Astronomie, Einführung in die Astronomie Teil 1, Sonnensystem und innere Planeten, Mondbahn und Eigenrotation, Blick in die Milchstraße

Einführung in die Astronomie und Astrophysik, Teil I
Kapitel 1
Ein astronomischer Blick um uns herum:
Eine Erkundungstour durch
das Universum
Cornelis Dullemond
Ralf Klessen

Die Erde
Aufnahme von der
Apollo 17 Mission
auf dem Weg zum Mond
7. Dezember 1972

Die Erde: einige Fakten
• Masse = 5.97 x 1027 gram
• Radius = 6371 km (am Äquator: 6378 km)
• Durchschnittliche Dichte = 5.5 g/cm3
• Grosser Eisen-Nickel-Kern
• Abstand zum Sonnenzentrum = 1.50 x 1013 cm
– Dies definiert die Längeneinheit „Astronomische Einheit“
(AE), auf Englisch „Astronomical Unit“ (AU): 1 AU =
1.49598 x 1013 cm
• Alter = ~4.5 x 109 Jahr
• Orbitale Eigenschaften:
– Exzentrizität: e = 0.017 (d.h. fast, aber nicht ganz Kreisbahn)
– Inklination: i = 1.6o (im Bezug auf ganzes Sonnensystem)

Die Erde: Innerer Aufbau
Flüssiger Teil
des Eisen-Nickel-
Kerns ist verantwortlich
für das Erd-Magnetfeld
Mantel = Gestein
(nicht Magma!),
aber verhält sich
als extrem viskose
Flüssigkeit, wie
z.B. ein Gletscher.
Materialdichte =
~3.0 g/cm3.
Hotspots, wo heißes
Mantelmaterial nach
oben konvektiert,
dekomprimiert
und dadurch flüssig
wird (= Magma)
Subduktion von Erdkrust-
Material. Meistens
Ozeanboden.
Kontinentalplatten (~100 km dick)
Materialdichte = ~2.7 g/cm3. Treibt
also auf dem Mantel.
Ozeanischen Erdkruste
(~ 5 bis 8 km dick)
Materialdichte =
~2.9 g/cm3.
Hitze produziert durch
radioaktiven Zerfall von Uran
und Thorium wird durch
Konvektion hochtransportiert
und treibt Plattentektonik an.

Die Geschichte des Leben auf der Erde

Credit: David Kleinert
Der Mond

Der Mond: Einige Fakten
• Masse = 7,35 x 1025 gram = 0,012 MErde
• Radius = 1738 km = 0,273 RErde
• Abstand zum Erde-Mond-Zentrum = ~3,8 x 1010 cm =
0.0026 AU
• Alternative Namen: Luna (Latein), Selene (Griechisch)
• Orbitale Eigenschaften:
– Exzentrizität: e = 0.055

Credit: Tom Ruen
Der Mond aus dem Blickwinkel nördlicher
Breitengrade

Credit: Tom Ruen
Südpol des
Monds

Erde + Mond fotografiert in 2008 von “Deep Impact” Raumsonde
aus 50 million km Entfernung
Mond ist also ziemlich dunkelbraun/grau
Der weiße Mond ist also optische Täuschung

Sicht des Mondes vom Äquator der Erde
aus und 11-15° Längengrad
Südpol des
Monds
Nordpol des
Monds

* Bilder aus Sicht von südlichen Halbkugel sind normalerweise nicht --
_verfügbar . Grund: es wurden möglicherweise keine Photos hier ..gemacht.
Deshalb aus Animation kopiert.

Der Mond dreht sich synchron mit der Erde, die sich auch synchron dreht
(gebunden), aber natürlich genauso um sich selbst schnell dreht.
An verschiedenen Orten um den Äquator hat er die gleiche synchrone Blickseite.

Sonne
Erde
Mond
Gezeiten-Drehmoment
Ursache für Gezeiten
auf Erde
Ursache dafür, dass
der Mond immer mit
derselben Seite zu uns
steht.

Erde Mond
Eisen-Nickel
-Kern
Mantel Mantel
Eisen-Nickel-Kern

Erde Mond (Zoom-in)
Eisen-Nickel
-Kern
Eisen-Nickel-Kern
Mantel
Mantel
Vielleicht doch ?, da schwer
überprüfbar.

Einige Fakten
• Masse = 1,989 x 1033 gram = 3,33x105 MErde
• Radius = 6,96x105 km = 109 RErde
• Temperatur
• Alternative Namen: Helios (Griechisch)

Spektrum der Sonne: Absorptionslinien
Wissenswertes:
Kirchhoff & Bunsen haben als Erste herausgefunden, dass die
Absorptionslinien (sogenannte Fraunhofer Linien) mit den
chemischen Elementen identifizierbar sind. Damit konnten sie
die Zusammensetzung des Gases der Sonne herausfinden. Diese
Entdeckung war die Geburt von der astronomischen
Spektroskopie. Kirchhoff & Bunsen waren zwei Physiker an der
Universität von Heidelberg. In der Heidelberger Hauptstrasse,
gegenüber von dem Gebäude der Fakultät für Psychologie ist
das Gebäude von dem aus sie die Beobachtungen der Sonne
durchgeführt haben. Ein Plakat erinnert daran.

