10.2 Eigenschaften von Sternen Flashcards
Wie viele Sterne kann man mit freiem Auge am Nachthimmel erkennen? Wie sieht das mit einem einfachen Fernrohr aus?
→ mit freiem Auge sind am Nachthimmel etwa 2000 Sterne erkennbar
→ ein einfaches Fernrohr ermöglicht bereits den Blick auf 50.000 Sterne!
Durch Langzeitaufnahmen des Hubble-Teleskops sind innerhalb einer Entfernung von 12 Mrd. Lj rund 50.000.000.000 Galaxien (vgl. Milchstraße) zu erahnen. Jede dieser Galaxien wird mit rund 100.000.000.000 Sternen angenommen.
Welche Schwierigkeiten werden zukünftige Generationen beim Betrachten des Nachthimmels haben? Welche Auswirkungen hat das hier gezeigte Problem auf die Fauna und Flora des Planeten? Wie lassen sich die Probleme abschwächen?
- Zukünftige Generationen könnten Schwierigkeiten haben, den Nachthimmel aufgrund der zunehmenden Lichtverschmutzung zu betrachten. Die Auswirkungen der Lichtverschmutzung auf die Fauna und Flora sind vielfältig und können erheblich sein. Zum Beispiel können nächtliche Beleuchtung die Wanderung und Fortpflanzung von Tieren beeinträchtigen, die sich nach dem Mondlicht orientieren oder vom Licht der Sterne angezogen werden. Auch können viele Pflanzen durch Lichtverschmutzung gestört werden, weil sie nicht mehr in der Lage sind, ihre natürlichen Wachstumsmuster beizubehalten.
- Um diese Probleme abzuschwächen, müssen Maßnahmen ergriffen werden, um die Lichtverschmutzung zu reduzieren. Eine Möglichkeit besteht darin, die Anzahl und Intensität der nächtlichen Beleuchtung zu begrenzen und zu kontrollieren. Beispielsweise können Straßenbeleuchtungen so konfiguriert werden, dass sie nur bei Bedarf eingeschaltet werden und nicht unnötig lange leuchten. Auch können ungenutzte Lichter ausgeschaltet werden, insbesondere in Gebäuden und Straßen, die während der Nachtstunden nicht frequentiert werden.
- Ein weiterer Ansatz wäre die Entwicklung und Verwendung von Beleuchtungssystemen, die speziell für den Schutz der nächtlichen Umwelt konzipiert sind, z. B. mit orange-roten LED-Lampen, die weniger hell und weniger störend für nachtaktive Tiere und Pflanzen sind. Solche Systeme könnten dazu beitragen, die negativen Auswirkungen der Lichtverschmutzung zu reduzieren und gleichzeitig die Sichtbarkeit des Nachthimmels zu verbessern.
- Darüber hinaus ist es wichtig, das Bewusstsein für die Auswirkungen der Lichtverschmutzung auf die Umwelt zu erhöhen und Bildungsinitiativen zu unterstützen, um das Verständnis für die Bedeutung einer natürlichen Nachtsicht zu fördern. Mit einer Kombination aus politischen Maßnahmen und praktischen Lösungen kann die Lichtverschmutzung reduziert werden, um den Nachthimmel für zukünftige Generationen zu bewahren und die Auswirkungen auf die Fauna und Flora des Planeten zu minimieren.
Wichtige Eigenschaften eines Sterns
Wichtige Eigenschaften eines Sterns umfassen seine Leuchtkraft, seine scheinbare Helligkeit, seine Temperatur, der Radius und seine Masse.
Scheinbare Helligkeit
Definition, I, Unterschied Magnituden
- Die Scheinbare Helligkeit eines Sterns und dem Abstand des Sterns zur Erde bestimmt, wie wir diesen Stern wahrnehmen. Durch sie lassen sich Sterne in Größenklassen/Magnituden einteilen:
ist die Lichtenergie, die pro Quadratmeter und Sekunde auf die Erde fällt. Eine Größenklasse (Magnitude m) Unterschied bedeutet, dass zwischen der Helligkeit der beiden Sterne der Faktor z= ca. 2, 512 liegt.
- Ein Unterschied um fünf Magnituden bedeutet, dass die Helligkeit der Sterne sich um z^5 = (2,512) ^5 = 100 unterscheidet.
- Für den Stern Wega wurde eine Magnitude von 0 festgelegt. Dünklere Sterne haben eine größere Magnitude, hellere Sterne haben eine (hier) negative Magnitude.
