Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

1.2. LÄNGEN: RADIEN UND ENTFERNUNGEN 37
1. Population I, wozu die Sonne gehört, umfasst die hellen (jungen) Sterne der galaktischen Scheibe.
Diese Sterne haben ’normale’ chemische Häufigkeiten (metallreich wie die Sonne) und befinden
sich in der mit Gas und Staub durchsetzten Scheibe der Galaxis. Die Population I wird
manchmal nochmals unterteilt in Spiralarm- und Scheiben-Population.
2. Population II Sterne sind leuchtschwächer (und metallarm und masseärmer), weshalb sie erst
später entdeckt wurden (daher die Bezeichnung II). Sie befinden sich (hauptsächlich) im Bulge,
im Halo und in Kugelsternhaufen.
Neben diesen beiden beobachteten Populationen vermutet man noch eine bisher nicht gesehene Population
III, welche Sterne aus reinem H und He beinhalten sollten (kosmisches Ursprungsmaterial).
Bisher sind jedoch keine Anzeichen dafür vorhanden, daß es einmal eine Phase im Universum ohne
schwere Elemente gegeben hat. Selbst Eisen, Fe, (oder sgar Moleküle wie CO) sind immer schon
vorhanden, wenn auch in geringerer Häufigkeit (im Vergleich zur Sonne 2 dex bis 3 dex weniger).
Eine feinere Aufteilung der beiden Grund-Populationen und ihre physikalischen Eigenschaften enthält
die nebenstehende Tabelle.
Z ist der Betrag des Abstands von der galaktischen
Ebene und ˙ Z ist die Komponente
der Geschwindigkeit senkrecht zur galaktischen
Ebene. M ist der geschätzte Massenanteil
der Komponente.
Zur extremen Stern Population I kommt noch
die Komponente des interstellaren Gases hinzu,
mit einer Masse von je etwa 109 Astronomische Feineinteilung der Populationen
mit ihren physikalischen Eigenschaften
Population Z Z˙ M A
pc km s
M⊙ für
neutralen H und für H2. Hierher gehören die
Progenitoren der Supernovae vom Typ II (und
Ib). Ferner die massivsten Sterne der Milch-
−1 109M⊙ Gyr
extreme Pop I 120 8 3 < 0.1
ältere Pop I 160 10 10 0.1 . . . 1
Scheibenpopulation 400 16 40 2 . . . 6
jüngere Pop II 700 25 40 6 . . . 9
extreme Pop II 2000 75 20 10 . . . 12
Tab. 1.12: Populationen
straße.
Die Scheibenpopulation enthält den Hauptteil der (sichtbaren) Sterne, die Zentralsterne der planetaren
Nebel und die Novae.
Zur extremen Population II gehören die RR Lyrae Sterne und die Progenitoren der Supernovae vom
Typ Ia. Ferner die Sterne in Kugelsternhaufen und die ms Pulsare.
Ein weiteres wichtiges Kriterium ist die Metallhäufigkeit der einzelnen Populationen. Sie nimmt mit
wachsendem Alter ab.
Die Kugelsternhaufen
• DEFINITION (EIN MASS FÜR DIE METALLHÄUFIGKEIT)
Die numerische Häufigkeit eines Elements wie Fe sei n(Fe) und das von Wasserstoff sei n(H). Die relative Häufigkeit von
Fe bezogen auf H ist dann n(Fe)/n(H). Dies wird ins Verhältnis gesetzt zu den Werten der Sonne. Der Logaritmus davon
wird mit [Fe/H] bezeichnet.
[Fe/H] = log[n(Fe)/n(H)] − log[n(Fe)/n(H)]⊙
In Kugelsternhaufen ist [Fe/H] ein Maß für ihr Alter. Der Wert für [Fe/H] reicht von -2.19 (bei M92) bis -0.40 (NGC 6838).
• DEFINITION (KING FUNKTION)
Die Massenverteilung wird bei gravischen Systemen wie Kugelsternhaufen wie folgt approximiert (King Modell)
n = no
�
1 + r2
a2 �b
; b = 3β
2
Die King Funktion hat drei freie Parameter: no, die Dichte im Zentrum; a, der effektive Radius und β (bzw. b) für die
Konzentration. Diese Parameter sind nicht direkt beobachtbar.
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