Einführung in die Astronomie und Astrophysik, Teil I
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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
Messung von Strahlung
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
Messung von Strahlung
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
Messung von Strahlung
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
Messung von Strahlung
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
Spektrum eines Schwarzkörpers
Spektrum eines Schwarzkörpers
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.
Spektrum eines Schwarzkörpers
T = 300 K
Spektrum eines Schwarzkörpers
T = 300 K
Log-Log Plot:Man sieht Vieles besser, aber ist etwas gewöhnungs-bedürftig
Spektrum eines SchwarzkörpersRayleigh-Jeans Limit
Begründung:
Spektrum eines Schwarzkörpers
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
Spektrum eines Schwarzkörpers
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
Spektrum eines Schwarzkörpers
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
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)
Quelle: http://www.asahi-spectra.com/opticalfilters/astronomical_filter.html
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)
Quelle: http://www.asahi-spectra.com/opticalfilters/astronomical_filter.html
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
Das Hertzsprung-Russell DiagramL * [
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
Das Hertzsprung-Russell DiagramL * [
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
Das Hertzsprung-Russell DiagramL * [
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
Das Hertzsprung-Russell DiagramL * [
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
Kurucz Modell und Schwarzkörpermodell mit M=1M, T=5780K, L=1L
Echte Stern-SpektrenEin A-Stern
Kurucz Modell und Schwarzkörpermodell mit M=3M, T=10000K, L=100L
Echte Stern-SpektrenEin A-Stern
Kurucz Modell und Schwarzkörpermodell mit M=3M, T=10000K, L=100L
Genauere Beschreibungvon Licht:
Die „Intensität“
Genauere Beschreibung von Strahlung
„Intensität“ Iν
Die Dimension ist:
Hängt von Position, Frequenz und Richtung ab:
Im Vakuum gilt:
Genauere Beschreibung von Strahlung
s=0
s=10
Intensität in Richtung ist konstant entlang einerLinie die in Richtung geht(gilt nur in Vakuum!!)
Genauere Beschreibung von Strahlung
s=0
s=10
Intensität in Richtung ist konstant entlang einerLinie die in Richtung geht(gilt nur in Vakuum!!)
Genauere Beschreibung von Strahlung
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
Emissions- versus Absorptionslinien
λ [cm]
s [cm]
Heiß Kühl
Eine Sternatmosphäre
Emissions- versus Absorptionslinien
λ [cm]
s [cm]
Heiß Kühl
τλ=2/3
Eine Sternatmosphäre
Emissions- versus Absorptionslinien
λ [cm]
s [cm]
Heiß Kühl
τλ=2/3
Eddington-Barbier Annäherung
Iν
Absorption
Eine Sternatmosphäre
Beispiel: Ein A-Stern
Kurucz Modell und Schwarzkörpermodell mit M=3M, T=10000K, L=100L
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
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
Linien von Atomen und Molekülen
4
3
Beispiel: Ein Atom mit 6Quantenzuständen
21
56 g6=2
g5=1
g4=1
g3=3
g2=1g1=4
Ene
rgy
Entartung der Niveaus
Linien von Atomen und Molekülen
4
3
Beispiel: Ein Atom mit 6Quantenzuständen
21
56 E6
E5
E4
E3
E2E1=0
Ene
rgy
Besetzung der Niveaus
Linien von Atomen und Molekülen
4
3
Beispiel: Ein Atom mit 6Quantenzuständen
21
56 E6
E5
E4
E3
E2E1=0
Ene
rgy γ
Spontanes radiatives Zerfall(= Linien-Emission)
Linien von Atomen und Molekülen
4
3
Beispiel: Ein Atom mit 6Quantenzuständen
21
56 E6
E5
E4
E3
E2E1=0
Ene
rgy
γLinien-Absorption
Linien von Atomen und Molekülen
4
3
Beispiel: Ein Atom mit 6Quantenzuständen
21
56 E6
E5
E4
E3
E2E1=0
Ene
rgy
γStimulierte Emissionγ
Linien von Atomen und Molekülen
4
3
Beispiel: Ein Atom mit 6Quantenzuständen
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
Linien von Atomen und Molekülen
4
3
Beispiel: Ein Atom mit 6Quantenzuständen
21
56 E6
E5
E4
E3
E2E1=0
Ene
rgy
EcollisionStoßanregung
Unser Atom
freies Elektron
Linien von Atomen und Molekülen
4
3
Beispiel: Ein Atom mit 6Quantenzuständen
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)
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
H-α H-β H-γ H-δ
Balmer-Serie (Optisch)
(In der Astronomie benutzt man„H“ anstatt „Ba“)
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
Pa-α Pa-β Pa-γ Pa-δ
Paschen-Serie (Infrared)
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
Thermische Anregung,gefolgt von Linien-Emission.
Kollisionmit einemfreienElektron
1 Em
issi
onsl
inie
, ode
r
2 Em
issi
onsl
inie
nEmissionslinien:
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
Absorption eines Photons,gefolgt von thermische„de-excitation“.
