Hochgeladen von Dania El-Iraqi

7a..physik..astronomie..Grundlagen

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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   Eh/
klassische Oszillator­Dämpfung:
●
=2
●
2
3 me c c
es resultiert ein gedämpftes, oder Lorentz­Profil:
−1
●
Aul =
82 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
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