Leuchtkraft L
Definition
(luminosity)
* Mit der Leuchtkraft eines Sterns ist die Energieabstrahlung eines Sterns gemeint.
L ist demnach die gesamte Lichtenergie, die ein Stern pro Sekunde abstrahlt.
Temperatur T
Womit lässt sich es ermitteln, welches Gesetz? Intensitätsmaximum
- Mit Hilfe von Beugungsgittern lässt sich das Licht von Sternen analysieren und das Intensitätsmaximum (abhängig von Wellenlänge) ermitteln.
- Mit Hilfe des Wien’schen Verschiebungsgesetzes (Wien’s law) lässt sich aus dem so aus dem Spektrum des beobachteten Sterns über die Ermittlung des Intensitätsmaximums die Temperatur der Oberfläche eines Sterns berechnen
- Die Oberflächentemperatur der Sonne beispielsweise beträgt T = 5800 K
- Das Intensitätsmaximum verschiebt sich mit zunehmender Temperatur in Richtung der kürzeren Wellenlängen.
- Anhand der Absorptionslinien in den Spektren lässt sich die chemische Zusammensetzung des Sterns ermitteln.
Fraunhofer-Linien
Definition, Spektrum & Tabelle anwenden können
- Trifft Licht, in dem alle Wellenlängen vertreten sind, auf ein Gas, so kann es sein, dass bestimmte Photonen genau eine Quantenenergie besitzen, die einer Differenz zweier Energieniveaus in den Atomen des durchstrahlten Gases entspricht.
- Es kommt zur Anregung der Gasatome (Übertragung der Photonenenergie auf die Atome) und im durchgehenden Licht fehlen diese Quanten. Entwirft man vom durchgehenden Licht ein Spektrum, so entstehen bei den Wellenlängen, die zu den absorbierten Photonenenergien gehören, schwarze Linien, die sogenannten Fraunhofer-Linien oder Absorptionslinien.
- Da die Energien der absorbierten Quanten Auskunft über die Differenzen von Energieniveaus und damit indirekt über die Energieniveaus der absorbierenden Atome selbst geben, kann man auf die Art der Atome rückschließen.
- Anhand der Daten lässt sich die Temperatur des Sterns sowie dessen Leuchtkraft (bei bekannter Entfernung) ermitteln.
- Spektrum & Tabelle s. 10-11
Schwarze Strahler
Definition, Bsp, Strahlungsleistung, wieso kühlen nd ab,idealer Strahler
- Jeder Körper sendet Energie in Form elektromagnetischer Strahlung ab. Diese Strahlung wird auch als Temperaturstrahlung bezeichnet.
- Beispiele:
● Menschlicher Körper
● Glühbirne
● erwärmendes Eisen - Bis ~ 500°C ist die Temperaturstrahlung langwellig (IR), bei höheren Temperaturen wird die Energie in Form kurzwelliger, aber energiereicher Strahlung (sichtbares Licht und höher) abgestrahlt - der Körper beginnt zu glühen.
- Die Strahlungsleistung (pro Sekunde abgestrahlte Energie) eines Körpers ist proportional zu seiner Oberfläche und hängt von Temperatur und Beschaffenheit (Farbe, Rauigkeit) ab.
- Wenn Körper ständig Energie abstrahlen, wieso kühlen sie dann nicht aus? Die Umgebung strahlt ebenso → Energie (Strahlung) wird absorbiert, reflektiert und emittiert gleichzeitig. Erreicht ein Körper die Umgebungstemperatur, dann nimmt er ebenso viel Energie auf, wie er abstrahlt.
Körper, die besonders viel sichtbares Licht absorbieren, werden als schwarz bezeichnet. - Ein Körper, der bei allen Wellenlängen jegliche einfallende Strahlung vollständig absorbiert, nennt man ideale schwarze Strahler.
Schwarze Strahler sind nicht unbedingt in Bezug auf das sichtbare Licht schwarz - zB. ist Schnee ebenso wie menschliche Haut für Infrarotlicht beinahe ein idealer schwarzer Strahler.
Gesetz von Stefan und Boltzmann
von Josef Stefan und Ludwig Boltzmann (1879; 1884)
- Die Strahlungsleistung P eines schwarzen Strahlers mit der Oberfläche A und der Temperatur T beträgt P=σT^4A
σ = 5, 67 * 10^-8Wm^-2K^-4 = Stefan-Boltzman-Konstante - Die Strahlungsleistung eines Körper ist demnach proportional zur vierten Potenz der Temperatur.
