Moderne Instrumente der Sternbeobachtung
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Moderne Instrumente der Sternbeobachtung Sternentstehung/ Sternentwicklung (Steffen Fuhrmann) Sternbeobachtung (Jan Zimmermann) 0. Gliederung 1. historische Entwicklung 2. Definitionen 3. Entstehung eines Sterns 4. Sternaktivität 5. Endstadien der Sterne 6. Galaxien 2 Historische Entwicklung Zeit Hilfsmittel Namen Antike Auge Ptolemäus 1609 Teleskop Galilei 1946 Interferometrische Techniken Lovell, Ryle 1990 Weltraumteleskope Hubble, ISO, SOHO 3 Definitionen ● m 7 15 Lichtjahr: 1Lj = 3⋅10 ⋅ 3,15⋅10 s ≈ 9,5⋅10 m s 8 1a c ● 11 Astronomische Einheit: 1AE ≈ 1,496⋅10 m 16 ● Parsec: 1pc = 1AE / tan1' ' ≈ 3,086⋅10 m ● Stern: massereiche, selbstleuchtende Gaskugel ● Leuchtkraft: Die Leuchtkraft L ist die abgestrahlte Energie pro Sekunde eines Sterns und ist abhängig von Radius und Temperatur des Sterns 4 Definitionen ● Visuelle absolute Helligkeit: unter der absoluten Helligkeit versteht man eine Normierung der scheinbaren Helligkeiten durch Versetzen in die Standardentfernung (10 pc). MV0 = -31,57 mag 5 Entstehung von Sternen ● ● ● ● 6 Gaswolke (vorwiegend Wasserstoff) Kollabiert durch Druckverteilung (z.B. Supernova in der Nähe) Entstehung einzelner Globulen Nach Zusammenschluss mehrerer Globulen ist ein neuer Stern entstanden Globule 7 Sternaktivität Wasserstoffbrennen: In der ersten Phase des Brennens fusioniert der hauptsächlich im Stern vorkommende Wasserstoff zu Helium. Dies geschieht jedoch in mehreren Schritten: 1 1 2 + H H D e 2 1 3 D H He 3 3 4 1 He He He 2 H 8 Sternaktivität Wasserstoffbrennen: Die Wasserstoffkerne müssen die CoulombSchwelle (einige MeV) überwinden. Die thermische Energie bei 108 K beträgt nur 10 keV. Wasserstoffbrennen erfolgt bei Temperaturen von 5...50·106 K (T0 = 1,5·107 K). Hierbei wird der Hauptanteil der Energie freigesetzt. 9 Sternaktivität Heliumbrennen: Die zweite Phase setzt ein, wenn ein erheblicher Anteil des Wasserstoffs verbraucht ist. Der Stern erhitzt sich (durch Kontraktion) auf mehr als 108 K. 4 4 8 He He Be 8 4 12 Be He C 12 4 16 C He O 10 Sternaktivität Kohlenstoffbrennen: Ist das Heliumbrennen abgeschlossen, kann bei 6...7·108 K das Kohlenstoffbrennen einsetzen. 12 12 20 4 C C Ne He Überschreitet die Temperatur 2·109 K, so fusioniert das 20Ne weiter zu 24Mg und 28Si (Neonbrennen). Hierauf folgt noch das Sauerstoff- und Siliziumbrennen, die das energetisch günstigste 56 Fe erzeugen. 11 Endstadien der Sterne 5.1. Weißer Zwerg 5.2. Neutronenstern/ Pulsar 5.3. Schwarzes Loch 5.4. Supernova 5.5. Doppelstern 12 Endstadien der Sterne 13 Weißer Zwerg 14 ● Vorher Roter Riese ● Mittlere Dichte liegt bei 105...107 g/cm3 ● Temperatur bis 106 K ● R ~ M-1/3!!! 