ASTRONOMIE.

Präsentation zum Thema: "ASTRONOMIE."—  Präsentation transkript:

1 ASTRONOMIE

2 ASTRONOMIE - ASTROLOGIE
UNTERSCHEIDUNG ASTRONOMIE - ASTROLOGIE

3 ASTRONOMIE – ASTROLOGIE
ASTRONOMIE Sternenkunde ASTROLOGIE Sternendeutung

4 EKLIPTIK - 1 Ekliptik ist ein astronomischer Begriff. Die Ekliptik stellt die Schnittlinie der Ebene Erde-Sonne mit der Himmelskugel dar. Oder anders ausgedrückt: Die Ekliptik ist die Projektion der schein- baren Bahn der Sonne im Verlauf eines Jahres auf die Himmelskugel. Sie ist gleichzeitig ungefähr die Ebene des ganzen Sonnensystems. Alle Planeten und auch der Mond weichen nicht sehr weit von der Ekliptik ab (maximal 6°).

5 Ekliptik - 2 Wann beginnen Frühling, Sommer, Herbst u. Winter?
Wie erklären sich die Jahreszeiten? Was versteht man unter den Wende-kreisen?

6 TIERKREIS Tierkreis ist ein astrologischer Begriff.
12 gleich große Abschnitte von je 30 Grad entlang der Ekliptik – in jedem befindet sich ein Sternbild Diese beginnen mit dem Sternzeichen Widder am sog. Frühlingspunkt, jenem Punkt auf der Ekliptik, an dem die Sonne zu Frühlingsbeginn (21.3.) steht.

7 STERNZEICHEN-STERNBILDER
Die Festlegung der Tierkreissternzeichen geht ca zwei Jahrtausende zurück. Inzwischen haben sich allerdings die Sterne (aufgrund einer für uns langsamen Bewegung der Erdachse) verschoben, wodurch z.B. im Sternzeichen Widder nun andere Sterne stehen in der Antike (Sterne, die zum Sternbild Fische zählen) Bereits damals bemerkte man die langsame Verschiebung und entschloss sich, das System der Sternzeichen an den Lauf der Sonne zu binden und nicht an die Sterne. Deshalb beginnt nach unserem Kalender der Frühling im März (Sternzeichen Widder).

8 STERNBILDER Sie sind Zusammenfassungen von Fixsternen

9 FIXSTERNE selbstleuchtende Objekte
FIXSTERNE – PLANETEN FIXSTERNE selbstleuchtende Objekte PLANETEN beleuchtete Objekte

10 Polarstern zwei Möglichkeiten zur Bestimmung
1. Möglichkeit: Achsenverlängerung 2. Möglichkeit: am Ende des kleinen Bären

11 Polarstern 3. Möglichkeit: über die geographische Breite  Man blickt in Richtung Norden und vom Horizont ausgehend ° (geografische Breite) nach oben. Geografische Breite: ist der Winkel zwischen Verbindungslinie Standort-Erdmittelpunkt und der Äquatorebene

12 Zirkumpolarsterne Hier! Wo ist der Polarstern?

13 Olbersches Paradoxon

14 Maßeinheiten Lichtjahr: Weg, den das Licht in einem Jahr zurücklegt
Parsec:Eine gebräuchliche astronomische Entfernungseinheit. Sie entspricht der Entfernung, aus der die Halbachse der Erdbahn unter einem Winkel von einer Bogensekunde erscheint. 1Parsec beträgt km oder 3,26 Lichtjahre. Astronomische Einheit: große Halbachse der Erdbahn 149 Mill. km Abk.: AE

15 Gesetze des Universums
F12: Kraft zwischen den Massen M und m G: Gravitationskonstante G=6,67 *10-11 m3 / kg s2 m,M: Massen r: Entfernung der Massen Das Gravitationsgesetz Die drei Gesetze nach Johannes Kepler Das Gesetz nach Hubble F12 = G m M /r2 1. Gesetz Gesetz Gesetz v: Geschwindigkeit der Galaxie relativ zur Erde H: Hubble-Konstante H=75 (25) km s-1 Mpc-1 r: Entfernung von der Erde v = H*r

16 1. Kepler‘sches Gesetz Die Planeten bewegen sich auf Ellipsen in deren Brennpunkt die Sonne steht.

17 2. Kepler‘sches Gesetz Der Fahrstrahl von der Sonne zum Planeten überstreicht in gleichen Zeiten gleiche Flächen. Der Flächensatz ist äquivalent mit der Erhaltung des Drehimpulses.

