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Anfang. Titelbild Generelle Eigenschaften des Universums.

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Präsentation zum Thema: "Anfang. Titelbild Generelle Eigenschaften des Universums."—  Präsentation transkript:

1 Anfang

2 Titelbild Generelle Eigenschaften des Universums

3 Anfänge der Astronomie Paradigmenwechsel: Statt religiöser Interpretation, finden geometrische Sätze Anwendung Thales von Milet (Kugelgestalt der Erde) Thales von Milet (Kugelgestalt der Erde) Bedeutende Astronomen der Antike: Pythagoras (Kugelgestalt der Himmelskörper) Pythagoras (Kugelgestalt der Himmelskörper) Aristarch (heliozentrisches Weltbild) Aristarch (heliozentrisches Weltbild) Erastothenes (Messung des Erdumfangs) Erastothenes (Messung des Erdumfangs) Hipparch von Nicaea (Entfernung zum Mond) Hipparch von Nicaea (Entfernung zum Mond)

4 Entfernungsmessung Verschiedene Messarten: Um absolute Helligkeiten, Geschwindigkeiten und Massen zu berechnen zu können, ist eine Entfernungsmessung notwendig. Parallaxe Parallaxe Cepheiden Cepheiden Supernovae 1A Supernovae 1A Rotlichtverschiebung Rotlichtverschiebung

5 Die Parallaxe I Durch den Umlauf der Erde um die Sonne kann der Fixsternhimmel von verschiedenen Punkten aus beobachtet werden. 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 näher gelegenen Sterne bewegen sich relativ zu den Sternen, die so weit entfernt sind, dass ihre Parallaxe nicht messbar und somit meist vernachlässigbar ist.

6 Die Parallaxe II

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

8 Die Parallaxe IV Exemplarische Berechnung der Entfernung des 61 Cygnus:

9 Die Parallaxe V Eine Parallaxe von 1 (Winkelsekunde) entspricht der Entfernung von Erdbahnradien. Eine Parallaxe von 1 (Winkelsekunde) entspricht der Entfernung von Erdbahnradien. Über diese Parallaxe wird die Längeneinheit Parsec definiert:Über diese Parallaxe wird die Längeneinheit Parsec definiert: 1 pc = 3,086 * m = 3,26 Lichtjahre Die Distanz zum 61 Cygnus wäre somit etwa 11 Lichtjahre oder 3,4 Parsec. 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. Distanzen sind mittels der Parallaxe nur bis 500 bzw pc zu bestimmen. Mittels der Parallaxen wurden die Entfernungen von etwa 7500 Sternen bestimmt Mittels der Parallaxen wurden die Entfernungen von etwa 7500 Sternen bestimmt

10 Cepheiden I Cepheiden sind Sterne, deren Strahlungsleistung zyklisch zu- und abnimmt. Cepheiden sind Sterne, deren Strahlungsleistung zyklisch zu- und abnimmt. Die Länge des Zykluses steht dabei in Relation mit der Leuchtkraft. 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 Existenz verschiedener Cepheiden-Klassen und die Extinktion durch kosmischen Staub erschwert die Messung mittels Cepheiden.

11 Cepheiden II Periodische Schwankungen des Delta Cephei: Periode: 5,37d Legende a: Helligkeit b: Farbtemperatur c: Spektraltyp d: Radiusänderung

12 Supernovae 1A I Supernovae gehören zu den hellsten Phänomenen im Universum. 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. 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.Seltenes Ereignis, dafür werden Entfernungsmessungen bis 5 Milliarden Lichtjahre ermöglicht.

13 Supernovae 1A II Man spricht von kataklysmischen bzw. eruptiven Veränderlichen. Man spricht von kataklysmischen bzw. eruptiven Veränderlichen. Vom speisenden Stern wird so lange Wasserstoff Vom speisenden Stern wird so lange Wasserstoff aufgenommen, bis der weiße Zwerg die Chandrasekhar- Grenzmasse durch Massenakkumulation überschreitet und die Wasserstofffusion explosionsartig einsetzt. Die maximale Strahlungsleistung ist nahezu konstant. Die maximale Strahlungsleistung ist nahezu konstant.

14 Weitere Methoden zur Entfernungsbestimmung Flächenhelligkeit von Galaxien Flächenhelligkeit von Galaxien Die Leuchtkraft von planetarischen Nebeln übersteigt nie einen gewissen Wert. Die Leuchtkraft von planetarischen Nebeln übersteigt nie einen gewissen Wert. Tully-Fisher-Relation (Masse einer Galaxie umgekehrt proportional zur Rotation und proportional zur Leuchtkraft). Tully-Fisher-Relation (Masse einer Galaxie umgekehrt proportional zur Rotation und proportional zur Leuchtkraft).

