Einführung in die Astronomie und Astrophysik, Teil I

Einführung in die Astronomie und Astrophysik, Teil I

Kapitel 2

Elektromagnetische Strahlung&

Stellare Spektren

Cornelis DullemondRalf Klessen

Wie wird Licht in denastronomischen Objekten erzeugt?

Wie beschreiben wir Lichtmathematisch?

Wie beobachten wir Lichtmit Teleskopen?

Grundlage der Astronomie

Wie beschreibt manLicht?

Messung von Strahlung

Strahlungsfluss:

Energiezuname pro Oberfläche pro Zeit

Wichtig: Fang an mit sehr kaltem Hohlraum

Intermezzo: CGS Einheiten

Größe CGS SILänge 1 cm 10-2 mZeit 1 s 1 sEnergie 1 erg 10-7 JMasse 1 g 10-3 kgKraft 1 dyne 10-5 NDruck 1 dyne/cm2 10-1 PaTemperatur 1 K 1 K


Zeit

Tem

pera

tur

Die Zunahme der Temperatur pro Sekunde im Hohlraum gibt an, wie viel Strahlungsenergie pro Sekunde durch die Pupille geht.

Die genaue Umrechnung des Temperaturzuwachs dT/dt in den Fluss F ist allerdings sehr stark von den Eigenschaften des Geräts abhängig und muss entsprechend geicht werden

Messung von StrahlungMan muss bei sehr niedriger Temperatur beginnen, dairgendwann die Temperatur inSättigung geht.

Der Hohlraum fängt dannan selbst Strahlung zu produzieren, die durch die Pupille wieder austritt


Zeit

Tem

pera

tur

Man muss bei sehr niedriger Temperatur beginnen, dairgendwann die Temperatur inSättigung geht.

Der Hohlraum fängt dannan selbst Strahlung zu produzieren, die durch die Pupille wieder austritt

Die Sättigungstemperatur ist physikalisch genau definiert:

(Stefan-BoltzmannKonstante)

Sättigungstemperatur


Um diese Sättigungzu vermeiden, werden professionelle astronomische Instrumente kryogen gekühlt.

Hier: das CRIRES Instrument in seinem Vakuum-Faß, an dem Very Large Telescope in Chile. Wird bis auf 25 K runtergekühlt.

CRIRES misst Strahlung im nahen Infrarot-Bereich.

Photo: Hüdepohl, ESO. Quelle: http://www.ls.eso.org/sci/facilities/lasilla/news/index.html


Für die Neugierigen:Das CRIRES Instrumentist an das VLT UT1 Teleskop gekoppelt, im Nasmyth-Fokus

Quelle: European Southern Observatory, Photo Gallery - Very Large Telescope

HohlraumstrahlungOffenbar produzieren die Wände des Hohlraums eine Strahlung, die sehr genau von der Temperatur abhängt.

Wenn man durch die Pupille schaut, sieht man folgenden Strahlungsfluss:

Dies folgt direkt aus der Quanten-Thermodynamik.

Der perfekte Hohlraum wird „schwarzer Strahler“ genannt. Und die Strahlung „Schwarzkörperstrahlung“.

Wellenlänge, Frequenz

Wellenlänge λ [cm]

Frequenz ν [Hz]

Spektrum: Fluss pro Wellenlänge

dλ [cm]λ [cm]

Spektrum: Fluss pro Frequenzdν [Hz] ν [Hz]

Beides kann man benutzendν [Hz] ν [Hz]

dλ [cm]λ [cm]

aber

Übung:Beweisen Sie diese Gleichung

Übung:Beweisen Sie diese Gleichung

Spektrum eines Schwarzkörpers

Planck-Funktion

Plancksches Wirkungsquantum

Boltzmann-Konstante


Ein Photon hat 2 Polarisations-Freiheitsgrade

Quanten-Zustands-Dichte

Photon-Energie

Zustands-Besetzungs-Grad(Quanten-Statistik)

Dies geht nur, wenn man Licht als Energie-Quanten mit Energie hνbetrachtet. Dies hat Max Planck 1900 entdeckt als er, eher widerwillig,versuchte, die Schwarzkörperstrahlung mit der Boltzmannschen Statistikzu beschreiben, obwohl er am Anfang gar nicht glaubte, dass seine Quanten wirklich physikalische Bedeutung hatten. Er hat damit, unwillkürlich, die Geburt der Quantenmechanik eingeläutet.


