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Anfang Test.

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Präsentation zum Thema: "Anfang Test."—  Präsentation transkript:

1 Anfang Test

2 Generelle Eigenschaften des Universums
Titelbild Generelle Eigenschaften des Universums „Erklären Sie das Universum in einer Stunde!“ Pferdekopfnebel durch das Hubbleteleskop Heute sehr ausgereifte Technik, wie aber begann alles

3 Anfänge der Astronomie
Paradigmenwechsel: Statt religiöser Interpretation, finden geometrische Sätze Anwendung Bedeutende Astronomen der Antike: Thales von Milet (Kugelgestalt der Erde) Pythagoras (Kugelgestalt der Himmelskörper) Aristarch (heliozentrisches Weltbild) Betrachtung und Deutung des Sternenhimmels schon sein tausenden von Jahren Die Griechen begannen geo-metrische Erkenntnisse auf den Kosmos anzuwenden Die Entwicklung ist nicht kontinuierlich (mangelnde Kommunikation und Autoritätshörigkeit) Thales von Milet wußte, dass die Erde eine Kugel und dass die Sonne den Mond beleuchtet (Sonnenfinsternis 585 v. Chr. Vorhergesagt. Pythagoras (Mitte 6. Jhd. Vor Chr.) beschrieb Erde, Sonne und Mond als Kugel und vertrat ein heliozentrisches Weltbild Aristarch von Samos (3. Jhd. vor Chr.) lehrte als erster ein heliozentrisches Weltbild und erahnte, dass die Fixsterne erstaunlich weit entfernt sein müssten. Er berechnete das Abstandsverhältnis Sonne – Erde Mond Kurz darauf führte Erastothenes die erste Gradmessung durch bestimmte ziemlich genau den Umfang der Erde (viel benutzte Karawanenstraße als Entfernungsgrundlage, Alexandria[Obelisk] – Syrene[Brunnen]) Hipparch von Nicaea: Anhand der Sonnenfinsternis berechnet, das der Mond 59 Erdradien entfernt ist. Sternbilder: Der Hauptteil unserer Sternbilder geht auf das klassische Altertum zurück. Ptolemaíos hat uns 148 n. Chr. in seinem Sternkatalog 41 Bilder überliefert. Im MA Vorantreibung der Astronomie durch die Schifffahrt Erastothenes (Messung des Erdumfangs) Hipparch von Nicaea (Entfernung zum Mond)

4 Entfernungsmessung Um absolute Helligkeiten, Geschwindigkeiten und Massen zu berechnen zu können, ist eine Entfernungsmessung notwendig. Verschiedene Messarten: Parallaxe Cepheiden Ohne die Entfernung abmessen zu können, sind nur wenige Aussagen über Sterne, Nebel oder Galaxien möglich Außerhalb des Sonnensystems stellen genaue Entfernungsmessungen ein großes Problem dar, da alle Objekte mehrere Lichtjahre entfernt sind. Supernovae 1A Rotlichtverschiebung

5 Die Parallaxe I Durch den Umlauf der Erde um die Sonne kann der Fixsternhimmel von verschiedenen Punkten aus beobachtet werden. Die näher gelegenen Sterne bewegen sich relativ zu den Sternen, die so weit entfernt sind, dass ihre Parallaxe nicht messbar und somit meist vernachlässigbar ist. Die Entfernung naher Sterne funktioniert ähnlich wie die Entfernungsbestimmung mit dem menschlichen Auge (zwei Daumen) „Parallaxeis“ kommt vom griech = das Hinundherbewegen

6 Die Parallaxe II

7 Entferntes Referenzsystem
Die Parallaxe III Entferntes Referenzsystem Für Distanz des Sternes d gilt: In der Astronomie wird in Grad bzw. in Winkelsekunden gerechnet: Quantitative Untersuchung

8 Die Parallaxe IV Exemplarische Berechnung der Entfernung des 61 Cygnus: Erst 1838 von Friedrich Wilhelm Bessel gefunden. Er bestimmte die Entfernung des 61 Cygnus, der eine Parallaxe von 0,289“ (Winkelsekunden) aufweist (Bessel maß 0,313). Aristoteles verfestigte das gaiozentrische Weltbild, da ihm die Sternparalaxe als Beleg fehlte

