Einführung in die Astrophysik Achim Weiß SS 2006 Vorstellung Absicht der Vorlesung Übersicht über Bausteine des Universums Materie und Strahlung Baryonische und Dunkle Materie Sterne und Galaxien unser gegenwärtiges Wissen darüber unser Bild vom Universum Grenzen des Wissens wie wurde dieses Wissen erworben Methoden und Teleskope die aktuellen Fragestellungen wichtige physikalische Prozesse und Kräfte Verständnis astrophysikalischer Vorgänge Was fehlen wird... ● klassische Astronomie – Himmelskoordinaten – Himmelsmechanik – Nomenklaturen ● Sonnensystem ● Teleskope und Instrumente (als Fachgebiet) – ● Optik und Technik Details – zu physikalischen Prozessen – zu Methoden ● Carroll & Ostlie: – ● Astrophysical Concepts (Springer 1998; 87 €) Shu: – ● Astrophysics ­ A primer (Springer 2001; 45 €) Harwit: – ● An Introduction to Modern Astrophysics (Addison­ Wesley 1996; ca. 120 €) Kundt: – ● Literatur The Physical Universe (Univ. Mill Valley) Unsöld/Baschek: – Der neue Kosmos (Springer 2002; 50 €) Astronomy Picture of the Day ● http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html ● Jeden Tag ein astronomisches Foto mit kurzer Erklärung Mars nahe dem offene Sternhaufen M35 (19.4.) Staubwolke NGC281 (Pacman­Wolke) im jungen Sternhaufen IC1590 (20.4.) Spiralgalaxie NGC253 in der Skulptor­Gruppe (21.4.) The Name of the Game ● Astrophysik: Physik astronomischer (kosmischer) Objekte (moderne Bezeichnung; seit 20. Jahrhundert) ● Astronomie: Lehre vom Ort und der Bewegung dieser Objekte (Wissenschaft seit Galileo, Blüte im 18./19. Jhdt) ● Astrologie: eigentlich "Lehre von den Sternen", Missbrauch eines guten Namens! Unsinn und Aberglaube (leider allgegenwärtig; keine Wissenschaft) ● nicht zu verwechseln mit Astro­Biologie (u.a. biologische Wirkungen von Sonne, Mond) Geschichtliches ● ● (Newgrange, Irland) Astronomie vielleicht älteste Wissenschaft entstand aus religiösem Empfinden (Erklärung des unerreichbaren Himmels, seiner Veränderungen, des Platzes des Menschen) Geschichte / II ● – wandelte sich zu Theologie und Philosophie und später (mit Hilfe der Geometrie bzw. Mathematik) zur Astronomie ● – Kepler war auch immer noch Astrologe! erst im 20. Jhdt. (dem Jahrhundert der Physik) zur Astrophysik Methoden der Astrophysik ● ● ● Informationen sammeln – Licht in verschiedenen Wellenlängenbereichen – Elementarteilchen (Neutrinos, Protonen, Produkte von Zerfallskaskaden) Eigenschaften der Datenträger analysieren – Spektrum – Intensität – Polarisation zeitliche Veränderungen verfolgen – Zeitreihen Methoden / 2 ● Analyse der Informationen – Eigenschaften der Lichtquellen (Temperatur, chemische Zusammensetzung, Größe, Geschichte) – Eigenschaften der zwischen Quelle und Beobachter liegenden Materie (Absorption, Streuung) – Vergleich mit ähnlichen Quellen – Statistik (indirekter Zugang zur zeitlichen Entwicklung) Methoden / 3 ● Modellbildung – Hypothese – physikalisches Modell, basierend auf bekannten physikalischen Gesetzen Annahme: phys. Gesetze gelten überall im Universum und zu allen Zeiten! (wie weit zurück im Urknall?) – oder: Modell mit neuer, unbekannter Physik – Analyse unter Modellannahmen, Vorhersagen – Vergleich mit weiteren (anderen oder zusätzlichen) Beobachtungen Methoden / 4 ● Modelltest – Vorhersagen (andere Eigenschaften, Statistik) – neue Beobachtungen – neue Instrumente klassische naturwissenschaftliche Vorgehensweise – allerdings mit den Einschränkungen: ● keine aktiven, gezielten Experimente unter wohldefinierten Bedingungen ● häufig extrem lange Zeitskalen ● Mischung der verschiedensten physikalischen Effekte Objekte sind kein Zufall ● ● ● ● ● Größe und Eigenschaften astronomischer Objekte sind nicht zufällig ergeben sich aus grundlegenden physikalischen Kräften und Energien ebenso Zeitskalen Naturkonstanten sind die Grundlage