vermessung der sterne und das hertzsprung-russell diagramm · payload und teleskop figure courtesy...
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TRANSCRIPT
Vermessung der Sterne und das
Hertzsprung-Russell Diagramm
Max Camenzind
TUDA @ SS 2012
• Beobachtbare Parameter der Sterne GAIA
• Astrometrie Distanzen der Sterne GAIA
• Photometrie Äste im Farben-Helligkeits-Diagramm der Kugelsternhaufen (Sterne haben Farben !)
• Spektroskopie Harvard Spektralklassifikation
• Hertzsprung-Russell Diagramm
• Physikalische Erklärung der Spektralklassifikation
• Doppelsterne Massen der Sterne
Themen
• Astrometrie Positionen & Distanzen
• absolute Helligkeiten
• Leuchtkraft in Sonnenleuchtkräften
• Astrometrie Eigenbewegung am Himmel
• + Radialgeschw 6D Phasenraum der Sterne.
• Photometrie Farben und Effektiv-Temperatur
• Massen in Sonnenmassen Doppelsterne
• Radien in Sonnenradien
• Spektroskopie Harvard Klassifikation
Beobachtbare Parameter
Jährliche
Parallaxen-
bewegung
Als Parallaxe
bezeichnet
man die
scheinbare
Änderung
der Position
eines
Objektes,
wenn der
Beobachter
seine Position
verschiebt.
Die jährliche Parallaxe
1 Radian = 180/p x 60 x 60
= 206.265´´
1 Parsek = 206.265 AE
~ 3,08 x 1016 m
~ 3,26 Lichtjahre
1 kpc = 1000 Parsec
1 Mpc = 1 Mio Parsec
1 Gpc = 1 Mia Parsec
Definition
Parsek
Hipparcos (ESA 1989-1993)
• 5 Größen vermessen: a, d, p, µa, µd
• Jedoch nicht die radiale Geschwindigkeit Vr!
• Hipparcos Katalog:
mit 120.000 Sternen
Genauigkeit: 1 mas
Tycho Katalog:
die 2,5 Mio hellsten Sterne
Genauigkeit: 20 – 30 mas
Hipparcos Katalog
Hipparcos Katalog 2
Hip – Sterne pro Quadratgrad
Hip – Tycho Katalog Sterne Grad²
Hip – mittlere Parallaxe
GAIA (ESA) Start: Anfang 2013
in L2 Erde-Sonne
ZAH & MPIA HD
beteiligt
• Masse: 2030 kg (Nutzlast 690 kg)
• Energiebedarf: 1720 W (Nutzlast 830 W)
Figures courtesy EADS-Astrium
• reine ESA Mission
• Start: vor Ende 2012
• Lebensdauer: 5 Jahre
• Trägerrakete: Soyuz–Fregat
• Umlaufbahn: L2 (Erde-Sonne)
• Bodenstation: New Norica und/oder
Cebreros
• Datenrate: 4–8 Mb/sec
GAIA Satellit und Rakete
Entfaltung
im Flug nach L2
Uli Bastian, ARI/ZAH
16
17
Payload und Teleskop
Figure courtesy EADS-Astrium
Rotationachse (6 h)
Radial-Velocity
Spectrometer (RVS)
Überlagerung der
zwei Gesichtsfelder
Basiswinkel-
monitor
SiC-
Ringstruktur
(optische Bank)
gemeinsame
Fokalebene
106 CCDs
zwei SiC-Hauptspiegel
1,45 0,5 m2;106,5° Basiswinkel
Fokalebene
Sternbewegung in 10 s
Gesamtgesichtsfeld:
- Fläche: 0,75 Quadratgrad
- CCDs: 14 + 62 + 14 + 12
- 4500 x 1966 Pixel (TDI-Modus)
- Pixelgröße = 10 µm x 30 µm
= 59 mas x 177 mas
CCDs im astrometrischen Feld
Bla
u-P
ho
tom
eter C
CD
s
Sky Mapper
CCDs
104,26cm
Ro
t-Ph
oto
meter
CC
Ds Radial-
Geschwindigkeits-
Spektrometer
CCDs
Basic
Angle
Monitor
Wave Front Sensor
Basic
Angle
Monitor
Wave Front Sensor
Sky mapper:
- erfasst alle Objekte bis 20 mag
- unterdrückt “cosmics”
- Gesichtsfeldunterscheidung
Astrometrie:
- Gesamtrauschen: 6 e-
Photometrie:
- Zweiteiliges Spektrophotometer
- blau- und rot-empfindliche CCDs
Spektroskopie:
- hochauflösende Spektren
- rot-empfindliche CCDs
42
,35
cm
106 GAIA CCDs completed 14. Juli 2011
Rotationsachse:
45o zur Sonne
Abtastrate:
