Die Sterne

1. Die Zustandsgrößen der Sterne

1. Leuchtkraft entspricht absoluter Helligkeit

2. Masse aus Doppelsternbeobachtungen

3. Radius aus verschiedenen komplizierten Methoden (u.a. HRD)

4. mittlere Dichte aus Radius und Masse (k = ^m/_V)

5. Spektralklasse       Unterteilung entspricht Temperatur

6. Oberflächentemperatur

7. chemische Zusammensetzung

8. Rotation

9. Magnetfeld

2. Sternentstehung und -entwicklung

( Objekte ) ( Prozesse )

Interstellare Materie

Globule

(kugelförmige Ansammlung von Materie; k = 10^{-21 g}/_cm3,

aber schon 1.000 -100.000mal dichter als eine Dunkelwolke)

Protostern

Hauptreihenstern

(die Entwicklung bis hierher dauert ca. 1Mrd. Jahre)

Riesenstadium

(Ausdehnung; im Kern: C-, O-, Fe-Entstehung; äußere Schichten:

He-Entstehung; Stern kann pulsieren: Veränderlicher)

Spätstadium

(Erlöschen der Kernfusion; Zusammenziehen und Auskühlen; (Super)nova)

m < 1,5 x m_Sonne ----> weißer Zwerg ( Dichte = 10 ^g/_cm

m > 1.5 x m_Sonne ----> Neutronenstern ( Dichte = 10 ^g/_cm

m > 5 x m_Sonne ----> Schwarzes Loch

3. Helligkeiten von Sternen

Scheinbare Helligkeit :

eines Sterns gibt an, wie intensiv die von diesem Stern zur Erde gelangte Strahlung ist, also wie hell uns der Stern erscheint. Die Helligkeit wird in Größenklassen ( 0te, 1te, 2te, 3te Größe usw.) m angegeben. Von Größenklasse zu Größenklasse nimmt die Intensität des Sternlichts um das 2,512fache ab.

abhängig von : - Entfernung

- Strahlungsleistung

- dazwischenliegende Stoffe (zw. Stern und Erde)

Wenn wir beim Vergleich von zwei Lichtquellen die eine als doppelt so hell empfinden wie die andere, dann ist die Intensität der helleren Lichtquelle gleich dem Quadrat der Intensität der schwächeren Lichtquelle.

Abb. 1: Intensitätsabnahme des Lichts

"Helligkeit" wird auch "Größe" des Sterns genannt (nicht der Durchmesser!)

Formelzeichen : m

Einheit : Größenklassen m

Bsp.: scheinbare Helligkeit von Sirius ( CMa)

m _CMa = - 1^m,45

Absolute Helligkeit :

Die absolute Helligkeit ist die Bezeichnung für die Scheinbare Helligkeit, die ein Stern in einer Entfernung von 10 pc hätte. Somit ist sie frei von den Unterschieden der Entfernungen der Sterne. Die absolute Helligkeit ist ein direktes Maß für die Strahlungsleistung (Leuchtkraft) eines Sterns.

Formelzeichen : M

Einheit : Größenklassen m

Man verschiebt also in Gedanken die Sterne und überlegt, wie sich ihre Helligkeit ändern würde. Ein Stern, der näher als 10 pc steht, wird bei der Verschiebung lichtschwächer. Seine absolute Helligkeit ist geringer als die scheinbare Helligkeit. Bei einem Stern, der weiter als 10 pc entfernt ist, liegt der umgekehrte Fall vor.

Zusammenhang zw. scheinbarer und absoluter Helligkeit :

m - M = 5 lg r - 5

m : meßbar auf der Erde (photometrische Helligkeitsmessung)

M : erhält man aus dem Spektrum des Sterns

lg r : Logarithmus der Entfernung r (in pc)

damit ist r berechenbar

Leuchtkraft bzw. Strahlungsleistung :

Die gesamte von einem Stern pro Zeiteinheit abgegebene Energie bezeichnet man als die Leuchtkraft des Sterns. Der Begriff Leuchtkraft ist historisch entstanden. Es handelt sich dabei nicht um eine Kraft, sondern im physikalischen Sinne um eine Energie pro Zeiteinheit, also um eine Leistung. Die gesamte Strahlungsleistung der Sonne ist für uns nicht direkt meßbar, da die Erde nur einen Bruchteil davon erhält. Um die wahre Leuchtkraft eines Sterns ermitteln zu können, muß seine Entfernung bekannt sein.

P_Str = ^E _t

Spektralklasse :

Die Einteilung in Spektralklassen (Spektraltypen) ist eine relativ grobe Unterteilung der Sterne nach Temperaturkriterien in ihren Linienspektren. Die Reihenfolge, geschichtlich bedingt, läuft von den heißen zu den kühlen Sternen: O-B-A-F-G-K-M . Innerhalb dieser Gruppe erfolgt noch eine dezimale Unterteilung. Zur feineren Klassifizierung eines Spektrums werden weitere Parameter hinzugezogen.

4. Das Hertzsprung-Russel-Diagramm

Bsp.: 0. Wega

Temperatur : 11.900 K

Strahlungsleistung : 50 P_Str

5. Radien und Massen von Sternen

Veränderliche Sterne

Astronomische Entfernungsbestimmung

Vermessung der Weite des Weltraums

Entfernung

Mond                            1,3 Ls

Sonne      5,0 * 10² Ls = 8,3 Lmin

Pluto                                2,0 * 10⁴ Ls = 5,5 Lh

Proxima Centauri 1,3 * 10⁸ Ls = 4,2 Ly

galaktisches Zentrum                 8,6 * 10¹¹ Ls = 3,0 * 10⁴ Ly

Andromedanebel                 7,3 * 10¹³ Ls = 2,2 * 10⁶ Ly

Coma-Galaxienhaufen 2,0 * 10¹⁵ Ls = 6,3 * 10⁷ Ly

Quasar PC1247+3606        3,7 * 10¹⁷ Ls = 1,2 * 10¹⁰ Ly

Verfahren der Entfernungsbestimmung

innerhalb des Sonnensystems

innerhalb des Milchstraßensystems

extragalaktischer Objekte

trigonometrische Parallaxen :

ist ein absolutes (primäres) Entfernungsbestimmungsverfahren, wobei die infolge einer Ortsveränderung (Erdrotation) entstandene parallaktische Verschiebung eines Sterns gemessen wird. Jeder Stern beschreibt im Laufe eines Jahres eine Ellipse (große Bahnhalbachse = parallaktischer Winkel / kleine Achse hängt von ekliptaler Breite des Sterns ab) .

Je größer die Entfernung r des Sterns ist, desto kleiner ist die parallaktische Verschiebung p des Sterns. Beträgt r = 206.265 AE (3,0856 * 10¹³ km) , so ergibt sich eine jährliche Parallaxe von genau 1" . Diese Entfernung wird als 1 Parallaxensekunde bezeichnet (kurz: Parsec) und als Längeneinheit verwendet. Die Entfernung r in Parsec und die Parallaxe p verhalten sich umgekehrt proportional.

r = _p

1 pc = 3,3 Ly _(rund)

Die größte parallaktische Verschiebung haben:

Proxima Centauri : 0,772 "

' Centauri : 0,750 "

Die erste trigonometrische Entfernungsbestimmung gelang 1838 F.W.Bessel mit dem Stern 61 Cygni. Trigonometrisch kann man bis 100 pc die Entfernung bestimmen.

6. Der Messier-Katalog

Astronomie-Themensammlung (Die Sterne)

- Weitere Astronomische Informationen im ASTRO CORNER unter: http://astro-corner.notrix.de -