für die Eigenschaften des Universums s. Materialien Von innen nach außen Unser Blick ins All Der historische Weg Woraus besteht das Universum? Objekte im Kosmos Hierarchien im Kosmos Der Nachthimmel Wir sehen Sterne, einigermaßen gleichmäßig über den Himmel verteilt Sterne sind heiße Gaskugeln, die selbst leuchten. Das Gas ist 3000 – 100 Millionen Grad heiß. Sie bestehen aus etwa 70% Wasserstoff, 28% Helium und 2% “Metallen” Objekte am Nachthimmel Planeten: kleine, ruhige Scheibchen, manche sehr hell Sterne: flackernde Pünktchen “Nebel”: flächenhafte Objekte, diffus Besonderheiten: Kometen, Meteore (Sternschnuppen) Unser Blick in den Himmel Beschränkte “Empfänger” (Auge, Feldstecher, kleine Teleskope) erlauben nur einen beschränkten Blick ins All. Was wir erkennen, hängt davon ab, wie weit wir sehen können. Struktur am Nachthimmel? ● ● ● Sterne scheinen weitgehend gleichmäßig verteilt zu sein Weltall gleichmäßig erfüllt von Sternen, wir mitten unter ihnen einzige Struktur diffuses Band der Milchstraße: – lange Zeit nur mystische Erklärung Kosmologie des Altertums und Mittelalters Struktur am Nachthimmel! Galileo entdeckte (dank neuester Technologie), dass Milchstraße in Wahrheit aus vielen schwachen Sternen zusammen gesetzt ist, aber auch dunkle Gebiete enthält → Sterne in größerer Entfernung Erst im 20. Jhdt. erkannte man, dass einige der „nebelhaften Objekte“ ebenfalls aus vielen Sternen bestehen, vermutlich also sehr weit weg sind → Galaxien Andromeda­Galaxie (M31) und Mond; Fotomontage, maßstabsgetreu Milchstraße Ursa Majoris Milchstraße ist also die Scheibe einer (Spiral-) Galaxie; sehr unterschiedliche Sterndichte ergibt sich aus Blickrichtung; Sonnensystem sitzt in der Scheibe; dunkle Gebiete in der Scheibe sind Gasmassen, die Licht absorbieren Centaurus Galaxien ● ● mit der Erkenntnis, dass unsere Milchstraße nur eine von vielen Galaxien ist, und dass zwischen diesen leerer Raum ist, veränderte sich wieder unser Bild des Universums außerdem wurde erkannt, dass es unterschiedliche Typen und Größen von Galaxien gibt Galaxien ● insbesondere haben unsere Milchstraße und auch der Andromeda­ Nebel (die nächste große Galaxie) kleinere Begleitgalaxien → Hierarchien ● unsere prominentesten Begleiter sind die Große und die Kleine Magellansche Wolke, die den Südhimmel dominieren Kleine Magellansche Wolke (SMC) Große Magellansche Wolke (LMC) Galaxien in Gruppen ● ● ● ● Milchstraße und Andromeda­Nebel sind die Kerne der Lokalen Galaxiengruppe solche Gruppen sind nicht untypisch bestehen aus einer Handvoll bis einigen zehn Galaxien (Lokale Gruppe: ca. 40) Größen und Entfernungen? Galaxiengruppe HCG 87 Entfernungen ● ● ● ● ● die Entfernung Erde­Sonne beträgt im Mittel 150 Mill. km oder 1.5 ∙ 1013 cm = 1 Astronomische Einheit (AU) dafür braucht das Licht (c = 3 1010 cm/s) etwas mehr als 8 Minuten unser Sonnensystem dehnt sich bis 40 AU (Entfernung Pluto) oder 60 AU (Rand?) aus dafür braucht das Licht schon 500 Minuten zum nächsten Stern aber benötigt das Licht 4 Jahre, also ist dieser ca. 4200 mal so weit, wie das Sonnensystem groß ist! eine große Leere, in der Entfernungen in Lichtjahren gemessen werden (1 LJ ≃ 1016 m ≃ 0.3 parsec; 1 pc = 3.09 1018 cm) das bedeutet aber auch, dass wir alles im Universum so sehen, wie es zu dem Zeitpunkt gewesen ist, als das Licht von dort loslief alle Sterne am Nachthimmel sind (nur) bis zu 100 LJ entfernt → Erkenntnis dieser Entfernungen im 19. Jhdt. ein Schock Das Universum - überwältigend groß Erst zum Ende des 19. Jahrhunderts wurde klar, wie riesig das Universum ist. Dies beeinflusste unsere Kultur und unser Selbstverständnis. Als Beispiel sei hier Thomas Hardy und sein Buch Two on a Tower von 1882 angeführt. Im Folgenden ein Ausschnitt aus einem Gespräch zwischen Lady Constantine und ihrem zukünftigen Astronom­ Liebhaber, Swithin St.Cleve: 'We are now traversing distances beside which the immense line stretching from the earth to the sun is but an invisible point', said the youth. 