Vorlesung

Einfuehrung in die Astron. & Astrophysik I
Wintersemester 2009/2010: Henrik Beuther & Christian Fendt
15.10 Einfuehrung: Ueberblick und Geschichte (H.B.)
22.10 Grundlagen: Koordinatensys., Sternpositionen, Erde/Mond (C.F.)
29.10 Grundlagen: Teleskope und Instrumentierung (H.B.)
05.11 Grundlagen: Strahlung, Strahlungstransport (C.F.)
12.11 Planetensystem(e) und Keplergesetze (H.B.)
19.11 Sonne & Sterne, Typen, Klassifikationen, HR-Diagramm (C.F.)
26.11 Sternaufbau und Sternentwicklung (C.F.)
03.12 Sternentstehung, Akkretionsscheiben und Jets (H.B.)
10.12 Kompakte Objekte: Schwarze Loecher, Neutronensterne, W. Zw. (C.F.)
17.12 Interstellare Materie: Chemie und Materiekreislauf (H.B.)
24.12 und 31.12 –
07.01 Mehrfachsysteme und Sternhaufen, Dynamik (C.F.)
14.01 Exoplaneten (und Astrobiologie) (H.B.)
21.01 Die Milchstrasse (H.B.)
28.01 Zusammenfassung (C.F. & H.B.)
http://www.mpia.de/homes/beuther/lecture_ws0910.html, [email protected], [email protected]
Themen heute
14.1 Wellenlaengen und Teleskope
14.2 Keplergesetze
14.3 Strahlungsgroessen
14.4 Sternklassifikationen, Hauptreihe & weitere
Parameter
14.5 Sternaufbau
14.6 Interstellares Medium und Sternentstehung
14.7 Sternentwicklung
Die dunkle Seite der Astronomie
Optisch
1.2 mm Staubkontinuum
N2H+
Nahes
Infrar
ot
C18O
Aufloesung eines Teleskops
rAiry= m * fλ/D
Beugung an Kreisoeffnung:
Airy-Scheibe (1835)
f: Fokuslaenge
D: Teleskopdurchmesser
φ: Aufloesung
àIm Fokus: φ = m * λ/D
Mit m=1.22 im 1. Minimum
m=1.64 im 2. Maximum
Beispiele:
Optisch: λ=550nm, D=8m à φ=0.02’’
Mitinfrarot: λ=12µm, D=8m à φ=0.38’’
Radio: λ=1.2cm, D=100m à φ=38’’
Radio Interferometer:
λ=1.2cm, D=10km à φ=0.3’’
Szintillation und Seeing
- Aufsteigende Blasen, sich verschiebende Schichten der Atmosphaere
koennen schnelle Bewegungen und Helligkeitsaenderungen bewirken
à Das Seeing ist definiert durch die Halbwertsbreite
des Bildes einer Punktquelle
Oftmals Seeing im Optischen 1-2’’. Beste Standorte Hawaii, Chile mit
Seeing von ca. 0.5’’ ueber 50% der Zeit. Optimal ca. 0.25’’.
Bei kurzer Belichtung wandert Quelle.
Ohne und mit
aktiver Optik
Aufloesung eines Interferometers λ/(2D), wobei D nun
der Abstand der Antennen ist (Minimum eines klassischen
Doppelspaltexperiments).
Themen heute
14.1 Wellenlaengen und Teleskope
14.2 Keplergesetze
14.3 Strahlungsgroessen
14.4 Sternklassifikationen, Hauptreihe & weitere
Parameter
14.5 Sternaufbau
14.6 Interstellares Medium und Sternentstehung
14.7 Sternentwicklung
Keplergesetze
1.) Die Koerper bewegen sich relativ zur Sonne in Ellipsen, in deren
einem Brennpunkt die Sonne steht.
2.) Der von der Sonne zum umlaufenden Himmelskoeper gezogene
Radiusvektor ueberstreicht in gleichen Zeiten gleiche Flaechen.
