TeXPower Frequently Asked Questions list

Astronomie und Astrophysik I
WS 2004/2005a
Christoph Berger / Frank Raupach
RWTH-Aachen
Physikalisches Institut Ib
Email:[email protected]
Email:[email protected]
October 14, 2004
a
Institut Ib, RWTH-Aachen
Contents
1
Zusammenfassung wichtiger Beobachtungen
1.1 Einleitung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.2 Das EinheitenSystem . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.2 Das EinheitenSystem . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5
5
11
11
2
Sterne,Sonne
14
3
Die Milchstraße (MST), unsere HeimatGalaxie
20
4
Die Milchstraße in Gesamtansicht
21
5
Gaswolken in der Milchstraße
22
6
Teile der Milchstraße
23
7
Der Kern der Milchstraße
24
8
Eigenschaften und Zahlen der MST
25
9
Weitere Eigenschaften der MST: I
26
10 Weitere Eigenschaften der MST: II
27
11 Weitere Eigenschaften der MST: III
28
12 Gas in der MST
29
13 Der Dopplereffekt
30
14 KoordinatenSysteme
31
15 Andere Galaxien I
32
16 Andere Galaxien II
33
17 Andere Galaxien III
34
18 Galaxien IV
35
19 Galaxien V
36
20 Die lokale Gruppe II
43
21 Galaxien Cluster
44
22 Galaxien im sich ausdehnenden Universum
45
23 ”Large-scale” Struktur in einer Galaxien Verteilung
46
24 Verwendete Literatur
48
1 Zusammenfassung wichtiger Beobachtungen
1.1 Einleitung
– Die Höhe des Himmels, die Breite der Erde und die Tiefe des Meeres, wer hat sie gemessen? –
– Das Buch Jesus Sirach 1. Spruchsammlung –
PhysikerInnen leben in einer spannenden Zeit!
Die Welt im kleinen: Elementarteilchenphysik (ETP)
Die Welt im großen: Kosmologie/AstroPhysik
Erstaunlicherweise hängen beide eng zusammen!
Nach heutigem Verständnis dominieren Prozesse, die durch
die ETP beschrieben werden, die Entstehung unserer Welt.
Das Universum ist in einem Hot Big Bang entstanden und
dehnt sich seitdem aus. Es ist also nicht statisch. Zur Zeit
bestimmt man das Alter des Universums zu 13.7 × 109
Jahren. In dieser Zeit sind alle sichtbaren Strukturen
entstanden: ...Galaxien, Sterne...!
Was wissen wir über diese? Bevor wir mit Sternen und
Galaxien anfangen einige Bemerkungen!
Die 4 fundamentalen Kräfte
Die starke WW wird durch Gluonen vermittelt, mit Masse
m = 0 und Spin J = 1.
Temperatur-Zeit Korrelation
Galaxien erscheinen am Himmel als riesige Lichtwolken.
Jede von ihnen enthält von 106 Sternen bis zu 1012 Sternen.
Die Gravitation ist dafür verantwortlich, dass sich die Sterne
nicht frei durchs Universum bewegen, sondern sich zu
Galaxien zusammenschließen. Fast das gesamte Licht,
welches von Galaxien emittiert wird, stammt von den
Sternen innerhalb der Galaxien. Deshalb besprechen wir
zunächst Sterne und dann Galaxien (Zusammenfassung
wichtiger Beobachtungen).
LMC: 1.696 1021 m von Sonne entfernt
1.2 Das EinheitenSystem
Längen:
1 LichtJahr (LJ) ' 9.4605 × 1015 m
1 MegaParsec (Mpc) ' 3.09 × 1022 m
1 HubbleLänge H0−1 ' 3000 × h−1 Mpc ' 0.93 × h−1 × 1026 m
(0.5 ≤ h ≤ 1)
1 pc ' 3.26 LJ (1 LJ ' 0.3066 pc)
1 pc ' 3.09 × 1016 m
1 Astromomische Einheit (AE) ' 1.496 × 1011 m
1 AE ' 8.31 LichtMinuten
Zeit:
1 Jahr (J) ' 3.16 × 107 s
1 Hubble Zeit H0−1 ' 0.98 × 1010 × h−1 J ' 3.096 × 1017 s
Masse:
1 SonnenMasse ' 1.99 × 1030 kg
1 ProtonMasse mp ' 1.673 × 10−27 kg ' 0.938 GeV.
Nahezu alle Informationen, die wir von Sternen haben
(abgesehen von der Sonne und SuperNovae Neutrinos),
kommt von Beobachtungen der elektromagnetischen
Strahlung (meist UV -, sichtbarer - und IR-Bereich;
Kosmische Strahlung).