'When just now, we had reached a planet whose remoteness is a hundred times the remoteness of the sun from the earth, we were only a two thousandth part of the journey to the spot at which we have optically arrived now.' 'O pray don't; it overpowers me!' she replied, not without seriousness. 'It makes me feel that it is not worth while to live; it quite annihilates me.' 'If it annihilates your ladyship to roam over these yawning spaces just once, think how it must annihilate me to be, as it were, in constant suspension amid them night after night.' Wie misst man Entfernungen? ● ● Parallaxenmessung (geometrische Methode) – nur für Sonnenumgebung möglich – dank Hipparcos Reichweite bis etwa 500 LJ – mit GAIA wird man ganze Milchstraße ausmessen können Standardkerzen (physikalische Methode) – Annahme, dass bestimmte Objekte immer gleich hell sind – dann ist relative Helligkeit nur Folge der unterschiedlichen Entfernungen – und aus gemessener Helligkeit kann Entfernung berechnet werden – Beispiele: Cepheiden, Supernovae Typ Ia Größe und Entfernung von Galaxien ● ● Milchstraße: – Scheibendurchmesser etwa 100.000 LJ (30 kpc); Sonne 8 kpc vom Zentrum entfernt – Höhe der Scheibe 2­5 kpc – um die Scheibe ein sphärischer Halo – enthält ca. 200 Mrd. Sterne (≈ 1/5 Gesamtmasse) LMC und SMC: – Entfernung von Milchstraße 50 bzw. 70 kpc – Größe: 2 kpc – Masse 10 Mrd. Sonnenmassen ● Andromeda­Nebel (M31): ähnliche Masse wie Milchstraße, aber doppelte Größe Entfernung: 3 Mill. LJ ≈ 1 Mpc Bewegung → ● Das Universum wird dynamisch Bewegung von Himmelskörpern zerlegt in zwei Komponenten: – senkrecht zur Sichtlinie (Eigenbewegung): Positionsänderung – entlang der Sichtlinie (Radialbewegung): ● Messung durch Dopplereffekt – Zerlegung des Lichts in Spektrograph – Bestimmung von Spektrallinien – Vergleich der gemessenen Wellenlänge mit der im Labor – daraus radiale Geschwindigkeit Blauverschiebung: Quelle nähert sich Rotverschiebung: Quelle entfernt sich Bewegung in Galaxien ● ● ● die wenigsten Galaxien können in einzelne Sterne aufgelöst werden aber das “integrierte” Licht von verschiedenen Teilen kann analysiert werden dadurch findet man z.B., dass Galaxien rotieren eine Spiralgalaxie und daneben ein Spektrum (Wellenlänge waagrecht, Ort senkrecht). Man sieht die typische S­Kurven­Form einiger Absorptions­(Spektral­) Linien. Teile der Galaxie kommen “unten” auf uns zu, während sie sich “oben” von uns entfernen. Die Galaxie rotiert also. Rotation von Galaxien ● ● ● Galaxien bestehen aus Körpern, die sich im gemeinsamen Schwerefeld bewegen die Sonne kreist auf einer Kepler­Bahn (Schwerkraft­Anziehung = Fliehkraft) um die inneren Teile der Milchstraße kennt man Abstand vom Zentrum und Bahngeschwindigkeit, kann man 2 die eingeschlossene Masse berechnen: v R M= G ● für die Sonne (R=8 kpc, v=220 km/s) folgt M = 9 ∙ 1010 M⊙ ● für Gaswolken bei 16 kpc ergeben sich schon 3 ∙ 1011 M⊙ Rotationskurven ● aus Messungen der Rotation von Galaxien gewinnt man Massenprofile: insg. gemessen Rotation in der Milchstraße und abgeleitete Masse: ● ● ● fehlende Materie Scheibe Überraschung: Rotationskurven fallen nicht ab, sondern bleiben flach Masse nimmt also zu, aber keine Objekte bekannt, die dafür verantwortlich sein könnten DUNKLE MATERIE Dunkle Materie ● ● ● ● ● ● auch in allen anderen untersuchten Galaxien Hinweise auf Dunkle Materie “Dunkle Materie” zunächst Materie, die “nicht leuchtet” (optisch) könnten auch sehr dunkle, oder sehr kalte Objekte sein (Infrarot, Radio) aber auch Summe aller bekannten “baryonischen” Massen nicht ausreichend es bleibt ein Teil Dunkle Materie, deren Natur unbekannt ist