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  • Pichler Christof

    Untersuchung von jungen Sternen inSternentstehungsgebieten

    Bachelorarbeit

    zur Erlangung des akademischen Grades einesBachelors

    an der Naturwissenschaftlichen Fakultat derKarl-Franzens-Universitat Graz

    Begutachter: Dipl.-Phys. Dr.rer.nat. Ratzka ThorstenInstitut fur Physik

    Institutsbereich Geophysik, Astrophysik und Meteorologie

    Betreuer: Mag. Dr.rer.nat. Leitzinger Martin

    Juni 2017

  • Inhaltsverzeichnis

    1. Motivation 1

    2. Grundlagen und Kenntnisse 32.1. Sterne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3

    2.1.1. Grundlegendes zu Sternen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32.1.2. Sternentstehung und Entwicklung . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3

    2.2. Flares und koronale Massenauswurfe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6

    3. Datenerfassung 83.1. Sternhaufenauswahl . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93.2. Daten Sternhaufen M35 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11

    3.2.1. Analyse des Sternhaufens M35 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17

    4. Auswertung der FIT-Files 194.1. Rohdatenkorrektur . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 194.2. Koordinatenzuweisung und Helligkeitsextraktion . . . . . . . . . . . . . . 194.3. Lichtkurvenerstellung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 204.4. Flaredetektion und Ergebnisse . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23

    5. Diskussion und Ausblick 24

    A. Anhang 27A.1. Verwendete Programme und Webseiten . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27A.2. Geschriebene Python-Programme zur Datenauswertung . . . . . . . . . . 27A.3. Sterndaten . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27

    B. Literaturverzeichnis 33

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  • 1. Motivation

    Die Sonne ist, wie wir heute wissen, Mittelpunkt unseres Sonnensystems und unver-zichtbar fur das Leben auf der Erde. Deshalb ist die Erforschung der Sonne ein zentralerPunkt in der heutigen Astrophysik.

    Seit jeher wurde die Sonne von den Menschen verehrt, jedoch wurde sie lange nichtals Zentrum unseres Sonnensystems angesehen. Es galt das geozentrische Weltsystem.Im antiken Griechenland um 265v. Chr. stellte Aristarch von Samos erstmals die Son-ne in den Mittelpunkt unseres Systems. Ebenfalls versuchte er mittels Trigonometriedie Entfernung von der Erde zur Sonne zu bestimmen. Von hier an entwickelte sich dieAstronomie, jedoch wurde das heliozentrische Weltbild erst im 18. Jahrhundert endgultigakzeptirt. Durch die Veroffentlichung des Gravitationsgesetzes und der Infinitesimalrech-nung von Sir Isaac Newton konnten die Bewegungen der Himmelskorper nun berechnetwerden und die Richtigkeit des heliozentrischen Weltbildes wurde bestatigt.

    Mit der Entwicklung von Teleskopen, angefangen vom Galileifernrohr bis zu den heu-tigen hoch modernen Teleskopanlagen, wurden die Vorgange auf der Sonne immer besserbeobachtbar. Phanomene wie Sonnenflecken, Flares oder koronale Massenauswurfe las-sen sich heute sehr gut detektieren. Das heit, wir konnen viel uber die Sonne in ihremheutigen Stadium ihrer Entwicklung erfahren. Sehr interessant ware es jedoch zu wissen,wie sich die Sonne seit iherer Entstehung hin zu ihrem heutigen Zustand entwickelt hat.Deshalb ist die Untersuchung von jungen Sternen und deren Entwicklung von sehr groerBedeutung. Mit diesen Untersuchungen konnen Ruckschlusse auf die Entwicklung derSonne gezogen werden. [1] Die Verwendung junger sonnenahnlicher Sterne als Model furdie junge Sonne bedingt jedoch, dass man das Alter der zu untersuchenden Sterne kennt.Eine gangige Methode hierzu ist es Mitglieder von offenen Sternhaufen als Zielobjektezu verwenden, da sich das Alter von Haufen sehr gut bestimmen lasst und angenommenwerden kann, dass Mitglieder von Sternhaufen zur gleichen Zeit enstanden sind.

    Da man Informationen von Sternen nur durch Strahlung ubermittelt bekommt, spielt diePhotometrie bei der Untersuchung von Sternen eine wichtige Rolle. Deshalb nimmt manviele Bilder eines Sterns nacheinander auf und erstellt damit eine Lichtkurve. Um diegewunschten Informationen zu bekommen, studiert man dann diese Lichtkurven. Eventsbei denen die Lichtkurve schnell ansteigt und dann langsam abfallt, konnen Aufschlussuber die Aktivitat eines Sternes liefern. Solch ein Event wird Flare genannt.

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  • Abbildung 1.1.: Beispiel einer Lichtkurve mit detektierten Flares [2].Flares sind hier alsSpitzen erkennbar die der Lichtkurve des Sterns aufgepragt sind. Dieperiodische Veranderlichkeit der Lichtkurve stammt meistens von lang-lebigen Sternflecken.

    Ein Flare ist durch einen raschen Anstieg gefolgt von einem langsameren Abstieg in ei-ner Lichtkurve charakterisiert. In Abb. 1.1 sind mehrere Flares hintereinander detektiertworden. Ziel dieser Arbeit ist es, solche Flares bei jungen Sternen zu detektieren.