T = 300 K


T = 300 K

Log-Log Plot:Man sieht Vieles besser, aber ist etwas gewöhnungs-bedürftig

Spektrum eines SchwarzkörpersRayleigh-Jeans Limit

Begründung:


T = 300 K

Rayleigh-Jeans Limit

Bei niedrigen Frequenzen (=Energien) stimmt das Rayleigh-Jeans Gesetz(klassische Beschreibung)

Bei hohen Frequenzen (=Energien) muss man Quanten-Statistik anwenden, sonst erfolgt die Ultraviolett-Katastrophe


T = 300 K

Wien Limit

Dies wäre der Fall, wenn jederQuantenzustand nur maximal1 mal besetzt werden dürfte

Aber Photonen sind „Bosonen“und folgen damit nicht dem Paulisches Ausschließungsprinzip: Es kann mehrere Photonen pro Zustand geben.

Bei hohen Frequenzen (=Energien) stimmt das Wiensche Gesetz


T = 300 K

Wien-Bereich

Rayleigh-Jeans-Bereich

Quanten-Zustände sindmehrfach besetzt

Quanten-Zuständesind unterbesetzt(meist 0, maximal 1 Photon/Zustand)

Spektrum eines Schwarzkörpers(Wiensches Verschiebungsgesetz)

T = 3000 K

T = 300 K

T = 30 KT = 3 K

Urheber: Unbekannt. Quelle: http://www.volunteerlocal.com/blog/tag/strike-while-the-iron-is-hot/

Fluss von einem Schwarzkörper

Das Integral über die Planck-Kurve gibt den totalen (=bolometrischen) Fluss:

Temperatur:T

Sterne als Schwarzkörper

R*

Fluss an der Oberfläche:

Luminosität:

d

Beobachteter Fluss:

Als erste Annäherung können wir Sterne als Schwarzkörper betrachten

FarbenMenschliches Auge: Empfindlichkeit:

Quelle: http://en.wikipedia.org/wiki/File:Cones_SMJ2_E.svgBased on data from Stockman, MacLeod & Johnson (1993) Journal of the Optical Society of America A, 10, 2491

λ [nm]

T=1500K

T=3000KT=6000KT=12000K

Indem man bei minimal 2 Wellenlängen den Fluss misst, kann man durch das Verhältnis der zwei Messungen die Temperatur abschätzen.

Farben

Urheber: Unbekannt. Quelle: http://www.volunteerlocal.com/blog/tag/strike-while-the-iron-is-hot/

FarbenMenschliches Auge: Empfindlichkeit:

Quelle: http://en.wikipedia.org/wiki/File:Cones_SMJ2_E.svgBased on data from Stockman, MacLeod & Johnson (1993) Journal of the Optical Society of America A, 10, 2491

λ [nm]

T=1500K

T=3000KT=6000KT=12000K

Indem man bei minimal 2 Wellenlängen den Fluss misst, kann man durch das Verhältnis der zwei Messungen die Temperatur abschätzen.

FarbenAstronomische Filters

Quelle: http://www.opticstar.com/images/astronomy/imagers/MI/G2/G2-RgbFilets-290x218.jpg

T=1500K

T=3000KT=6000KT=12000K

Indem man bei minimal 2 Wellenlängen den Fluss misst, kann man durch das Verhältnis der zwei Messungen die Temperatur abschätzen.Mit mehreren Filtern kann man Abweichungen von Schwarzkörperstrahlungmessen.

Farben

Linse

CCD oder schwarzweiß

Film

Die Messung ergibt:

Farben

Die Filter-Transmissions-Funktion φν beschreibt die Eigenschaften des Filters.

