100 Jahre

Hertzsprung-Russell Diagramm

Max Camenzind

Akademie HD

11.2.2014

Einar Hertzsprung 1873 - 1967 Henry Norris Russell 1877- 1957

Die Gründerväter

• Das Hertzsprung-Russell-Diagramm ist das wichtigste

Zustandsdiagramm zur Klassifikation der Sterne. Es

verdankt seinen Namen dem dänischen Astronomen Ejnar

Hertzsprung und dem englischen Astrophysiker Henry

Norris Russell (1913), deren Forschungsarbeit es uns

ermöglicht, Sterne nach bestimmten Kriterien, den

Zustandsgrößen, einzuordnen. Zu ihnen gehören die

Oberflächentemperatur, die Spektralklasse, die

Leuchtkraft, die absolute Helligkeit, die Masse, der

Radius, die mittlere Dichte und andere Größen, die im

Hertzsprung-Russell-Diagramm nicht betrachtet werden.

Auf den Abszissen des HRD werden die

Oberflächentemperatur und die Spektralklasse von rechts

nach links angetragen. Die Leuchtkraft und die

absolute Helligkeit werden durch die Ordinate

charakterisiert und nehmen von unten nach oben zu.

• Sterne haben Farben wie messen?

• Photometrie Äste im Farben-Helligkeits-Diagramm der Kugelsternhaufen (Sterne haben Farben !)

• Hertzsprung-Russell Diagramm

• Die Harvard Spektralklassifikation der Sterne Physikalische Interpretation?

• Braune Zwerge, Vergleich mit Zwergsternen

• Das System Luhman 16ab nächste Braune Z

• Doppelsterne Massen der Sterne

• Interferometrie Radien der Sterne

Unsere Themen

Sterne haben Farben Bläuliche – Rötliche – Weiße Sterne

Farben und Helligkeiten

Johnson Filter Normierung

Photometrie Kugelsternhaufen (GC) alle Sterne haben dieselbe Distanz

M 55 CFHT: 100 Lichtjahre Durchmesser / 100.000 Sterne / 12 Mrd. Jahre alt

Canada France Hawaii Telescope

Asympt.

Riesenast

AGB

Horizontal-

Ast

(He-Fusion)

Riesen-Ast

(Schalen)

Hauptreihe

(H-Fusion)

RR Lyrae

Knie

FV-Diagramm

Physikalische Interpretation

Hauptreihe

Roter Riese

Horizontal-Ast

Asymptotischer Riese

Weiße Zwerge

• Das FV-Diagramm ist nicht gleichmäßig mit Sternen (Datenpunkten) gefüllt. Viele Sterne haben Eigenschaften an der Oberfläche, die zu einer Anordnung der Datenpunkte in einem Streifen im CMD (oder HRD) führt. Dies ist die sogenannte Hauptreihe der Sterne. Dann findet man viele Sterne im roten Teil in einem auf große Helligkeit zugehenden Streifen. Da diese Sterne nahezu gleicher Temperatur sind, können sie nur deswegen so unterschiedliche Lichtmengen abstrahlen, weil sie sehr unterschiedliche Radien haben. Die großen, roten Sterne sind die sogenannten `Roten Riesen'. Entsprechend findet man links unten im Diagramm die `Weißen Zwerge'.

• Die vielen Typen stehen in Zusammenhängen, die mit Hilfe der Modelle zur Sternentwicklung erklärt werden.

Farben-Helligkeitsdiagramm FV

Hipparcos

Daten

Sonnen-

umgebung

Die Sterne auf dem Streifen

von rechts unten bis links oben

sind Sterne der `Hauptreihe',

Sterne im Streifen von der

Mitte nach rechts oben

sind die `Roten Riesen'. Der Klumpen mit Sternen

halbwegs auf dem Riesenast

sind die roten

`Horizontalaststerne'.

FV

-Dia

gra

mm

off

ener

Ste

rnh

au

fen

A

lter

2. Woche

• Welches sind die beobachtbaren

Parameter von Sternen?

• sog. Zustandsvariablen:

• Masse M des Sterns

• Radius R des Sterns

• Effektiv-Temperatur Teff

• absolute Helligkeit MV

• Leuchtkraft L

• chemische Zusammensetzung

Temperatur-Skala in Physik

• Temperatur physikalisch in Grad Kelvin

• Die Kelvin Temperatur-Skala ist ähnlich zur Celsius-Skala, jedoch beginnt sie bei -273,15o.