Sonnen-Oberfläche: Granulen
Credit: Maxim Usatov, Prague, Quelle: http://www.bcsatellite.net/bao/

Credit: NASA's GSFC, SDO AIA Team

Credit: NASA's GSFC, SDO AIA Team
„Coronal Mass Ejection“
APOD 17.09.2012

Planeten – „Wanderer“
• Schleifenbewegung durch Relativbewegung Planet (hier: Mars) und Erde.
• Sichtbar als Schleife (nicht nur hin-und-her-Bewegung) wegen unterschiedlichen
Umlaufbahn-Inklination.
• Aus dieser Bewegung hat Johannes Kepler die Keplersche Gesetze hergeleitet

Objekte des Sonnensystems
Kuiper Belt
(30-50 AU)
10 AU
1 AU
Erde Mars
1 AU
1.38-
1.67 AU
e = 0.1
0.72 AU
Venus
0.30-
0.47 AU
e = 0.2
Asteroid Belt
(2.0-3.4 AU)
Merkur
4.95-5.46 AU
e = 0.05
Jupiter Saturn
9.05-10.1 AU
e = 0.05
18-20 AU
e = 0.05
Uranus Neptun
30 AU
Logarithmische Distanz-Skala
29.6-
48.9 AU
e = 0.25
Pluto
Ceres
2.55-
2.99 AU
e = 0.08
Planeten
Zwerg-
Planeten
Asteroiden
&
TNOs
+ Haumea,
Makemake,
Eris
Gesteinsplaneten Gasriesen Eisriesen

Kepler Umlaufbahn, Exzentrizität
Sonne
a
Planet
Kreisbahn (Mplanet << M*):
WK =
GM*
a3
(Kepler Winkelfrequenz)
torbit =
2p
WK
(Kepler
Geschwindigkeit)
uK = WK a =
GM*
a
v
x(v) = acos(v)
y(v)= asin(v)
v(t) = WKt („True anomaly“)
x
y

Kepler Umlaufbahn, Exzentrizität
Sonne
a
Planet
Ellipsbahn (Mplanet << M*):
WK =
GM*
a3
(Kepler Winkelfrequenz)
torbit =
2p
WK
v
x(v) = r(v)cos(v)
y(v)= r(v)sin(v)
M(t)=WKt („Mean anomaly“)
x
y
M = E -esin(E) E(t) („Eccentric anomaly“ , solve numerically)
e a
cos(v) =
cos(E)-e
1-ecos(E)
v(t) („True anomaly“)
r(v) =
a(1-e2
)
1+ecos(v)
r
a („Semi-major axis“)
e („eccentricity“)
Periapsis
(Perihelion)
Apoapsis
(Aphelion)
Fokus

Orbitale Elemente der Asteroiden

Resonanzen im Asteroidengürtel
„Kirkwood gaps“

Das Sonnensystem am 12. Mai, 2011, 12:30
http://www.astrograv.co.uk/

Das Sonnensystem am 12. Mai, 2011, 12:30
http://www.astrograv.co.uk/
Pluto

Manche der TNOs sind Kometen
• Wenn ein Eis+Stein Brocken aus dem Kuiper Belt in
das Innere Sonnensystem geschleudert wird, dann
fängt er an, zu verdampfen.
Komet
McNaught
2007

Komet: Verdampfender Eis+Stein Klotz
Schweif
Coma
Nukleus
(nur ~ 10 km)

Komet: Verdampfender Eis+Stein Klotz
Komet Halley 1986, besucht von Giotto

Noch weiter weg
Zwei „Reservoirs“ von Kometen:
1)Kuiper belt = short period
comets. Periode ~ 100 Jahr..
Beispiel: Halley
2)Oort cloud = long period
comets. Periode: Millionen von
Jahren (also klar einmalig für
die Menschheit)
Wichtig: Logarithmische radielle Distanzskala
Bild: Enzyclopedia Brittanica (?)

Das α-Centauri Mehrfachsystem
Credit: NASA
α-Cen-A
M=1.1M
α-Cen-B
M=0.9M
Proxima-Cen
M=0.1M
Die nächsten Sterne

Winkelmessungen am Himmel
• Winkelmessungen:
– 1 Grad (1 degree) = 1/360 von 2π
– 1 Bogenminute (1 arcminute) = 1/60 Grad = typische
Auflösung des menschlichen Auges
– 1 Bogensekunde (1 arcsecond) = 1/60 Bogenminute =
4.848 x 10-6 radian = typische atmosphärische
Winkelverschmierung („seeing“) für optische
Beobachtungen ohne Hilfe von adaptiver Optik.
• Verwirrend: Koordinaten am Himmel haben andere
„Minuten“ und „Sekunden“: die sind 15x größer!
Deshalb wichtig: unterscheide Bogenminute von
Minute und Bogensekunde von Sekunde. Mehr
später...