in Galaxien mindestens 5­mal soviel gravitative Materie als Sterne + Gas NGC 2915: weiß: sichtbares Licht, blau: Wasserstoffwolken (Radio) Galaxienhaufen Galaxien bilden auch große Galaxienhaufen mit 1000 und mehr Mitgliedern Beispiel Virgo-Haufen (Cluster) riesige Ausdehnung: 10o x 10o bzw. 3 Mpc, Entfernung 16 Mpc unsere Galaxie bewegt sich auf ihn mit 270 km/s zu aus der Bewegung der ClusterMitglieder kann wieder auf Masse geschlossen werden Dunkle Materie notwendig (Fritz Zwicky 1933) etwa 20-mal soviel wie Gas + Sterne Maß ist Masse-Licht-Verhältnis M M ≈300 ⊙ L L⊙ Hercules­Cluster (Abell 2151), mit weniger als 100 Galaxien, keine dominierende Galaxie. Entfernung: 120 Mpc, Masse: unter 1013 M⊙ Zwischenstand ● wir sehen nur die Sonnenumgebung ● Sonne liegt in der Scheibe einer Spiralgalaxie mit 30 kpc Durchmesser ● die nächste große Galaxie ist der Andromedanebel, 1Mpc entfernt ● ● ● Galaxien treten in Gruppen und großen Haufen auf (typische Größe 10 Mpc) die Rotation der Galaxien weist auf fehlende (Dunkle) Materie hin, die nichts mit der (baryonischen) Materie zu tun hat, aus der Sterne, Planeten, wir bestehen es gibt sehr viel mehr Dunkle als Baryonische Materie Bewegung von Galaxien ● ● ● die Magellanschen Wolken kreisen um die Milchstraße in etwa 3 Mrd. Jahren (GJ) M31 nähert sich der Milchstraße mit ca. 130 km/s (Kollision in ca. 5 GJ) E. Hubble findet 1929, dass sich die meisten Galaxien von uns entfernen und ihre Geschwindigkeit proportional zur Entfernung ist: v = H0 d H0 ist die Hubble­Konstante Wert: 72 km/s/Mpc = 2.3·10­18 s­1 ● Problem: Entfernungsbestimmung Das Hubble­Gesetz aktuelles Hubble­Diagramm Rotverschiebung ● ● ● ● ● ● ● die Geschwindigkeit dieser Fluchtbewegung der Galaxien wird wieder durch den Dopplereffekt gemessen die Verschiebung der Wellenlänge relativ zur Laborwellenlänge heißt Rotverschiebung “z” für kleine Geschwindigkeiten v gilt z = v/c, wobei c die Lichtgeschwindigkeit ist für größere Geschwindigkeiten ist der Zusammenhang komplizierter wegen der Hubble­Expansion (Galaxienflucht) wird z auch als Maß für kosmologische Entfernungen genommen und wegen der endlichen Lichtgeschwindigkeit sehen wir Objekte bei “hohem z” zu einem sehr frühen Zeitpunkt, daher wird z auch als Maß für die Vergangenheit benutzt (Zusammenhang: kosmologisches Modell) z=0: heute; z=1: vor 5 GJ; z=5: vor 10 GJ; z=1000: vor 13 GJ Einstieg in die Kosmologie ● ● wenn wir nicht im “Zentrum” des Universums sitzen, bedeutet Hubbles Entdeckung, dass sich (weiträumig) alle Galaxien voneinander entfernen, und zwar mit immer größerer Geschwindigkeit, um so weiter sie schon entfernt sind → expandierendes Universum kosmologische Grundannahmen: – das Universum ist auf großen Skalen isotrop – kein Punkt ist ausgezeichnet, daher ist es auch homogen – die uns bekannten physikalischen Gesetze gelten und galten überall in der gleichen Weise Verteilung der 31.0000 hellsten Radioquellen im Universum ... und hier kommt... ● ● ● ● ● ● die Allgemeine Relativitätstheorie sagt, dass Materie und Raum sich gegenseitig bedingen und formen Fluchtbewegung der Materie impliziert also eine Expansion des gesamten Universums (des Raumes) für kosmologische Annahmen beschreiben die Friedmann­Gleichungen diesen Zusammenhang die Expansion wird bestimmt durch mittlere Materie­ und Energiedichte (Gravitation) und eine mögliche (“kosmologische”) Konstante, die die Gleichungen erlauben, deren Bedeutung aber unklar war und ist “lokal” kann dies aber anders sein der Zusammenhang von z, Entfernung, Zeit hängt vom Weltmodell ab! Expansion für immer? ● ● ● ● ● ● die Allgemeine Relativitätstheorie macht keine Aussagen, ob das Universum immer expandiert oder eines Tages unter der Wirkung der Anziehung zwischen den Massen wieder kontrahieren wird entscheidend ist, wieviel Masse