60 Bogensek./Sek.
Rotationsperiode:
6 Stunden
Jeder Stern wird ~
1000 mal abgescant
Genauigkeit
45o
Figure courtesy Karen O’Flaherty 1313
Prinzip der Himmelsabtastung
21
Scan Strategie Genauigkeit
Sky scans
(highest accuracy
along scan)
Scan width = 0.7°
1. Object matching in successive scans
2. Attitude and calibrations are updated
3. Objects positions etc. are solved
4. Higher-order terms are solved
5. More scans are added
6. System is iterated Figure courtesy Michael Perryman
Astrometrische Genauigkeit: Die Plejaden
π = 7.69 mas (Kharchenko et al. 2005 ) verschiedene Methoden
π = 7.59 ± 0.14 mas (Pinsonneault et al. 1998) MS Fitting
π = 8.18 ± 0.13 mas (Van Leeuwen 2007) (mod=5.44 ±0.03, 122pc) new red. Hipparcos Daten
π = 7.49 ± 0.07 mas (Soderblom et al. 2005) mittels 3 HST Parallaxen im inneren Halo
• Astrometrie (V < 20 mag):
– Vollständigkeit bis 20 mag (On-Bord-Detektion) 1 Milliarde Sterne
– Genauigkeit: 10–25 Mikrobogensekunden bei 15 mag (Hipparcos: 1 Millibogensekunde bei 9 mag)
– Himmelsabtastender Satellit, zwei Blickrichtungen
Globale Astrometrie, mit optimaler Ausnutzung der Beobachtungszeit
– Datenauswertung: globale astrometrische Reduktion (wie bei Hipparcos)
• Photometrie (V < 20 mag):
– Astrophysikalische Sternparameter (niedrige Dispersion) + astrometrischer Farbfehler
Teff ~ 200 K, log g, [Fe/H] auf 0,2 dex genau, Extinktion
• Radialgeschwindigkeiten (V < 16–17 mag):
– Anwendungen:
• Dritte Komponente der Raumbewegung, perspektivische Beschleunigung
• Stellardynamik, Sternpopulationen, Doppelsterne
• Spektren: chemische Zusammensetzung, Rotation der Sterne
– Messprinzip: spaltlose Spektroskopie im Bereich des Calcium-Tripletts (847–874 nm)
GAIA Anforderungsprofil
( guess )
25 Figure courtesy EADS-Astrium
Blue photometer:
330 – 680 nm
Red photometer:
640 – 1000 nm
Photometrie-Konzept
26
Radial-Geschwindigkeits-Konzept
RVS spectra of F3 giant (V = 16 mag)
S/N = 7 (single measurement)
S/N = 130 (summed over mission)
Field of view RVS spectrograph CCD detectors
Figures courtesy David Katz
Faktor 100
Fortschritt Genauigkeit
GAIA – Hipparcos Vergleich
Vollständigkeit, Empfindlichkeit, Genauigkeit Hipparcos Gaia
untere Helligkeits-Grenze 12 mag 20 mag
Vollständigkeit 7,3 – 9,0 mag 20 mag
obere Helligkeits-Grenze 0 mag 6 mag
Anzahl der Messobjekte 120 000 26 Millionen bis V = 15
250 Millionen bis V = 18
1000 Millionen bis V = 20
Effektive Reichweite 1 kpc 0,1 Mpc
Quasare keine 5 x 105
Galaxien
keine 106 – 107
Genauigkeit 1 Millibogensekunde 7 Mikrobogensekunden bei V = 10
10-25 Mikrobogensekunden bei V = 15
300 Mikrobogensekunden bei V = 20
Photometrie 2 Farben (B und V) Spektrophotometrie bis V = 20
Radialgeschwindigkeiten keine 15 km/s bis V = 16-17
Beobachtungsprogramm ausgewählte Sterne vollständig, ohne Vorauswahl
GAIA – Hipparcos Vergleich
• Umfassende Leuchtkraft-Kalibration, z.B.: – Entfernungen auf 1% genau für ~10 Millionen Sterne bis 2,5 kpc.