Fokusverschiebung und vergleichend
Abstandsmessung: Parallaxe
• Proxima Centauri ist nächster Stern: d = 4.24 Lichtjahre entfernt
• Wie wissen wir dies?  Messung der Parallaxe θ
• Also 2x Messen, mit 3 Monaten dazwischen
• Neue Abstandskala: „Parsec“ (pc) = Abstand so
dass θ = 1 arcsec
• 1 pc = 3.086 x 1018 cm = 3.26 Lichtjahre
• Parallax Proxima Centauri: θ=0.77 arcsec also ist d =
1/0.77 = 1.3 pc
• Astronomen benutzen immer pc!
θ
tanq »q =
1AU
d
d
Erde
Sonne
Stern

Weitere nahe Sterne
• Sirius, hellster Stern am Himmel, d = 2.6 pc, M = 2.0 M
– Bessel entdeckte 1834 dass Sirius etwas „wackelt“. In 1862
entdeckte der Linsenschleifer Alvan Clark per Zufall einen sehr
schwachen Begleitstern, 104 mal schwächer als Sirius, mit
R=0.9RErde aber M=Msun. Unglaublich große Dichte: 2x106
g/cm3! Weißer Zwergstern. Sehr heiß: Oberflächentemperatur
= 25000 K (Vergl. Sonne: 6000K)
• Vega, d = 7.7 pc, M = 2.0 M
– Erster Stern der photografisch beobachtet wurde (1850 Bild, 1872
Spektrum)  Vega wird als der Standardstern für Helligkeitsmessungen
benutzt! (Später Genaueres)
– Erster Stern bei dem eine zirkumstellare Staubscheibe entdeckt wurde
(1983 von dem IRAS Infrarot Raumteleskop)  Vega ist das Prototyp eines
Sterns mit „Trümmerscheibe“ (debris disk)

Weitere nahe Sterne
• Barnard‘s Star, d = 1.83 pc, M = 0.144 M
– Nach α-Cen und Proxima-Cen, der nächste Stern
– Sehr schwach: nicht mit bloßem Auge zu sehen, trotz Nähe
– Sehr niedrige Masse für einen Stern: „M-Zwerg“ (der
Buchstabe M steht für die Spektralklasse, mehr dazu
später)
– Sehr hohe „Eigenbewegung“: >10 arcsec / Jahr (schnellste
Eigenbewegung aller Sterne, von Erde aus gesehen)
– Daraus folgt eine Geschwindigkeit ~ 100 km/s.
Wissenswertes:
Wilhelm Gliese publizierte den „Catalogue of nearby stars“ (1957, 1969), welcher
noch immer häufig benutzt wird. Viele der nahen Sterne sind vor allem bekannt
durch ihre Gliesekatalognummer, z.B. Gliese 445. Aber auch Sterne mit anderen
Namen haben eine Gliesenummer, z.B. Barnard‘s star = Gliese 699. Wilhelm Gliese
arbeitete am Astronomischen Recheninstitut (ARI) in Heidelberg.

Weitere nahe Sterne
Quelle: Wikipedia, Urheber: FrancescoA, Basiert auf Matthews (1994),
Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 35: 1–9

Wie weit kann man Parallaxe messen?
• Von der Erde: Beste Parallax θ≈0.01 arcsec
• Hipparcos Raumteleskop (1989-1993): Beste
Parallaxe θ≈0.001 arcsec für 105 Sterne. Also Sterne
bis 1 kpc.
• Gaia Raumteleskop (2013-): Beste Parallaxe
θ≈0.00002 arcsec für 109 Sterne. Also Sterne bis 50
kpc.

Bewegung der Sterne
• Die Sterne in unserer Umgebung bewegen sich
nahezu geradlinig.
• Geschwindigkeits-Dispersion Δv ≈ 10 km/s
• Vergleich: Kepler-Geschwindigkeit Erde ≈ 30 km/s;
die von Neptun ≈ 5.4 km/s; die von Oortwolke-
Objekten (a≈104 ... 105 AU) ≈ 0.1 ... 0.3 km/s
Dn2
=
1
N
n - n
2
i=1
N
å
n =
1
N
n
i=1
N
å

Wie oft kollidieren Sterne?
• Stellare Dichte in unsere Umgebung N ≈ 0.14 pro pc3
• Geschwindigkeitsdispersion Δv ≈ 10 km/s
• Kollisionsquerschnitt (angenommen, alle haben R*=R):
• Die Rate von Kollisionen pro Stern (unter
Vernachlässigung von „gravitationelle Fokussierung“):
s = p(2R*)2
Rate = N Dns =10-20 pro Jahr ≈ 10-10 seit der Genese

Gruppen von Sternen
• Sterne entstehen Gruppenweise.
• Junge Sterne sind also noch oft zusammen mit ihren
Geschwistern. Beispiel: Pleiaden (mit dem bloßen
Auge sichtbar)
• Japan: „Subaru“
• d = 134 pc
• Alter = 108 Jahr
• Pleiaden sind
gravitationell
gebunden
• =„Open Cluster“
Von: http://www.astro.virginia.edu/class/clark107images/image11.html
Credit: Bob Gendler

Gruppen von Sternen
• Manche Gruppen sind so nah, dass sie schwierig als
Gruppe erkennbar sind! Die Sterne sind über einen
großen Teil des Himmels verteilt.
• Solche Gruppen kann man identifizieren durch deren
gemeinsame Bewegungsrichtung: „moving groups“
• Beispiel: β-Pictoris moving group (Alter ≈ 10..30 Myr):
– β-Pictoris: d = 19 pc (Hat debris disk und Exoplanet!)
– η-Telescopii: d = 48 pc
– HD 172555: d = 30 pc (Hat debris disk)
– β-Trianguli Australis: d = 10 pc
– und viele mehr...
– Wurde erst 1999..2001 als Gruppe erkannt!