im Universum vorhanden ist durch Entfernungsmessungen zu sehr weit entfernten Supernovae ergab sich eine weitere Überraschung: die Expansion wird dominiert von der “kosmologischen Konstante”, die heute eher als Dunkle Energie bezeichnet wird diese Dunkle Energie treibt aber die Expansion an im Gegensatz dazu bremst normale Materie/Energie die Expansion durch ihre Schwerkraft­Wirkung Expansion oder Kontraktion? ● ● ● hängt von der Energiedichte im Universum ab es gibt einen kritischen Wert, bei dem die Expansion in der unendlichen Zukunft zum Stehen kommen würde nach derzeitigem Wissen befinden wir uns in einem beschleunigt expandierenden Kosmos Woraus das Universum besteht 70% Dunkle Energie 25% Dunkle Materie 4% Dunkle baryonische Materie 0.5% Sterne Wir wissen nicht, woraus 95% des Universums bestehen, obwohl diese die Dynamik bestimmen! Licht als Informationsträger ● Spektroskopie – ● ● ● Dopplereffekt Photometrie Fluesse, Magnituden, astronomische Spezialitäten Arbeitsdiagramme Elektromagnetisches Spektrum Durchlässigkeit der irdischen Atmosphäre für elektromagnetische Wellen Spektralbereiche (in Wellenlängen) Gamma: < 0.01 nm Röntgen: 0.01 ­ 10 nm Ultraviolett: 10 nm ­ 400 nm Infrarot: 700 nm ­ 0.1 cm Mikrowellen: 0.1 cm ­ 1 m Radio: >1m Absorber: Wasserdampf O2 IR, kurzes Radio kurzwell. Radio CO2 IR O3 UV und kürzer Staub und Wolken sichtbarer Bereich Beispiel: Sternentstehungsregion V380ORI in verschiedenen spektralen Bereichen X­ray: hoch­ energetische , heiße Gasregionen sichtbar, blau: heiße Sterne oder Bereiche, in denen Sternent­ stehung statt­ findet rotes Licht: alte, kühle Sterne Infrarot: warme Staubregionen Mikrowellen: zentrale, helle Quelle ist ein Maser! Radio: Magnetfelder, Staub, ... Teleskope ● ● Teleskope fangen einen Strahl elektromagnetischer Wellen ein und fokussieren ihn in einen sehr viel engeren Strahl, der dann weiter analysiert wird – in verschiedenen Wellenlängenbereichen – verstärken ("sammeln"; proport. D2) – vergrößern (hängt von Brennweiten von Objektiv [Linse oder Spiegel] und Okular ab: g = fo/fe Auflösung: begrenzt durch – Atmosphäre (Turbulenzen, "seeing" ­> adaptive Optik) – physikalisch: beugungsbegrenzt; Wellennatur des Lichts; Beugungsbild: =0.6/D (Rayleigh­Kriterium) Teleskop: Auflösung Beispiele: erdgebundenes Teleskop HST vor Reparatur HST heute (nur beugungs­ begrenzt) Ort und Teleskop Stadt; 1m Verschmutzung) hoher Berg; 1­ 4m Mauna Kea; Paranal; 8m VLT (aktive Optik) HST (Weltraum) Auflösung 3" (Thermik; 1" (seeing; Standard) 0.5­1" (seeing; sehr gut) 0.6" (seeing) <0.1" (beugungsbegrenzt) Die Helligkeit des Nachthimmels Extreme Wellenlängen­Bereiche ● Radio: sehr groß ­> Teleskope mit D ≃ 100 m andererseits: keine Spiegel, solange ≫ Strukturkonstante der "Optik" – ● Interferometrie: Zusammenschalten mehrerer Teleskope durch Überlagerung der Interferenz­Bilder; simuliert Teleskop der Größe des Abstandes der Einzelteleskope; hier: bis Kontinent­Skala (VLBI); im Optischen: VLTI (1 mas bei 1 m) Röntgen/Gamma: sehr klein ­> Beugung schwierig XMM­Newton Licht aus dem Universum ● Thermisches Licht – entsteht durch Abstrahlung von Photonen durch Beschleunigung von Elektronen in einem Gas einer bestimmten Temperatur T (thermische Energie kT) – thermisches Gleichgewicht resultiert in einer Maxwell­Verteilung der Atome und einem kontinuierlichen Schwarzkörper­Spektrum (Planck­ Spektrum) Planck­Verteilung Strahlungsgesetz (Intensität): I = 2 hc 5 e hc / kT 2 −1 [Energie/(Zeit*Fläche*Raumwinkel*Wellenlänge)]; x 4/c = Energiedichte max [cm]=0.51/T [ K ] Wiens Gesetz für Strahlungsmaximum: 2 2 hc I = exp−hc/ kT 5 2 ckT I = 4 h ≫kT : Grenzfall 1 (Wien): Grenzfall 2 (Rayleigh­Jeans): h ≪kT : Stephan­Boltzmann: I T =:∫ I d ∝T = T 4 4 2 4 2 4 T =: L /4 R L=4 R T eff Photometrie ● Messung des