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