9 Die Parallaxe V Eine Parallaxe von 1“ (Winkelsekunde) entspricht der Entfernung von Erdbahnradien. Über diese Parallaxe wird die Längeneinheit Parsec definiert: 1 pc = 3,086 * 1016m = 3,26 Lichtjahre Die Distanz zum 61 Cygnus wäre somit etwa 11 Lichtjahre oder 3,4 Parsec. Distanzen sind mittels der Parallaxe nur bis 500 bzw pc zu bestimmen. Mittels der Parallaxen wurden die Entfernungen von etwa 7500 Sternen bestimmt Heute sind –je nach Helligkeit- mittels eines Satelliten HIPPARCOS auf 0,001 bzw. 0,002 Winkelsekunden messbar, also Reichweite von 500 bis 1000 Parsec. Parsec ist eine Zusammensetzung aus Parallaxe und Sekunde Weitere Astronomische Einheiten (AE) der Radius der Erde um die Sonne 150 Millionen km oder 499 Lichtsekunden

10 Cepheiden I Cepheiden sind Sterne, deren Strahlungsleistung zyklisch zu- und abnimmt. Die Länge des Zykluses steht dabei in Relation mit der Leuchtkraft. Die Existenz verschiedener Cepheiden-Klassen und die Extinktion durch kosmischen Staub erschwert die Messung mittels Cepheiden. Die Entfernung eines Sternes kann auch bestimmt werden, wenn dessen tatsächliche Helligkeit bekannt ist. Standardkerzen müsste man haben Der Name Cepheid kommt von einem typischen Vertreter, dem Delta Cephei Cepheiden ca mal heller sind als unsere Sonne (Riesensterne) Der Zyklus ist zwischen einigen Tagen und um die hundert Tage lang Die Cepheiden waren schon seit dem 18. Jahrhundert bekannt, aber der Zusammenhang wurde Anfang des 20. Jahrhunderts von Henrietta Leavitt entdeckt Der Stern ist um so heller, je länger die Periode ist Cepheiden können beispielsweise auch in der Magelanschen Wolke ausgemacht werden Mittels der Cepheiden konnten andere Sterne in Kugelsternhaufen geeicht werden Weitere Folien, physikalische Handhabung

11 Cepheiden II Periodische Schwankungen des Delta Cephei: Periode: 5,37d
Legende a: Helligkeit b: Farbtemperatur c: Spektraltyp d: Radiusänderung C: Spektraltyp: F-G entspricht dem Auftreten von Metallen (näheres im HRD) Helligkeit nimmt in 1 ½ Tagen rasch zu um dann innerhalb von vier Tagen wieder abzufallen

12 Supernovae 1A I Supernovae gehören zu den hellsten Phänomenen im Universum. Sie tritt bei Doppelstern-systemen auf. Ein weißer Zwerg wird durch seinen Begleiter „gespeist“ bis er explodiert. Seltenes Ereignis, dafür werden Entfernungsmessungen bis 5 Milliarden Lichtjahre ermöglicht. Eingefärbte Röntgenstrahlung

13 Supernovae 1A II Man spricht von kataklysmischen bzw. eruptiven Veränderlichen. Vom „speisenden Stern“ wird so lange Wasserstoff Wie kommt so etwas genau Zustande? „Kannibalismus“ unter den Sternen Haupthelligkeit nicht vom Stern, sondern Akkretionsscheibe und heißer Fleck Die Chandrasekhar-Grenze ist eine obere Grenze für die Masse eines weißen Zwerges. Diese Grenze liegt bei 1,44 Sonnenmassen. aufgenommen, bis der weiße Zwerg die Chandrasekhar-Grenzmasse durch Massenakkumulation überschreitet und die Wasserstofffusion explosionsartig einsetzt. Die maximale Strahlungsleistung ist nahezu konstant.