à Konstanz des Bahndrehimpulses
3.) Das Quadrat der Umlaufzeit waechst proportional zur dritten Potenz
der grossen Halbachse und umgekehrt proportional zur Massensumme:
U2 = 4πa3/(G(m1+m2))
Da m2<<m1 à U2 proportional zu a3
Massenbestimmung
3. Keplerscher Gesetz U2 = 4πa3/(G(m1+m2)) essentiell zur
Massenbestimmung. Zum Beispiel lassen sich mit Umlaufzeit U der Erde
und deren Distanz a die Masse m1 der Sonne errechnen (m2 << m1).
In gleicher Weise lassen sich unter Kenntnisse der Mondbahnen auch
die Planetenbahnen bestimen.
Strahlung:
Intensität, Helligkeit
4.3 Strahlungsgrößen ­ Intensität
(Spezifische) Intensität:
I  , , r , t  =
dE
cos  dA d  dt d 
-> Energiemenge dE der Strahlung
im
Frequenzintervall [,+d]
und
Zeitintervall [t,t+dt],
die in den
Raumwinkel d= sin d d
durch die
Fläche dA
in
Richtung (,  ), Flächennormale n
4.3 Strahlungsgrößen ­ Strahlungsstrom
Strahlungstrom (/fluß):
Integration über Kugeloberfläche:

2
F =∫0 ∫0 I cos sin d d 
-> Strahlungsfluß in Hemisphäre:
für 0° <  < 90° -> I > 0 (Strahlung nach außen)
-> Definition:
+
 /2
F =∫0
2
∫0
I cos  sind d 
-> Intensität I wichtig bei aufgelöster Sternoberfläche (Sonne)
Strahlungsstrom F wichtig, wenn nur Gesamtfluß beobachtet
-> Leuchtkraft eines Sterns:
2
L=4 R F
4.3 Strahlungsgrößen ­ Helligkeit
Helligkeit eines Sterns:
-> Strahlungsfluß des Sterns bei Distanz d: f =( R2/d2) F
(Meßwert vom Detektor abhängig, Empfindlichkeit E )
-> gemessener Gesamtstrahlungsfluß:
∞
S =∫0 f  E  d 
Helligkeit definiert als Logarithmus des Strahlungsflußes
beobachtete Helligkeitsunterschiede = S1/S2 ~ 1010
-> logarithmische Helligkeitsskala m = - 2.5 log(S) + const
Einheit [m] : mag (Magnitude) ;
-> Beispiele:
m1-m2 = -2.5 log ( S1/S2)
m1-m2
1
2
2.5
5
10
15
25
S1/S2
2.51
6.3
10
100
104
106
1010
4.3 Strahlungsgrößen ­ Entfernungsmodul, Farbe
Absolute Helligkeit:
-> bei Norm-Entfernung von 10pc
-> wahre Leuchtkraft, absolute Magnitude M
-> Strahlungsstrom ~ F(d) = F(10pc) (d/10pc)-2, in Magnituden:
m−M=5 log



d [pc ]
10pc
=5 log d [ pc]−5=−2.5 log
10
d
2

-> Absolute Helligkeit der Sonne: Mvis ~ Mbol = 4.75
-> (m-M): Entfernungsmodul:
m-M
d
-5
0
10
1 pc 10 pc 1kpc
25
1Mpc
“Farbe”, Farbindex:
Helligkeitsunterschied in zwei Magnitudensystemen:
F.I.= m(kleine) - m(große) -> “rot” positiv, “blau” negativ
-> z.B. Standard-Filtersystem nach Johnson U, B, V, (R, I)
Sternklassifikation
6.2 Sternklassifikation ­ Effektivtemperatur
Leuchtkraft des Sterns (Definition):
L=4 R2 F
-> F ist ausgestrahlte Energie pro cm2
Für Schwarzkörper: Stefan-Boltzmann-Gesetz:
−5
−2
−1
 =5.67×10 ergcm s K
F = T
4
−4
Aber: Sterne sind keine schwarzen Körper:
-> Definition einer
“Effektivtemperatur”:

L
T eff =
 4 R2
1/ 4

Effektivtemperatur keine echte Temperatur, sondern
quantifiziert Energieausstrahlung / cm2
Aber: Teff ist typische Temperatur der Sternatmosphäre
-> Teff ist der wichtigste Sternparameter , der aus der Analyse
des Sternlichts gewonnen werden kann.