18 a13:a23 = T12:T22 3. Kepler‘sches Gesetz
Das Verhältnis aus den 3. Potenzen der großen Halbachsen und den Quadraten der Umlaufzeiten ist für alle Planeten konstant. a13:a23 = T12:T22 a1,a2: große Halbsachsen T1,T2: Umlaufszeiten

19 Licht – elektromagnetische Welle
B E Wichtige Zusammenhänge c =  f E=h f

20 Spektren Licht: Fingerabdruck astronomischer Objekte Wie entsteht Licht?

21 kontinuierliches Spektrum
Spektrenarten (Unterscheidung nach ihrem Aussehen) Linienspektrum kontinuierliches Spektrum Wo treten diese auf?

22 1. Möglichkeit zur Erzeugung: Brechung (Spektrometer)
DISPERSION (Brechung)

23 2. Möglichkeit zur Erzeugung: Beugung

24 1. Typ: Emissionsspektrum
Jede Atomsorte hat ihr charakteristisches Spektrum Hg

25 2.Typ: Absorptionsspektrum
Natriumdampf absorbiert bestimmte Farben (Frequenzen) – sie fehlen im Spektrum Fraunhofersche Linien des Natriumdampfs Gitter oder Prisma

26 Spektrum der Sonne mit Fraunhoferschen Linien

27 ZUORDNEN VON SPEKTRALTYPEN
Absorptionsspektren sind Fingerabdrücke der Lichtquellenobjekte O neutrales und ionisierte He G H und K am stärksten (daneben: Fe, Na, Mg) A H dominiert Quelle: aus Planeten – Sterne - Weltinseln

28 Sternentstehung Auch heute Mrd Jahre nach Entstehung des Universums bilden sich stets neue Sterne. Welche Entwicklungsstadien durchläuft er?

29 Ein Stern, was ist das überhaupt?
Sternentstehung Ein Stern, was ist das überhaupt? Eine Kugel aus sehr heißem Gas von ihrer Schwerkraft zusammengehalten in ihrem Innern Wärme und Strahlung erzeugt Wasserstoff wird in Helium verwandelt Gleichgewichtszustand: Schwerkraft – Strahlungsdruck

30 Ausgangssituation Sternentstehung Es beginnt mit einer Molekülwolke
- mit unter bis zu 300LJ groß - 1Mio Sonnenmassen schwer - besteht vor allem aus molekularem Wasserstoff und Helium Schwere Elemente sind als Staub vorhanden

31 Sternentstehung Staub
Woher kommt der Staub? Urknalltheorie: keine höheren Elemente als Helium An ihrem Lebensende fallen Sterne in sich zusammen: - Erzeugung hoher Drücke -> Fusion im Innern > höhere Elemente werden gebildet - Je schwerer der Stern -> schwerere Elemente (maximal Eisen) werden gebildet - Bei einer Supernova- Explosion: Elemente bis Uran Bedenke: Eisen, das im Hämoglobin unseres Blutes den Sauerstoff zu den Zellen transportiert, ist im Inneren eines großen Sterns entstanden

32 Stufe 1 Sternentstehung
Bildung von Protosternen durch unregelmäßige Massenverteilung oder Stosswellen von Sternexplosionen -> Gravitation führt zu Kontraktionen 2 Effekte bei Kontraktion: Erwärmung Erhöhung der Rotationsgeschwindigkeit

33 Rotation einer Galaxie
Sternentstehung Rotation einer Galaxie Keime verdichten sich, wobei sie immer schneller rotieren Dieser Vorgang dauert je nach dem etwa bis 1Million Jahre Drehimpulserhaltung bewirkt Rotationsgeschwindigkeit steigt mit Kontraktion Fliehkraft würde Stern zerstören Bildung von Doppelsternen oder Planetensystemen

34 Stufe 2 Sternentstehung
Ab einer Masse von etwa 10% der Sonnenmasse zündet im Inneren des Sterns erstmals eine Kernreaktion (T>107 K) -> Deuterium wird in Helium verwandelt -> Gasdruck steigt -> Sterngrösse ergibt sich aus dem Gleichgewicht zwischen Gas- und Gravitationsdruck

35 Stufe 2 Sternentstehung
Für einen Stern von der Größe unserer Sonne dauert es etwa 106 Jahre bis es zur Kernfusion kommt Die Kernfusion hält bei solchen Sternen etwa Jahre an Sterne im Zustand Gasdruck=Gravitationsdruck sind im HRD Hauptreihensterne