Gruppen von Sternen
• Es geht auch größer: Globular Clusters
• Viele zehn/hunderttausende Sterne, stark
gravitationell gebunden.
• Sehr alt: wahrscheinlich so
alt wie unsere Milchstraße
• Entstehungsgeschichte ist
noch nicht ganz klar
• Interessant: Es sind so viele
Sterne, dass man in erster
Annäherung diese Objekte
„thermodynamisch“
analysieren kann.
Urheber: NASA, The Hubble Heritage Team
M80, d ≈10000 pc = 10 kpc

Bevor wir mit unserer
Erkundungstour weiter gehen...

Was sind diese komischen Namen?
• Die Nomenklatur der Sterne scheint etwas chaotisch
zu sein... Das ist, weil es viele unterschiedliche
Kataloge gibt, und auch oft historische Namen.
• Viele Sterne haben mehrere Namen!
• Beispiel: Sirius =
– α Canis Majoris (α CMa), 9 Canis Majoris (9 CMa),
HD 48915, HR 2491, BD -16o1591, HIP 32349 etc etc
– Und es gibt auch noch Namen in unterschiedlichen
Sprachen: Dog Star, Aschere, Canicula, Al Shira, Sothis,
Alhabor, Mrgavyadha, Lubdhaka, Tenrōsei...
• Führt häufig zu Verwirrung (“lass uns HD 48915 beobachten”,
“Nein, ich beobachte lieber HR 2491...”)

Was sind diese komischen Namen?
• α Canis Majoris (Bayer designation):
– Canis Majoris = Sternbild
– α ist hellster Stern, β ist zweithellster Stern etc., aber dies
ist nicht rigoros.
• T Tauri (erweiterte Bayer designation):
– Apropos: Ist berühmter junger Stern mit “protoplanetarer
Scheibe”(ist eigentlich Dreifach-Stern)
– Manchmal erweitert mit 2 Lateinischen Buchstaben: z.B.
AB Aurigae (auch ein junger Stern mit Scheibe)
• 55 Cancri (Flamsteed designation):
– Cancer = Sternbild
– 55 ist Nr. 55 in dem Katalog von Flamsteed
– Apropos: Ist berühmter Stern mit 5 Exoplaneten!

Sternbilder: Offiziell
Urheber: Thorsten Bronger
Sternbilder sind zwar sehr
altmodisch, aber wenn man
sie kennt, macht es das navigieren
am Sternhimmel (und das
Kommunizieren darüber) recht
einfach.
Es gibt offiziell festgelegte Grenzen,
so dass jeder Stern eindeutig einem
Sternbild zugeordnet werden kann

Weitere Stern-Namen...
• BD xxxx : Bonner Durchmusterung
• HD xxxxx : Henry Draper Katalog
• HR xxxx : Bright Star Catalog („Harvard Revised“)
• HIP xxxxxx : Hipparcos Catalog
• 2MASS xxxxxxxx : 2-Micron All Sky Survey Katalog
• SAO xxxxx : Smithsonian Astrophysical Observatory
• etc etc
• Verwirrend? Ja! Aber es gibt Abhilfe:
– http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/

Koordinaten
http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/eclip.html
• Das Koordinatensystem des
Sternhimmels ist an unserer
Erde orientiert.
• Deklination wird in Grad
(degrees) gemessen, mit
Unterstufen Bogenminuten
(`) und Bogensekunden (``).
• Rektaszension wird in
Stunden gemessen
(360o=24hr), mit
Unterstufen Minuten (m)
und Sekunden (s).

Die Raum - Koordinten kann man bereits mit 3 x kurzen
Trigonometrischen Sätzen umrechnen. (folgt).

Probieren Sie es mal aus:
http://www.stellarium.org

Wie quantifiziert man die Helligkeit eines Sterns?
• Zwei Arten von Helligkeits-Quantifizierung:
– Physikalische Weise: erg/cm2/s/Hz = Fluss. Symbol dafür
ist F. Mehr dazu später...
– Empirische Weise: Vergleich mit einem „Standardstern“.
Der Standardstern der per Definition Helligkeit 1 hat ist
Vega (siehe vorher). Wenn Stern X zum Beispeil 6.3x so hell
ist wie Vega (also FX = 6.3 FVega), so ist seine Helligkeit 6.3.
Aber Astronomen schreiben nie „6.3“ als Helligkeit. Sie
benutzen stattdessen „Magnituden“:
– Warum 2.5 10log und nicht gleich ln? Warum ein Minus-
Zeichen? Blame Hipparchus (150 BC), N.R. Pogson (1856)
m = -2.5 10
log
F
FVega
æ
è
ç
ç
ö
ø
÷
÷= -1.08574 ln
F
FVega
æ
è
ç
ç
ö
ø
÷
÷ » -ln
F
FVega
æ
è
ç
ç
ö
ø
÷
÷

Weiter geht‘s mit der
Erkundungstour:
Arten von Sternen

Sternbild Orion
Urheber: Matthew Spinelli
Betelgeuze
Rigel
Orion Nebel
(Stern-Entstehungs-Gebiet)