6.2 Sternklassifikation ­ Spektralklassen
Spektral-Klassifikation
nach Pickering (1846-1919), Fleming (1857-1911),
Cannon (1863-1941)
-> Harvard-Klassifikation von Sternspektren:
ein-dimensionale Sequenz von Spektren,
korreliert mit Sternfarbe (Farb-Index), also Effektivtemperatur
Basis des Henry-Draper Catalog (1880-1925):
Untersuchung von 225.000 Sternen
6.2 Sternklassifikation ­ Spektralklassen
Sterne haben verschiedene Temperatur / Effektivtemperatur
-> verschiedene spektrale Verteilungen, Linien, und Linienprofile
graduelle Unterschiede
Rivi, Wiki
6.3 Sternklassifikation ­ Leuchtkraftklassen
Sterne gleicher Spektralklasse (Sp) können
verschiedene Leuchtkraft haben -> Leuchtkraftklasse (LC)
-> MK-Klassifikation (Morgan & Keenan)
-> Grund: Radius der Sterne:
2
L=4 R F
F = T
Klassen: I = Überriesen, II = helle Riesen, III = Riesen,
IV = Unterriesen, V = Zwergsterne, VI = Unterzwerge
4
6.3 HRD ­ Hertzsprung­Russell­Diagramm
6.3 HRD ­ Hertzsprung­Russell­Diagramm
Leuchtkraft gegen Temperatur; MK-Klassifikation: Riesen...Zwerge: A0Ia, G2V
6.4 Sterne ­ Masse, Gravitationsbeschleuigung
Quantitative Computer-Modelle von Linienprofilen
unter Berücksichtigung von Doppler- und Druckverbreiterung
der Linien ergeben:
Teff und log(g)
Gravitationsbeschleunigung an der Sternoberfläche: g = GM/R2
-> Sternmasse notwendig für weiteres Verständnis
Massenbestimmung bei Sternen:
->Direkte astrometrische Vermessung des Orbits
von Binärsystemen
-> Vergleich mit Modellen zur Sternaufbau und zur
Sternentwicklung
-> Aus empirischer Massen-Leuchtkraft-Beziehung
6.4 Massen­Leuchtkraft­Beziehung
Empirische Masse-Leuchtkraft-Beziehung
In erster Näherung:
Bessere Approximation:
L∝ M
3
L∝M
2.5
[
M1 /2 MO
]
3.8
[
M1 /2 MO
]
L∝M
-> Fundamentale Beziehung zum Verständnis der
leuchtenden Materie im Universum
-> bestimmt durch die Physik des Sternaufbaus
und der Sternentwicklung
-> Massereichere Sterne “leben” kürzer: L ~M4, ~ M/L ~ M-3
Sternaufbau
7.1 Sternaufbau ­ Grundlagen, Gleichungen
Arbeitshypothese:
-> Sterne = Gaskugeln, durch Eigengravitation gebunden
-> Sterne befinden sich nahe eines Gleichgewichtszustandes
-> Energieverluste durch Strahlung -> Entwicklung auf langer
Zeitskala -> angenähert durch Reihe von GG-Zuständen
-> Lösung der Erhaltungsgleichungen von Masse, Impuls, & Energie
veknüpft lokale und globale Größen: hydrostatisches GG
7.4 Sternentwicklung ­ Hauptreihe Sternentwicklung: Alter-Null-Hauptreihe (ZAMS)
Resultat numerischer Lösungen der Sternaufbaugleichungen:
-> Massereiche Sterne habe:
