Einführung in die Astronomie I - Teil 4

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Einführung in die Astronomie I
Teil 4
Peter Hauschildt
[email protected]
Hamburger Sternwarte
Gojenbergsweg 112
21029 Hamburg
20. Juni 2017
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Übersicht Teil 4
I
I
Elektromagnetische Strahlung
Messung von Helligkeiten
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Elektromagnetische Strahlung
I
I
I
I
(praktisch) alle Information über EM Strahlung
zeigt Interferenz → Wellencharakter
photoelektrischer Effekt → Teilchencharakter
Dualität
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Elektromagnetische Strahlung
I
Information über
I
I
I
I
Richtung
Helligkeit
Polarisation
Spektrum
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EM Spektrum !!
I
Standardrelation
c = νλ
I
I
I
I
gilt auch für EM Strahlung
ν in Hz
λ in cm, nm, m, etc.
oft auch in 10 Å = 1 nm
verschiedene Empfänger je nach λ
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EM Spektrum
I
Die Bereiche des Spektrums
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EM Spektrum
I
I
I
Effekte der Erdatmosphäre
Eindringtiefe der Strahlung (1/e)
nur 2 Fenster
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Dopplereffekt !!
I
I
I
I
I
Erlaubt Messung von Radialgeschwindigkeiten
Für vr c gilt
∆ν
vr
∆λ
=
=
λ
ν
c
vr > 0 → λ wird größer
→ Rotverschiebung
vr < 0 → λ wird kleiner
→ Blauverschiebung
oft einzige Information über Bewegungen
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Hohlraumstrahlung !!
I
I
jedes Objekt mit T > 0 emittiert EMS
im Thermodynamischen Gleichgewicht (TE):
I
I
I
I
hängt nur von T ab
folgt Stefan-Boltzmann und Wien Gesetzen
idealisierte Situation
Realisierung:
I
I
I
Hohlraum Ofen
kleine Öffnung zur Beobachtung
technisch schwer zu machen!
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Planck’sches Gesetz !!
I
TE Spektrum:
I
I
I
Isotrop
kontinuierlich
Gesetz von Planck:
Bλ (λ, T ) dλ =
1
2hc 2
dλ
5
λ exp(hc/λkT ) − 1
oder in ν:
Bν (ν, T ) dν =
2hν 3
1
dν
2
c exp(hν/kT ) − 1
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Planck’sches Gesetz !!
I
Planck’sches Wirkungsquantum
h = 6.63 × 10−34 Js
I
I
Lichtschwindigkeit c
Bλ (λ, T ) ist eine
Intensität
→ Energie/Zeit/Fläche/Raumwinkel/Wellenlänge
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Planck’sches Gesetz
I
Einheit für Bλ (λ, T ):
J m−2 s−1 sterad−1 m−1
I
Einheit für Bν (ν, T ):
J m−2 s−1 sterad−1 Hz−1
I
Beispiel: in [λ, λ + dλ] wird in den Raumwinkel dω die
Leistung
Bλ (λ, T ) dλ dω
pro Fläche dA abgestrahlt.
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Grenzfälle !!
I
hν/kT 1 → Wien’sche Näherung
Bν (ν, T ) =
I
2hν 3
exp(−hν/kT )
c2
hν/kT 1 → Rayleigh-Jeans Näherung
Bν (ν, T ) =
2ν 2
kT
c2
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Planck’sches Gesetz: Plots !!
Bν (ν, T )
Bλ (λ, T )
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Emission & Absorption !!
I
I
Photonen “Partikel” mit Energie hν
Photonen werden
I
I
I
erzeugt (emittiert)
vernichtet (absorbiert)
Streuung: Absorption mit gleichzeitiger re-Emission in
andere Richtung
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EMS & Atome
I
Atome → Energieniveaus
der Elektronen
I
Anordnung unterschiedlich je nach Atom/Ion
nur diskrete gebundene Level möglich
freie Zustände Ion + Elektron kontinuierlich
I
I
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EMS & Atome !!
I
Mögliche Übergänge:
17 / 43
EMS & Atome
I
Mögliche Übergänge:
I
I
I
I
g–g: Zwischen 2 diskreten Niveaus →
diskretes ∆E = hν!
