Einführung und Methoden

1. Grundlagen
1.1 Astronomische Beobachtungsmethoden
Winkelabstände
an der Himmelskugel, in degree, arcmin, arcsec
Vollmond 30’, M31 5 deg, Coma 5 deg nahes Planetensystem ”, typische
ferne Galaxie 2-3”
Entfernungsbestimmung
über trigeometrische Methoden oder mittels Standardkerzen. Grundmaß
ist Parsec (Parallaxensekunde) aufbauend auf der Astronomischen Einheit
(AE). Ausmessung der Milchstraße und von intergalaktischen Entfernungen
in mehreren Stufen (Entfernungsleiter) ist grundlegende Aufgabe in der Astrophysik:
1 pc ≈ 3.1 · 1016 m (1 pc ≈ 206000 AU)
• trigonometrische Parallaxe (bis ca. 100 pc)
im Sonnensystem, nahe Sterne, lokale Umgebung der Milchstraße
mit GAIA (2008ff) grundlegende Erweiterung
• Sternstromparallaxe tan φ = Dw/vr
mit Eigenbewegung w, Radialgeschwindigkeit vr , φ ist Winkelabstand
zum Fluchtpunkt
Beispiel: Hyaden 40 pc, geht bis 1 kpc
• Baade-Wesselink
Methode für pulsierende Sterne
q
R2 /R1 = F2 /F1 und R2 − R1 = (v2 − v1 )∆t,
dabei Geschwindigkeitsdifferenz über Doppler-Effekt,
aus Radien absolute Helligkeit zu bestimmen und damit Parallaxe
• Sterne als Standard-Kerzen: Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms
(CM-Diagramm)
• Cepheiden: Periode-Leuchtkraft-Beziehung als Helligkeitsmaß
historisch und bis heute grundlegend für extragalaktische Entfernungen
(HST-Key-Projekt Hubble-Konstante)
• Supernovae-Helligkeiten als Standard-Kerzen
hellste Einzelquellen, von nahen bis zu kosmologisch entfernten Galaxien
• Zeitverschiebung des Ankunftssignals bei Gravitationslinsen
überbrückt prinzipiell lokal extragalaktische bis zu kosmologischen Entfernungen
Modell für Quelle erforderlich
• Galaxienentfernungen: Galaxien selbst als Entferungsindikatoren
Tully-Fischer-Relation für Spiralgalaxien
Faber-Jackson-Relation bzw. Hauptebene für Elliptische Galaxien
Galaxieneigenschaften werden später in Vorlesung besprochen
• Hubble-Gesetz vr = H0 R
mit Hubble-Konstante H0 = (65±10) km / s / Mpc = 100 h km / s / Mpc
Inverse Hubble-Konstante H0−1 ≈ 15 Gyr Maß für Weltalter
Rotverschiebung als Entfernungsmaß: z = vr /c für vr << c,
sonst z = a0 /aem − 1, wobei a(r) Expansionsgesetz
Werte:
z ≤ 0.2 Galaxien-Kartierungen im Rotverschiebungsraum
z ≤ 1 Galaxienhaufen
z = 2 . . . 3 Quasar-Maximum
z = 6 (gegenwärtiger) Rotverschiebungsrekord für Einzelquelle
z = 1000 Kosmos wird undurchsichtig
z = ∞ Urknall
Flußdichte
E
W
W
= 2
, Radio: JanskiJy = 10−26 2
tq∆ν
m Hz
m Hz
R
Fluß F = Fν dν
Intensität I = F/∆ω (ω Raumwinkel)
Helligkeit einer Quelle in Entfernung D L = 4πD 2F
Astronomie mißt Logarithmus der Entfernung: m = const. − 2.5F
Normierung Wega m(Wega) = 0
absolute Helligkeit einer Quelle M:
Fν =
M = m + 2.5 log[I(r)/I(10pc)]
Leuchtkraft zu M: L = 3 · 1028 · 10−0.4 M J/s
z.B. Sonne: Mv = 4.7 (G-Stern), Sirius Mv = 1.4 (G-Stern), ‘v’ - visuell
da I ∝ r −2 : M = m − 5 log[D/10pc] = m − 5 log[D/pc] + 5
→ Entfernungsmodul
Farbskalen: Johnson u.a.
U: 300 - 400 nm, B: 360 - 550 nm, V: 480 - 680 nm, R: 500 - 900 nm, I, J, ...
Farbindex: cU R = mU − mR neg für blaue Objekte
Achtung: Staub streut blaues Licht, deshalb Verrötungsgesetz mv (obs) =
mv (int) + aν D aν ≈ 2m /kpc
Beobachtungstechniken
Teleskope: (theoretische) Auflösungsgrenze θ = λ/D
Auge: δ = 2′ , HST (2.4m) δ = 0.004”
Seeing: 0.5 - 2”
Photometrie: Photoplatte und CCD
Spektroskopie: Filter, Prismen, Spalt, MOS
manche Quellen müssen zeitaufgelöst beobachtet werden: Doppelsterne, Pulsare, QSO, MACHOS