Strahlungsflusses in relativ breiten Wellenlängenbereichen (Ausschnitt aus Planck­ Spektrum) – am bekanntesten UBV(RIJ) (Johnson­Cousins)­ System Bereich U B V R I Wellenlänge 300­420 (nm) 350­550 (nm) 480­760 (nm) 520­960 (nm) 720­1140(nm) Taurus­Region: Sterne verschiedener Temperatur und Farbe Detektoren ● historisch: Auge, Photoplatte, photoelektrisch ● heute: Charge­Coupled Device ● – Halbleitertechnik – rechtwinklige Arrays von Einzelsensoren – typisch 1024x1024 Pixels (bis zu 8kx4k) – für optisch, infrarot, UV, ... Spektrographen: Lichtzerlegung ­> hellere Objekte – ● Auflösung bis in Ångström­Bereich Fiberoptik zur gleichzeitigen Spektroskopie mehrerer Objekte Spektrometer ● ● ● Spektren enthalten viel mehr Information Zerlegen des Lichtes (Dispersion) in wellenlängen­ abhängigen Intensitätsverlauf entscheidend Auflösungsvermögen R = – typisch 1000 ­ 50000 ● und Signal/Rausch­Verhältnis S/N > 10­100 ● Gitter, Prisma, Grism, Interferometer ● Detektoren: z.B. CCD Magnituden und so ● Die scheinbare Helligkeit eines astronomischen Objektes bei der Frequenz ist: f m=−2.5 log [ f Vega ] wobei f der Energiefluss (in W/m2/Hz) des Objektes, bzw. des Sterns Vega ist. Im Vega­System hat Vega überall die Magnitude 0. ● Im moderneren AB­System ist der Referenzfluss konstant (unabhängig von ) und somit m=−2.5 log [ f 3.6308 x 10 Vega­ und AB­Magnituden sind identisch bei 5500 Å −23 ] Magnituden in Filtern ● ● werden (Breitband­)Filter benutzt, um Flüsse zu messen, muss über einen endlichen Bereich integriert werden dabei geht die Transmissions­Kurve Tx() (Empfindlichkeit) des Filters ein ● Magnitude hängt somit vom Filter ab! m x =−2.5 log [ ∫ f T x d ∫ f , ref. T x d ] einige Filtersysteme: ●Johnsons UBVRIJHKLMN, Kron­Cousins R I C C Stroemgren ubvy (enge Filter) ●Gunn ugriz (SDSS) ● Genauigkeit: m ~fx / fx ~ 0.02 A0V­Stern (Vega) Beispiel Filter [m] S [Wm­2nm­1] U B V R I J K L M N 0.36 0.44 0.55 0.70 0.90 1.25 2.22 3.60 5.00 10.6 3.98x10­11 6.95x10­11 3.63x10­11 1.70x10­11 8.29x10­12 3.03x10­12 3.84x10­13 6.34x10­14 1.87x10­14 1.03x10­15 Ein sonnenähnlicher Stern in UBV Farben ● ● ● ● ● Ein stellares Planck­Spektrum ist durch die Flussmessung in einer Frequenz (einem Frequenz­Fenster) eindeutig charakterisiert, wenn die Gesamt­Intensität bekannt ist Wenn nicht (s. Sterne unbekannter Entfernung), genügen aber zwei Messungen, um die Temperatur zu bestimmen Das Verhältnis der Flüsse in zwei Frequenzfenstern (Differenz zweier photometrischen Magnituden) heißt Farbe und entspricht der Effektivtemperatur des Schwarzkörpers (U­B), (B­V), (V­I) sind gebräuchliche Farben: (U­B), (B­V) < 0 ­> heißer Stern (B­V) > 0 ­> kühl Komplikation: Sterne sind keine Schwarzkörper, Abweichungen groß genug, um Teff­Bestimmung nicht zu erlauben... Farb­Farb­Diagramm Information über Sterntemperatur ●auch Spektraltypen genannt (OBAFGKMRN..) ●Weiße Zwerge gute Schwarzkörper ●Rötung: wellenlängen­ abhängige Absorption, führt zur Verfärbung ●Vektor ergibt sich aus Absorptions­ Prozess (s. später) ● Absolute Magnituden ● ● ● ● Energiefluss ist entfernungsabhängig (~1/d2) auf eine Norm­Entfernung gebracht, heißen die gemessenen Flüsse absolute Magnituden, sonst scheinbare (Helligkeit) die Norm­Entfernung in der Astropysik sind 10 pc (parsec = Parallaxensekunde; Entfernung, unter der die Erdbahn einen Winkeldurchmesser von 1 Bogensekunde [arcsec; "] hat; 1 pc = 3.2616 LJ = 3.0856 x 1018 cm) damit kann der Unterschied zwischen scheinbarer (m) und absoluter (M) Helligkeit als logarithmischer Entfernungsmodul (m­M) aufgefasst werden: d M =m−5log 10 pc ● z.B.: Entfernung zur LMC ca. 50 kpc ­> (m­M) = 18.50 Das Farb­Helligkeits­Diagramm Die Astronomen Eijnar Hertzsprung (DK) und Henry Norris Russell (USA) entdecken 1910, dass ein klarer Zusammenhang zwischen der Farbe und der (absoluten) Helligkeit von Sternen besteht: Bolometrische Helligkeit ● ● wird der Energiefluss über einen ausreichend (unendlich) großen Frequenzbereich integriert, erhält man den gesamten Fluss: bolometrische Helligkeit mbol bzw. Mbol der Unterschied zur Helligkeit in einer Farbe wird bolometrische Korrektur B.C. genannt Beispiel: mbol = mV + B.C.V Magnituden ­ Leuchtkraft ● ● Leuchtkraft ist abgestrahlte Energie/Zeiteinheit Einheit: erg/sec Zusammenhang mit (absoluter) Helligkeit: LV M V −M V ,⊙=−2.5 log LV ,⊙ L M bol −M bol ,⊙=−2.5 log L⊙ M V ,⊙=4.83 M bol ,⊙=5.48 Absorption und Extinktion ● ● Absorption in der Atmosphäre – abhängig von Höhe über Horizont und Wellenlänge – muss experimentell bestimmt werden Extinktion (Absorption durch Staub und Gas in der Milchstraße) mV , obs=mV , 0 AV ● Rötung (wegen Abhängigkeit der Extinktion von Wellenlänge): E B−V = B−V obs − B−V 0 AV =3.1 E B−V Atome und Licht ● Aufgrund der diskreten Energie­Niveaus der Elektronen in der Atomhülle können Atome nur ganz bestimmte Frequenzen aufnehmen bzw. abgeben ● dies führt zu Linien, sowohl in Absorption, als auch Emission ● i.A. ein kontinuierliches Spektrum+Linien ● Spektrallinien geben Auskunft über ● – Atomzustand (Temperatur; Anregungszustand; Ionisierungsgrad) – Atomsorte – Dichte der Materie Zufuhr der Energie: durch geeignetes Photonenspektrum oder durch Stöße Absorption und Emission mögliche Übergänge: frei­frei: gebunden­frei: gebunden­gebunden: freies Elektron in ungebundenen Zuständen + Ion Ionisation atomare Energieniveaus eines gebundenen Elektrons Wasserstoff­Linien Energieniveau­ Schema (Hauptserien, ohne Nebenquantenzahlen oder [Hyper­]Feinstruktur) Emission­ und Absorptionsspektrum typische Sternspektren von Prototypen der Harvard­ Spektral­Klassifikation beachte Balmer­Kante! kurzwelligeres Licht kann ionisieren ­> starke Absorption des BB­Spektrums Das Spektrum der Sonne Elemente und die dazugehörigen Linien: Wasserstoff C, F, f, h Natrium D­1,2 Magnesium b­1,2 Calcium G, g, H, K Eisen E, c, d, e, G Sauerstoff (O2; Atm.) A­, a­, B­Band komplettes Sonnenspektrum Linienbreite Spektrallinien sind nicht scharf, sondern verbreitert: ● natürliche Linienbreite aufgrund ihrer endlichen Lebensdauer und daher, nach Heisenbergs Unschärfe­Relation, unscharfen Energie: Aul ~1/ Aul Eh/ klassische Oszillator­Dämpfung: ● =2 ● 2 3 me c c es resultiert ein gedämpftes, oder Lorentz­Profil: −1 ● Aul = 82 e 2 Aul /2 2 −c Aul /2 2 daneben noch thermische und Druck­ Verbreiterung insgesamt ein Voigt­Profil (Linienkern­Breite ~ T1/2; Breite der Linienflügel ~ Dichte) Doppler­Effekt und Spektrallinien ● Dopplereffekt verschiebt Linien um ● erlaubt Schlüsse über Geschwindigkeit: ● ● – Radialgeschwindigkeit – Bahngeschwindigkeit – Rotation – kosmische Expansion /=v /c typische Größenordnung in Astrophysik 0.1 ­ 1000 km/sec auch thermische Linienverbreiterung ist ein integrierter Doppler­Effekt Linienverbreiterung durch Doppler­Effekt Physikalisch­Astronomische Einheiten ● ● weitgehend cgs­System: – Kraft: – Energie: – – (Dyne) = erg 10­5 N = 10­7 J Leistung: erg/s = 10­7 W Druck: = 0.1 Pa = 10­6 bar dyn/cm2 elektromagnetische Einheiten – ● dyn nach Gauss­System (s. Anhang Jackson) astronomische Einheiten – Entfernung: AU, pc – Größe: 1 R⊙ = 6.955 x 1011 cm – Masse: 1 M⊙ = 1.989 x 1033 g – Leuchtkraft: 1 L⊙ = 3.827 x 1033 erg Astrophysikalische Objekte ­ ein Kurzdurchlauf Astronomische Objekte: Sterne ● ● Definierende Eigenschaften: – heiße Gaskugeln unter Eigengravitation – Energie aus Kernfusion – Energietransport: Strahlungstransport/Konvektion Parameter­Bereiche: – Massen: 0.1­100 M⊙ – Oberflächentemperatur: 3000 ­ 100.000 K – Radien: 109 ­ 1013 cm – Leuchtkraft: 10­3 ­ 105 L⊙ – Zusammensetzung: 0.7 H (X), 0.3 He (Y), 0­0.04 Rest (Z) Astronomische Objekte: Sterne ● ● Vorkommen: – in Galaxien, um sie herum, zwischen ihnen (wenige) – als Einzelsterne, in Gruppen, Haufen – entstehen (immer) in Gruppen – bilden Populationen (definiert durch kinematische, chemische, ... Eigenschaften) Bedeutung: – erzeugen chemische Elemente: Materiekreislauf – senden Licht und Energie (z.B. kinetische) – langlebige Zeitzeugen, helle Leuchttürme, Testteilchen Astronomische Objekte: Sterne ● Arten – Hauptreihensterne – Rote Riesen – Überriesen – Weiße Zwerge ● – – Braune Zwerge Veränderliche Sterne ● regelmäßig: Pulsationen (Cepheiden, RR Lyr, Mira) ● eruptiv: Novae und Supernovae Neutronensterne Objekte: Sterngruppen ● ● Definierende Eigenschaften: – gravitativ gebunden – Sterne gleichzeitig aus derselben Materiewolke entstanden – binden kein freies Gas Größe: – Doppelstern­Systeme (auch Mehrfach­Systeme) – Sterngruppen (kurze Lebenszeit) und Assoziationen – offene (galaktische) Sternhaufen: ≈104 Sterne – Kugelsternhaufen: 104 ­10 6 Sterne (Lebenszeit lange; bis zum Alter des Universums) Objekte: Gaswolken ● ● ● kühle Staub­ und Molekülwolken – kontrahieren unter Eigenschwerkraft, Sternentstehung – typische Temperatur: 100 K heiße Gaswolken – junge und/oder heiße Sterne regen zum Leuchten an – typische Temperatur: einige tausend – 100000 K aus abgeworfenen Sternhüllen, vermischt mit interstellarem Gas ● Größe: etliche Lichtjahre ● Masse: bis 104 M⊙ Objekte: Galaxien ● Definierende Eigenschaften: – System aus sehr vielen Sternen – Eigengravitation und Dynamik – Sterne, Gas, Staub, Strahlung – mehrere Populationen (Alter, Zusammensetzung) – ● normale und Dunkle Materie Parameter: sehr vielfältig − 108 ­ 1014 Sterne − viel/wenig Sternentstehung und Gas − NGC 3310; aktive Sternentstehungsgebiete NGC 6782 im UV­Licht (HST) Objekte: Aktive Galaxien ● Definierende Eigenschaften: – Galaxien mit nicht­stellaren spektralen Komponenten – im Radiobereich (Radiogalaxien) – mit Emissionslinien – mit breiten Absorptionslinien – mit punktförmiger Kontinuumsquelle (Quasare) „Galaxien, die neben der normalen stellaren Emission noch weitere (starke) Energiequelle aufweisen“ Galaxien­Gruppen ● ● ● ● Galaxien kommen als Einzelgalaxien vor (Feldgalaxien) oder in Gruppen in größeren Gruppen (Lokale Gruppe: unsere Milchstraße, Andromedanebel, Magellansche Wolken und noch über 30 weitere Zwerggalaxien) in Galaxien­Haufen Stephan's Quintett Objekte: Galaxienhaufen ● ● Definierende Eigenschaften: – Ansammlung vieler (tausende) Galaxien – alle Galaxientypen, hauptsächlich elliptische – Gas zwischen Galaxien – dynamisch (noch) nicht relaxiert Parameter: – Gas: heißes (Röntgen­)Gas; 106 ­ 107 K – Masse > 1014 M⊙ ; Skala 10 Mpc Objekte: großräumige Strukturen ● Materiestrukturen kosmologischer Ausmaße ● Topologie: Netzwerk, Pancakes, Voids ● Galaxienhaufen an Schnittpunkten ● Folge der gravitativ getriebenen Ansammlung von (dunkler und leuchtender) Materie Simulation der LSS­Entwicklung: Kantenlänge ca. 350 Mpc Teilchenmasse ca. 1011 M⊙ ; 107 (Dunkle­) Materie­Teilchen LSS = Large Scale Structure Objekte: und sonst? ● ● ● ● ● Dunkle Materie: nicht­baryonisch; dominiert Galaxien­Dynamik und Strukturentwicklung Dunkle Energie: aus Expansion des Universums abgeleitet; Natur? Hintergrundstrahlung: Photonen­Bad aus dem frühesten Universum Gamma­Ray­Burster: weit entfernte extreme Energie­Ausbrüche Schwarze Löcher: stellare Masse; supermassiv in Kernen von Galaxien ● Gravitationslinsen: Lichtbeugung (ART) ● extra­solare Planeten ● Gravitationswellen ● und, und, und .... APOD 6.5.: Draco Galaxy Constellation APOD 4.5.: Komet Schwassmann­Wachmann 3, Teilstück 3 periodischer Komet erdnächster Punkt 13.5., 11 Mill. km HST Aufnahme APOD 8.5.: Huygens landet auf Titan APOD 28.4.: Gasnebel, Sternentstehung APOD vom 7.11.05, ca. 100 LJ APOD vom 28.4.06: ca 500 LJ