Hauptsächlich 2 Parameter:
• Masse:
– Kleinste Masse: 13 MJupiter ≈ 0.013 M
– Größte Masse: ~ 50..100 M
• Alter:
– Kleinstes Alter: ~0.5 Myr (= 0.5 x 106 Jahre)
– Größtes Alter: ~ Alter des Universums = 13.7 Gyr (= 13.7 x
109 Jahre)
• Achtung:
– Es gibt Sterne die nicht nur durch Masse und Alter
charakterisiert werden: Sterne in Doppelstern-Systemen,
weil dort die Sterne Masse austauschen können.
– Ein kleiner Effekt gibt es auch durch die „Metallizität“ des
Gases aus dem der Stern entsteht. Mehr dazu später.

Hauptsachlich 2 Parameter:
Alter [Jahr]
Masse [M]
106
107
108
109
1010
Alter des Universums
100
10-1
10-2 101 102
105
„Normale Sterne“
(Wasserstoff-Fusion)
„Junge“ Sterne
(Noch keine Fusion)
Spätphasen-
Entwicklung
Stern-Reste
(Weiße Zwerge,
Neutronensterne,
schwarze Löcher)
=„Vorhauptreihe- Sterne“
=„pre-main sequence stars
=„Hauptreihe- Sterne“
=„main sequence stars

• Sonnen-ähnliche Sterne leben ca. 10 Milliarden Jahren
Alter [Jahr]
Masse [M]
106
107
108
109
1010
100
10-1
10-2 101 102
105
„Junge“ Sterne
(Noch keine Fusion)
Spätphasen-
Entwicklung
Stern-Reste
(Weiße Zwerge,
Neutronensterne,
schwarze Löcher)
Mit ihre 4.5 Myr ist die Sonne in ihrer
„Midlife“. Es gibt Sterne mit ähnlichen
oder kleineren Masse die fast so alt
sind wie das Universum, und sicher
so alt wie unsere Milchstraße.

• Massenreiche Sterne leben viel kürzer (live fast, die young)
Alter [Jahr]
Masse [M]
106
107
108
109
1010
100
10-1
10-2 101 102
105
„Junge“ Sterne
(Noch keine Fusion)
Spätphasen-
Entwicklung
Stern-Reste
(Weiße Zwerge,
Neutronensterne,
schwarze Löcher)
Massenreiche Sterne findet man
meistens nah an ihren Geburtsstätten
(ein Sternentstehungsgebiet).
Supernovae sind also auch häufig
in solchen Gebieten.

Sternbild Orion

• Niedrig-Masse Sterne werden spät oder nie erwachsen...
Alter [Jahr]
Masse [M]
106
107
108
109
1010
100
10-1
10-2 101 102
105
„Junge“ Sterne
(Noch keine Fusion)
Spätphasen-
Entwicklung
Stern-Reste
(Weiße Zwerge,
Neutronensterne,
schwarze Löcher)

Die Hauptreihe
• In ihrer „erwachsenen Phase“ („normale Sterne“)
verändern sich die Sterne kaum mit der Zeit.
• Sterne mit (ungefähr) Masse ≥ 0.05 M befinden sich
die meiste Zeit ihres Lebens in dieser „erwachsenen
Phase“.
• Das heißt, dass die meisten Sterne sich kaum mit der
Zeit verändern.
• Bleibt nur 1 Parameter übrig: Die Masse.
• Dies ist die Hauptreihe (Eng: „main sequence“)

Die Hauptreihe
Quelle: http://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_classification

Die Hauptreihe
Alter [Jahr]
Masse [M]
106
107
108
109
1010
100
10-1
10-2 101 102
105
O
A B
F
G
K
M
L
T
Y?

O Be A Fine Girl, Kiss Me!
Gedächtnishilfe
Urheber: Kieff. Quelle: http://en.wikipedia.org/wiki/File:Morgan-Keenan_spectral_classification.png

Gedächtnishilfe
Moderne Version (mit L und T-Zwergen!) von Diane Nalini
Quelle: http://www.kissmelikethat.com/lyrics.html
O Be A Fine Girl, Kiss Me Like That!
„Offenbar Benutzen Astronomen Furchtbar Gerne Komische Merksätze“
Deutsche Version
(Quelle: Wikipedia)
„Ohne Bier aus'm Fass gibt's Koa Mass“
Bayerische Version
(Quelle: Wikipedia)

Blau
Gelb
Rot / orange
Infrarot
Violet
Ultraviolet
Für
Menschen-
Augen
sichtbares
Licht
Farben

Farbe = Temperatur
Blau = sehr heiß
Gelb = heiß
Rot = warm
Infrarot = lauwarm / kühl /
kalt / sehr kalt
Genaueres (Planck-
Funktion, Stellare
Spektren, Strahlungs-
Physik etc) werden
wir später im Detail
vertiefen.

