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. Diese Ekliptik zeigt uns also die Schnittlinie der Ebene Erde-Sonne mit der 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 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 Zusammenfassung von Fixsternen

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

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

11 Polarstern - 3 über die geographische Breite
3. Möglichkeit: geografische Breite

12 Zirkumpolarsterne Wo ist der Polarstern?

13 Maßeinheiten Lichtjahr: Weg, den das Licht in einem Jahr zurücklegt
Parsec:Eine gebräuchliche astronomische Entfernungseinheit. Sie entspricht der Entfernung, aus welcher die mittlere Entfernung Erde-Sonne unter einem Winkel von einer Bogensekunde erscheint. Ein Parsec beträgt km oder 3,26 Lichtjahre. (1“ = 1/3600 °) Astronomische Einheit: große Halbachse der Erdbahn 149 Mill. Km Abk.: AE

14 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

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

16 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.

17 3. Kepler‘sches Gesetz a13:a23 = T12:T22
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

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

19 Was ist so ein Stern überhaupt?
Sternentstehung Was ist so ein Stern überhaupt? Eine Kugel aus sehr heißem Gas/Staub (z.B. H) Von ihrer Schwerkraft zusammengehalten In ihrem Innern Wärme und Strahlung erzeugt: Wasserstoff wird in Helium verwandelt Gleichgewichtszustand: Schwerkraft – Strahlungsdruck

20 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, im Inneren eines großen Sterns entstand

21 Sternentstehung Wolke im sichtbaren Bereich
Wolke im infraroten Bereich

22 Sternentstehung Ab einem Gewicht von etwa 10% der Sonnenmasse (2*1030 kg) zündet im Inneren des Sterns erstmals eine Kernreaktion vgl.: Erdmasse 6*1024 kg Temperatur: 15 Mill. Kelvin

23 Kernfusion: H -> He +Energie

24 Kernfusion: H -> He Massendefekt
+Energie Massendefekt Ausgangsmassen werden in Energie umgewandelt: E=mc2

25 Sternentstehung Deuterium und Tritium wird in Helium verwandelt. Die dabei entstehenden Sonnenwinde blasen die Umgebung des Sterns langsam von der Wolke frei, aus der der Stern entstand. Dieser Wind ist viel stärker, als beim fertigen Stern. Er wird erstmals auch im sichtbaren Licht sichtbar.

26 Sternentstehung Er leuchtet weiterhin sehr hell . Er beleuchtet so die Nebelwolke in der er entstand. Ist das Innere in Folge des Verdichtens genügend heiß, so dauert die Fusion an: Energiequelle für eventuell Milliarden von Jahren. Das Verdichten hört auf und der Stern tritt in einen Gleichgewichtszustand ein. Der Stern ist jetzt fertig.

27 Hertzsprung-Russell-Diagramm

28 Hauptreihe

29 Überriesen

30 Rote Riesen

31 Weisse Zwerge

32 Chandrasekhargrenze Schwarzes Loch
Sterne mit einer Masse kleiner als 1,4 Sonnenmassen werden zu weissen Zwergen Durchmesser: 107 m Schwarzes Loch Sterne mit einer Masse größer als 2,5 Sonnenmassen brechen unter dem Gravitationsdruck zusammen. Die Fluchtgeschwindigkeit steigt mit sinkender Ausdehnung. Ab einem Abstand RS (Schwarzschildradius) kann dann nicht einmal mehr das Licht entweichen.

33 Schwarzschildradius Ein Stern kann , wenn er Glück hat, mit Hilfe der Supernova genügend Materie loswerden, um der totalen Auslöschung zu entgehen. Wenn ihm dies jedoch nicht gelingt und der Stern noch immer um die 3 Sonnenmassen besitzt, selbst nachdem die Supernova ihre äußeren Schichten weggeblasen hat, geht der Kollaps unaufhaltsam weiter. Sobald der Radius des Körpers dann eine bestimmte Größe unterschreitet, ver- schwindet dieser aus dem für uns wahrnehmbaren Universum, es entsteht ein Schwarzes Loch. Sterne mit einer Masse größer als 2,5 Sonnenmassen brechen unter dem Gravitationsdruck zusammen. Die Fluchtgeschwindigkeit steigt mit sinkender Ausdehnung. Ab einem Abstand RS (Schwarzschildradius) kann dann nicht einmal mehr das Licht entweichen.

34 Spät- und Endstadien

35 Licht: Informationsquelle
für Astronomen

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

37 Temperatur der Sterne Intensitätsmaximum der Strahlung nach
rot > kühl blau – weiß > heiss verschoben

38 Wiensches Verschiebungsgesetz
max = 2, T max : Wellenlänge des Intensitätsmaximums T : Temperatur

39 Spektrum

40 kontinuierliches Spektrum
Spektrenarten Unterteilung nach dem Aussehen Linienspektrum kontinuierliches Spektrum

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

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

43 2.Typ: Absorptionsspektrum

44 2. Möglichkeit zur Erzeugung: Beugung
DISPERSION (Brechung)

45 Spektrum der Sonne Frauenhofersche Linien (absorbierte Wellenlängen)