→ Absorptions/Emissionslinie
g–f: Ionisation →
Restenergie hν − hν0 als Ekin des Elektrons
f–g: Rekombination →
Ekin = hν
f–f: Bremsstrahlung →
Elektron beschleunigt im Coulomb-Feld des Atoms
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EMS & Atome
I
I
verboten: Übergangswahrscheinlichkeit sehr klein
metastabiles Niveau: Nur verbotene Übergänge “nach
unten”
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Synchrotron Strahlung
I
Elektron im Magnetfeld →
Lorentz Kraft
F = ev × B
I
Elektron beschleunigt
v senkrecht zu B → Kreisbahn
sonst Spirale
I
I
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Synchrotron Strahlung
I
Bewegung um B-Feld mit Larmor Frequenz
ω=
eB
m
und Larmor Radius
r=
v
vm
=
ω
eB
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Synchrotron Strahlung
I
I
I
I
I
Elektronen beschleunigt (Kreisbahn!) →
Abstrahlung von Energie
→ Synchrotronstrahlung!
v ≈ c → scharf gebündelt, linear polarisiert
kann Radio bis X-rays abdecken
Maximale Intensität bei Frequenz
νmax = 4.6 × 10−10 BE 2
I
I
I
νmax : in Hz
B: Magnetfeldstärke in Tesla
E kinet. Energie der Elektronen in eV
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Synchrotron Strahlung
I
I
I
dichter Wald von Linien
→ verschmiert zu Kontinuum
Elektronen haben Energieverteilung, z.B.
dNe ∝ E −γ dE
I
→ großer Frequenzbereich!
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Helligkeiten !!
I
Definitionen:
I
I
I
Scheinbare Helligkeit
Helligkeit wie gemessen am Himmel
Absolute Helligkeit
auf Entfernung korrigierte Helligkeit, gibt Maß für
Leuchtkraft
hängt von Empfindlichkeit des Empfängers und/oder
Filtern ab!
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Helligkeiten !!
I
I
I
Im Prinzip sollten Helligkeiten in physikalischen
Standardeinheiten gemessen werden
z.B. Strahlungsfluss Fλ
Astronomie historisch →
I
I
I
Scheinbare Helligkeit m
Absolute Helligkeit M
Einheit: 1m
I
I
I
Größenklasse
magnitudo
z.B. Stern 2ter Größe
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Helligkeiten
I
Ursprung: Antike!
I
I
I
I
Sterne in 6 Größenklassen unterteilt
1. Klasse → hellste Sterne
6. Klasse → schwächste (sichtbare) Sterne
bei Beobachtung mit Auge →
visuelle Helligkeit
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Helligkeiten !!
I
Skala der Größenklassen:
I
I
logarithmisch (wie Auge!)
Strahlungsflüsse s1 und s2 →
Differenz der Größenklassen
m1 − m2 = −2.5m log10 (s1 /s2 )
I
bei bekanntem m1 , m2 :
s1 /s2 = 10−(m1 −m2 )/2.5
m
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Helligkeiten
I
I
I
∆m = 1m → s1 /s2 = 100.4 ≈ 2.512
∆m = 5m → s1 /s2 ≈ 100
Sonne/schwächster Stern →
∆m = 55m →Faktor 1022 in den Flüssen!
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Helligkeiten
I
I
I
I
I
I
Nullpunkt (und Faktor 2.5!)
→
≈ kompatibel mit antiker
Skala!
Polaris → 2.12m
Sirius → −1.6m
Sonne → −26.8m
Grenze des Auges → 6m
Grenze Teleskope → 24m
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Helligkeiten
I
Verbindung zu physikalischen Einheiten:
I
λ = 550 nm, ∆λ = 0.1 nm, oberhalb Erdatmosphäre
s = 10−9−0.4m erg cm−2 s−1 = 10−12−0.4m J m−2 s−1
I
Photonenfluss:
I
I
I
500 nm ≤ λ ≤ 600 nm
m = 0m → 106 Photonen/cm2 /s
m = 20m → 10−2 Photonen/cm2 /s
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Helligkeiten
I
I
Größenklassen verwendet in optischer Astronomie
Radio/IR:
I
I
Strahlungsfluss direkt verwendet
Einheit: Jansky [Jy]
1 Jy = 10−26 W m−2 Hz−1
I
γ/Röntgen:
I
I
Fluss in erg/cm2 /s/cm
Photonenfluss in Photonen/cm2 /s/keV
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Helligkeitssysteme !!