kleinere Zentraldichte, höhere Zentraltemperatur,
höhere Konzentration der Energieproduktion
7.4 Sternentwicklung ­ Hauptreihe Sternentwicklung: Alter-Null-Hauptreihe (ZAMS)
Numerische Lösungen der Sternaufbaugleichungen
ergeben Gesamtleuchtkraft und Effektivtemperatur
an der Sternoberfläche:
-> Theoretische Hauptreihe
( da Theorie -> Masse bekannt ! )
Sternalter “Null”:
-> Alter-Null-Hauptreihe
ZAMS= Zero Age Main Sequence
7.4 Sternentwicklung ­ Hauptreihe Sternstruktur entlang der ZAMS
-> Unterschied radiative/konvektive Zonen:
“obere” Hauptreihe: radiative Hülle, konvektiver Kern
“untere” Hauptreihe: konvektive Hülle, radiativer Kern
Bild: http://abyss.uoregon.edu/~js/ast122/lectures/lec14.html
7.1 Sternaufbau ­ Grundlagen, Gleichungen
Sternaufbau (Sonne)
► Kern:
innere 10% der Masse;
Kernfusionen erzeugen
Energie, extreme
Temperaturen u. Druck
(16 Mio K, Dichte 150x
Wasser), gasförmig
► Radiative Zone:
Bis 85% im Radius, umgibt den Kern; Energietransport aus
dem heißen Inneren nach außen durch Strahlung (diffusive)
► Konvektionszone:
Äußere Schicht, bei 85-100% des Radiusof, Dichte und
Temperatur kleiner, Energietransport durch makroskopische
Bewegungen (Konvektion)
7.2 Sternaufbau ­ Sternpulsationen
Periode-Leuchtkraft-Beziehung:
-> Standardkerzen in der Entfernungsmessung
-> 3000 Cepheiden in LMC bekannt, 232 in M32, ...
Lichtperiode von Delta Cephei:
-> Helligkeit schwankt innerhalb von
5.37 Tagen um Faktor 2 ( 0.8
Größenklassen)
Perioden-Leuchtkraft-Beziehung:
RR Lyrae-Sterne (1),
Typ II Cepheiden (2)
und klassische Cepheiden (3))
http://www.avgoe.de/astro/Teil04/Entfernung.html
Themen heute
14.1 Wellenlaengen und Teleskope
14.2 Keplergesetze
14.3 Strahlungsgroessen
14.4 Sternklassifikationen, Hauptreihe & weitere
Parameter
14.5 Sternaufbau
14.6 Interstellares Medium und Sternentstehung
14.7 Sternentwicklung
Der kosmische Zyklus
Ueberblick ueber die Komponenten
Phase
n [cm-3]
T [K]
ƒ
0.003
106
0.5
0.1
Warm neutral medium
0.5
8000
0.4
1.4
Warm ionised medium
0.3
8000
0.1
1.0
Diffuse HI clouds
50
80
-
2.5
Molecular clouds
>300
10
-
2.5
HII regions
1 – 105
104
-
0.05
Hot ionised medium
ƒ als Volumenfuellfaktor der Galaktischen Scheibe
M [109 M¤ ]
Molekuele im All
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13 atoms
-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------H2
C3
c-C3H
C5
C5H
C6H
CH3C3N
CH3C4H
CH3C5N?
HC9N
CH3OC2H5
HC11N
AlF
C2H
l-C3H
C4H
l-H2C4 CH2CHCN HCOOCH3 CH3CH2CN
(CH3)2CO
AlCl
C2O
C3N
C4Si
C2H4
CH3C2H
CH3COOH? (CH3)2O
NH2CH2COOH?
