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ASTRONOMIE
UNTERSCHEIDUNG
ASTRONOMIE - ASTROLOGIE
ASTRONOMIE – ASTROLOGIE
• ASTRONOMIE
Sternenkunde
• ASTROLOGIE
Sternendeutung
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°).
Ekliptik - 2
Wann beginnen
Frühling, Sommer,
Herbst u. Winter?
Wie erklären sich
die Jahreszeiten?
Was versteht man
unter den Wendekreisen?
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.
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).
STERNBILDER
• Zusammenfassung von Fixsternen
FIXSTERNE – PLANETEN
• FIXSTERNE
selbstleuchtende Objekte
• PLANETEN
beleuchtete Objekte
Polarstern – 1 – 2
zwei Möglichkeiten zur Bestimmung
1. Möglichkeit:
Achsenverlängerung
2. Möglichkeit:
am Ende des kleinen Bären
Polarstern - 3
über die geographische Breite
3. Möglichkeit:
geografische Breite
Zirkumpolarsterne
Wo ist der Polarstern?
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 30857000000000 km
oder 3,26 Lichtjahre.
(1“ = 1/3600 °)
•Astronomische Einheit:
große Halbachse der Erdbahn
149 Mill. Km
Abk.: AE
Gesetze des Universums
• Das Gravitationsgesetz
F12 = G m M /r2
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
• Die drei Gesetze nach Johannes Kepler
1. Gesetz
2. Gesetz
3. Gesetz
• Das Gesetz nach Hubble
v = H*r
v: Geschwindigkeit der Galaxie relativ
zur Erde
H: Hubble-Konstante
H=75 (25) km s-1 Mpc-1
r: Entfernung von der Erde
1. Keplersches Gesetz
Die Planeten bewegen sich auf Ellipsen in deren
Brennpunkt die Sonne steht.
http://www.zum.de/Faecher/Materialien/gebhardt/astronomie/kepler.html
2. Keplersches Gesetz
Der Fahrstrahl von der Sonne zum Planeten überstreicht
in gleichen Zeiten gleiche Flächen.
Der Flächensatz ist äquivalent mit der Erhaltung des Drehimpulses.
http://www.zum.de/Faecher/Materialien/gebhardt/astronomie/kepler.html
3. Keplersches 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
http://www.zum.de/Faecher/Materialien/gebhardt/astronomie/kepler.html
Sternentstehung
• Auch heute 10-20 Mrd Jahre nach
Entstehung des Universums bilden sich
stets neue Sterne.
• Welche Entwicklungsstadien durchläuft er?
http://people.freenet.de/afk/sternentstehung.htm
Alter des Universums
• Alter des Universums: 13,8
•
Mrd. Jahre
Alter der Sonne, Erde: 4,5 Mrd. Jahre?
Ursprung des Universums
Urknall
(big bang)
Gründe für den Urknall
1. Argument: Rotverschiebung
Die Spektren der fernen Leuchtquellen sind immer
rotverschoben, weil die sich ausdehnende, kosmische
Raumzeit die Lichtwellen auseinander zieht.
Edwin Hubble erklärt die Rotverschiebung mit
Dopplereffekt:
v  r =>
v = H*r
H: Hubblekonstante
(74 km s-1 Mpc)
v: Geschwindigkeit
r: Entfernung
Wenn die Raumzeit expandiert, dann muss sie in
der Vergangenheit kleiner gewesen sein.
http://www.scilogs.de/einsteins-kosmos/der-urknall-5-gr-nde-daran-zu-glauben/
Gründe für den Urknall
2. Argument: Häufigkeit leichter chemischer
Elemente
• Es gab nur ein heißes Urplasma aus Teilchen.
• Nach drei Minuten Abkühlung durch Ausdehnung
entstanden erste chemische Elemente durch
"Verschmelzung" von Atomkernen (T ≈ 109 K).
• Fusion durch Abkühlung gestoppt, daher sind nur H, He,
Li vorhanden.
• Diese Vorstellung: Alpher-Bethe-Gamow-Modell
Das Universum muss klein und heiß gewesen sein.
Gründe für den Urknall
3. Argument: kosmische Hintergrundstrahlung
• Ein Objekt beliebiger Temperatur gibt elektromagnetische Wärmestrahlung ab
• 1965 von Arno Penzias und Robert Wilson - per
Radioantenne durch einen Zufall entdeckt
• Plancksches Strahlungsgesetz:
Zusammenhang zwischen Strahlungsenergie und
Temperatur
• Temperatur des Universums: -270°C
Sternentstehung
Was ist so ein Stern überhaupt?
• Eine Kugel aus sehr heißem Gas/Staub (z.B. H)
• Von Schwerkraft zusammengehalten
• Wärme und Strahlung werden im Inneren durch
Fusion erzeugt: H -> He
Gleichgewichtszustand:
Schwerkraft – Strahlungsdruck
http://people.freenet.de/afk/sternentstehung.htm
Sternentstehung
Woher kommt der Staub?
• Urknalltheorie: keine höheren Elemente als Helium
• An ihrem Lebensende fallen Sterne in sich
zusammen -> schwere Elemente werden dabei
erzeugt
Bedenke: Eisen, das im Hämoglobin unseres Blutes den Sauerstoff zu den
Zellen transportiert, ist im Inneren eines großen Sterns entstanden
http://people.freenet.de/afk/sternentstehung.htm
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
http://people.freenet.de/afk/sternentstehung.htm
Sternentstehung
Kernfusion: H -> He
+Energie
Sternentstehung
Kernfusion: H -> He
Massendefekt
m Deuterium + m Tritium > m Helium
m Deuterium + m Tritium = m Helium + E
Ausgangsmasse wird in Energie
umgewandelt: E=mc2
Sternentstehung
• Bei der Fusion entstehenden
Sonnenwinde blasen die Umgebung
des Sterns langsam von der Wolke frei,
aus der der Stern entstand.