– Entfernungen auf 10% genau für ~100 Millionen Sterne bis 25 kpc.
– Vertreter seltener Stern-Typen und schneller Entwicklungs-Phasen in großer Zahl.
– Parallaxen-Kalibration aller Entfernungs-Indikatoren,
z.B. Cepheiden und RR Lyrae-Sterne bis zu den Magellanschen Wolken
• Physikalische Eigenschaften, z.B.:
– wohldefinierte Hertzsprung–Russell Diagramme in der ganzen Galaxis.
– Masse- und Leuchtkraft-Funktion der Sonnenumgebung,
z.B. Weiße Zwerge (~200.000) und Braune Zwerge (~50.000).
– Masse- und Leuchtkraft-Funktionen in Sternentstehungsgebieten.
– Leuchtkraft-Funktion für Vor-Hauptreihen-Sterne
– Beobachtung und Altersbestimmung aller Spektraltypen und galaktischer Sternpopulationen.
– Nachweis und Charakterisierung der Variabilität für alle Spektraltypen.
GAIA – Astrophysik der Sterne
• Asteroiden usw.:
– weitreichende und einheitliche (bis 20 mag) Durchmusterung aller bewegten Objekte
– 105–106 neue Objekte werden erwartet (gegenwärtig 340.000 bekannt)
– Klassifikation/mineralogische Zusammensetzung in Abhängigkeit von der heliozentrischen Entfernung
– Durchmesser für ~1000, Massen für ~100 Objekte
– Bahnen: dreißigmal besser als gegenwärtig
– Trojaner von Mars, Erde und Venus
– Objekte im Kuiper-Gürtel: ~300 bis 20 mag (Doppelobjekte, Plutinos)
• Erdnahe Objekte (NEOs):
– Amor-, Apollo- und Aten-Objekte (1775, 2020 bzw. 336 bis heute bekannt)
– ~1600 erdbahnkreuzende Objekte >1 km vorhergesagt (100 gegenwärtig bekannt)
– Nachweisgrenze: je nach Albedo 260–590 m Größe in 1 AU Entfernung
GAIA – Studium Sonnensystem
a = 4GM/c²b = 1,7505 arcsec ( RSonne / b )
a b
Vorsicht Lichtablenkung
(Einstein 1915)
Lichtablenkung im Sonnensystem
Relativistische Lichtablenkung in Mikrobogensekunden, ohne den viel größeren Effekt der Sonne
Der Himmel von L2 aus in ekliptikalen Koordinaten am 1. Januar 2011
Proposal
Concept & Technology Study
Mission Selection
Re-Assessment Study
Phase B1
Scientific operation
Launch Jan. 2013
Final
Studies
Data Processing
Implementation
Data Processing
Definition
Operation
Mission Products Intermediate
Selection of Prime Contractor (EADS Astrium SAS)
Phase B2
Phase C/D
Software Development (DPAC)
Today Figure courtesy Michael Perryman and François Mignard
GAIA Zeitplan
Projekt-Organisation
ESA
Industrie - ESOC - ESTEC - Wissenschaft
Prime Contractor Orbit Project Scientist (s. nächste Folie)
Sub-Contractors Operations Project Manager
EADS Astrium Project Team
Test Facilities
GAIA Projekt Organisation
Frederic Arenou (Meudon)
Coryn Bailer-Jones (MPIA, Heidelberg)
Ulrich Bastian (ARI, Heidelberg)
Erik Hoeg (Copenhagen)
Andrew Holland (Leicester)
Carme Jordi (Barcelona)
David Katz (Meudon)
Mario Lattanzi (Torino)