Linse

CCD oder schwarzweiß

Film

Die Messung ergibt:

Filter

FarbenAstronomische Filters (hier: das Johnson-Cousins System)

Quelle: http://www.asahi-spectra.com/opticalfilters/astronomical_filter.html

T=1500K

T=3000KT=6000KT=12000K

Filter sind meist teil eines Filter-Sets. Die Filter müssen breit genug sein, um insgesamt viel Licht (sprich: Energie) durchzulassen so dass schwache Quellen detektiert werden können. Aber sie müssen eng genug sein, damit sie sich nicht gegenseitig zu viel überlappen. Am Besten sind sie 100% durchlässig im gewünschten Wellenlängen-Interval und 0% durchlässig außerhalb. Leider gibt es keine solchen perfekten Materialien.

FarbenAstronomische Filters (hier: das SDSS System)


T=1500K

T=3000KT=6000KT=12000K

Das Johnson System ist schon etwas alt. Ein moderneres System ist zum Beispiel das Sloan Digital Sky Survey (SDSS) System. Die Filter sind schon viel blockförmiger und überlappen sich kaum, und damit ist die Interpretation der Beobachtungen viel einfacher.

Perfekt blockförmige Filter sind leider technisch nicht produzierbar.

FarbenAstronomische Filters (hier: narrow band filters)


T=1500K

T=3000KT=6000KT=12000K

Manchmal möchte man ein ganz bestimmtes spektroskopisches Merkmal messen, zum Beispiel die berühmte H-β Linie oder die berühmte O III Linie (mehr darüber später). Dafür sind schmale Filter besser (da die nur für diese Linie, und keine andere Strahlung, empfindlich sind).

Eine detailliertere Messung von Fν kann man mit Spektroskopie machen (später).

Das Magnituden-System• Die Helligkeiten der Sterne in den verschiedenen

Bändern (Filter) kann man nur ungefähr in Fν umrechnen, weil sie ja eigentlich Integrale der Form

sind.• In der Praxis benutzt man eher das Magnituden-

System. Dies haben wir, für den Gesamtfluss,

schon in der Einleitung gesehen (bolometrische Magnitude): Anmerkung: Die ganz genaue

Definition ist:

Das Magnituden-System

• Jetzt nur F durch Ffilter ersetzen:

• Meist schreibt man anstatt mFilter einfach den Filternamen. Beispiel:

Auch hier Achtung: Die genaue Definitionen sind heutzutage nicht mehr an Vega gekoppelt, und weichen leicht davon ab.

Das Magnituden-System

• Eine „Farbe“ kann man nun folgendermaßen definieren, zum Beispiel:

• oder andere Kombinationen, z.B. U-B, V-R, R-I• Vega hat also per Definition B-V=0, U-B=0 etc.• Heißere Sterne haben B-V<0 etc• Kühlere Sterne haben B-V>0 etc

– z.B.: Sonne hat B-V=0.66

Das Magnituden-System• Obwohl es keine genaue Übersetzung von Magnituden in Flüsse

gibt (wegen der Breite des Filters), gilt ungefähr:

Filter λ[μm] mag 0 = Fν [erg cm-2 s-1 Hz-1]

U 0.36 1.81 × 10-20

B 0.44 4.26 × 10-20

V 0.55 3.63 × 10-20

R 0.64 3.07 × 10-20

I 0.79 2.55 × 10-20

J 1.23 1.69 × 10-20

H 1.66 1.06 × 10-20

K 2.22 6.41 × 10-21

L 3.45 3.42 × 10-21

M 4.8 1.55 × 10-21

N 10 4.10 × 10-22

Q 20 1.15 × 10-22

Absolute Magnituden• Eine Magnitude m repräsentiert die Helligkeit eines

Sterns, so wie wir ihn am Himmel sehen. • Die absolute Magnitude M ist die Magnitude die der

Stern hätte, wenn er genau 10 parsec von uns entfernt wäre. Damit ist die absolute Magnitude eine intrinsische Eigenschaft des Sterns.

• Die absolute bolometrische Magnitude repräsentiert also die totale Leuchtkraft L des Sterns.

• Die Sonne hat Mbol,Sun=4.74.

• Für ein Stern mit Leuchtkraft L gilt also:Übung:Komischerweise hat Vega nicht absolute bolometrische Magnitude 0, sondern 0.57. Warum?

Übung:Komischerweise hat Vega nicht absolute bolometrische Magnitude 0, sondern 0.57. Warum?