– Diese Temperatur “absoluter Nullpunkt”.

-273 oC -173 oC 0 oC 100 oC

0 K 100 K 273 K 373 K

1000 oC

1273 K

Kelvin = Celsius + 273

Gemessenes Spektrum

Fit Planck Spektrum

Effektiv-Temperatur der Sterne

B-V Effektiv-Temperatur

50.000 K ist eine

obere Grenze

für Sterne

Warum?

Hertz-sprung

& Russell (1913)

Leuchtkraft

als

Funktion

der Stern-

Temperatur

Sterne

bevölkern

nur gewisse

Äste

Un

se

re S

tern

e d

er

So

nn

en

um

ge

bu

ng

Überriesen

Rote

Riesen

Abriss der Astronomie

Radien im HRD

Stephan-Boltzmann:

L = 4π R2 σT4 R

Da

s H

ert

zsp

run

g-

Ru

sse

ll D

iag

ram

19

13

Stephan-Boltzmann:

L = 4π R2 σT4 R

Leuchtkraft

Klassen Ia Hyperriesen

Ib Überriesen

II Helle Riesen

III Riesen

IV Unterriesen

V Hauptreihen

Sterne

Ia

Ib

II

III

IV

V

Weiße Zwerge

Massen im HRD

Hauptreihe:

Eine Sequenz

in der Masse

Erklärung:

die Sequenz des

H-Brennens

WZ: Sequenz in T

mit Radius konst

HR

D I

nfo

rma

tio

n

• R. Bunsen und G. Kirchhoff 1860 in „Chemische Analyse durch Spektralbeobachtungen”:

• ”Bietet einerseits die Spektralanalyse (...) ein Mittel von bewunderungswürdiger Einfachheit dar, die kleinsten Spuren gewisser Elemente in irdischen Körpern zu entdecken, so eröffnet sie andererseits der chemischen Forschung ein bisher völlig verschlossenes Gebiet, das weit über die Grenzen der Erde, ja selbst unseres Sonnensystems, hinausreicht. Da es (...) ausreicht, das glühende Gas um dessen Analyse es sich handelt, zu sehen, so liegt der Gedanke nahe, daß dieselbe [Analyse] auch anwendbar sei auf die Atmosphäre der Sonne und die helleren Fixsterne.”

Spektralklassen der Sterne

Sonne (5770 K) / Wega (10.000 K)

Hß

Fingerprints der Sterne – Fraunhofer Linien

Ursprung der Spektral-Linien

• Klassifikation nach Farben: O – B – A – F – G – K – M – L - T - Y

• O: blau, 50.000 – 25.000 K: HeII, CIII, NIII, SiIV

• B: wblau, 25.000 – 10.000 K: HeI, CaII, …

• A: w 10.000 - 7600 K: HeI stark, H maximal;

• F: gelbw, 7600 - 6000 K: HeI schwach, H, K CaII;

• G: 6000 – 5100 K: CaII stark, Metall-Linien; Sonne

• K: orange-gelb, 5100 - 3600 K: Metall-Linien, CaI (422,7 nm), H schwach;

• M: roter Zwerg, 3600 - 3000 K: Metall-Linien, TiO

• L: Braune Zwerge, < 2000 K: Molekül-Linien, CH4

• T: Braune Zwerge, 1300 - 800 K: H2O, CH4

Braune Zwerge

Harvard Spektralklassifikation 1922 von IAU anerkannt

• O – B – A – F – G – K – M – L – T

• Offenbar Benutzen Astronomen Furchtbar

Gerne Komische Merksätze Laut und

Tolpatschig

• Opa Bastelt Am Freitag Gerne Kleine

Männchen aus Lehm Töpfen

• Ohne Bier aus'm Fass gibt's Koa Mass

Merksprüche

Edward Pickering und Harvard “Computer,” 1890’s - 1920’s

Annie Jump Cannon

Zusammen mit

Pickering resultierte

der 225.300 Sterne

enthaltende ,,Henry

Draper Memorial

Catalogue„ (HD ….)

(Grenzgröße 9,5 mag).