Spektren der Hauptreihesterne
Source: Wikipedia; Credit: Robert Nemiroff (MTU) & Jerry Bonnell (USRA)

Farbtemperaturen im einfachen, allerdings umgrenzten Farbdreieck des
sichtbaren Lichtes

Spektrum: professionelle Darstellung
Quelle: http://spiff.rit.edu/classes/phys301/lectures/blackbody/blackbody.html
Urheber: Michael Richmond

• Entstehung von Sternen
Alter [Jahr]
Masse [M]
106
107
108
109
1010
100
10-1
10-2 101 102
105
„Junge“ Sterne
(Noch keine Fusion)
Spätphasen-
Entwicklung
Stern-Reste
(Weiße Zwerge,
Neutronensterne,
schwarze Löcher)
Entstehung des Sterns aus interstellarem Gas
Stern ist noch in seinem Sternentstehungsgebiet
und weitere Sterne können in der Nähe enstehen

Sternbild Orion
Orion Nebel
(Stern-Entstehungs-Gebiet)

The Orion Nebula
A nearby Star Formation Region
Hubble Space Telescope Image
d=450 parsec

• Entstehung von Sternen
Alter [Jahr]
Masse [M]
106
107
108
109
1010
100
10-1
10-2 101 102
105
„Junge“ Sterne
(Noch keine Fusion)
Spätphasen-
Entwicklung
Stern-Reste
(Weiße Zwerge,
Neutronensterne,
schwarze Löcher)
Um manchen Sternen entstehen auch
Planetensysteme

The Orion Nebula
A nearby Star Formation Region
Hubble Space Telescope Image

Gas + Staub-Scheibe um jungen Stern
aus der sich Planeten bilden
Hubble Space
Telescope Image
Hier ist irgendwo der junge
neue Stern versteckt
= 500x Abstand Erde-Sonne
= 16x Abstand Neptun-Sonne

Image credit: NASA/JPL-Caltech
Jetzt wissen wir: Exoplaneten gibts reichlich
Künstleriche Darstellung des 55 Cancri „Sonnensystem“

• Spätphasen der Sterne
Alter [Jahr]
Masse [M]
106
107
108
109
1010
100
10-1
10-2 101 102
105
„Junge“ Sterne
(Noch keine Fusion)
Spätphasen-
Entwicklung
Stern-Reste
(Weiße Zwerge,
Neutronensterne,
schwarze Löcher)

Sternbild Orion
Betelgeuze

Urheber: A. Dupree (CfA) NASA, HST
Betelgeuze: Der einzige Stern der
so groß ist, das der Hubble Space
Telescope ihn räumlich auflösen kann.
Er kann „jeden Moment“ als
Supernova explodieren...

Sternbild Orion
nachdem
Betelgeuze als
Supernova
explodiert ist 
Urheber: Matthew Spinelli, modifiziert von C.P. Dullemond

Weiße Zwergsterne
Überreste von niedrig-Masse Sternen (M < 8 M)
In der letzten
Lebensphase des
Sterns schrumpft
der Kern und
bläht sich die Hülle
auf.

Weiße Zwergsterne
Überreste von niedrig-Masse Sternen (M < 8 M)
Letztendlich wird
die Hülle weggetrieben
und ein weißer Zwerg-
Stern bleibt übrig.
Dieser heiße Stern
ionisiert dann die
wegfließende Hülle,
und ein schöner
farbiger Nebel
entsteht:
ein „planetarer Nebel“
(hat nichts mir Planeten
zu tun!)

Planetare Nebel (mit weißen Zwerg im Zentrum)
NASA, Hubble Space Telescope

Supernovae
Supernova 1994D
in der NGC 4526
Galaxie
Supernova Type Ia:
Explodierender weißer
Zwerg
Credit: High-Z Supernova Search Team, HST, NASA; APOD December 30, 1998

Kern-Kollaps: Supernova Type II
Supernova 2004as
Typ= II = Kern-Kollaps-
Supernova
2M HIMALAYAN CHANDRA TELESCOPE: ASTRONOMY IMAGES

Supernova Explosionen: Lichtkurven
Urbeher: Lithopsian Quelle: http://en.wikipedia.org/wiki/File:Comparative_supernova_type_light_curves.png

Intermezzo: Absolute Magnituden
Bis jetzt haben wir die „apparent magnitude“ (Helligkeit die wir
von der Erde aus beobachten).
Dies verändert sich allerdings wenn der Stern weiter weg ist.
Wie können wir eine intrinsische Helligkeit definieren?
Absolute magnitude M
= apparent magnitude m @ 10 parsec Abstand
Übung:
Aus dem Plot mit den Lichtkurven kann man einschätzen, wie hell eine Supernova-
Explosion von Betelgeuze an unserem Himmel aussehen würde. Abstand zu Betelgeuze
ist ungefär 450 parsec. Supernova Type = II-P. Drücke die Helligkeit im Verhältnis zur
Mond-Helligkeit aus. Apparent magnitude des Mondes: m = -12.74.

Supernova-Rest: Expandierender Schale
Überrest von der
„Tycho Supernova“
(Typ Ia)
Explosion war im
Jahr 1572. Zuerst
gesichtet Anfang
November 1572,
und dauerte bis 1574.
War so hell wie Venus!
Nova = Neu. Also:
es gab einen neuen
Stern am Himmel!
Hier: Blau = Shockwelle
die durch das
interstellare Gas geht.
Braun= ausgeworfene
Materie des Sterns.
Combination of Chandra X-ray, Spitzer Infrared, Calar Alto optical
Diameter = 55 lightyears = 17 parsec
Distance = 13000 lightyears = 4000 parsec

Supernova-Rest: Expandierender Schale,
oder doch was anderes.
NASA, ESA, J. Hester and A. Loll (Arizona State University)
Crab Supernovarest,
Explosion: 1054
(Type IIa supernova)
Im Zentrum ist ein Pulsar
(ein Neutronenstern der
Radiowellen-Pulse
ausstrahlt)

Credit: R.Hynes
Theorie der Jet -Entstehung:

Der Raum zwischen den Sternen
ist nicht leer
(nur fast...)