14 Weitere Methoden zur Entfernungsbestimmung
Flächenhelligkeit von Galaxien Die Leuchtkraft von planetarischen Nebeln übersteigt nie einen gewissen Wert. Tully-Fisher-Relation (Masse einer Galaxie umgekehrt proportional zur Rotation und proportional zur Leuchtkraft). Flächenhelligkeit (kann man noch einzelne Sterne in Galaxien erkennen?) Tully-Fisher-Relation (Masse einer Galaxie umgekehrt proportional zur Rotation und proportional zur Leuchtkraft). Anwendbar bis 300 Millionen Lichtjahre

15 Rotverschiebung I Hubble entdeckte, dass anhand verschobener Spektrallinien, dass Licht entfernter Galaxien langwelliger ist, als normalerweise anzunehmen wäre. Dieses Phänomen der sog. Rotverschiebung wurde auf den Dopplereffekt zurückgeführt. Aus der Verschiebung kann man die Radialgeschwindigkeit des Himmelskörpers bestimmen. Man hat entdeckt, dass die Fluchtgeschwindigkeit entfernterer Galaxien proportional zu ihrer Entfernung ist. 1929 entdeckte Hubble, dass das Licht entfernterer Galaxien ist langwelliger, als die Spektrallinien vermuten ließen Die Rotverschiebung ist auf den Dopplereffekt zurückzuführen

16 Rotverschiebung II Aus der Rotverschiebung lässt sich die Hubble-konstante berechen, welche die Ausdehnung des Universums beschreibt: H0 = 65 ± 10 km s-1 Mpc-1 Aus der Rotverschiebung läßt sich die Hubble-Kontante berechnen Die Hubblekonstante ist bisher nur sehr ungenau bestimmt (hier ist eine sehr große Messungenauigkeit angegeben) Andromedanebel bewegt sich mit 200 km/s auf uns zu und kollidiert eventuell in 5 Milliarden Jahren mit der Milchstraße Aus der Hubble-Konstante lässt sich aber auch das Alter des Universums berechnen Einstein hing am stationären Universum. Beispiel mit der Plattentektonik der Erde zur Überleitung zur Hubblekonstante

17 Das Alter des Universums
Aus der Umkehrung der Hubblekonstante kann die sog. Hubblezeit t0 abgeleitet werden: t0 = 15 * 10 9 a ± 5 * 10 9 a Vor ungefähr dieser Zeit muss die Materie, die heute das Universum bildet auf einem geringen Raum vereinigt gewesen sein. Man spricht vom sog. „Urknall“ bzw. „Big Bang“. Eine mögliche Abbremsung oder gar Beschleunigung der Expansion macht die Hubblezeit zu einem theoretischen Wert. Probleme bei der Hubblezeit: Bremsung durch die Gravitation nicht einberechnet. Eventuell beschleunigt das Universum auch. Eigentlich ist die Hubblezahl noch ungenauer als die Hubblekonstante Big Bang, man kommt bis zu 3 min an den Nullpunkt heran

18 Hintergrundstrahlung
Die kosmische Hintergrundstrahlung wird als „Echo“ des Urknalls gedeutet und ist ein wesentliches Argument für die Richtigkeit der Urknalltheorie. Es handelt sich um eine Mikrowellenstrahlung, die einer Schwarzkörperstrahlung mit der Temperatur 2,7 K entspräche. Die Hintergrundstrahlung ist äußerst gleichmäßig verteilt, gewisse Differenzen lassen jedoch auf Dichte- sowie Temperaturunterschiede beim Urknall schließen. Entdeckung der kosmischen 3-K-Hintergrundstrahlung durch A.A. Penzias und R.W. Wilson (1965) Bild an der Wand Das Universum ist nicht unendlich groß, allerdings noch aus einem anderen Grund: Nachts ist es dunkel.

19 Masse der Sterne I Die Masse der Sterne kann anhand von Doppelstern-systemen festgestellt werden. Es gibt viele Doppelsternsysteme, zum Beispiel Alpha Centauri A&B (den Proxima gibt’s auch noch, der ist aber klein und dunkel) Die Umlaufzeit von zwei Sternen liegt bei 5 bis 50 Tagen, kann aber auch viel Länger sein

20 Masse der Sterne II Die beiden Zentripetalkräfte sind gleich der Gravitation

21 Masse der Sterne III

22 Die Milchstraße I Das ist natürlich kein Foto, sondern ein Modell
Es gibt auch ähnliche Systeme: Andromeda-Galaxie Der Name kommt von dem weißen Streifen am Sternenhimmel Weißer Kern und eine Scheibe mit Ausläufern Sternanzahl Die Milchstraße enthält etwa 100 Milliarden Sterne Einer ist die Sonne Die Sonne ist etwa Lichtjahre vom Zentrum entfernt Die Sonne ist in einem sehr lockeren Verband (vgl. Kugelsternhaufen, Zentrum der MS) Der nächste Stern ist der Alpha Centauri (4,3 LJ), mit bloßem Auge nicht zu sehen Durchmesser der Milchstraße etwa pc bzw Lichtjahre