C2
C2S
C3O
l-C3H2 CH3CN HC5N
C7H
CH3CH2OH
CH3CH2CHO
CH
CH2
C3S
c-C3H2 CH3NC HCOCH3
H2C6
HC7N
CH+ HCN
C2H2
CH2CN CH3OH NH2CH3
CH2OHCHO C8H
CN
HCO
CH2D+? CH4
CH3SH c-C2H4O
CH2CHCHO
CO
HCO+
HCCN
HC3N
HC3NH+ CH2CHOH
CO+ HCS+
HCNH+ HC2NC HC2CHO
CP
HOC+ HNCO
HCOOH NH2CHO
CSi
H2O
HNCS
H2CHN C5N
C2H5OH
HCl
H2S
HOCO+ H2C2O HC4N
HC
N
3
KCl
HNC
H2CO
H2NCN
Alkohol
NH
HNO
H2CN
HNC3
(Ethanol
NO
MgCN H2CS
SiH4
)
NS
MgNC
H3O+ H2COH+
NaCl
N2H+ NH3
OH
N2O
SiC3
PN
NaCN C4
SO
OCS
SO+
SO2
SiN
c-SiC2
H2CO
SiO
CO2
SiS
NH2
Formaldehyd
CS
H3+
HF
SiCN
SH
AlNC
FeO(?) SiNC
CO
Ueber 150 detektierte interstellare Molekuele (April 2009) (www.cdms.de).
36 (+2 tentative) Molekueldetektionen in extragalaktischen Systemen.
Dust within the big circle of matter
Dust composition:
Graphite
C
Silicon carbide SiC
Enstatite
(Fe,Mg)SiO3
Olivine
(Fe,Mg)2SiO4
Iron
Fe
Magnetite
Fe3O4
Size distribution:
Between 0.005 and 1µm
n(a) ~ a-3.5 (a: size)
(Mathis, Rumpl, Nordsieck 1977)
The main producers of dust are old stars in the last
stages of their evolution: outer atmospheres of Red
Giants, Planetary Nebulae (PN), Novae, and
Supernovae (SN). However, dust forms also in ISM
directly.
Gas to dust mass ratio:
Canonical 1:100
Recent work suggests
1:186 (Draine et al. 2007)
Dust incarnations
Although the grains in the ISM are thought to
be small and compact, the case is different for
denser environments (e.g., circumstellar disks)
where the dust grains start to coagulate.
Figures: Simulations of dust grain cluster growth for
different initial parameters (gas and dust density,
temperature, stickyness, grain charge, coagulation time …).
(From Dorschner & Henning 1995)
Molekülwolkenskalen
ca. 1 Lichtjahr
ca. 10 Lichtjahre
ca. 0.15 Lichtjahre
~9000 AU
Sternentstehungseffizienz nur ein paar Prozent
Virialanalyse
Kraeftegleichgewicht einer Struktur im hydrostatischen Gleichgewicht:
Unter Einbeziehung eines Magnetfeldes B, eines Stromes j und einer Flussgeschwindigkeit v, laesst sich die Bewegungsgleichung schreiben:
ρ Dv/Dt = -grad(P) - ρ grad(Φg) + 1/c j x B
Dv/Dt=(∂v/∂t)x+(v grad)v
1/2(∂2I/∂t2)
-2T
2U
W
M
(Dv/Dt beinhaltet die Veraenderung an einer raeumlichen Position (∂v/∂t)x und die Aenderung,
die durch den Transport von Teilchen an neue Orte mit unterschiedlicher Geschwindigkeit bewirkt werden.)
Unter der Annahme von Massenerhaltung und Ausnutzung der PoissonGleichung, ergibt sich nach mehrfacher Integration das Virialtheorem.