3 ● Radius bis zu einigen 10 km ● Masse bis ~1,4 M0 ● Masse des Ausgangssterns kleiner als ~4M0 Weißer Zwerg 15 Neutronenstern/ Pulsar ● Mittlere Dichte bis über 1015 g/cm3 (Atomkern) ● Kruste besteht aus schweren Atomkernen ● Darunter Neutronen ● Maximalmasse zwischen 1,5 und 3 M0 ● Allgemeinrelativistische Effekte! ● Fluchtgeschwindigkeit = c/3 ● 16 Massendefekt von etwa 20% (Bindungsenergie=Gravitation) Neutronenstern/ Pulsar ● ● ● 17 Magnetfelder von ca 108 T, Potentialdifferenz 11 von ca 10 V Rotationsgeschwindigkeit nimmt aufgrund von Drehimpulserhaltung zu (T=1ms...1s) Sendet regelmäßige starke Impulse aus, so dass die Entdecker (Bell/ Hewish) außerirdisches Leben annahmen Schwarzes Loch ● Fluchtgeschwindigkeit = c ● R = 2GM/c2 ● ρ~M ● Allgemeinrelativistische Effekte! ● ● 18 -2 Entsteht durch Absaugen von Masse eines anderen Sterns oder nach Supernova Existenz noch nicht bewiesen Schwarzes Loch 19 Supernova ● Kurz vorm Erlöschen steigt T auf 109 K ● Hochenergetische Strahlungsquanten ● 20 Bei massereichen Sternen: Paarerzeugung und Spaltung der schweren Kerne ● Kollabieren bis Neutronisierung ● Einfallende Materie prallt am Zentrum zurück ● Stoßfronten schleudern Hülle mit 107 m/s ab ● Stern explodiert, Neutronenstern bleibt übrig Doppelsternsysteme ● ● ● 21 2 oder mehr Sterne gravitativ gebunden Entweder gleichzeitig entstanden oder eingefangen worden In der Regel unterschiedlichen Alters/ Stadiums Doppelsternsysteme 22 Galaxien ● Ansammlung von bis zu 1012 Sternen ● 4 verschiedene Arten (nach Häufigkeit): – – – – ● 23 Spiralgalaxien (Andromedanebel M31) Elliptische Galaxien (M32) Balkengalaxien (NGC1300) Irreguläre Galaxien (Magellansche Wolken) Können miteinander verschmelzen (NGC4676) Galaxien 24 Galaxien ● Ansammlung von bis zu 1012 Sternen ● 4 verschiedne Arten (nach Häufigkeit): – – – – ● 25 Spiralgalaxien (Andromedanebel M31) Elliptische Galaxien (M32) Balkengalaxien (NGC1300) Irreguläre Galaxien (Magellansche Wolken) Können miteinander verschmelzen (NGC4676) Galaxien 26 Galaxien ● Ansammlung von bis zu 1012 Sternen ● 4 verschiedne Arten (nach Häufigkeit): – – – – ● 27 Spiralgalaxien (Andromedanebel M31) Elliptische Galaxien (M32) Balkengalaxien (NGC1300) Irreguläre Galaxien (Magellansche Wolken) Können miteinander verschmelzen (NGC4676) Galaxien 28 Galaxien ● Ansammlung von bis zu 1012 Sternen ● 4 verschiedne Arten (nach Häufigkeit): – – – – ● 29 Spiralgalaxien (Andromedanebel M31) Elliptische Galaxien (M32) Balkengalaxien (NGC1300) Irreguläre Galaxien (Magellansche Wolken) Können miteinander verschmelzen (NGC4676) Galaxien 30 Galaxien ● Ansammlung von bis zu 1012 Sternen ● 4 verschiedne Arten (nach Häufigkeit): – – – – ● 31 Spiralgalaxien (Andromedanebel M31) Elliptische Galaxien (M32) Balkengalaxien (NGC1300) Irreguläre Galaxien (Magellansche Wolken) Können miteinander verschmelzen (NGC4676) Galaxien 32 „Power of Tens“ 33 „Power of Tens“ 34 „Power of Tens“ 35 „Power of Tens“ 36 „Power of Tens“ 37 „Power of Tens“ 38 „Power of Tens“ 39 „Power of Tens“ 40 „Power of Tens“ 41 „Power of Tens“ 42 „Power of Tens“ 43 „Power of Tens“ 44 „Power of Tens“ 45 „Power of Tens“ 46 „Power of Tens“ 47 „Power of Tens“ 48 „Power of Tens“ 49