23 Die Milchstraße II Die Sterne im Kern sind älter als jene in der Scheibe. Sie besitzen exzentrische Laufbahnen. Die eine vergleichsweise Flache Scheibe mit vier Ausläufern („Armen“) umläuft das Zentrum. In ihr befinden sich jüngere Sterne. Die Milchstraße ist von einem Halo umgeben, in dem sich zahlreiche Kugelsternhaufen befinden. Diese Kugelsterne gehören zu den ältesten Objekten im Universum. Die Scheibe ist sehr dünn (einige hundert Lichtjahre) und dreht sich um das Zentrum Der Blick ins innere ist uns weitgehend verwehrt (im Radio und Röntgenbereich einige Messungen möglich) Die Milchstraße ist von einem Halo umgeben (Kugelsternhaufen, sehr alte Sterne) Das Halo ist sehr Groß im Vergleich zum Scheibe Zwischendurch auch einige Gase, z.T. organische Verbindungen (Ameisensäure, Aminosäure umstritten) Schwarzes Loch in der Mitte (Mitte durch einen Nebel verborgen)? Spiralarme zeigen, dass die Rotationsgeschwindigkeit nach außen konstant bleibt Magelanschen Wolken sind Trabanten

24 Die Milchstraße III Die Einordnung der Milchstraße ins Universum:
Die Milchstraße dominiert zusammen mit dem Andromedanebel eine „lokale Gruppe“ einen kleine Galaxienhaufen mit 6 Millionen Lichtjahren Durchmesser. Die lokale Gruppe befindet sich in einem lokalen Superhaufen mit etwa 200 Millionen Lichtjahren Durchmesser. Das Universum wird auf 15 Milliarden Lichtjahre geschätzt und enthält etwa 100 Milliarden Galaxien. Lokale Gruppe durch Gravitation zusammengehalten Universum so viele Galaxien wie die Milchstraße Sterne „Astromonische Zahlen“

25 Die dunkle Materie I Der grundlegende Unterschied zwischen „normaler“ und dunkler Materie: Dunkle Materie ist nicht sichtbar und sendet auch ansonsten keine messbarenelektro-magnetischen Wellen aus Vergleich des englischen Astronoms Martin Rees: Ein Astronom benimmt sich wie ein Mann, der in der Nacht seinen Hausschlüssel verloren hat und nur unter den Laternen sucht.

26 Die dunkle Materie II Warum geht man von dunkler Materie aus?
Rotation der Milchstraße: Eigentlich müsste die Rotationsgeschwindigkeit der Milchstraße nach außen hin abfallen. Sie bleibt aber nahezu konstant. Keppler-Gesetze führen zum Abfall Die dunkle Materie im Universum wird auf 50% bis 99% der sichtbaren geschätzt. Dunkle Materie hat keine Wechselwirkung als die Gravitation (keine Absorption) Vermutlich verantwortlich für die Bildung der Galaxien (Trichter, Strudel) Weitere Hinweise: Quasarspiegelungen durch Gravitationslinsen usw. Die für uns sichtbare Materie ist Spitze des Eisbergs Offensichtlich befindet sich im Weltall noch eine große Menge nicht sichtbarer Materie.

27 Klassifizierung von Sternen
Sterne werden im wesentlichen klassifiziert durch: ihre scheinbare sowie ihre absolute Helligkeit ihre Oberflächen-Temperatur ihren Radius Messmethoden: Spektroskopie, Doppelsterne, absolute Helligkeit Weitere Klassifizierung: Masse, Zusammensetzung (Metallizität)

28 Helligkeit von Sternen I
Scheinbare Helligkeit von Sternen: Helligkeit wird in Magnitudines angegeben. Für die scheinbare Helligkeit wird dabei m verwendet. Die Magnitudines geben das Verhältnis zwischen der Helligkeit zweier Sterne an: Magnitudines gehen auf Hipparchos zurück, der nach Augenmaß sechs Größenklassen einführte, erste Größenklasse ist die Hellste) Subjektive Helligkeit, umgekehrt logarythmisch 10^-0,4 - pro Stufe etwa Faktor 2,51 Subjektive Helligkeit => Tatsächliche Helligkeit (intrinsisch) und Entfernung (sowie eventuelle Extinktion -Absorption) Die scheinbare Helligkeit hängt sowohl von der tatsächlichen Helligkeit eines Planeten als auch von dessen Entfernung ab.