Zusammenfassung Magnituden

Scheinbare Magnitude (im Filter X)

Absolute Magnitude (im Filter X)

Scheinbare bolometrische Magnitude

Absolute bolometrische Magnitude

aus der Tabelle

aus der Tabelle

Das Hertzsprung-Russell Diagramm

Wie wir Sterne an Handihrer Farbe und Leuchtkraft

klassifizieren können

Das Hertzsprung-Russell DiagramL * [

L ]

1

10-1

10-2

10-3

10-4

10-5

10-6

101

102

103

104

105

106

2500 5000 10000 20000 40000 80000T* [K]

Kühl Heiß


L ]

1

10-1

10-2

10-3

10-4

10-5

10-6

101

102

103

104

105

106

2500500010000200004000080000T* [K]

Aus historischen Gründen zeigt die Temperatur-Achse nach links

Heiß Kühl


L ]

1

10-1

10-2

10-3

10-4

10-5

10-6

101

102

103

104

105

106

2500500010000200004000080000T* [K]

Die Hauptreihe

Hauptreihe (main sequence)

Sonne


L ]

1

10-1

10-2

10-3

10-4

10-5

10-6

101

102

103

104

105

106

2500500010000200004000080000T* [K]

Die Vorhauptreihen-Sternen (Geburt)

T Tauri Sterne


L ]

1

10-1

10-2

10-3

10-4

10-5

10-6

101

102

103

104

105

106

2500500010000200004000080000T* [K]

Die Nachhauptreihen-Sternen (Spätphase)

Riesen

Superriesen

Weiße Zwergen

Urheber: U

nbekannt. Quelle: htt

p://jenomarz.com

/wp-content/uploads/2012/04/H

-R-Diagram

1.jpgaus der Vorlesung: htt

p://jenomarz.com

/stellar-zoo-meet-the-species/

Echte Stern-Spektren

Kurucz Modell und Schwarzkörpermodell mit M=1M, T=5780K, L=1L

Die Sonne

Echte Stern-SpektrenDie Sonne


Echte Stern-SpektrenEin A-Stern


Genauere Beschreibungvon Licht:

Die „Intensität“

Genauere Beschreibung von Strahlung

„Intensität“ Iν

Die Dimension ist:

Hängt von Position, Frequenz und Richtung ab:

Im Vakuum gilt:


s=0

s=10

Intensität in Richtung ist konstant entlang einerLinie die in Richtung geht(gilt nur in Vakuum!!)


s=0

s=10

Das Bild wird größer auf der Netzhaut,aber nicht heller! Tatsächlich ist dieIntensität konstant!

Intensität in Richtung ist konstant entlang einerLinie die in Richtung geht(gilt nur in Vakuum!!)

Fluss versus Intensität eines Sterns

A B

Warum geht der gemessene Fluss eines Sterns mit d-2 und warum

bleibt die Intensität konstant mit Abstand?

und für d>>R* gilt zudem:

Optische Tiefe

s0

s1

Die „optische Tiefe“ eines Objekts entlang eines Strahls ist „wie viele freie Weglängen gibt es entlang des Strahls?“

Mittlere freie Weglänge:

ist die Opazität

Eddington-Barbier RegelEine grobe Abschätzung der Intensität Iν die man beobachtet ist:

τν=2/3

Also: Man sieht das, was in optischer Tiefe 2/3 liegt.

Emissions- versus Absorptionlinien

Linien-Profil:

ρκν

ν

σ

νline

Emissions- versus Absorptionslinien

T [K]

s [cm]

ρ [g cm-3]

Eine Sternatmosphäre

Zentrum des Sterns


λ [cm]

s [cm]

Heiß Kühl



λ [cm]

s [cm]

Heiß Kühl

τλ=2/3



λ [cm]

s [cm]

Heiß Kühl

τλ=2/3

Eddington-Barbier Annäherung

Iν

Absorption


Beispiel: Ein A-Stern


Beispiel: Detailliertes Sonnenspektrum

Fraunhofersche Linien = Absorptionslinien

Was lernen wir?

Temperatur desGases geht runter je höher man in der Sonnen-Atmosphäre geht.