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  • 2. Grundlagen und Kenntnisse

    2.1. Sterne

    2.1.1. Grundlegendes zu Sternen

    Sterne bestehen hauptsachlich aus gasformigen Wasserstoff und Helium und sind selbst-leuchtende Himmelskorper. Ihre Energie beziehen sie aus der Kernfusion im Inneren desSternes. Durch die Fusion und den daraus resultierenden Massendefekt (Masse der fusio-nierten Kerne leichter als Masse der ursprunglichen Kerne) wird laut Einstein Energieerzeugt.

    E = m c2 (2.1)

    Die Temperaturen im Zentrum eines Sternes sind nicht hoch genug, um die Kern-fusion klassisch erklaren zu konnen. Abhilfe schafft hier der so genannte Tunneleffekt(Quantenmechanik). Einfach erklart lauft folgende Reaktion im Sterninneren ab:

    4p 4He+ 2e+ + 2e (2.2)

    Es fusionieren vier Protonen zu einem Helium Atom und als Nebenprodukt entstehenzwei Positronen und zwei Elektronneutrinos. Die durch Kernfusion entstehende Energiewird in Form von Gammastrahlung emittiert. Dabei ist der Energietransport prinzipielldurch Strahlung, Warmeleitung und Konvektion moglich. Hauptreihensterne sind wieunsere Sonne im Gleichgewicht zwischen Strahlungs- und Gasdruck sowie der Gravita-tionskraft und behalten dadurch ihre Form bei. [1]

    2.1.2. Sternentstehung und Entwicklung

    Der Raum zwischen Sternen im Weltall ist keinesfalls leer. Es existieren dort riesigeGas- und Materiewolken. Sie konnen als Dunkelwolken, welche das Licht dahinterliegen-der Sterne absorbieren und nicht durchlassen, oder als Reflexions- oder Emissionsnebel,welche sichtbar sind, vorkommen. Diese interstellaren Wolken findet man hauptsachlichin Spiralarmen einer Galaxie und sie sind Sternentstehungsgebiete.

    Eine Voraussetzung, dass Sterne in solchen Gebieten entstehen, ist das Abkuhlen derinterstellaren Wolke. Klingt im ersten Augenblick verbluffend, doch denkt man darubernach, dass die thermische Bewegung der Teilchen in der Wolke einer Kontraktion entge-genwirkt, ist diese Bedingung durchaus nachvollziehbar.

    Bildet sich nun ein Stern durch Kontraktion von Materie in solch einer Wolke gilt derVirialsatz. Er besagt, dass eine Halfte der bei der Kontraktion frei werdenden potentiel-len Energie in thermische Energie umgewandelt wird und damit den entstehenden Stern

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  • erhitzt. Die andere Halfte wird in Strahlungsenergie umgewandelt. Eine solche Wolkewird nur dann kontrahieren, wenn die Gravitationsenergie die thermische Bewegungs-energie ubersteigt (Jeans- Kriterium).

    Betrachten wir dazu eine Wolke mit der Masse M, dem Radius R der Temperatur T,der Teilchenanzahl N und deren mittlere Teilchenmasse m lassen sich kinetische undpotentielle Energie wie folgt schreiben.

    U = const GMNmR

    (2.3)

    Die Konstante hangt dabei von der inneren Materieverteilung ab. Die kinetische Energiepro Teilchen betragt:

    Ekin =3

    2kT (2.4)

    Die Bedingung zur Kontraktion (Virialsatz) lautet wie oben bereits erwahnt:

    U = 2Ekin (2.5)

    Aus diesem Kriterium lasst sich dann die Jeans-Masse folgendermaen ausdrucken:

    MJ 3kT

    GmR (2.6)

    Die Masse der Wolke muss also groer gleich der Jeans-Masse sein, um zu kontrahie-ren. Daraus erkennt man, dass nur aus kuhlen Gebieten Sterne entstehen konnen.

    Im ersten Stadium der Sternentstehung spricht man von prastellaren Objekten. Ist dieTemperatur im inneren des Sterns noch zu gering um eine Kernreaktion hervorzurufen,spricht man von Protosternen. Man kann diese Entwicklung in vier lang andauerndeStufen aufteilen:

    Kollaps im freien Fall: der innere Druck ist gleich Null, da die Teilchen wahrenddes freien Falls nicht miteinander kollidieren.

    Die Kernregion kollabiert rascher als die aueren Teile.

    Sobald sich der Kern gebildet hat, kommt es zu einer Akkretion der Hulle.

    Der Stern wird erst sichtbar, wenn der Strahlungsdruck das den Kern umgebendeMaterial weggeblasen hat.

    Ist nun die Masse gro genug und hat die richtige Temperatur, so tritt ein Kollaps auf.Wahrend dieser Phase kommt es zur Kollision von Molekulen, wodurch der Staub imIR-Bereich abstrahlt. Auch die

    einstrahlende Gravitationsenergie tragt dazu bei. Die

    Wolke bleibt zunachst kuhl, da die Strahlung entweichen kann. Nun verdichtet sich derKern so lange, bis dieser undurchsichtig wird. Dadurch verlangsamt sich der Kollaps und

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  • es stellt sich ein hydrostatisches Gleichgewicht ein. Dann kommt es zu einem zweitenKollaps, der durch das Dissoziieren der Wasserstoffmolekule beginnt und durch die dannspater ionisierten Wasserstoffatome zum Stillstand kommt.

    Ein Protostern ist entstanden, dessen Leuchtkraft wie folgt beschrieben werden kann:

    L = 4R2T 4eff (2.7)

    = 5.67 108 Wm2K4

    ... StefanBoltzmannKonstante

    Dabei wird der Stern als schwarzer Strahler angenommen.

    Protosterne sind noch Vorhauptreihensterne, das heit sie liegen noch nicht auf derHauptreihe (siehe Abb. 2.1).

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