29 Helligkeit von Sternen II
Scheinbare Helligkeit von Sternen: Als Referenz wird der Stern Vega verwendet, dessen Helligkeit als Magnitude null definiert wird Die Sonne hat im Vergleich die Magnitude –26 mag Entfernung der Vega: 25 Lichtjahre

30 Helligkeit von Sternen III
Absolute Helligkeit von Sternen: Bei der absoluten Helligkeit M wird die Magnitude eines Sternes angegeben, wenn er in der Entfernung von 10 pc leuchten würde. Für diesen Abstand hat die Sonne einen Wert von M = 4,74 mag. Absolute Helligkeit (groß M): Die Magnitudinie bei 10pc Abstand. Für die Sonne 4,74 mag

31 Helligkeit von Sternen IV
Leuchtkraft von Sternen Die Leuchtkraft von Sternen ist von ihrer Temperatur und von ihrer Oberfläche abhängig: Die Fläche A lässt sich dabei über die Kugeloberfläche berechnen, so dass gilt: Stefan-Boltzmann-Konstante, nicht Boltzmann-Konstante (von Ludwig Boltzmann)

32 Helligkeit von Sternen V
Die Oberflächentemperatur eines Sterne lässt sich anhand seines Spektrums ermitteln. Dabei findet das Wiensche Verschiebungsgesetz Anwendung: Für 7500 K Maximum bei 386,67nm

33 Helligkeit von Sternen VI

34 Spektraltypen I Typ T [K] O 50 000 B0 25 000 A0 10 000 F0 7600 G0 6000
5100 M0 3600 M5 3000 C S Den Spektraltypen lassen sich ungefähre Temperaturen zuordnen, die eine spezifische Farbe des Sternes zur Folge haben. Im Typ O finden sich hoch ionisierte Atome, vor allem Helium , Silizium und Stickstoff; Wasserstoff fehlt Im Typ B0 findet sich Wasserstoff, aber Helium nur noch in der ersten Ionisationsstufe Im Typ A0 findet sich kein ionisiertes Helium mehr, dafür ist Wasserstoff im Maximum In den kältern Stufen finden sich Calcium-Linien und z.T. sogar die Linien von Molekülen

35 Spektraltypen II Der Spektraltyp wurde erstmals von H. N. Russel in Zusammenhang mit der absoluten Helligkeit gebracht. In dem nach Russel und Hertzsprung benannten Diagramm wurde der Spektraltyp und die absolute Helligkeit gegeneinander angetragen. Im Typ O finden sich hoch ionisierte Atome, vor allem Helium , Silizium und Stickstoff; Wasserstoff fehlt Im Typ B0 findet sich Wasserstoff, aber Helium nur noch in der ersten Ionisationsstufe Im Typ A0 findet sich kein ionisiertes Helium mehr, dafür ist Wasserstoff im Maximum In den kältern Stufen finden sich Calcium-Linien und z.T. sogar die Linien von Molekülen

36 HRD I Alle Sterne mit Parallaxenmessung eingetragen
Hauptsequenz aufzeigen Rechts oben die Riesensterne Zwergsterne (gleicher Spektralyp, aber geringere Leuchtkraft) Quelle: Unsöld HRD I

37 HRD II Hauptsternreihe praktiziert Wasserstoffbrennen
Cepheiden bewegen sich im HRD (Unsöld 249) Quelle: Unsöld HRD II

38 Bildnachweise Seite 2: www.hubblesite.org
Seite 6: Albrecht Unsöld, Bodo Baschek: Der neue Kosmos. Einführung in die Astrophysik, Berlin 6. Aufl , S. 173 Seite 7: Seite 11: Unsöld: Kosmos, S. 251 (modifiziert) Seite 12: Seite 13: Unsöld: Kosmos, S. 260 Seite 16: Seite 19: Joachim Grehn (Hg.): Metzler Physik, Stuttgart 2. Aufl 1988, S. 536 Seite 25: Seite 32: Metzler Physik, S. 535 Seite 33: Metzler Physik, S. 537 Seite 36: Unsöld: Kosmos, S. 184 Seite 37: Metzler Physik, S. 538


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