1/2 (δ2I/δt2) = 2T + 2U + W + M
I: Traegheitsmoment, verringert sich wenn Kern kollabiert (m*r2)
T: Kinetische Energie U: Thermische Energie W: Gravitationsenergie M: Magnetische Energie
Alle Terme ausser W sind positiv. Um die Wolke stabil zu halten muessen andere
Jeans-Analyse
Unabhängig von der räumlichen Konfiguration analysierte Jeans die
Wellenausbreitung in einer Gaswolke Anfang des 20. Jahrhunderts.
Das gleiche laesst sich auch aus der einfachsten Form des Virialtheorems
(2T=-W) ableiten. Die resultierenden Jeans-Längen λJ und Jeans-Massen
MJ, oberhalb derer Molekülwolken gravitativ instabil werden und kollabieren:
λJ = (πa2/(Gρ0)1/2 = 0.19pc (T/(10K))1/2 (nH2/(104cm-3)-1/2
MJ = at3/(ρ01/2G3/2) = 1.0Msun (T/(10K))3/2 (nH2/(104cm-3)-1/2
à Werte darueber lassen die Wolken kollabieren. Im Umkehrschluss
koennen sehr kleine und massearme Wolken leichter stabil bleiben.
Beispiel: Eine grosse Moelkuelwolke mit T=10K und nH2=103cm-3
à MJ = 3.2 Msun
Um Groessenordnungen zu niedrig.
àAndere Stabilisierungsquellen notwendig, z.B. Magnetfelder oder Turbulenz
Ambipolare Diffusion
- Magnetfelder koppeln an das ionisierte Gas, dieses wiederum durch Stoesse
an das neutrale Gas.
- Waere Kopplung perfekt, so bliebe Br2
bei Kollaps konstant.
- Fuer einen anfaenglichen Kern mit
1MSonne, r=14000AU
und B=30µG wuerde dies in protostellaren Magnetfeldern von ~107G resultieren (mit protostellarem Radius ~5RSonne)
à Neutrales und ionisiertes Gas koennen teilweise entkoppeln, so dass
neutrales Gas durch Magnetfeld hindurchdiffundieren und leichter
kollabieren kann.
Ambipolare Zeitskala: tad ≈ 3x106yr (nH2/104cm-3)3/2 (B/30µG)-2 (L/0.1pc)2
Diese Zeitskala erscheint sehr lang, und es ist immer noch Thema der
aktuellen Forschung, ob ambipolare Diffusion wichtig fuer Stabilitaet ist, oder
Sternentstehungsparadigma
Turbulenz
Zeitskalen: Hauptakkretionsphase ca. 500 000 Jahre
Vorhauptreihenentwicklung ca. 2 Mio Jahre
Hertzsprung Russell (HR) Diagramm I
Open circles: Radiative
stability
Full circles: Hydrogen
burning
- Die “Birthline” wurde zuerst aus der Beobachtung als der Ort identifiziert, an
dem Sterne das erste Mal im HR Diagramm sichtbar werden.
- Theoretisch kann man die “Birthline” definieren als den Zeitpunkt, an dem die
Hauptakretionsphase beendet ist, und die Leuchtkraft aus Kontraktion gewonnen wird à Start der Vorhauptreihenentwicklung
- Konvektive massearme Sterne kontrahieren dann, T bleibt gleich, L nimmt ab.
à folgen den Hayashi Tracks.
- Wenn Konvektion Energie nicht mehr transportieren kann, werden sie
strahlungsdominiert à horizontale Strahlungstracks
à T steigt bis hoch genug fuer Kernfusion à Hauptreihe ZAMS
Akkretionsscheiben und Jets
Camenzind 1990
- Akkretion findet via Scheiben statt.
- Jets oder Ausstroemungen werden durch magneto-zentrifugale
Beschleunigung von den Scheibenoberflaechen getrieben.
- Weiter aussen bewirkt Magnetfeld eine Kollimation des Jets.