Welche Elemente finden sich in Sternen? Tem

pera

ture

Calcium Natrium Magnesium

Helium H H H

Absorption und Emission

Wasserstoff Ha, Hb, Hg 656, 486, 434, 410, .. nm

Helium neutral, HeI 389, 588, 668 nm

Helium ionisiert, HeII 420, 468, … nm

Natrium I 589,1; 589,7 nm

Calcium H und K 393,5; 396,9 nm

Calcium II Triplett 850,0; 854,4; 866,4 nm

Titanoxid-

Banden

490-520, 540-570,

620-630, 670-690 nm

Wichtige Spektrallinien

Ionisationsenergien

Wie nicht anders zu erwarten, wehren sich die Edelgase am meisten, die

Alkalielemente am wenigsten, wenn man ihnen ein Elektron wegnehmen

will.

Linienstärken als Func(Temp)

H ionisiert H Grundzustand

H angeregt

10.000 K 2,4 eV

Stellare

Kontinua

und

U,B,V

Filter

Maxima in Planck(l):

lmax = 290 nm (10.000 K/T)

lmax = 2,898 µm (1000 K/T)

lmax ~ 500 nm (5.800 K/T)

Balmer

Kante

Planck 1900: Spektrum hängt nur

von der Temperatur ab

O Stern Max im UV

SDSS Spektrum

3 Gürtelsterne im Orion

Alnitak

O9.7Ib

818 Lj

2,03 mag

25.000 K

Alnilam

B0Iab

1342 Lj

1,65 mag

25.000 K

Mintaka

O9.5II

916 Lj

2,21 mag

25.000 K

HST Archiv

Gürtel-

sterne

&

Orion-Nebel

mit

Amateur-

teleskop

B Stern Max im UV

SDSS Spektrum

A Stern Wega

Wasserstoff maximal

SDSS Spektrum

A2

8400 K

A0

9600 K

2,13 MS

455 Mio a

A7V

6900 K

1,73 MS

<1 Mrd a

F Stern

SDSS Spektrum

G Stern Max im Visuellen

SDSS Spektrum

K Stern Max im Visuellen

SDSS Spektrum

a Centauri

A (G2V) + B (K1V)

Bahn-Periode: 80 a

M3 Stern Max im IR

SDSS Spektrum

M8 Stern Max im IR

SDSS Spektrum

L Stern Max im IR

SDSS Spektrum

M -

L Z

we

rge

IR Spektren von Zwerg-Sternen

Ha

up

tre

ihe

ns

tern

e V

Sterne im Vergleich zur Sonne

1 Sonnenmasse ~ 1000 Jupitermassen

1 Sonnenradius ~ 10 Jupiterradien

Braune Zwerge in Dunkelwolke Barnard 68

Optisch Infrarot

Braune Zwerge im Orion

Masse der Braunen Zwerge 13 – 80 Jupitermassen

Sonne

Roter Zwerg

Brauner Zwerg

Jupiter

Erde

Spektralklassifikation

Braune Zwerge

Jupiter M Zwerg

Methan-

T Zwerg

L Zwerg

Kühlungskurve Brauner Zwerge

1000 K

400 K

630 K

Alter 10 Mio. a 1 Mrd. a

2500 K

Effektiv-Temperatur

Deuterium-Fusion: d+p 3He+g

Nur auskühlen

Luhman 16ab 2 Braune Zwerge

Parallaxe: 495 mas

Distanz: 6,6 LJ

H Band: 9,56 mag

Periode: ~ 25 a

Separation: 3 AE

Masse A: 0,04-0,05

Masse B: 0,03-0,04

Aufnahme:

WISE 2013

Die sonnennächsten Sterne

Luhman 16ab

mit WISE

2013 entdeckt;

p = 495+-5 mas

d ~ 6,58 LJ

MA = 0,04 MS

MB = 0,03 MS

P ~ 25 Jahre

Winkeld = 1,5´´

a ~ 3 AE

H = 9,56 mag

15 Lichtjahre

5 Lichtjahre

Luhman 16B

VLT Aufnahmen

Atmosphäre

~ Jupiter

Temp: ~ 1000 K

Eisen-Regen

0,0 hr

0,8 hr

1,6 hr

2,4 hr

3,2 hr

4,1 hr

ESO Presse Release 2014

Roter T Zwerg

Luhman 16B ~ Jupiter?

Masse der Sterne: Doppelsterne

• Etwa 50% (oder mehr) aller Sterne sind Doppelsterne.

