fe+ 5’000- 6’000 K Ca+, Metalle 3’500- 5’000 K Metalle 2’500- 3’500 K TiO2, Ca Astronomie. Sternleben.

Historisches |4 – Spektralklassen. 50’000K 10’000K 6’000K 4’000K 3’000K H Ca II TiO He II Linienstärke He I O0 B0 A0 F0 G0 K0 M0 M7 Rigel Sonne Sirius A Beteigeuse O B A F G K M Astronomie. Sternleben.

Hertzsprung-Russel-Diagramm. 1913 das erste Mal vorgestellt vor Royal Astronomical Society in London von Ejnar Hertzsprung und Henry Norris Russel. -10 hell Absolute Helligkeit +15 schwach Spektraltyp O5 M8 40’000 Temperatur 2’500 blau  Farbe  rot Astronomie. Sternleben.

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

Hertzsprung-Russel-Diagramm |3 Astronomie. Sternleben.

Hertzsprung-Russel-Diagramm |4 Zusammenhang zwischen M und L: L / LSonne genaueres später M / MSonne 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. Astronomie. Sternleben.

Sterngeburt im H-R-Diagramm. 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? A Sonne 1 L / LSonne 10-2 C 10-4 B 28’000 6’000 3’500 Oberflächentemperatur (K) 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. Hauptreihe Leuchtkraft Junger Protostern Temperatur Astronomie. Sternleben.

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

Sterngeburt im H-R-Diagramm |7 Natürlich legen Protosterne mit unterschiedlichen Massen unterschiedliche Wege auf die Hauptreihe zurück: Masse des Sterns 15 MS 5 MS 0.16 1 MS 0.7 0.5 MS Leuchtkraft Main Sequence 8 30 100 Zeit, um Hauptreihe zu erreichen (Mio. Jahre) Temperatur Astronomie. Sternleben.

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

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

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

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

Leben auf der Hauptreihe |2 Sterne auf der Hauptreihe verlieren Masse: Umwandlung von Masse in Energie im Kerninnern gemäss E=mc2 lässt ein ∆m übrig. (vgl. Präsentation «Sonne») 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.) Astronomie. Sternleben.

Leben auf der Hauptreihe |3 Ein Stern wie die Sonne (G2) wird etwa 10 Milliarden Jahre auf der Hauptreihe bleiben. 0,4 Sonnenmassen M 200’000 Mio. Jahre 1 Sonnemassen G2 10’000 Mio. Jahre 3,3 Sonnenmassen A 500 Mio. Jahre 40 Sonnenmassen 05 1 Mio. Jahre Astronomie. Sternleben.

Leben auf der Hauptreihe |4 Die Lebensdauer ist umgekehrt proportional zur Masse3 Lebensdauer ~ 1/Masse3 Lebensdauer auf Hauptreihe Masse des Sterns 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 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. 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. Kohlenstoffbrennen Kern: 600 Mio. K triple-alpha Reaktion Kern: 100 Mio. K CNO Zyklus Kern: 20 Mio. K p-p Zyklus Kern: 8 Mio. K 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). Astronomie. Sternleben.

Sternhaufen. Jewel Box Cluster

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

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). Astronomie. Sternleben.

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