• Er wird erstmals auch im sichtbaren
Licht sichtbar.
http://people.freenet.de/afk/sternentstehung.htm
Sternentstehung
• 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.
http://people.freenet.de/afk/sternentstehung.htm
Klassifizierung von Sternen:
Hertzsprung-Russell-Diagramm
http://cassfos02.ucsd.edu/public/tutorial/HR.html
Hertzsprung-Russell-Diagramm
http://cassfos02.ucsd.edu/public/tutorial/HR.html
Hauptreihe
http://cassfos02.ucsd.edu/public/tutorial/HR.html
Überriesen
http://cassfos02.ucsd.edu/public/tutorial/HR.html
Rote Riesen
http://cassfos02.ucsd.edu/public/tutorial/HR.html
Weisse Zwerge
http://cassfos02.ucsd.edu/public/tutorial/HR.html
Endstadien von Sternen
Kernfusion: 2 Mill. – 20 Mrd. Jahre stabil (abh. von
Masse)
Große Masse: schnelleres Verschwinden aus der
Hauptreihe
Sonne:
5,5 Mrd. Jahre
Brennstoff (H) aufgebraucht -> Gravitation überwiegt
-> Stern kollabiert
Übergangsstadien: Roter
Riese
Supernova
Rote Riesen
Überwiegende Gravitation -> T>100 Mill. Kelvin ->
schwerere Elemente werden gebildet (bis Fe)
schwerere Elemente verschlingen bei der Bildung mehr
Energie als sie abgeben
Stern bläht sich auf -> Leuchtkraft erhöht sich ->
Rote Riese
Ausdehnung -> Abkühlung -> Abnahme des
Stahlungsdrucks -> Kontraktion durch Gravitation ->
Aufheizen
-> Pulsationen -> PULSARE
H und He werden dabei dauernd abgestoßen
Endstadien von Sternen
3 mögliche Endstadien
1 Sternenmasse kleiner als 1,4 Sonnenmassen
7 m
Durchmesser:
10
Weisse Zwerge
2 Sternenmasse unter 3,2 Sonnenmassen
Neutronenstern Durchmesser: 104 m
3 Sternenmasse über 3,2 Sonnenmassen
Schwarzes Loch
Durchmesser: 104 m
Endstadien von Sternen
1,4 Sonnenmassen
Chandrasekhargrenze
Endstadien von Sternen
Neutronenstern
Nach Supernovaausbruch
1,4 m < Masse < 3,2 m
• Keine Atome mehr:
Elektronen in Protonen „hineingeschoben“
• Reines Neutronengas
• Mit mehrere hundert Meter dicken Fe-Schicht umgeben
( 1 Mill. Mal härter als härtester Stahl)
• Anfangs 100 Mill. Kelvin -> sinkt auf 10 Mill. Kelvin ab
• Leuchtkraft geringer als weißer Zwerg
Endstadien von Sternen
Schwarzes Loch
Nach Supernovaausbruch Masse > 3,2 m
• brechen unter dem Gravitationsdruck zusammen
• die Fluchtgeschwindigkeit steigt mit sinkender Ausdehnung
• ab einem Abstand RS (Schwarzschildradius) kann dann
nicht einmal mehr das Licht entweichen (Sonne: 2,5 km)
(Begründung: Raumkrümmung)
• Ereignishorizont: innerhalb stattfindende Ereignisse
können nicht nach außen dringen
Schwarzes Loch
Raumkrümmung: Licht beschreibt gekrümmte Bahnen
Supernova
o Fusion von Elementen, die schwerer als Fe sind
o Nur in Supernovae entstehen schwerere Elemente als Fe
o Vorboten: Neutrinos
Spät- und Endstadien
Licht: Informationsquelle
für Astronomen
Licht: elektromagnetische Welle
B
E
Für Lichtteilchen
(Photonen) gilt:
http://www.aip.de/~stefan/science/strahlung.pdf
c=f
c: Lichtgeschwindigkeit
: Wellenlänge
f: Frequenz
E=h f
E: Energie des Photons
h: Plancksches
Wirkungsquantum
f: Frequenz
Sternenspektrum: Temperatur
Verschiebung des Intensitätsmaximums der Strahlung nach
rot
blau – weiß
-> kühl
-> heiss
Wiensches Verschiebungsgesetz
max = 2,9 . 10-3 T-1
max : Wellenlänge des
Intensitätsmaximums
T : Temperatur
Spektrum
Spektrenarten
Unterteilung nach dem Aussehen
Linienspektrum
kontinuierliches Spektrum
1. Möglichkeit zur Erzeugung:
Spektrometer
Brechung
http://www.eduvinet.de/gebhardt/astronomie/spektrum.html
1. Typ: Emissionsspektrum
Jede Atomsorte hat ihr charakteristisches Spektrum
Linienspektrum einer Na-Dampflampe
2.Typ: Absorptionsspektrum
Natriumdampf absorbiert Licht -> schwarze Linien
Beispiel: Spektrum der Sonne
Spektrum der Sonne
Frauenhofersche Linien (absorbierte Wellenlängen)
2. Möglichkeit zur Erzeugung:
Beugung
Beugung am Gitter
Symmetrisches Spektrum
http://www.eduvinet.de/gebhardt/astronomie/spektrum.html