Beispiel: Sonnencorona

Röntgen-Spektrum der Sonne von CORONAS-FSylwester, Sylwester & Phillips (2010)

Was lernen wir?

Es muss eine sehrheiße, dünne Gas-Schicht oberhalbder Sonne geben.

Detaillierte Modellierung ergibt:

Model by Fedun, Shelyag, Erdelyi (2011)

Detaillierte Modellierung ergibt:

Model by Fedun, Shelyag, Erdelyi (2011)

Phot

osph

äre

Chromosphäre Corona

Limb-darkening

Urheber: NASA, Quelle: http://solarscience.msfc.nasa.gov/surface.shtml

Limb-darkening

λ [cm]

s [cm]

Heiß Kühl

τν=2/3

Strahlungsprozesse

Strahlungsprozesse• Linien-Prozesse:

– Atomare Linien (elektronische Quantenzustände)– Molekulare Linien (rotations- und vibrations-

Quantenzustände)

• Kontinuum-Prozesse:– Ionisation/Rekombination (bound-free/free-bound)– Bremsstrahlung (free-free)– Synchrotronstrahlung– Streuung (an Elektronen, an Staubteilchen, an Molekülen)– Thermische Emission von Staubteilchen

Linien von Atomen und Molekülen

4

3

Beispiel: Ein Atom mit 6Quantenzuständen

21

56 E6

E5

E4

E3

E2E1=0

Ene

rgy

Die Energien


4

3


21

56 g6=2

g5=1

g4=1

g3=3

g2=1g1=4

Ene

rgy

Entartung der Niveaus


4

3


21

56 E6

E5

E4

E3

E2E1=0

Ene

rgy

Besetzung der Niveaus


4

3


21

56 E6

E5

E4

E3

E2E1=0

Ene

rgy γ

Spontanes radiatives Zerfall(= Linien-Emission)


4

3


21

56 E6

E5

E4

E3

E2E1=0

Ene

rgy

γLinien-Absorption


4

3


21

56 E6

E5

E4

E3

E2E1=0

Ene

rgy

γStimulierte Emissionγ


4

3


21

56 E6

E5

E4

E3

E2E1=0

Ene

rgy γ

spontaner radiativer Zerfall (Emissionslinie) kann von jeder Kombination der Niveaus kommen, solange sie durch die Auswahlregeln erlaubt sind


4

3


21

56 E6

E5

E4

E3

E2E1=0

Ene

rgy

EcollisionStoßanregung

Unser Atom

freies Elektron


4

3


21

56 E6

E5

E4

E3

E2E1=0

Ene

rgy

EcollisionStoßabregung

Unser Atom

freies Elektron

Das Wasserstoffatom

E=0

E=-13.6 eV

E=-3.4 eVE=-1.5 eV

...

n=1

n=2n=3

...

n=∞

Kontinuum

Das Wasserstoffatom

E=0

E=-13.6 eV

E=-3.4 eVE=-1.5 eV

...

n=1

n=2n=3

...

n=∞

Kontinuum

Ly-α Ly-β Ly-γ Ly-δ Lyman-Serie (Ultraviolet)

Linien („bound-bound transitions“)

Das Wasserstoffatom

E=0

E=-13.6 eV

E=-3.4 eVE=-1.5 eV

...

n=1

n=2n=3

...

n=∞

Kontinuum

Ba-α Ba-β Ba-γ Ba-δ

Balmer-Serie (Optisch)


Das Wasserstoffatom

E=0

E=-13.6 eV

E=-3.4 eVE=-1.5 eV

...

n=1

n=2n=3

...

n=∞

Kontinuum

H-α H-β H-γ H-δ

Balmer-Serie (Optisch)

(In der Astronomie benutzt man„H“ anstatt „Ba“)


Das Wasserstoffatom

E=0

E=-13.6 eV

E=-3.4 eVE=-1.5 eV

...

n=1

n=2n=3

...

n=∞

Kontinuum

Pa-α Pa-β Pa-γ Pa-δ

Paschen-Serie (Infrared)


Das Wasserstoffatom

E=0

E=-13.6 eV

E=-3.4 eVE=-1.5 eV

...

n=1

n=2n=3

...

n=∞

Kontinuum

Thermische Anregung,gefolgt von Linien-Emission.