• Physische Doppelsterne:

– Visuelle: beide Komponenten getrennt sichtbar (z.B. Sirius A & B, 61 Cygni A&B)

– Astrometrische: Bewegung um (unsichtbaren) Begleiter (Exoplaneten)

– Spektroskopische: periodische Rot-/Blauverschiebung von Spektrallinien

– Photometrische: Bedeckungsveränderliche

Doppelstern

61 Cygni

61 Cygni ist ein Doppelstern im Sternbild Schwan.

61 Cygni ist elf Lichtjahre von der Sonne entfernt

und gehört damit zu den 20 sonnennächsten

Fixsternen. 61 Cygni war der erste Fixstern, dessen

Entfernung von Friedrich Bessel 1838 mittels

Parallaxe zu 0,´´3 gemessen wurde.

Hipparcos Parallaxe: 287 mas. Periode: 660 Jahre.

A: K5V Stern (5,21 mag); B: K7V (6,03 mag).

Aufnahme: F. Ringwald

Sirius B

Sirius A

Sirius B Orbit P = 50,1 Jahre

Distanz = 8,6 LJ

A: A0V Stern; 2,1 MS

B: Weißer Zwerg;

0,978 Sonnenmassen

TB = 25.193 K

Spektros-

kopischer

Doppelstern

Beckungsveränderlicher

Masse-Leuchtkraft Beziehung (nur Hauptreihensterne)

Eddington

Grenze:

L = 33.000

x (M/MSun)

• aus Leuchtkraft und

Temperatur via Stefan-

Boltzmann: L = 4pR² sT4

• aus

Bedeckungsveränderlichen

• aus inteferometrischen

Beobachtungen

• aus effektiver Gravitation

mittels Spektroskopie: g =

GM/R²

Vermessung der Radien

Nebelausdehnung:

400 AE

Bestehend aus

Gas und Staub

Stern selber:

4,5 AE

Interferometrie Beteigeuze T = 3.600 K / d = 650 LJ / Konvektion

HST UV:

Winkelausdehnung = 50 mas

Bellatrix

Orion: Beteigeuze - Bellatrix

Rote Riesen sind

voll konvektiv

Beteigeuze / Herschel

Beteigeuze wirft

Materie ab, die

sich in einer

Schockfront mit

25 km/s gegen eine

Wand bewegt.

Stern Winkeldurchm. R [Sonnenradien]

Arktur K2 III 22 mas mi 25,7

Beteigeuze M2 Iab 47 mas mi 662

Mira M2-M5 47 mas mi 390

Bellatrix B2 III 7,6 mas i 5,4

Alnair B6 V 1,02 mas i 3,46

Regulus B7 V 1,38 mas i 3,24

Sirius A + B 6,12 mas i A: 1,711

B: 6874 km

Wega A0 V 3,47 mas i 2,73

Fomalhaut A3 V 2,09 mas i 1,86

Canopus F0 Ib 6,86 mas i 71,4 (VLTI)

Altair A7 IV-V 2,79 mas i 1,7

Procyon A+B 5,71 mas i A: 1,86 / B: 0,0084

Winkeldurchmesser Sterne

mi: Michelson Stern-Interferometer; i: Intensitätsinterferometer

Michelson Stern-Interferometer

VLT Interferometer VLTI

2-Element Interferometer

Grafik: ESO/VLTI

VLTI Delay Line

Photo: ESO/VLTI

Erste Fringes 2 Sterne mit VLTI

Grafik: ESO/VLTI

Fringes mit zunehmender

Basislinie mit VLTI

Grafik: ESO/VLTI

Ve

rste

he

n w

ir S

tern

e ?

M

asse

-Ra

diu

s B

ezie

hu

ng

Chabrier et al.

2008

Jupiterartige

EXO-Planeten

Braune Zwerge

partiell entartet

Polytrope:

P ~ r1+1/n

Entartung:

T < TF = 3x105 K (r/µe)2/3

Grafik: ESO/VLTI

Jupiter

VLTI Messungen

• Sterne können am besten an Sternhaufen

untersucht werden. alle haben gleiche Distanz.

• Sterne bilden bestimmte Äste im FV- und HR-

Diagramm werden durch Brennphasen erklärt.

• Harvard-Klassifikation ordnet Sterne nach ihren

Spektren: Kontinuum („Planck“, Eff-Temp) und

Absorptionslinien (sog. Fraunhofer Linien).

• Wurde erweitert auf Braune Zwerge (L, T & Y)

• Massen werden über Doppelsterne bestimmt.

• Masse-Leuchtkraft Relation wichtiges Diagram

Zusammenfassung