Beispiel: Menschliche Strahlungsleistung
1. Wie viel Energie gibt ein Mensch durch Strahlung ab, wenn man von einer Oberfläche von 2m² und einer Hauttemperatur von 29°C ausgeht? (TIPP: T in K)
2. Wie viel Energie nimmt derselbe Mensch aus seiner Umgebung auf, wenn man von einer Umgebungstemperatur von 20°C ausgeht? (TIPP: T in K)
3. Berechne anhand der Differenz der beiden den Grundumsatz des besagten Menschen bei völliger Ruhe! (TIPP: Sekundenzahl)
- Einsetzen in das Gesetz von Stefan und Boltzmann (TIPP: T in K, indem T + 273 = K):
P1= 2*5, 67- 10^-8 * (273 + 29)^4 W = 943 W
- Erneut einfach nur einsetzen:
P2 = 2*5, 67 * 10^-8. (273 + 20)^4 W = 836 W
- Die Differenz aus abgestrahlter Energie und aufgenommener Energie lässt eine Aussage über den Grundumsatz des menschlichen Körpers anstellen, TIPP: Sekundenzahl Sekundenergebnis mal 86400 für 1 Tag) :
P1 - P2 = 107 W
Nun möchte man das diesen Wert auf einen Tag strecken, daher die Sekunden eines Tages ausrechnen:
1 d = 60 * 60 * 24 = 86400 s
Mit der Leistung pro Sekunde multipliziert ergibt den Energiebedarf den ein Mensch bei völliger Ruhe zur Aufrechterhaltung der Grundfunktionen hat:
86400 * 107 W = 9244800 J = 9244, 800 kJ
In Alltags-”Energiewerte” umgerechnet:
1 kcal = 4, 184 kJ
9214,800 / 4, 184 = 2209,560 kcal
Beispiel: Bestimmung der Temperatur und Größe eines Sterns
Angenommen, die Entfernungen zu zwei benachbarten Sternen können abgeschätzt werden und man ermittelt, dass beide etwa dieselbe absolute Leuchtkraft L besitzen. Das Spektrum des einen Sterns hat sein Intensitätsmaximum bei etwa 700 nm (rötlich), das Spektrum des anderen hat sein Maximum bei 350 nm (bläulich).
a) Berechne die Oberflächentemperatur beider Sterne!
**a) Einsetzen in das Wien’sche Verschiebungsgesetz liefert:
Tr =2,90.10^-3 m * K / 700 * 10^-9m (wegen nm!) = 4140 K
b) Tb = 2,90*10^-3 m * K / 350 * 10^-9m= 8280K
Hertzsprung-Russell-Diagramm
wonach angeordnet, Beschreibung, zeigt was, Skizze
- Im Hertzsprung-Russell-Diagramm werden Sterne nach ihrer Leuchtkraft, absolute Helligkeit und der Temperatur angeordnet:
- Ein Großteil aller Sterne liegt, entsprechend ihrer Eigenschaften, auf der sogenannten Hauptreihe - sie weisen eine sonnenähnliche Größe auf, die darüber liegenden Roten Riesen sind etwa 100 x größer als die Sonne, die darunter liegenden Weißen Zwerge sind wiederum etwa 100 x kleiner als die Sonne und deutlich (100 000 x) lichtschwächer.
- Das Hertzsprung-Russel-Diagramm zeigt Sterne in verschiedenen Entwicklungsstadien an.
- Skizze s. Dokument S. 17
Entstehung von Hauptreihensternen
was sind sie, Zyklen, Ablauf, Restenergie, HR-Diagramm, nach Aufbrauchen des Wasserstoffvorrats?
- Der Großteil der Sterne im HRD sind sogenannte Hauptreihensterne, sie fusionieren Wasserstoff (“Wasserstoffbrennen”) und wandern im Verlauf ihres Lebens im HRD von rechts unten nach links oben.