Scheiben und Jets
Sternentwicklung
7.3 Energieerzeugung im Stern Stellare Energiequelle: Kernfusion
(thermische Energie, Gravitationsenergie ungenügend)
”Brennen” von niederzahligen zu höherzahligen Elementen
-> Energiegewinn aus Kern-Bindungsenergie
-> verschiedene Fusionsprozesse, Zeitskalen, Effizienz
-> Langfristige Änderung des
Rohstoff- und Energiehaushalts
-> “Sternentwicklung”:
1) quasi-stationäres Gleichgewicht für Sterne
der Hauptreihe (lange Zeitskala)
2) Entwicklung auf kurzen Zeitskalen
außerhalb der Hauptreihe
-> Eine Haupterkenntnis der Astrophysik des 20. Jhrts
7.4 Sternentwicklung ­ Hauptreihe Sternentwicklung:
Altersentwicklung von der ZAMS
HR-Sterne “leben” vom Wasserstoffbrennen
7.3 Energieerzeugung im Stern Wasserstoff-Brennen:
-> pp-Kette (pp1, pp2, pp3), (pp=Proton-Proton)
-> alternativ: CNO - Zyklus (Bethe-Weizäcker-Zyklus):
Wasserstoff -> Helium mit Katalysatoren C, N, O
Helium-Brennen: 3-Prozeß: Helium -> Kohlenstoff, T> 108K
Kohlenstoff-Brennen: 5x 108K < T < 109K
Sauerstoff-Brennen: T > 109K
Disintegration und weiteres Aufbauen: T > 109K ,
erzeugtes reagiert mit weiteren Neon-Kernen ...
Silizium-Brennen:
bis Eisen !!!
Elemente höher als Eisen -> kosten Energie:
-> Bindungsenergie/Nukleon verkleinert sich nach Eisen
-> Energiegewinn durch Fusion wird durch Neutrinoverluste aufgehoben
-> höhere Elemente durch r, s, rp-Prozesse in Supernovae
7.4 Sternentwicklung ­ Hauptreihe Sternentwicklung:
Altersentwicklung
von der ZAMS
Hauptreihensterne
“leben” vom
Wasserstoffbrennen:
Vorrat begrenzt
->”Lebensalter”
Kurze Zeitskala für
Nach-HauptreihenEntwicklung ~106Jhr
(Schalenbrennen)
7.4 Sternentwicklung ­ Übersicht Quelle: Wiki, Sternentwicklung
9.0 Stellare Endstadien ­ Kompakte Sterne Massearmer Stern:
Sternwinde, Helium-Schalen-Brennen
... blasen äußere Schalen weg
-> Massenverlust, Planetarischen Nebel:
heißer Kern ionisiert Material, und
regt zum Leuchten an
-> Kern entwickelt sich zum Weißen Zwerg
Endstadium Sterne > 8 MO
-> Zwiebelschalenbrennen bis zum Si
-> Eisenkern von 1.3-2.5 MO
-> Kollaps Zentralbereich:
Weißer Zwerg: Entartungsdruck
Neutronenstern: > Chandrasekharmasse
Schwarzes Loch: Schwarzschild-Radius
-> Neutrinos, Supernova Typ II
Einfuehrung in die Astron. & Astrophysik I
Wintersemester 2009/2010: Henrik Beuther & Christian Fendt
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22.10 Grundlagen: Koordinatensys., Sternpositionen, Erde/Mond (C.F.)
29.10 Grundlagen: Teleskope und Instrumentierung (H.B.)
05.11 Grundlagen: Strahlung, Strahlungstransport (C.F.)
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26.11 Sternaufbau und Sternentwicklung (C.F.)
03.12 Sternentstehung, Akkretionsscheiben und Jets (H.B.)
10.12 Kompakte Objekte: Schwarze Loecher, Neutronensterne, W. Zw. (C.F.)
17.12 Interstellare Materie: Chemie und Materiekreislauf (H.B.)
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