Floor van Leeuwen (Cambridge)
Lennart Lindegren (Lund)
Xavier Luri (Barcelona)
Francois Mignard (Nice)
Michael Perryman (Project Scientist, ESA)
Nationen: 3 F, 2 G, 2 E, 2 GB, 1 S, 1 DK, 1 I, 1 ESA
"Distinguished Visitor" at ZAH and MPIA in 2010
GAIA Science Team (GST)
Organisation of Scientific Work
Sampling/Telemetry
Calibration
Radial Velocity
Photometry
Focal Plane/Detection
Error Budget
Satellite/Payload
Solar System Objects
Variable Stars
Planetary Systems
Multiple Stars
Specific Objects
Science Alerts
Relativistic Model
Classification
Imaging
Simulations
Data Base
Data Processing
GAIA Science Team(13 people)
Working groups: about 150 European ‘core’ and ‘associate’ members
GAIA Projekt-Organisation
Proposal
Concept & Technology Study
Mission Selection
Re-Assessment Study
Phase B1
Scientific operation
Launch Jan. 2013
Final
Studies
Data Processing
Implementation
Data Processing
Definition
Operation
Mission Products Intermediate
Selection of Prime Contractor (EADS Astrium SAS)
Phase B2
Phase C/D
Software Development (DPAC)
Heute Figure courtesy Michael Perryman and François Mignard
GAIA Zeitplan – 30 Jahre
• 1 Milliarde Sterne (Dynamik Galaxis)
• 250.000 Asteroiden
• 2000 exosolare Planeten (150.00 Sterne)
• 50.000 Braune Zwerge
• 100.000 Weiße Zwerge
• 10.000 Supernovaüberreste
• ~ 500.000 aktive Galaxien und Quasare
GAIA
Entdeckungsmaschine
Distanz Parallaxen Messungen (Hipparcos, GAIA)
Geschwin-digkeit
Eigenbewegung und Doppler Verschiebung (Hipparcos, GAIA)
Leuchtkraft Berechnet aus scheinbarer Helligkeit und Distanz
Temperatur Farbe, Spektralklasse
Chemie Analyse der Spektrallinien
Radius aus Leuchtkraft + Temperatur (SB),
Interferometrie
Eigenschaften der Sterne
Sterne im Vergleich zur Sonne
Sterne haben Farben Bläuliche – Rötliche Sterne
Farben und Helligkeiten
Johnson Filter Normierung
Photometrie Kugelsternhaufen (GC)
Asympt.
Riesenast
AGB
Horizontal-
Ast
(He-Fusion)
Riesen-Ast
(Schalen)
Hauptreihe
(H-Fusion)
RR Lyrae
Knie
CM-Diagramm
• Das CM-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 CM
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'.
CM
-Dia
gra
mm
off
ener
Ste
rnh
au
fen
A
lter
Farbenhelligkeitsdiagramm
Gemessenes Spektrum
Fit Planck Spektrum
Parameter – Effektiv-Temperatur
Hertz-sprung
& Russell (1913)
Leuchtkraft
als
Funktion
der Stern-
Temperatur
Sterne
bevölkern
nur gewisse
Äste
Da
s H
ert
zsp
run
g-
Ru
sse
ll D
iag
ram
19
13
Stephan-Boltzmann:
L = 4π R2 σT4 R
Un
se
re S
tern
e d
er
So
nn
en
um
ge
bu
ng
Überriesen
Rote
Riesen
Leucht-
kräfte
variieren
von
1000.000
bis zu
Promillen
von LSonne
Radien aus
Stefan-
Boltzmann
Radien im HR Diagramm
• 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.”
