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Von Mara-Marei Richter

Von Mara-Marei Richter. Übersicht. Einleitung Hertzsprung-Russell-Diagramm Sternentwicklung. Einleitung. Einige technische Daten der Sonne Radius R S 6,958 . 10 5 km 109 R E Masse M S 1,985 . 10 30 kg 3,32 . 10 5 m E Mittlere Dichte r S 1,41 g . cm -3 0,26 r E

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Von Mara-Marei Richter

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Presentation Transcript

  1. Von Mara-Marei Richter

  2. Übersicht Einleitung Hertzsprung-Russell-Diagramm Sternentwicklung

  3. Einleitung • Einige technische Daten der Sonne • Radius RS 6,958 .105 km 109 RE • Masse MS 1,985 . 1030 kg 3,32 . 105 mE • Mittlere Dichte rS 1,41 g . cm-3 0,26 rE • Leuchtkraft LS 3,861 . 1023 kW • Oberflächentemperatur Teff 5 790 K • Mittlere Entfernung Erde–Sonne 149,6 . 106 km • 1 AE=4,85 . 10-6 pc

  4. Was sind Sterne? Ein Stern ist eine massereiche selbstleuchtende Gaskugel, die durch die eigene Schwerkraft zusammengehalten wird. Überreste einer Sternexplosion, der sog. Supernova vor 15.000 Jahren in ungefähr 2.500 Licht- jahren

  5. Hertzsprung-Russell-Diagramm Ejnar Hertzsprung (1873–1967) Henry Norris Russell (1877–1957)

  6. LeuchtkraftundOberflächentemperatur Die Leuchtkraft ist die je Sekunde vom Stern abgestrahlte Energie – die Strahlungsleistung. s=5,67 . 10-8 W . m-2. K-4 Problem: Bestimmung der Sternradien

  7. Absolute und scheinbare Helligkeit Die absolute Helligkeit M bezeichnet die scheinbare Helligkeit, die ein Stern in einer Entfernung von 10 pc hätte. Sie ist damit ein Maß für die Leuchtkraft. 1 pc=3,26 Lichtjahre

  8. Absolute und scheinbare Helligkeit Das psycho-physischen Grundgesetz von Fechner und Weber (1859): Empfindung proportional dem Logarithmus des Reizes S(0): Strahlungsstrom S für den Stern Wega

  9. Absolute und scheinbare Helligkeit Bestimmung der absoluten Helligkeit: Entfernung des Sterns r in Parsec

  10. Absolute und scheinbare Helligkeit Bestimmung der absoluten Helligkeit:

  11. Absolute und scheinbare Helligkeit Maßeinheit der Helligkeit: scheinbare Helligkeit Sonne: -26,m70 Nullpunkt Polarstern: +2,m12

  12. Entfernungsbestimmung Definition Parsec

  13. Entfernungsbestimmung Parallaxe 1838 erste Messung von Sternparallaxen durch: Bessel 61 Cygni Struve a Centauri Henderson Wega

  14. Entfernungsbestimmung

  15. Spektralklassen – charakterisiert Art des Sternspektrums – kennzeichnet bestimmten Bereich der Oberflächentemperatur – bestimmt Farbe des Sternlichtes – Spektralklasse der Sonne: G2

  16. Spektralklassen Oh, BeAFineGirl,KissMe

  17. Sternentwicklung

  18. Sternentstehung Adlernebel

  19. Sternentstehung Gravitationsinstabilität Virialsatz

  20. Sternentstehung Gravitationsinstabilität k=1,38 . 10-23 J/K Boltzmannkonstante G=6,67 . 10-11 Nm2/kg2 Gravitationskonstante m Form des Wasserstoffs (m=1 für H und m=2 für H2) mH=1,67 . 10-27 kg Masse eines H-Atoms

  21. Sternentstehung Gravitationskollaps

  22. Sternentstehung Kollaps

  23. Sternentstehung Fragmentation NGC 2264

  24. Sternentstehung Grenzen der Sternmasse

  25. Sternentstehung Protosternphase Bei Phasenübergängen: Kollaps ohne Temperatur- erhöhung

  26. Sternentstehung Vor-Hauptreihen-Phase – M<0,08 MS Braune Zwerge – M<3 MS z. B.:T-Tauri-Sterne – M>3 MS z. B.: Herbig-Ae/Be-Sterne

  27. Sternentstehung Vor-Hauptreihen-Phase Entwicklungsweg im HRD für einen Protostern mit M=1 MS nach Modellrechnungen Entwicklungsweg im HRD für einen Protostern mit anfänglich M=60 MS nach Modellrechnungen

  28. Wasserstoffbrennen pp-Prozeß Bilanzgleichung

  29. ppI-Prozeß

  30. Wasserstoffbrennen ppII-/ppIII-Prozeß ppII-Reaktion ppIII-Reaktion

  31. Wasserstoffbrennen CNO-Zyklus

  32. Wasserstoffbrennen Verweildauer auf der Hauptreihe: Faustformel:

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