Kollisionmit einemfreienElektron

1 Em

issi

onsl

inie

, ode

r

2 Em

issi

onsl

inie

nEmissionslinien:


Das Wasserstoffatom

E=0

E=-13.6 eV

E=-3.4 eVE=-1.5 eV

...

n=1

n=2n=3

...

n=∞

Kontinuum

Absorption eines Photons,gefolgt von thermische„de-excitation“.

AbsorptioneinesPhotons(Absorptions-Linie)

Kollision miteinem freienElektron

Absorptionslinien:


Das Wasserstoffatom

E=0

E=-13.6 eV

E=-3.4 eVE=-1.5 eV

...

n=1

n=2n=3

...

n=∞

Kontinuum

Viele mögliche Kombinationen




H-αH-β

H-γH-δ

Pa-γPa-δ

Pa-εLy-α

Thermische Ionisation und Rekombination

E=0

E=-13.6 eV

E=-3.4 eVE=-1.5 eV

...

n=1

n=2n=3

...

n=∞

Kontinuum

(„bound-free & free-bound transitions“)

Saha-Gleichung:

Np, Ne und NH sind die Anzahl Teilchen (Proton, Elektron, H-Atom) pro cm3.

Photoionisation und Rekombination

E=0

E=-13.6 eV

E=-3.4 eVE=-1.5 eV

...

n=1

n=2n=3

...

n=∞

Radiative Ionisation(=„Photoionisation“).

Und Rekombination,gefolgt vonRekombinations-Linien

vieleMöglichkeiten

für „Rekombinationslinien“

„Rekombinationslinien“ sindeigentlich gewönliche Linien.Sie werden so genannt, weilsie oft auftreten wenn H photoionisiert wird.

Elektron thermalisiert,und heizt das Gas auf

Phot

o-Io

nisa

tion


Photoionisations-Querschnitt

E=hν

Photoionisations-Querschnitt desH-atoms

13.6eV

Die genaue Formel für den Querschnitt als Funktion von Photon-Energie ist etwas komplizierter. Für mehr Information, siehe das Buch von Osterbrock & Ferland (2006) „Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei “.

λ = 0.091 μm = 910 Å


E=hν


13.6eV

Die genaue Formel für den Querschnitt als Funktion von Photon-Energie ist etwas komplizierter. Für mehr Information, siehe das Buch von Osterbrock & Ferland (2006) „Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei “.

log

log

Ein Potenzgesetz wird eine geradeLinie in log-log Plots

λ = 0.091 μm = 910 Å

Photoionisation und Rekombination

E=0

E=-13.6 eV

E=-3.4 eVE=-1.5 eV

...

n=1

n=2n=3

...

n=∞


Wenn das Gas heiß ist, dann ist auch n=2durch thermischeAnregung teilweisebesetzt. Dann kann auchvon dort photoionisiertwerden, und das brauchtPhotonen geringerer Energie.

vieleMöglichkeiten

für „Rekombinationslinien“

Elektron thermalisiert,und heizt das Gas auf


E=hν


13.6eV

Die Höhe der „Dreiecke“ hängt von Quantenphysik und von der Besetzung der Niveaus ab. Letzteres hängt wieder von der Temperatur des Gases ab.

log

log


3.4eVλ = 0.091 μm = 910 Å

λ = 0.365 μm = 3647 Å


E=hν


13.6eV


log

log


Niedrigere Temperatur

λ = 0.365 μm = 3647 Å

3.4eVλ = 0.091 μm = 910 Å


E=hν


13.6eV


log

log


3.4eVλ = 0.091 μm = 910 Å

λ = 0.365 μm = 3647 Å

Lym

an e

dge

Balm

er e

dge

Pasc

hen

edge


λ


13.6eV


log

log3.4eVλ = 0.091 μm = 910 Å

λ = 0.365 μm = 3647 Å

Lym

an e

dge

Balm

er e

dge

Pasc

hen

edge



Ly-αLy-β

Ly-γ

Lym

an e

dge

Balm

er e

dge

Pasc

hen

edge



Ly-αLy-β

Ly-γ

Lym

an e

dge

Balm

er e

dge

Pasc

hen

edge

Die Sprünge im Spektrum kann man also verstehen als Folge der sprunghaften Anstiege der Opazität bei höhere Photonenenergie hν (weil das Photon dann ein H-Atom ionisieren kann, und dadurch das Photon vom H-Atom absorbiert wird). Höhere Opazität bedeutet, dass die Stelle, wo τν=2/3, jetzt in den höheren Schichten der Sternatmosphäre liegt, wo es kühler ist. Also: weniger Fluss. Eddington-Barbier.