I
I
I
I
Auge/Empfänger nur empfindlich über λ Bereiche
→ Filterfunktion P(λ)
auch: Empfängerfunktion, Empfindlichkeitsfunktion
schließt auch Filter der Erdatmosphäre ein
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Helligkeitssysteme !!
I
ankommender Fluss S(λ) →
Z ∞
s=
S(λ)P(λ) dλ
0
I
in Größenklassen:
m
Z
m = −2.5 log10
∞
S(λ)P(λ) dλ + const.
0
I
const. legt Nullpunkt fest!
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Helligkeitssysteme !!
I
Ergebnis hängt stark von S(λ) ab
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Helligkeitssysteme
I
I
Ergebnis hängt auch von P(λ) ab
Jeder Satz von P(λ) definiert System von Helligkeiten
I
I
visuelle Helligkeit mvis →
P(λ) wie Auge
photographische Helligkeit mpg →
P(λ) wie Standard Photoplatte (blauempfindlich)
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Helligkeitssysteme
I
I
Systematische Systeme mit festen Filtern P(λ)
Beispiel UBV System
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Helligkeitssysteme !!
I
UBV System
I
I
I
I
I
I
U → Ultraviolett (360 nm)
B → Blau (420 nm)
V → Visuell (540 nm)
mU, B, V = U, B, V
Nullpunkte →
U = B = V für Standardspektrum (A0V Stern)
daher verschiedene const. für U, B, & V!
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Helligkeitssysteme
I
Bolometrische Helligkeit mbol
I
P(λ) = const. →
m
Z
mbol = −2.5 log10
∞
S(λ) dλ + const.
0
I
I
const. so das mbol = V für Sterne wie die Sonne (G2V)
Bolometrische Korrektur
BC = mV − mbol
I
I
I
BC = 0 für Sonne et al.
Sonne: λmax ≈ V-band!
daher i.A. BC > 0 (einige Ausnahmen)
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Farben !!
I
I
Farbe eines Sterns hängt von S(λ) ab
Definition messbarer Farben → Farbindex
FI = mkurzwellig − mlangwellig
I
I
I
I
z.B. U − B, B − V etc.
FI ≡ 0 für A0V
B − V < 0 → sB > sV → blauer
B − V > 0 → sB < sV → röter
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Farben !!
I
I
Interstellare Materie → verfälscht intrinsische Farben
Farbexzess
Eij = (mi − mj ) − (mi − mj )0
I
I
I
(mi − mj ): gemessener FI
(mi − mj )0 : intrinsischer (wahrer) FI
i, j: U, B, V etc.
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absolute Helligkeit !!
I
I
I
I
Helligkeit nimmt mit Entfernung r wie 1/r 2 ab
um Sterne zu vergleichen muss dafür korrigiert werden
Definition: Absolute Helligkeit M:
gemessene Helligkeit wenn Stern in r0 = 10 pc Entfernung
Für 2 Sterne in je 10 pc Abstand von der Sonne gilt
M1 − M2 = −2.5m log10 (S1 /S2 )
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Entfernungsmodul !!
I
I
I
m − M hängt von Entfernung des Sterns ab
S/s = (r /r0 )2
daher
m − M = −2.5m log10 (s/S) = 5m log10 (r /r0 )
oder
m − M = 5m log10 (r /10 pc) = 5m log10 (r /1 pc) − 5m
I
I
I
r = 1 pc → m − M = −5m
r = 100 pc → m − M = 5m etc.
gilt entsprechend für jedes Helligkeitssystem
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Entfernungsmodul !!
I
I
absolute bolometrische Helligkeit der Sonne:
Mbol, = 4.72m
daher
Mbol = 4.72m − 2.5m log10 (L/ L )
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