Das ”Licht” von Sternen (die Art des Spektrums) wird
bestimmt durch die Sternoberfläche (Größe), durch die
Temperatur und die atomare Zusammensetzung der
äußeren Sternschichten.
Wir messen also das Sternenlicht und benutzen für die
Interpretation unsere Erkenntnisse, die wir im Labor auf der
Erde gewonnen haben! (Problem?!)
Als Luminosität L eines Sternes bezeichnen wir die Energie,
die er in 1 Sekunde emittiert (Einheit ist Watt oder erg/s).
Der Fluß F ist die totale Energie/s/m2 , die der Beobachter
mißt in W/m2 .
Falls ein Stern in alle Raumrichtungen gleich abstrahlt, gibt
es einen einfachen Zusammenhang zwischen L und F :
L
F =
,
2
4πd
(1)
mit d: Abstand zwischen Stern und Beobachter.
Häufig findet man auch die Definitionen:
Ws
[Fν ] = 2
m Hz s
Ws
[Fν ] = 2
m Hz s sr
Gemessen wird F dann pro Frequenzintervall ν oder pro ν
und Steradian sr.
2 Sterne,Sonne
– Sie kamen zu einer runden Öffnung im Himmel ..., das wie Feuer glimmte. –
– Das, sagte der Rabe, ist ein Stern.
– Schöpfungsmythos der Eskimos –
Die totale bolometrische Luminosität Lsun der Sonne
beträgt
26 W s
Lsun = 3.86 × 10
.
s
L ist ein Maß für die gesamte Energieabgabe eines Sternes.
Der Energiefluß wird außerhalb der Erdatmosphäre
gemessen. Der Abstand zur Sonne ist sehr gut bekannt.
Sterne sind extrem unterschiedlich in ihrer Luminosität. Die
hellsten sind 106 mal heller als die Sonne. Andererseits gibt
es Sterne mit 10−4 × Lsun .
Zwischenbemerkung: Häufig benutzen Astronomen an
Stelle des Flusses F den Begriff der scheinbaren Helligkeit
(Magnitude) m. F und m zweier Sterne sind korreliert:
F1
m1 − m2 = −2.5 × log10
F2
Also: Für m2 = m1 + 1, erscheint der Stern 1 ca. 2.5 mal
heller als der Stern 2, da F1 = F2 × 102/5 = 2.512 × F2 ist. Man
macht also Relativmessungen
F1
= 2.512 × 10−(m1 −m2 )
F2
Ursprünglich war das ein Maß für die Helligkeit. die das
Auge sieht, von irgendeinem Stern, verglichen mit dem
hellsten Stern (Wega). Der hellste Stern war ein Stern 1.
Ordnung, der nächst hellste war von 2. Ordnung etc. (die
absolute Helligkeit wird später behandelt.)
Ein Stern ist ein Fusionsreaktor! Die Masse Ms von Sternen
ist relativ eng eingegrenzt:
0.075 × Msun ≤ Ms ≤ 100 × Msun .
(Msun ' 2 × 1030 kg, bestimmt mit Keplergesetzen!)
(2)
Die Sonne mit Venus: 23.06.2004
Massen mit Ms ≥ 100 × Msun sind kritisch, da die Fusion zu
schnell wird und den Stern schnell zerstört.
Für Massen mit Ms ≤ 0.075 × Msun wird die Temperatur T
nicht hoch genug, um Fusion zu starten.
Die Radien Rs von Sternen sind schwierig zu messen
(Interferometrie), abgesehen von der Sonne
(Rsun ' 6.96 × 108 m.):
0.1 × Rsun ≤ Rs ≤ 103 × Rsun
(3)
Rote SuperRiesen!
Ein Stern ist ein dichter Ball aus heißem Gas! Sein
Spektrum ist das eines schwarzen Strahlers mit
Temperaturen T :
3000 K ≤ T ≤ 105 K.
Für T , L und R gilt nach Stefan-Boltzmann (SB):
L = 4 π R2 σSB T 4
mit σSB = 5.57 × 10−8 W m−2 K −4 .
Die Temperatur der Sonne an der Oberfläche beträgt:
Tsun ' 5780 K.
(4)
Längen (Abstände d) in der Astronomie werden für nicht zu
große Abstände mit der folgenden Gleichung berechnet
(Trigonometrische Parallaxe):
D
α [rad] =
d
(5)
wobei D der Abstand z.B. eines binären Systemes ist. Die
meisten Sterne sind in Binärsystemem.
Abstände zu Sternen in entfernteren Galaxien werden
bestimmt, in dem man sich sog. Standardkerzen
(Cepheiden) in anderen Galaxien heraussucht, von denen
man die absolute Helligkeit kennt. Man mißt die Helligkeit
auf der Erde und berechnet daraus d.
(Weitere Methoden zur Abstandsbestimmung folgen später,
ebenfalls Untersuchungen zu Sternspektren)
Das Leben der Sterne: Triumph der Astrophysik
(1950-1970) Sterne über Mond
3 Die Milchstraße (MST), unsere HeimatGalaxie
Sie erscheint als helles Band in dunklen Gegenden
eindrucksvoll am Nachhimmel!
4 Die Milchstraße in Gesamtansicht
Ein entfernter Beobachter könnte die Milchstraße z.B. wie
in obiger Darstellung sehen oder schematisch wie unten.
Die Sonne liegt etwas vom Zentrum entfernt in der
”Sternenebene” (-scheibe). Diese Scheibe ist dünn und
nahezu kreisförmig. Sie ist gut beobachtbar, Dunkelheit
vorausgesetzt und sieht aus wie eine helle Straße mit
dunklen Flecken (Staub, dichtes Gas).
5 Gaswolken in der Milchstraße
6 Teile der Milchstraße
7 Der Kern der Milchstraße
Im Zentrum der Milchstraße ist ein dichter Kern von
Sternen, eine intensive Quelle von Radiostrahlung und
möglicherweise ein schwarzes Loch darin mit M ' 106 Msun .
8 Eigenschaften und Zahlen der MST
Zentralkern hat einige kpc im Radius.
Sternenebenen-Ausdehnung: ca. 15 kpc
Abstand Sonne-MST-Zentrum: ca. 8 kpc
Sternendichte n (R) in der Ebene: n (R) ∝ exp − hR
R
mit hR ≈ 2 − 4 kpc.
Die ”dünne” Sternenebene enthält ca. 95% der Sterne und
alle jüngeren
Sterne:
massiven
n (R) ∝ exp − Rh ⊥
⊥
wobei R⊥ der Abstand senkrecht zur Ebene ist, mit
h⊥ ≈ 300 − 400 pc.
Der Rest der Sterne formt die ”dicke” Sternebene mit
h⊥ ≈ 1000 − 1500 pc.
Sterne der dicken Schicht sind älter als Sterne der dünnen
Schicht.
Sowohl die Ebene der MST als auch der Kern rotieren,
Sterne in der Ebene haben Rotationsgeschwindigkeiten um
das Zentrum von ≈ 200 km/s. Die Sonne benötigt ca.
250 × 106 Jahre für einen Umlauf.
Luminosität L in der Ebene: (15 − 20) × 109 × Lsun
Masse von Sternen in der Ebene: ∼ 60 × 109 × Msun
L vom Kern: ∼ 5 × 109 × Lsun
M vom Kern: ∼ 20 × 109 × Msun
M der Halo-Sterne: ∼ 109 × Msun
(nur ein kleiner Bruchteil der Gesamtmasse)
Bem.: Die Orbitalgeschwindigkeit von Gas, Sternen oder
Sternen Clustern für große Abstände vom Zentrum,
bestimmt man mit Hilfe von Newton:
v 2 (R)
G M (≤ R)
=
R
R2
mit der Gravitationskonstanten G.
(6)
10 Weitere Eigenschaften der MST: II
Für kugelförmige Galaxien gilt:
v (R) ∝ R
− 12
Man mißt v, R, und bestimmt dann M (≤ R)!
M31
M31:Rotationskurve
11 Weitere Eigenschaften der MST: III
Ergebnis: Die totale Masse der Galaxie muß größer sein als
das, was wir in Sternen und Gas sehen. Es sieht sogar so
aus, als läge der größte Teil der Masse der Galaxie
außerhalb von 10 kpc (vom Zentrum entfernt), wo es relativ
wenig Sterne gibt.
Wir nennen diese fehlende Materie:
Dunkle Materie (DM)
und nehmen ohne überzeugende Gründe an, daß die DM
einen kugelförmigen Halo bilden.
Rotationskurven hat man für tausende von Galaxien
bestimmt. Immer zeigen sich flache Kurven!
DM findet sich auf verschiedenen Skalen.
Genaueres wieder später.
Wir wissen, daß sich 1 Stern in ∼ 10 pc3 um die Sonne
befindet. Bei Sterndurchmessern von ∼ 10−7 pc ist der Raum
daher nahezu ”leer”. Aber das stimmt nicht, da der Raum
mit Gas und Staub gefüllt ist. Dieses beobachtet man z.B.
durch Emissionslinien.
Beispiel: Hyperfine Aufspaltung von Wasserstoff H.
Es gibt Kopplung zwischen Kern- und e− -Spin:
↑↑→↑↓ +γ (21 cm)
(7)
t ' 107 Jahre, aber es gibt viel H. Folglich beobachtet man
die 21 cm Radio Emission.
Es existieren noch viele weitere Strahlungsarten von Staub
und Gas auch im molekularen Bereich.
13 Der Dopplereffekt
Emissions- und Absorptionslinien werden benutzt, um die
Geschwindigkeiten von Gaswolken oder Sternen mit Hilfe
des DopplerEffekes zu bestimmen.
Rotverschiebung:
λobs
z=
−1
λe
(8)
λobs : beobachtete Wellenlänge,
λe : emittierte Wellenlänge.
Für vr c folgt:
λobs
vr
1+z =
=1+ .
λe
c
Dabei ist vr die radiale Geschwindigkeit mit der sich die
Quelle von uns fortbewegt.
(9)
14 KoordinatenSysteme
Astronomen benutzen verschiedene Referenzsysteme.
Deklination, Rektaszension
Die Himmelssphäre: Die Rektaszension α wird ostwärts
gemessen vom Frühlingspunkt aus und die Deklination δ
vom Himmelsäquator aus.
Als anderes System werden verschiedene galaktische
Koordinaten benutzt: Sonne im Zentrum, Galaktisches
Zentrum ist Nullpunkt.
15 Andere Galaxien I
Erst 1920 hat man andere Galaxien experimentell
nachgewiesen: E. Hubble.
Klassifikation: Galaxien sind ausgedehnte Objekte.
Galaxientypen unterscheiden sich stark in Größe und
Luminosität.
16 Andere Galaxien II
Es gibt reguläre und irreguläre, die sich nur schwer
klassifizieren lassen.
Benennung: Charles Messier’s Katalog von 1784 (!), der
109 Objekte aufzählt, u.a. auch M31.
NGC: New General Catalog: ∼ 7000 nicht Sternen Objekte
(Galaxien, Gaswolken,...).
Die elliptische Galaxie M87
17 Andere Galaxien III
Es gibt 3 Hauptarten: Elliptische, linsenförmige und
spiralige! In die 4. Klasse fallen alle irregulären.
Elliptische Galaxien (EG): Sind fast immer glatt, rund und
fast strukturlos. Sie haben wenige junge blaue Sterne und
erscheinen daher roter.
Wie z.B. M32.
18 Galaxien IV
Galaxien bilden Cluster! EGs tauchen häufig in großen
Galaxien-Clustern auf. Die größten EGs (Cd-Typ) sind dann
häufig in der Mitte der Cluster zu finden.
LEG bis zu 100 LM ST !
Normale oder Riesen EGs haben L nur einige Faktoren
größer als die MST mit Größen (10 − ...) kpc.
Die Sterne zeigen wenig organisierte Bewegungen und
bewegen sich meist mehr oder weniger zufällig!
Die zufällige Bewegung nimmt in weniger hellen EGs ab.
1
EGs mit 10
LM ST spalten in zwei Gruppen auf:
1. Seltene kompakte EGs: M32
2. Zwerg EGs: Typ dE, dSph
Beide zeigen keine geordnete Sternenbewegung.
19 Galaxien V
Linsenförmige Galaxien (LGs):
Zeigen rotierende Scheibe und einen zentralen elliptischen
Kern, aber keine Spiralarme oder große Staubwolken. Sie
sind mit S0 (”ess-zero”) gekennzeichnet und werden als
Übergangsgalaxien zwischen EGs und Spiralgalaxien (SGs)
angesehen.
ca. 10 Mpc von Erde entfernt. M104 (Sombrero Galaxie):
Nebel:
Der EskimoNebel: NGC 2392
Abstand ca. 3500 LJ, zeigt mehrere den Zentralstern
umgebene Hüllen, die verschiedene Ausbruchsphasen
charakterisieren.