Die Sprünge im Spektrum kann man also verstehen als Folge der sprunghaften Anstiege der Opazität bei höhere Photonenenergie hν (weil das Photon dann ein H-Atom ionisieren kann, und dadurch das Photon vom H-Atom absorbiert wird). Höhere Opazität bedeutet, dass die Stelle, wo τν=2/3, jetzt in den höheren Schichten der Sternatmosphäre liegt, wo es kühler ist. Also: weniger Fluss. Eddington-Barbier.

Ionisation anderer Elementen• Ein ionisiertes Wasserstoffatom ist ein Proton. Ein

Proton hat kein Linienspektrum.

• Aber ein einfach ionisiertes Heliumatom hat immer noch ein Elektron, und hat somit ein Linienspektrum. In diesen besonderen Fall sogar ein Spektrum dass dem Wasserstoff-Spektrum sehr ähnlich ist, nur bei höheren Energieen.

• Ein x-mal ionisiertes Atom mit Atomnummer Z hat ein ganz anderes Linienspektrum als ein y-mal (x≠y) ionisiertes (oder neutrales) Atom mit Atomnummer Z

Ionisation anderer Elementen• Moderne Benennung der ionisierte Atome, z.B.:

– H, H+=p– He, He+, He++=He2+

– O, O+, O2+, O3+, O4+, O5+, O6+, O7+, O8+

• Historische, aber in der Astronomie noch oft benutzte, Benennung:– HI, HII– HeI, HeII, HeIII– OI, OII, OIII, OIV, OV, OVI, OVII, OVIII, OIX

Spektrale Klassifikationvon Sternen

OBAFGKMLT

Spektrale Klassifikation• Obwohl wir die Morgan-Keenan Spektralklassen

OBAFGKMLT schon mal gesehen haben, haben wir sie bis jetzt immer nur mit Leuchtkraft, Temperatur und Masse des Sterns in Verbindung gebracht.

• In der Praxis sind dies allerdings spektrale Klassen, die man an der Form des Spektrums identifizieren kann.

• Die physikalischen Parameter, die für diese verschiedenen Spektren verantwortlich sind, sind hauptsächlich:– Temperatur an der Oberfläche (sogenannte „effektive Temperatur“)

– Gravitationskonstante g [cm/s2] an der Oberfläche

Spektrale Klassifikation


Urheber: Unbekannt. Quelle: http://www.sirtf.nau.edu/~koerner/ast180/lectures/lec20.html

Aus: Vorlesung von Prof. Richard Pogge Ohio StateQuelle: http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast162/Unit1/SpTypes/index.htmlThe original source spectra are from Jacoby, G.H., Hunter, D.A., & Christian, C.A. A Library of Stellar Spectra, 1984, ApJS, 56, 257

„Frühe“ Spektralklassen(Eng: „early type“)

„Späte“ Spektralklassen(Eng: „late type“)

(„früh“ und „spät“ sind altmodische Bezeichnungen die aus der Zeit stammen als man glaubte, ein Stern fängt als O-Stern an, und kühlt ab bis M-Stern)


O5

H

H

H

HH

HH

H

He II

He II


B0

H

H

H

H

HHH

H

He I

He IHe I

He I


B4

H

H

H

HHH

HH

He I

He IHe I

He I

O2Erde


A1

HHHHHH

H

H

Ca II K

O2Erde


A5

HH

HH

HH

H

H

Ca II K

O2Erde

(„Telluric“)


F0

HH

H

HH

H H

H

Ca II K

Ca I

Ti II

Fe I Na I D

O2Erde

(„Telluric“)