Molekulare Wolken
Credit: CfA SAO/Harvard
Es gibt ganz große Wolken von H2-
Gas und Staub um uns herum:
„Molekulare Wolken“.
Daraus können (nicht müssen!)
Sterne entstehen.
Man kann sie nur mit Radio-
Teleskopen direkt sehen.
Orion wieder...

Molekulare Wolken
Aber, man kann sie indirekt
sehen da sie dunkele
Flecken am Sternenhimmel
sind
Dredit: J-C CUILLANDRE / CANADA-FRANCE-HAWAII TELESCOPE / SCIENCE PHOTO LIBRARY
Dieses Bild: ein „Bok Globule“
(a small molecular cloud).
In diesem Fall = B68
A-propos: Staub-Extinktion
macht Hintergrundsterne
rötlich (= „reddening“)

Orion wieder...
...Oder wenn man sehr
empfindliche Bilder macht, kann
man Streulicht sehen (Licht das
an Staubkörnchen abprallt). Dies
heißt „Cloudshine“.
Bild = 90 Grad linksrum
rotiert. Betelgeuze ist
in dieser Richtung

Es gibt auch atomares Gas
Atomares Gas ist überall in der Milchstraße verteilt, nicht nur in vereinzelten Wolken
Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie, P. Reich et al. 2001, A&A 376, 861
All Sky Map
λ = 21 cm

„Anreicherung“ der interstellaren Materie
Courtesy: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF
Wir sind im wahrsten
Sinne des Wortes „aus
Sternenstaub“

Tunç Tezel (TWAN), on APOD 2011 September 24

Zentrum der Milchstraße

Hier ist das Zentrum der Milchstraße
Genau dort, wo das Zentrum der
Milchstraße ist, beobachtet man eine
starke Quelle von Radiowellen-Strahlung.
Die Quelle heißt: Sgr A*. Es ist ein
schwarzes Loch mit ca 4x106
Sonnenmassen!

• Schwierig zu beobachten, da es zu viele Staubwolken
(molekulare Wolken) entlang der Sichtlinie gibt.
• Aber in Infrarot-Wellenlängen wird der Staub
weniger undurchsichtich. Also, um Sgr A* zu
beobachten müssen wir im Infraroten beobachten.

Quelle: http://www.astro.ucla.edu/~ghezgroup/gc/pictures/orbitsMovie.shtml
Es gibt „etwas“ mit einer
extrem große Masse.
Das „etwas“ ist in opt/IR
Wellenlängen unsichtbar
(nur in Radio sichtbar).
Muss ein riesen schwarzes
Loch sein!
M=4x106 M

Satellit-Galaxien
um unsere Milchstraße

LMC und SMC
Große und kleine Magellanische Wolke

LMC und SMC
Große und kleine Magellanische Wolke
http://chandra.harvard.edu/resources/illustrations/milkyWay.html
Künstlerische
Darstellung der
Position der LMC und
SMC im Vergleich zu
der Milchstraße

Weitere Satellit-Galaxieen
Credit: Richard Powel

Andromeda Galaxie: Unser Nachbar
Credit: Robert Gendler, Astroimaging Gallery

Vertikale Struktur der Galaxien
Composite Image Data - Subaru Telescope (NAOJ), Hubble Legacy Archive,
Michael Joner, David Laney (West Mountain Observatory, BYU);
Processing - Robert Gendler; APOD 2012 May 26
NGC 891
Bulge
Disk
Dust lane (Giant Molecular
Cloud complexes)
Blue regions are massive
star formation regions

Galaxie-Klassifikation von Edwin Hubble
Quelle: Wikipedia; Urheber: Ville Koistinen
Die „Hubble Sequence“

Manche Galaxien stoßen scheinbar zusammen.

Wie bewegen sich die Sterne in einer Galaxie?
v (km/s)
Position
Gemessen
Erwartet
(Kepler)

Halo von dunkeler Materie
(Eng: „Dark Matter Halo“)
Galaxie
Galaxie + DM Halo

Die 3-D Struktur des DM-Halos
Illustration credit: Jon Lomberg
Einfallende Zwerg-
Galaxien werden
durch
Gezeitenwirkung
auseinander
gerissen, und bilden
„Streamers“. Die
Form der Streamers
und die
Geschwindigkeit der
Sterne verrät die
Verteilung der
dunkelen Materie in
der DM Halo.