36 Endstadien von Sternen
Das Deuteriumbrennen klingt ab – Wasserstoff verbraucht - Stern verdichtet sich weiter Er leuchtet weiterhin sehr hell 10% des Wasserstoffs verbraucht:  Bildung eines schweren He-Kerns  H-Fusion wandert nach aussen  Aufblähung bis 100-fache Ausdehnung roter Riese  He-Kontraktion erhöht die Temperatur auf ~108 K Fusion des He zu Kohlenstoff

37 Stufe 3 Endstadien Roter Riese
Über das weitere Endstadium entscheidet die MASSE - Masse <1,4 Sonnenmassen Chandrasekhargrenze -> Weisser Zwerg - Masse >1,4 Sonnenmassen -> Neutronenstern - Masse >2,5 Sonnenmassen -> schwarzes Loch

38 Unsere Sonne Hauptreihenstern: 11.000 Mill. = 11 Mrd.
(Angaben in Jahren) Hauptreihenstern: Mill. = 11 Mrd. Übergangsphase: 700 Mill. Roter Riese: 600 Mill. Beginn des He-Brennens: 110 Mill. He-Schalenbrennen: 20 Mill. Instabile Phase: Jahre Übergang zu Weißem Zwerg mit Planetarischem Nebel: Jahre

39 Supernova 23. Feber 1987: astronomisches Jahrhundertereignis in der Magellan‘schen Wolke Das Ende eines Sterns – Der Stern rechts oben wies eine mal stärkere Leuchtkraft als die Sonne auf. An ihrem Maximum erreichte sie eine 200 millionenfache Leuchtkraft der Sonne Supernova gibt es nur bei Sternen mit Vielfachem an Sonnenmasse (hier: 18-mal Sonnenmasse) Mehr Wasserstoff verbrannt -> größerer Gravitationsdruck Erhöhung der Dichte von 103 kg m-3 auf 106 kg m-3 -> - Temperaturanstieg: 4*107 K auf 2*108 K - Kernfusion im Inneren: He -> C - Strahlungsdruck steigt -> Ausdehnung auf 3*1011 m -> Wasserstoffbrennen verlagert sich in die äußeren Regionen

40 Supernova Gravitationsdruck steigt im Inneren -> Fusion zu schweren Elementen (C kommt bei 400 Mill. Grad zustande) Nach etwa 104 Jahren endet die Fusion -> Kern stürzt in sich zusammen (Dauer: wenige Zehntelsekunden) -> Temp. steigt auf einige Milliarden K(Fusion zu 56 Ni) -> durch die enorme Druckerhöhung: Stoßwelle -> äußere Schichten werden nach außen geschleudert Stern leuchtet einige Tage milliardenfach heller als vorher – strahlt dabei so viel Energie wie die Sonne in ihrer ganzen Lebensdauer ab

41 Supernova Wenn Energie erschöpft (keine Fusion mehr, kein Druck nach außen -> Kern erfährt durch die Gravitation hohen Druck -> T steigt auf einige Milliarden K) Die energiereichen Photonen (Gammaquanten) spalten die Alphateilchen (He-Kerne: 2p + 2n) auf: Fotodissoziation Elektronen kommen so nahe an die Alphateilchen und Protonen heran, dass sie in Neutronen (und Neutrinos) umgewandelt werden -> Neutronenstern Dichte: 10 Milliarden Gramm pro cm3 (Erde: 5 g/cm3) Dauer des Vorgangs: Bruchteile von Sekunden Nach einer Viertelsekunde: Dichte: 4*1014 g/cm Ausdehnung: 100 km

42 Schwarzes Loch Endstadien Ereignishorizont – Schwarzschildradius
Sterne mit einer Masse größer als 2,5 Sonnenmassen brechen unter dem Gravitationsdruck zusammen. Es bildet sich eine Singularität (Voraussage der ART): Ausdehnung -> 0, Dichte -> unendlich Die Fluchtgeschwindigkeit steigt mit sinkender Ausdehnung. Ab einem Abstand RS (Schwarzschildradius) kann dann nicht einmal mehr das Licht entweichen. Ereignishorizont – Schwarzschildradius

43 Hertzsprung-Russell-Diagramm
Spektralklassen

44 Hauptreihe

45 Überriesen

46 Rote Riesen

47 Weisse Zwerge

48 GRÖSSENVERGLEICH

49 Weiterführender Link: