Einf¨uhrung in die Astronomie II
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Einführung in die Astronomie II 6. Dezember 2005 Günter Wiedemann [email protected] Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg 112 21029 Hamburg V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.1/49 10 11 Sterne Stellarastrophysik galaktische Astrophysik MILCHSTRASSE V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.2/49 Galaxis-Galaxien ’Milchstrasse’: diffuses Band mit Teleskop in Sterne aufgelöst Strukturbestimmung benötigt ENTFERNUNGSMESSUNG Erde: Randlage Milchstrasse : eine von VIELEN Galaxien ?t, ?n,?pr V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.3/49 Milchstrasse Entfernungsbestimmung Stellarstatistik Sterne in der Sonnenumgebung Sternhaufen Rotation Komponenten des Milchstrassensystems Sternpopulationen Entstehung und Entwicklung V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.4/49 Gal. Center I V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.5/49 Gal. Center II V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.6/49 near-IR view V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.7/49 far-IR view V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.8/49 Entfernungsbestimmung ’Parallaxen’ Trigonometrische Parallaxen Photometrische Parallaxen Sternhaufenparallaxen andere Methoden Sternstromparallaxen Dynamische Parallaxen Rotationsparallaxen V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.9/49 Trigonometrie Entfernung der Sterne : 1ly = 3 × 10 5 km sec × π × 107 sec ≈ 1013 km → jährliche Parallaxe, Basislänge 2 AU beste Genauigkeit ∼ 0.001arcsec = b 1000pc ∼ 100, 000 Sterne High Precision Parallax Collecting Satellite Hipparchos 190-120, HIPPARCOS 1989-1993 > 2010 GAIA µarcsec, 106 Sterne bis Rand der Milchstrasse 3D -Verteilung , Dunkle Materie V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.10/49 Trigonometrie II fundamentale Bedeutung HRD, Leuchtkraft-Kalibrierung nur mit r Sternentwicklungsmodelle: Test Galaxienenentwicklung beruht auf Sternmodellen Entfernungsleiter V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.11/49 Photometrische Parallaxen ” Parallaxen” d = 100.2(m−M +5−A) pc x = x(M ) Messung von ’x’ → M → r hoher Beobachtungsaufwand Cepheiden P-L, extragalaktisch RR Lyrae galaktisch, Kalibrierung Problem : A V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.12/49 Sternhaufenparallaxen Messung von HRD in Haufen (gleiches r für alle) Vgl. mit Standard HRD Bestimmung von r aus m, M Vorteil: Mittelung über viele Sterne 2 Farben → moderater Beobachtungsaufwand, kleine Teleskope; FOV geeignet f. Galaxien mit beobachtbaren Einzelsternen V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.13/49 Pleiaden, 7 Schwestern, Subaru V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.14/49 weitere Entfernungsbestimmungen Sternstromparallaxen offene Haufen, Fluchtpunkt Hyaden, Pleiaden vr , EB Reichweite: zwischen Trigonometrie (Sterne) und photometrisch (Galaxien) Dynamische Parallaxen Vgl scheinbare- wahre Bewegung von visuellen Doppelsternen Variante: Lichtkurve von Bedeckungsveränderlichen RW: nahe Galaxien Rotationsparallaxen V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.15/49 Galaxis: Rotationskurve V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.16/49 Stellarstatistik Sterne als Komponenten der Galaxis Verteilungsfunktionen V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.17/49 Leuchtkraftfunktion Leuchtkraftfunktion: differentielle Verteilungsfunktion Φ(L) Leuchtkraftfunktion: gibt die Sterndichte pro Leuchtkraftintervall an: Φi (L): Zahl der Sterne im Raumvolumen ∆V mit einer Leuchtkraft zwischen L und L + ∆L ni Φi = ∆V ∆L Messung an Sternhaufen MV oder L V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.18/49 Leuchtkraftfunktion V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.19/49 Leuchtkraftfunktion Bestimmung der Leuchtkraftfunktion verlangt Entfernung zu Sternen in betrachtetem Raumvolumen Problem: Auswahl helligkeitsbegrenzt bei kleinen Helligkeiten i.d.R. unvollständig V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.20/49 Leuchtkraftfunktion gemeinsames Merkmal: VIEL mehr leuchtschwache als leuchtkräftige Sterne Unvollständigkeit verstärkt Effekt Dazu: Unsicherheit durch nicht erkannte Doppel-und Mehrfachsterne V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.21/49 Erklärung Erklärung = Entstehung + Entwicklung ErkEntEn V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.22/49 Leuchtkraftfunktion: Erklärung Bei GMC Kollaps entstehen mehr massearme als massereiche Sterne n ∼ M α τ ∼ M −2.5 als WDs unterhalb HR nicht mehr sichtbar Unterschied zwischen alten und jungen Haufen Verfälschung der Verteilung durch Alterungseffekt: Entwicklung V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.23/49 Massenfunktion der Sterne HR: L ∼ M 3.5 > HR, < HR: L von Entwicklungszustand abhängig Def.: spezifische Leuchtkraft L/M Sonne: L/M = 1 L ∼ M 3.5 → L/M ∼ M 2.5 ∼ L0.7 MF nur in Doppelsternsystemen gut bestimmbar MF vs IMF Initial Mass Function V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.24/49 Relation Anzahl-Helligkeit Verteilung der scheinbaren Helligkeiten → räumliche Verteilung der Sterne Annahme: alle Sterne sind gleich hell,L, und gleichmässig verteilt L = 4πr 2 s → bis rg sichtbar Zahl der Sterne zw . 