Spektroskopie der Sterne
Sonne (5770 K) / Vega (10.000 K)
Hß
Fingerprints der Sterne – Fraunhofer Linien
Ursprung der Spektral-Linien
• Klassifikation nach Farben: O – B – A – F – G – K – M (C/S) – L - T
• O: blau, 50´000 – 25´000 K: HeII, CIII, NIII, SiIV
• B: wblau, 25´000 - 10´000 K: HeI, CaII, …
• A: 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
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
Wasserstoff Ha, Hb, Hg 656, 486, 434, 410, .. nm
Helium (neutral, HeI) 440, … nm
Helium (ionisiert, HeII) 420, 468, … nm
Natrium 580 nm
Calcium (H und K) 380 – 400 nm
Titanoxid-
Banden
490-520, 540-570,
620-630, 670-690 nm
Wichtige Spektrallinien
Linienstärken als Func(Temp)
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
O Stern Max im UV
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
A Stern Vega
A2
8400 K
A0
9600 K
2,13 MS
455 Mio a
A7V
6900 K
1,73 MS
<1 Mrd a
F Stern
G Stern Max im Visuellen
K Stern Max im Visuellen
a Centauri
A (G2V) + B (K1V)
Bahn-Periode: 80 a
M3 Stern Max im IR
M8 Stern Max im IR
L Stern Max im IR
M -
L Z
we
rge
IR Spektren von Zwerg-Sternen
Braune Zwerge in Dunkelwolke Barnard 68
Optisch Infrarot
Braune Zwerge im Orion
Ma
sse
n B
rau
ne
Zw
erg
e
13
– 8
0 J
up
ite
rma
sse
n
Spektralklassifikation
Braune Zwerge
Jupiter M Zwerg
Methan-
T Zwerg
L Zwerg
~ l-4
2500 K
1800 K
1400 K
1000 K
IR Zwerg-Spektren: M, L, T
Leuchtkraft
Klassen Ia Hyperriesen
Ib Überriesen
II Helle Riesen
III Riesen
IV Unterzwerge
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
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 = 8,4 Lj
A: A0V Stern
B: Weißer Zwerg
Bin
äre
r B
rau
ner
Zw
erg
Massenbestimmung
• 1. Visueller Doppelstern
– Bahngeometrie
– Kepler 3:
– Bestimmung des Abstands D aus Parallaxe
hältnis Massenver~
~
cos
cos
2
1
2
1
2
1
2
1
1
2 a
a
a
a
a
a
iD
iD
D
D
a
a
m
m
3
2
32
3
2
32
2
32
21
cos
~4
44
i
D
GP
DGPGP
amm
ap
app
Große Halbachse
[Länge]
große Halbachse
[Winkel]
Sp
ectr
osc
op
ic B
inary
Verhältnis der maximalen beobachteten Geschwindikeiten
Massenverhältnis ist bekannt, falls beide Sterne
spektroskopisch erfassbar („double line spectroscopic
binary“).
Für Summe der Massen betrachte zusammen mit 3. Kepler
Ersetze v1 und v2 durch beobachtete Größen
Summe der Massen, falls Inklination i bekannt.
Insbesondere falls Inklination nahe 90 Grad.
Massen-Funktion
• 1 Spektroskopischer Doppelstern
– Wenn nur eine Komponente beobachtbar
– oder:
3
2
1
3
3max
,1
21 1sin
)(
2
m
m
i
v
G
Pmm rad
p
1
2
12 v
m
mv
3max
,1
3
2
21
3
2 )(2
sin)(
radvG
Pi
mm
m
p
Massenfunktion Observablen
Massen Schwarzer Löcher
• LMC X-3:
– Stellares Objekt in der Großen Magellanschen Wolke
(LMC, eine Satellitengalaxie der Milchstraße im
Abstand von 50 kpc).
– Hauptreihenstern vom Spektraltyp B3V
Masse des Sterns: M ≈ 7 M⊙
– Geschwindigkeit variiert mit einer Periode von
P = 1,7 ± 0,01 d.
– Gemessene Bahngeschwindigkeit:
v = 235 km/s
– Sinusartige Geschwindigkeitsvariation
nahezu zirkularer Orbit.
Schwarzes Loch LMC X-3
• LMC-X3
en)Sonnenmass (insin
3.2
)7( 2
2
3
2
im
m
i m2
90 8,1
75 8,6
60 10,2
45 14,5
30 28,5
0 -
MSL > 8,1 M⊙, aber unsichtbar
regulärer Stern wäre nicht zu
übersehen
zu massereich für einen
Weissen Zwerg (MWD < 1.4 M⊙)
(siehe Kapitel 6)
zu massereich für einen
Neutronenstern (MN* < 2,2 M⊙)
(siehe Kapitel 6)
LMC X-3 Schwarzes Loch !
Schwarzes Loch LMC X-3
Bedeckungs- Veränderliche
Masse-Leuchtkraft Beziehung (nur Hauptreihensterne)
Eddington
Grenze:
L = 33.000
x (M/MSun)
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
• GAIA wird 1 Mrd. Sterne der Galaxis bis 20 mag
vermessen 3D Position, 3D Geschwindigkeiten, ..
• Sterne bilden bestimmte Äste im 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 (T & L Typen)
• Massen werden über Doppelsterne bestimmt.
• Masse-Leuchtkraft Relation.
Zusammenfassung
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