F5

HH

H

HHH

H

H

Ca II K

Ca I

Ti II

Fe INa I D

O2Erde

(„Telluric“)


G0

HH

H

H

HH

H

H

Ca II K

Ca I

Fe I

Na I D

O2Erde

(„Telluric“)


G4

O2Erde

(„Telluric“)H

H

H

H

Ca II K

Fe I

Na I D

H


K0

O2Erde

(„Telluric“)

Fe I

Na I D

H

H

Ca II K

HH


K5

O2Erde

(„Telluric“)

Fe I

Na I DH

H

H


M0

O2Erde

(„Telluric“)

Fe I

Na I D

TiOTiO

TiO

TiO


M5

TiO

TiO

TiO

TiO

Spektrale Klassifikation„Spätere“ Spektren: spät-M, L-Zwerg, T-Zwerg

Marley & Leggett 2009, Daten von Cushing et al. 2006

Ursprung der „Harvard Classification“Pickering‘s Frauen(„Computers“)

Quelle: http://simostronomy.blogspot.de/2010/06/pickerings-women.html

1890-1910

Wilhelmina („Mina“) Fleming


Wilhelmina Fleming

Erste Frau in Pickerings Team.

Kurator des Henry DraperArchivs für photographischePlatten in Harvard.

Sie erfand die ersten bedeutungs-vollen Spektralklassen.

Antonia Maury


Antonia Maury

Erkannte die Beziehung zwischen den Spektralklassen und der Temperatur.

Fand eine weitere „Dimension“ in den Spektralklassen: vor allem den „c-characteristic“ womit sie zwei verschiedene Arten von roten Sternen unterscheiden konnte. Ejnar Hertzsprung erkannte, dass die ohne „c-characteristic“ nahe schwache rote Zwerge sind, und die mit „c-characteristic“ entfernte helle rote Riesen.

Maury entdeckte die ersten „spektralen Doppelsterne“.

Henrietta Swan Leavitt


Henrietta Swan Leavitt

Erfand ein Standard für die Helligkeit von Sternen.

Erforschte variable Sterne. Sie entdeckte, dass variable Sterne vom Typ „Cepheid“ in den Magallanschen Wolken einen Zusammenhang zeigen zwischen der Helligkeit und der Periode der Variabilität. Dies ist von unschätzbarer Wert, da dies es ermöglicht, Entfernungen von Galaxien zu messen!

Und das hat wiederum Auswirkungen auf unser Verständnis des Ausmaßes des Universums („the cosmological distance ladder“).

Annie Jump Cannon


Annie Jump Cannon

Sie war super-effizient bei der Klassifikation: 3 pro Minute!Sie hatte 5 Assistenten um ihreKlassifikation zu dokumentieren.

Sie hat alle 200.000 Sterne desHenry-Draper Katalogs selbstklassifiziert.

Sie vereinfachte das System undordnete die Spektralklassen in Temperatur (daher OBAFGKM), und sie führte die Unterklassen 1-10 ein.

Ihr System ist bis heute der Standard!

SpektroskopischeDoppelsterne

Doppelsterne

r ist groß genug, dass wir beide Sterne einzeln sehen könnenr

Visueller und/oder astrometrischer Doppelstern:

r ist nicht groß genug, um beide Sterne einzeln sehen zu könnenr

(wir können nicht wissen, ob dies ein Doppelstern ist)

r ist klein genug, damit die Sterne (a) kurze Periode und (b) hohe Dopplerverschiebung haben.r

Spektroskopischer Doppelstern:

r ist so klein, und unsere Sichtlinie günstig, dass sich die Sterne periodisch bedecken. Im Extremfall können die Sterne sogar teilweise verschmolzen sein (contact binary).

Photometrischer Doppelstern und/oder Kontakt-Doppelstern:

Spektroskopischer Doppelstern

Quelle: http://radio.astro.gla.ac.uk/stellarlect/index.html


Credit: R. Pogge, OSU, Quelle: http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast162/Movies/specbin.html


Credit: Terry Herter, Cornell University. Quelle: http://astro.ph.unimelb.edu.au/software/binary/binary.htm

Selbst herumspielen:

Einführung in die Astronomie und Astrophysik, Teil I

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