Sternenlicht

Michael Hummel Physik

21.08.2011

Gliederung

Spektralanalyse

Zusammensetzung

Temperatur

Spektralklassen

Leuchtkraft

HRD

Sternmassen

Masse-Leuchtkraft Relation

Rel. Rotverschiebung

Entfernung

Einheiten

Fixsternparallaxe

Sternstromparallaxe

Spektroskopische Entfernungsbestimmung

Cepheiden-Methode

Supernova vom Typ Ia

Tully-Fisher-Relation

weiteres

Zeeman-Effekt

Stark-Effekt

Quellen

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21.08.2011 3

SPEKTRALANALYSE

SPEKTRALANALYSE ZUSAMMENSETZUNG

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Kontinuierliches Spektrum

Absorptionslinien

Emissionslinien

Absorption

Emission

SPEKTRALANALYSE TEMPERATUR

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21.08.2011 6

Wiensche Temperatur

𝑇 =2,9 ∗ 10−3𝑚𝐾

λ𝑚𝑎𝑥

SPEKTRALANALYSE TEMPERATUR

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Stefan Boltzmann

𝑃 = 𝜎 ∗ 𝐴 ∗ 𝑇4

𝑃 = 𝜎 ∗ 4𝜋𝑟2 ∗ 𝑇4

𝜎 = 5,67 ∗ 10−8𝑊

𝑚2𝐾4

Ionisationstemperaturen

SPEKTRALANALYSE SPEKTRALKLASSEN

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Sterne leuchten in verschieden Farben

Spektralklasse O B A F G K M

Oberflächen-

temperatur in

10³K

50-30 25-15 12-8 8-6 6-5 4 3,5

Farbe Blau

weiß

Bläulich

weiß Weiß

Gelb

weiß Gelb

Gelb

rötlich Rot

SPEKTRALANALYSE LEUCHTKRAFT

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Scheinbare Helligkeit

Absolute Helligkeit

Bolometrische Helligkeit

𝑚𝑆𝑜𝑛𝑛𝑒: −26,𝑚73

𝑀𝑆𝑜𝑛𝑛𝑒: +4,𝑀83

𝑀𝑏𝑜𝑙𝑆𝑜𝑛𝑛𝑒: +4,

𝑀72

SPEKTRALANALYSE HERTZSPRUNG-RUSSELL

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SPEKTRALANALYSE STERNMASSEN

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21.08.2011 11

Visuelle Doppelsterne

Photometrische Doppelsterne

Astronomische Doppelsterne

Spektroskopische Doppelsterne

Optische Doppelsterne

SPEKTRALANALYSE MASSE-LEUCHTKRAFT

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lg(Strahlungsleistung P) gegen lg(Masse m)

Je größer die Masse, desto größer die Strahlungsleistung

𝑃~𝑚3,5

lg(P) in Ls

lg(m) in ms

SPEKTRALANALYSE RELATIVISTISCHE ROT

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21.08.2011 13

Massereiche Planten haben ein starkes Gravitationsfeld

Licht verliert Energie E = h * f

Rotverschiebung

SPEKTRALANALYSE ZUSAMMENFASSUNG

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Spektrallinien geben Aufschluss über Elemente

Aus λmax kann man in etwa die Temperatur bestimmen

Helligkeit der Sterne wird in Größenklassen angegeben

Im HRD ordnen sich fast alle Sterne auf der Hauptreihe an

Je größer die Masse, desto größer die Strahlungsleistung

Spektralklassen lassen Rückschluss auf Temperatur zu

ENTFERNUNG

ENTFERNUNG EINHEITEN

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Kilometer [km]

Astronomische Einheit [AE] bzw. [AU]

Lichtjahr [Lj]

Parsec [pc]

pc = 3,26 Lj

AE = 1/60‘000 Lj

Lj = 9’460’730’472’580,8 km

ENTFERNUNG FIXSTERNPARALLAXE

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21.08.2011 17

Reichweite über 100 Lj

ENTFERNUNG STERNSTROMPARAL

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21.08.2011 18

Sternhaufen bewegen sich auf einen Konvergenzpunkt zu

ENTFERNUNG SPEKTROSKOPISCHE

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21.08.2011 19

Berechnung der Entfernung aus der relativen und der

absoluten Helligkeit

log 𝑟 =𝑚 − 𝑀 + 5

5 𝑟 = 𝐸𝑛𝑡𝑓𝑒𝑟𝑛𝑢𝑛𝑔 𝑖𝑛 𝑝𝑎𝑟𝑠𝑒𝑐

ENTFERNUNG CHEPHEIDEN-VERÄNDER

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21.08.2011 20

Berechnung der Entfernung aus der relativen und der

absoluten Helligkeit

3,5

3,7

3,9

4,1

4,3

4,5

4,7

Helli

gke

it

0 2.69 5.37

Tage

Strahlungsleistung

Log (Periodendauer in Tagen)

0.5 1.0 1.5

ENTFERNUNG SUPERNOVA TYP Ia

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21.08.2011 21

Berechnung der Entfernung aus der relativen und der

absoluten Helligkeit

ENTFERNUNG TULLY-FISHER-RELAT

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Berechnung der Entfernung aus der relativen und der

absoluten Helligkeit

𝑀~𝑣𝑚𝑎𝑥β 𝛽 = 3,0 𝑏𝑒𝑖 𝜆 = 400𝑛𝑚

log 𝑟 =𝑚 − 𝑀 + 5

5 𝑟 = 𝐸𝑛𝑡𝑓𝑒𝑟𝑛𝑢𝑛𝑔 𝑖𝑛 𝑝𝑎𝑟𝑠𝑒𝑐

𝛽 = 3,2 𝑏𝑒𝑖 𝜆 = 800𝑛𝑚

𝛽 = 4,2 𝑏𝑒𝑖 𝜆 = 1200𝑛𝑚

ENTFERNUNG ZUSAMMENFASSUNG

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Beste Methode ist Fixsternparallaxenmessung (aber

nur geringe Reichweite)

Sternstromparallaxe ist gut für Sternhaufen

Kennt man die absolute Helligkeit kann man im Vergleich

zur relativen die Entfernung bestimmen

Spektroskopische Parallaxen

Chepeiden-Veränderliche

Supernova Typ Ia

Tully-Fisher-Relation

WEITERES

WEITERES ZEEMAN-EFFEKT

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Äußeres Magnetfeld vervielfacht die Spektrallinien

Ohne B-Feld

Mit B-Feld

WEITERES STARK-EFFEKT

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Analogie zum Zeeman-Effekt, aber mit E-Feldern

WEITERES ZUSAMMENFASSUNG

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Magnetfelder beeinflussen Anz. d. Spektrallinien

Elektrische Felder beeinflussen Anz. d. Spektrallinien

WEITERES QUELLEN

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21.08.2011 28

de.wikipedia.org/wiki/…

VIELEN DANK FÜR IHRE AUFMERKSAMKEIT

www.avgoe.de/astro/…

www.raumfahrer.net/astronomie/...

www.astronomie.de/fachbereiche/spektroskopie/...

Astronomie Grundkurs (Manz-Verlag)

irgend so en Buch ab Seite 430