Immer weiter weg:
Ein Blick in die Vergangenheit

Ein Blick zurück zum Zeitalter
der Geburt der Galaxien

Je weiter weg, desto röter die Objekte
Bild-Quelle: Brian D. Fields: http://courses.atlas.uiuc.edu/spring2010/ASTR/ASTR596/Lectures/Lect3.html
Rötung = Rotverschiebung
(Eng: „Redshift“) =
Dopplerverschiebung durch
Bewegung von uns weg.
Die Geschwindigkeit ist
proportional zur Distanz.
Dies bedeutet: Das Universum
expandiert!
Dies heißt auf English: „Hubble
Flow“, nach Edwin Hubble der
diese Bewegung entdeckt hat.

Rotverschiebung z als Maß für Abstand und Zeit
z =
lobs - lemit
lemit
1+ z =
lobs
lemit
Quelle: http://en.wikipedia.org/wiki/File:CosmoDistanceMeasures_z_to_onehalf.png
Abstand
in
10
9
Lightjahren
oder
Zeit
in
10
9
Jahren

Wir schauen zurück in der Zeit
Heden
Urknall
Zeit
Raum
Erde
Licht bewegt sich mit der Lichtgeschwindigkeit zu uns
Recomb.
Erste Galaxien
Erste DM Halos
Das Universum ist undurchsichtig am Anfang
Kosmische
Hintergrundstrahlung
Die meisten Galaxien die
wir beobachten können sind
relativ „nah“

Extreme Objekte
in extremen Entfernungen

Quasi-stellare Objekte (Quasars)
Quelle: Sloan Digital Sky Survey
Es gibt schwache,
rötliche „Sterne“ mit
Spektren die allerdings
gar nicht Stern-änlich sind.
Sie wurden deshalb „quasi-
stellare Objekte“ genannt.
In 1963 entdeckte Maarten
Schmidt, dass die Spektren
trotzdem „normal“ sind, nur
extrem stark doppler-
verschoben (rotverschoben).
Quasare sind also Objekte in
extremen Entfernungen. Man
sieht sie nur bis ans andere
Ende des Universums, weil sie
auch extrem große
Leuchtkraft haben.

Quasi-stellare Objekte (Quasars)
Quelle: Sloan Digital Sky Survey
Es gibt schwache,
rötliche „Sterne“ mit
Spektren die allerdings
gar nicht Stern-änlich sind.
Sie wurden deshalb „quasi-
stellare Objekte“ genannt.
In 1963 entdeckte Maarten
Schmidt, dass die Spektren
trotzdem „normal“ sind, nur
extrem stark doppler-
verschoben (rotverschoben).
Quasare sind also Objekte in
extremen Entfernungen. Man
sieht sie nur bis ans andere
Ende des Universums, weil sie
auch extrem große
Leuchtkraft haben. Warum sind sie so leuchtkräftig?  Aktiver Kern

Active Galactic Nuclei (AGN)
Seifert Galaxie NGC 1097
Quelle: http://www.gemini.edu/media/GSDedication/science/
Photo credit: "Gemini Observatory/NOAO/Abu Team"
Im Zentrum vieler Galaxien gibt
es etwas, was extrem stark
leuchtet. Es strahlt auch Radio- und
Röntgenstrahlung aus.
Das ist ein supermassives schwarzes
Loch (M≈106...9M) des Material aus
seiner Umgebung anzieht. Das
Material wird dadurch extrem heiß,
und strahlt dadurch extrem hell.
Das schwarze Loch in unserer
Milchstraße ist ähnlich, nur gibt es
zurzeit kein (oder wenig) Material,
das in das Loch fällt. Deshalb ist
„unser“ schwarzes Loch fast
unsichtbar.

Gamma-Blitze
Extrem kurze Blitze im
Gamma-Wellenlängen-
Bereich. Dauer = nur
einige Sekunden.
Entdeckt durch die „Vela“
Satelliten, die eigentlich
dafür da waren, um
Russische Atom-Tests zu
detektieren.
Zunächst dachte man, dass
die Quellen nah sind.
Jetzt weiß man, dass die
Quellen extrem weit
entfernt sind: in sehr
fernen Galaxien. Also:
Extrem energiereich!
Credit: J.T. Bonnell (NASA/GSFC)

Gamma-Blitze
Collapsar Modell:
Unter besonderen Bedingungen können
Supernovae extrem hell sein:
„Hypernovae“.
Wenn der Stern sehr schnell rotiert (so das
Modell) produziert der kollabierende Kern
zwei relativistische Jets die sich quer durch
den Stern bohren.
Wenn man zufällig genau in das Loch
schaut, sieht man einen Gamma-Blitz
(Eng: Gamma-ray burst).
Den kann man bis ans „andere Ende“ des
Universums beobachten.
Illustration credit: NASA

Großskalige Strukturen
im All

Mikrowellen
Hintergrundstrahlung
&
Struktur und Entwicklung
des Universums

Zufällige Entdeckung der Hintergrundstrahlung
Penzias & Wilson (Bell Labs) konnten ein 3 Kelvin “Rauschen” nicht loswerden...
Sie hatten unwissentlich die Kosmische Mikrowellen Hintergrundstrahlung gefunden,
und gewannen den Nobelpreis.
Holmdel Radio-
Telescop in
New Jersey
rund1962

Kleine Fluktuationen in der Hintergrundstrahlung

Zusammensetzung der Materie im Universum

Astronomie, Einführung in die Astronomie Teil 1, Sonnensystem und innere Planeten, Mondbahn und Eigenrotation, Blick in die Milchstraße

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