0 und rg ∼ N (> s) = rg3 ∼ 3 − s 2 s − 23 N 0 × ( s0 ) V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.25/49 Relation Anzahl-Helligkeit Verteilung der scheinbaren Helligkeiten → räumliche Verteilung der Sterne Annahme : universelle Leuchtkraftfunktion, Φ(L) N (> s) = Z ∞ s0 =s Z ∞ Φ(L)r 2 ds0 r=0 “Fundamentalgleichung der Stellarstatistik” L = 4πr 2 s, Subst: r → L R∞ 3 3 − 2 2 N (> s) ∼ s × L=0 Φ(L)L dL N (> s) = s − 23 N 0 × ( s0 ) V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.26/49 Relation Anzahl-Helligkeit N (> s) = s − 23 N 0 × ( s0 ) Die Zunahme der Anzahldichte mit abnehmender scheinbarer Helligkeit ist unabhängig von der Art der Quellen 3 2 -Exponent : N ∼ r 3 , s ∼ r−2 in mag: logN (< m) = logN0 + 0.6(m − m0 ) pro Magnitudenintervall ∆m = 1 : Quellenzahl nimmt um Faktor 100.6 = 4 zu. V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.27/49 Leuchtkraftfunktion V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.28/49 Relation Anzahl-Helligkeit WaWeNi? zu höheren galaktischen Breiten b (l, b) : geringerer Zuwachs Interpretation: Abnahme der Sterndichte → vertikale Schichtung, Scheibe bestätigt durch Parallaxenmessungen V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.29/49 Sternzählungen, Extinktion in der galaktischen Ebene b : ungleichmässiger Verlauf N(m) Erklärung : Absorption durch ISM, Wolke Absorption, Streuung V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.30/49 Sternzählungen, Extinktion V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.31/49 Sternzählungen, Extinktion in der galaktischen Ebene b : ungleichmässiger Verlauf N(m) Erklärung : Absorption durch ISM, Wolke Absorption, Streuung Bestimmung von A Farbabhängigkeit Sonnenumgebung: AV ∼ 1mag kpc V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.32/49 Leuchtkraftfunktion V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.33/49 Nachbarn V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.34/49 Nachbarn Nachbarn : < 10pc, 66 Sterne bis 5 pc bekannt → 0.1 Stern pro pc3 O-Sterne: erst in > 100pc Entfernung 34 Einzel, 10 Doppel, 4 Dreifach nur HR !, keine Neutronensterne α CMa (A1V), α CMi(F5V) Spektraltyp G : Sonne, α Cen A,B, τ Cet 6 K , 48 M, 4 WD 3 BD.(?) V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.35/49 Nachbarn V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.36/49 Sternhaufen Offene Sternhaufen Assoziationen Kugelsternhaufen V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.37/49 Sternhaufen V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.38/49 Haufen V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.39/49 Offene Haufen Offene Haufen or Galaktische Haufen: lose Ansammlung v. Sternen, schwach gravitativ gebunden 10 − 103 Sterne, D = 1 − 20pc → 0.3 − 6 Sterne pc−3 ∼ 2 − 50× solar Lebensdauer offener Haufen ∼ 108 − 109 a zu galaktischer Ebene hin konzentriert jüngere Haufen in Spiralarmen konzentriert → Ursprung ∼ 104 in MW wg Dunkelwolken nur ∼ 103 beobachtbar V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.40/49 Assoziationen Sternassoziationen: gravitativ nicht gebundene Ansammlung von Sternen keine drastische Dichteerhöhung werden bei Spektraldurchmusterungen gefunden (OB- Assoz.) ∼ 100 in MW, 10 − 1000 Sterne D ∼ 30 − 200pc τ ≈ 106 − 107 a V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.41/49 Kugelsternhaufen viele Sterne, hohe Dichtekonzentration 104 − 108 Sterne 15 − 150pc Dichte 1000 − 104 × solar HRD verschieden von offenen Haufen: HR nur bis mid-F, dann Riesenast, RR Lyraes KH nicht an galakt. Rotation beteiligt exzentrische Bahnen, kugelsymmetrisch um Zentrum → Halo V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.42/49 Kugelsternhaufen Merkmale weisen auf hohes Alter der KH hin 1010 a grav. Bindung, wenig Störungen bei Durchlauf durch Scheibe ∼ 200 KH, ∼ 150 katalogisiert Andromeda: 2× elliptische Riesengalaxien: 1000e von KH V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.43/49 Rotation der Milchstrasse durch Gravitation bestimmt differentielle Rotation radiale Massenverteilung aus Sonnenumgebung → M ≈ 1011 Modot L/M << solar viele massearme Sterne Dunkle Materie ← GAIA Umlaufzeit der Sonne ∼ 230M io Jahre V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.44/49 Rotation der Milchstrasse Rotation : mittlere Bewegung Einzelbewegung von Sternen, auch senkrecht zur Ebene ’Pekuliargeschwindigkeiten’ Schell-Läufer > 1000km/sec V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.45/49 Komponenten des MW-Systems galaktischer Scheibe und Spiralarme Halo Zentralellipsoid galaktisches Zentrum V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.46/49 MW Komponenten V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.47/49 Sternpopulationen . V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.48/49 Entstehung und Entwicklung . V6Dez2005.tex – Einführung in die Astronomie II – Günter Wiedemann – 6/12/2005 – 11:47 – p.49/49