Spiralförmige Galaxien (SGs):
NGC 6946
Spiralförmige Galaxien (SGs):
NGC 4565
Spiralförmige Galaxien (SGs):
Haben helle Spiralarme, häufig im blauen Licht. In den
Armen sind des öfteren helle heiße Sterne und
komprimierter Staub, aus dem Sterne enstehen unter
Gravitationseinwirkung.
NGC 1232
Spiralförmige Galaxien (SGs):
Es gibt viele unterschiedliche Typen.
MST: Sc-Typ (oder Sbc)
M31 (Andromeda): Sb-Typ
Im Mittel sind Sc und Sd-Galaxien weniger hell als Sa und
Sb-Systeme.
Es gibt jedoch viele Ausnahmen
Wechselwirkende Galaxien!
Die lokale Gruppe I
Galaxien wechselwirken miteinander! Sie bilden keine ”Insel
Universen”.
Unsere MST gehört zur lokalen Gruppe (LG) mit einer
Sphäre von ∼ 106 pc im Radius.
∼ 36 Galaxien gehören zur LG.
Galaxie
Typ
Abstand von Sonne (kpc)
M31
Sb
770
LMC
Sbm
48
SMC
irr
58
Fornax
dSph
120
Sagittarius
dSph
25
Die Gravitation in der LG ist stark genug, um die
allgemeine Expansionsbewegung des Universums nicht
mitzumachen.
20 Die lokale Gruppe II
Geht man zu größeren Abständen, so finden sich sog.
galaktische ”SuperHaufen”, z.B. der lokale ”SuperHaufen”,
indem auch die LG ein Mitglied ist.
Die MST ist genau in der
Mitte! In den markierten Gebieten ist die Dichte der
Galaxien ≥ 50% über der mittleren Galaxiendichte. An den
Achsen sind Geschwindigkeiten in km/s angetragen.
21 Galaxien Cluster
Beispiele für Galaxien Cluster sind: Virgo-, Coma-Cluster,
..., (100...) Galaxien innerhalb einiger Mpc.
Diese formen ”SuperHaufen”.
Es gibt nun sehr viele ”SuperHaufen” im Universum,
getrennt durch große Leerräume
Sonnensystem: 1.6 10−5 LJ (150 000 000 km)
Sonnensystem+Nachbarsterne: 21 LJ ≈ 6.4 pc
MST: 5 104 LJ ≈ 1.53 104 pc
Lokale Gruppe: ∼ 2 106 LJ ≈ 0.61 106 pc ≈ 1 Mpc
Galaktische SuperHaufen: ∼ 75 106 LJ ≈ 22 Mpc
Universum: ∼ 13.7 109 LJ ≈ 4200 Mpc
22 Galaxien im sich ausdehnenden Universum
Das Universum dehnt sich aus!
Galaxien bewegen sich i.a. voneinander fort! Die
Geschwindigkeit wird gemessen durch den DopplerShift der
Spektrallinien der Galaxien.
Sie sind größer für weit entfernte Galaxien!
Man kann diese Bewegung zurückextrapolieren in die
Vergangenheit, um abzuschätzen, wann das Universum
seinen Anfang hatte.
Die Haupteigenschaft des Universums ist es auf großen
Skalen homogen zu sein.
Trotzdem entdecken Teleskope immer noch sehr viel neue
Strukturen auf Skalen von einzelnen Galaxien bis hin zu
großen Strukturen der Ordnung 100 Mpc.
Dies demonstriert das nächste Bild in eindrucksvoller Weise
(ZCAT,J.Huchra):
23 ”Large-scale” Struktur in einer Galaxien Verteilung
Zwar ist die Beobachtung
nicht ganz gleichmäßig, aber trotzdem erkennt man klar
Strukturen:
den großen Wall
die ”Finger Gottes”
die leeren Gebiete
Es gehört zu den großen Aufgaben diese Strukturen zu
erklären!
Die Galaxien in der vorherigen Abbildung haben
Fluchtgeschwindigkeiten v von:
km
v ≤ 12 000
.
s
(10)
das entspricht Rotverschiebungen z von;
z ≤ 0.04
(11)
24 Verwendete Literatur
s. http://www.physik-multimedial.de/cvpmm/cgibin/decide.pl