Bei der Fusion von Wasserstoff zu Helium wird Energie frei, das Produkt hat insgesamt weniger Masse als die einzelnen Teilchen. Die “fehlende Masse” wird in Form von Bindungsenergie frei. - Den Hauptanteil an Fusionsreaktionen bildet die sogenannte Proton-Proton-Zyklus:
1. Fusion von zwei Wasserstoffkernen (p+) zu einem Deuteron ; dabei wird ein Positron (Antiteilchen zu Elektron) und ein Neutrino frei
2. Fusion von Deuteron mit einem Wasserstoffkern (p+) zu Helium-3 - (dieser Prozess muss zweimal passieren)
3. Fusion zweier Helium-3-Kerne zu einem Helium-4 ; dabei werden zwei Wasserstoffkerne (p+) frei
Insgesamt fusionieren also vier Wasserstoffkerne (p+) zu Helium-4, dabei werden durch dieser eine Fusionszyklus 26,7 MeV frei (wovon 0,5 MeV von den beiden Neutrinos davongetragen werden). - Sobald der Wasserstoffvorrat im Kern verbraucht ist, setzt das Schalenbrennen ein, der Stern nimmt an Volumen zu und wandert im HRD nach rechts oben. Nach dem Ausbrennen (Ende der Kernfusion) eines Sterns kann dieser entweder seine Hülle abstoßen und zum Neutronenstern oder einem schwarzen Loch werden oder er wird zum Weißen Zwerg.
Weiße Zwerge liegen im HRD links unten - sie stellen sehr alte Sterne (siehe unten) dar. - Bei massereicheren Sternen funktioniert die Fusion über den Kohlenstoff-Stickstoff-Zyklus zum selben Ergebnis: Vier Wasserstoffkerne (p+) verschmelzen zu einem Helium-4 Kern.
Beispiel: Aldebaran
Der Hauptstern im Sternbild Stier ist Aldebaran, der mitten zwischen den Hyaden leuchtet. Seine jährliche trigonometrische Parallaxe beträgt 0,048″. Das Maximum seiner Strahlungsintensität liegt bei der Wellenlänge 730nm. Seine scheinbare Helligkeit beträgt m = 0,86.
a) Begründe, wieso Aldebaran nicht zu den 41 pc entfernten Sternhaufen Hyaden gehört.
b) Berechne mittels der nachfolgenden Formel seine Absolute Helligkeit M und schließe daraus auf seine Position (und Entwicklungszustand) im HRD!
m - M = 5*lg (r/10 pc)
r = Abstand des Sterns
a) 1 / 0,048pc = 20,83 pc (Abstand Sterns in parsec)
Nein, er gehört nicht zu den entfernten Sternhaufen, weil Aldebaran näher bei uns ist
b) m - M = 5* lg(r / 10pc）-> absolute Helligkeit von 1 Beobachter
m - M = 5* lg (20,83pc / 10 pc)
0,86 - M = 1,593
M = - 0,733 mag (Magnitude)
Für Temperatur der Oberfläche -> Wien’sches Verschiebungsgesetz
入max* T= 2,910^-3 m K
Lebenszyklus von Hauptreihensternen
allgemeine Info: was passiert, zu was werden sie, Sternmasse
- Verschmilzt Wasserstoff zu Helium, dann ist dieses - verglichen mit den umgebenden Wasserstoffteilchen - dichter und sinkt daher in den Kern des Sterns zurück. Es sammelt sich ein Kern aus Helium, um den herum weiterer Wasserstoff zu Helium verschmilzt und sich dann wieder im Kern ansammelt.Ist ein Großteil des Wasserstoffs verbraucht, dann nimmt die Energieproduktion ab und die Gravitationskräfte führen zu einer weiteren Kontraktion des Kerns. Damit einher geht eine weitere Erwärmung des Kerns.
- Der Wasserstoff um den Kern herum verschmilzt durch die gestiegene Temperatur im Kern noch heftiger, die äußere Hülle des Sterns expandiert und kühlt dabei ab.
- Die gesunkene Oberflächentemperatur des Sterns führt gemäß Wienschem Verschiebungsgesetz (10.2.3 Temperatur T) zu einer Verschiebung des Intensitätsmaximums in Richtung Rot auf dem Spektrum. (er verlässt dabei die Hauptreihe im HDR in Richtung rechts oben)
- Aus dem Hauptreihenstern ist damit ein Roter Riese geworden. Dessen Hülle expandiert weiterhin, der Kern schrumpft und heizt sich weiter auf. Dadurch sind dann weitere Fusionen möglich. (horizontaler Zweig auf HDR)
- Ist die Sternmasse des Roten Riesen größer als 0,7 Sonnenmassen, dann können noch schwerere Elemente aus Leichteren fusioniert werden. Bei diesem Vorgang heizt sich der Kern weiter auf, die Nukleosynthese (= Entstehung von Atomkernen) endet jedoch mit der Bildung von Nickel und Eisen. Weitere Fusionen würden keine Energie mehr freisetzen, sondern Energie benötigen und passieren daher nur bei Supernovae-Explosionen.