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

16 Rotverschiebung II Aus der Rotverschiebung lässt sich die Hubble- konstante berechen, welche die Ausdehnung des Universums beschreibt: H 0 = 65 ± 10 km s -1 Mpc -1

17 Das Alter des Universums Aus der Umkehrung der Hubblekonstante kann die sog. Hubblezeit abgeleitet werden: Aus der Umkehrung der Hubblekonstante kann die sog. Hubblezeit abgeleitet werden: = 15 * 10 9 a ± 5 * 10 9 a = 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. 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. Man spricht vom sog. Urknall bzw. Big Bang. Eine mögliche Abbremsung oder gar Beschleunigung der Expansion macht die Hubblezeit zu einem theoretischen Wert. Eine mögliche Abbremsung oder gar Beschleunigung der Expansion macht die Hubblezeit zu einem theoretischen Wert.

18 Hintergrundstrahlung Die kosmische Hintergrundstrahlung wird als Echo des Urknalls gedeutet und ist ein wesentliches Argument für die Richtigkeit der Urknalltheorie. 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. 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. Die Hintergrundstrahlung ist äußerst gleichmäßig verteilt, gewisse Differenzen lassen jedoch auf Dichte- sowie Temperaturunterschiede beim Urknall schließen.

19 Masse der Sterne I Die Masse der Sterne kann anhand von Doppelstern- systemen festgestellt werden.

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

21 Masse der Sterne III

22 Die Milchstraße I

23 Die Milchstraße II Die Sterne im Kern sind älter als jene in der Scheibe. Sie besitzen exzentrische Laufbahnen. 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 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 Milchstraße ist von einem Halo umgeben, in dem sich zahlreiche Kugelsternhaufen befinden. Diese Kugelsterne gehören zu den ältesten Objekten im Universum.

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 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. 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. Das Universum wird auf 15 Milliarden Lichtjahre geschätzt und enthält etwa 100 Milliarden Galaxien.

25 Die dunkle Materie I Der grundlegende Unterschied zwischen normaler und dunkler Materie: Der grundlegende Unterschied zwischen normaler und dunkler Materie:

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. Rotation der Milchstraße: Eigentlich müsste die Rotationsgeschwindigkeit der Milchstraße nach außen hin abfallen. Sie bleibt aber nahezu konstant. 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 scheinbare sowie ihre absolute Helligkeit ihre Oberflächen-Temperatur ihre Oberflächen-Temperatur ihren Radius ihren Radius

28 Helligkeit von Sternen I Scheinbare Helligkeit von Sternen: Helligkeit wird in Magnitudines angegeben. Für die scheinbare Helligkeit wird dabei m verwendet.Helligkeit wird in Magnitudines angegeben. Für die scheinbare Helligkeit wird dabei m verwendet. Die Magnitudines geben das Verhältnis zwischen der Helligkeit zweier Sterne an: Die Magnitudines geben das Verhältnis zwischen der Helligkeit zweier Sterne an: 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 Als Referenz wird der Stern Vega verwendet, dessen Helligkeit als Magnitude null definiert wird Die Sonne hat im Vergleich die Magnitude –26 mag Die Sonne hat im Vergleich die Magnitude –26 mag

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. 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. Für diesen Abstand hat die Sonne einen Wert von M = 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 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:

32 Helligkeit von Sternen V Die Oberflächentemperatur eines Sterne lässt sich anhand seines Spektrums ermitteln. Dabei findet das Wiensche Verschiebungsgesetz Anwendung:

33 Helligkeit von Sternen VI

34 Spektraltypen I Typ T [K] O B A F07600 G06000 K05100 M03600 M53000 C3000 S3000 Den Spektraltypen lassen sich ungefähre Temperaturen zuordnen, die eine spezifische Farbe des Sternes zur Folge haben.

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. In dem nach Russel und Hertzsprung benannten Diagramm wurde der Spektraltyp und die absolute Helligkeit gegeneinander angetragen.

36 HRD I

37 HRD II

38 Bildnachweise Seite 2: Seite 6: Albrecht Unsöld, Bodo Baschek: Der neue Kosmos. Einführung in die Astrophysik, Berlin 6. Aufl. 1999, 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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