AbsorptioneinesPhotons(Absorptions-Linie)
Kollision miteinem freienElektron
Absorptionslinien:
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
Viele mögliche Kombinationen
Linien („bound-bound transitions“)
Beispiel: Ein A-Stern
Kurucz Modell und Schwarzkörpermodell mit M=3M, T=10000K, L=100L
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
(„bound-free & free-bound transitions“)
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
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 “.
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=∞
(„bound-free & free-bound transitions“)
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
Photoionisations-Querschnitt
E=hν
Photoionisations-Querschnitt desH-atoms
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
Ein Potenzgesetz wird eine geradeLinie in log-log Plots
3.4eVλ = 0.091 μm = 910 Å
λ = 0.365 μm = 3647 Å
Photoionisations-Querschnitt
E=hν
Photoionisations-Querschnitt desH-atoms
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
Ein Potenzgesetz wird eine geradeLinie in log-log Plots
Niedrigere Temperatur
λ = 0.365 μm = 3647 Å
3.4eVλ = 0.091 μm = 910 Å
Photoionisations-Querschnitt
E=hν
Photoionisations-Querschnitt desH-atoms
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
Ein Potenzgesetz wird eine geradeLinie in log-log Plots
3.4eVλ = 0.091 μm = 910 Å
λ = 0.365 μm = 3647 Å
Lym
an e
dge
Balm
er e
dge
Pasc
hen
edge
Photoionisations-Querschnitt
λ
Photoionisations-Querschnitt desH-atoms
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
log3.4eVλ = 0.091 μm = 910 Å
λ = 0.365 μm = 3647 Å
Lym
an e
dge
Balm
er e
dge
Pasc
hen
edge
Beispiel: Ein A-Stern
Kurucz Modell und Schwarzkörpermodell mit M=3M, T=10000K, L=100L
Beispiel: Ein A-Stern
Kurucz Modell und Schwarzkörpermodell mit M=3M, T=10000K, L=100L
Ly-αLy-β
Ly-γ
Lym
an e
dge
Balm
er e
dge
Pasc
hen
edge
Beispiel: Ein A-Stern
Kurucz Modell und Schwarzkörpermodell mit M=3M, T=10000K, L=100L
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
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)
Spektrale Klassifikation
O5
H
H
H
HH
HH
H
He II
He II
Spektrale Klassifikation
B0
H
H
H
H
HHH
H
He I
He IHe I
He I
Spektrale Klassifikation
B4
H
H
H
HHH
HH
He I
He IHe I
He I
O2Erde
Spektrale Klassifikation
A1
HHHHHH
H
H
Ca II K
O2Erde
Spektrale Klassifikation
A5
HH
HH
HH
H
H
Ca II K
O2Erde
(„Telluric“)
Spektrale Klassifikation
F0
HH
H
HH
H H
H
Ca II K
Ca I
Ti II
Fe I Na I D
O2Erde
(„Telluric“)
Spektrale Klassifikation
F5
HH
H
HHH
H
H
Ca II K
Ca I
Ti II
Fe INa I D
O2Erde
(„Telluric“)
Spektrale Klassifikation
G0
HH
H
H
HH
H
H
Ca II K
Ca I
Fe I
Na I D
O2Erde
(„Telluric“)
Spektrale Klassifikation
G4
O2Erde
(„Telluric“)H
H
H
H
Ca II K
Fe I
Na I D
H
Spektrale Klassifikation
K0
O2Erde
(„Telluric“)
Fe I
Na I D
H
H
Ca II K
HH
Spektrale Klassifikation
K5
O2Erde
(„Telluric“)
Fe I
Na I DH
H
H
Spektrale Klassifikation
M0
O2Erde
(„Telluric“)
Fe I
Na I D
TiOTiO
TiO
TiO
Spektrale Klassifikation
M5
TiO
TiO
TiO
TiO
Spektrale Klassifikation
M5
TiO
TiO
TiO
TiO
Spektrale Klassifikation
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
Quelle: http://simostronomy.blogspot.de/2010/06/pickerings-women.html
Wilhelmina Fleming
Erste Frau in Pickerings Team.
Kurator des Henry DraperArchivs für photographischePlatten in Harvard.
Sie erfand die ersten bedeutungs-vollen Spektralklassen.
Antonia Maury
Quelle: http://simostronomy.blogspot.de/2010/06/pickerings-women.html
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
Quelle: http://simostronomy.blogspot.de/2010/06/pickerings-women.html
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
Quelle: http://simostronomy.blogspot.de/2010/06/pickerings-women.html
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
Spektroskopischer Doppelstern
Credit: R. Pogge, OSU, Quelle: http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast162/Movies/specbin.html
Spektroskopischer Doppelstern
Credit: Terry Herter, Cornell University. Quelle: http://astro.ph.unimelb.edu.au/software/binary/binary.htm
Selbst herumspielen: