Sterne und Sternentwicklung

Präsentation zum Thema: "Sterne und Sternentwicklung"—  Präsentation transkript:

1

2 Sterne und Sternentwicklung
Sterne entstehen aus Staubscheiben; gleichzeitig entwickeln sich auch die Planeten Wichtige Kenngrößen: Radius Masse Temperatur Farbe Magnetfeld Dichte Leuchtkraft Rotation Chemische Zusammensetzung

3 Entstehung der Sterne junger Stern heiße O-, B-Sterne
verhüllte Protosterne Dunkelwolke Dunkelwolke HST 2004

4 Orion Beteigeuze Bellatrix Orionnebel Rigel Saiph

5 Temperatur und Farbe sind nicht unabhängig voneinander!
Was fällt dir hier auf? Was glaubst du woher die Farben der Sterne kommen? Temperatur und Farbe sind nicht unabhängig voneinander!

6 Helligkeit: Absolute Helligkeit M
Scheinbare Helligkeit (beobachtete) m: hängt von der Entfernung r in Parsec ab 1 Parsec = 3,261 Lichtjahre = AE Einheit Magnitude mag  willkürliche Festlegung: 0mag = scheinbare Helligkeit von Wega im Sternbild Schwan Entfernungsmodul: m-M = 5 log r -5 Kann Entfernung bestimmen

7 Spektralklassen = die Einordnung der Sterne nach dem Aussehen ihres Spektrums (im sichtbaren Licht) in die Klassen O,B,A,F,G,K,M. Spektrum: elektromagnetisches Spektrum (alle Wellenlängen); von Ultraviolett bis Infrarot

8 Emissionsspektrum: ein Stoff befindet sich in der Lichtquelle  man kann aus den Linien die Zusammensetzung erkennen Absorptionsspektrum: entsteht, wenn Licht Materie durchstrahlt und bestimmte Wellenlängenbereiche dabei absorbiert werden

9 O B A F G K M Oh, be a fine girl, kiss me!

10 Die Verschiebung der Spektrallinien gibt Auskunft über die Radialgeschwindigkeit
Blauverschiebung  Stern bewegt sich zum Beobachter hin Rotverschiebung  Stern bewegt sich weg vom Beobachter Dopplereffekt!

11 Das Herztsprung-Russel Diagramm

12

13 Die Zukunft der Sonne – Sterne mittlerer Masse
Hauptreihen-Sterne: der größte Teil des Lebens der Sterne (H-He Fusion); Sonne noch 3,5-4Mrd. Jahre Sobald der H-Vorrat zu Ende geht, kollabiert das Zentrum  Temperatur steigt an  He wird über Be zu Kohlenstoff fusioniert Außenbereich dehnt sich aus und kühlt dabei ab (scheint rot) = Roter Riese (kurze Zeitdauer) Sobald der He-Vorrat zu Ende ist, kollabiert der Kern endgültig (weißer Zwerg)

14 Die äußeren Bereiche werden abgestoßen und bilden die sog
Die äußeren Bereiche werden abgestoßen und bilden die sog. Planetarischen Nebel Der Kern leuchtet noch nach und endet als schwarzer Zwerg

15

16

17 Zukunft von massereichen Sternen 8-10M
Verbrauchen ihr Material sehr rasch  Mio. Jahre auf der Hauptreihe andere Fusionsprozesse  auch Silizium, Eisen Sternzentrum kollabiert  wenn dies größer als 1,5Mʘ: kollabieren auf Grund der großen Gravitation auch die Elektronenhülle der Atome und Protonen werden zu Neutronen

18 Neutronenstern: Ca. 20 km Durchmesser 1017kg/dm³
 Schockwellen aus dem Zentrum bewirken eine Supernova-Explosion: das Gas wird abgestoßen und der Neutronenstern im Zentrum bleibt übrig

19

20

21 Zukunft von sehr massereichen Sternen 50Mʘ
Wie oben, aber da im Zentrum mehr als 3Mʘ überbleiben halten auch die Neutronen dem Gravitationsdruck nicht stand Gravitation ist so stark, dass selbst das Licht nicht mehr entweichen kann  schwarzes Loch Innerhalb des Schwarzschildradius (Sonne: 3km) gibt es kein „Entrinnen“ mehr

22

23