Vorlesung
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Einfuehrung in die Astron. & Astrophysik I Wintersemester 2009/2010: Henrik Beuther & Christian Fendt 15.10 Einfuehrung: Ueberblick und Geschichte (H.B.) 22.10 Grundlagen: Koordinatensys., Sternpositionen, Erde/Mond (C.F.) 29.10 Grundlagen: Teleskope und Instrumentierung (H.B.) 05.11 Grundlagen: Strahlung, Strahlungstransport (C.F.) 12.11 Planetensystem(e) und Keplergesetze (H.B.) 19.11 Sonne & Sterne, Typen, Klassifikationen, HR-Diagramm (C.F.) 26.11 Sternaufbau und Sternentwicklung (C.F.) 03.12 Sternentstehung, Akkretionsscheiben und Jets (H.B.) 10.12 Kompakte Objekte: Schwarze Loecher, Neutronensterne, W. Zw. (C.F.) 17.12 Interstellare Materie: Chemie und Materiekreislauf (H.B.) 24.12 und 31.12 – 07.01 Mehrfachsysteme und Sternhaufen, Dynamik (C.F.) 14.01 Exoplaneten (und Astrobiologie) (H.B.) 21.01 Die Milchstrasse (H.B.) 28.01 Zusammenfassung (C.F. & H.B.) http://www.mpia.de/homes/beuther/lecture_ws0910.html, [email protected], [email protected] Themen heute 14.1 Wellenlaengen und Teleskope 14.2 Keplergesetze 14.3 Strahlungsgroessen 14.4 Sternklassifikationen, Hauptreihe & weitere Parameter 14.5 Sternaufbau 14.6 Interstellares Medium und Sternentstehung 14.7 Sternentwicklung Die dunkle Seite der Astronomie Optisch 1.2 mm Staubkontinuum N2H+ Nahes Infrar ot C18O Aufloesung eines Teleskops rAiry= m * fλ/D Beugung an Kreisoeffnung: Airy-Scheibe (1835) f: Fokuslaenge D: Teleskopdurchmesser φ: Aufloesung àIm Fokus: φ = m * λ/D Mit m=1.22 im 1. Minimum m=1.64 im 2. Maximum Beispiele: Optisch: λ=550nm, D=8m à φ=0.02’’ Mitinfrarot: λ=12µm, D=8m à φ=0.38’’ Radio: λ=1.2cm, D=100m à φ=38’’ Radio Interferometer: λ=1.2cm, D=10km à φ=0.3’’ Szintillation und Seeing - Aufsteigende Blasen, sich verschiebende Schichten der Atmosphaere koennen schnelle Bewegungen und Helligkeitsaenderungen bewirken à Das Seeing ist definiert durch die Halbwertsbreite des Bildes einer Punktquelle Oftmals Seeing im Optischen 1-2’’. Beste Standorte Hawaii, Chile mit Seeing von ca. 0.5’’ ueber 50% der Zeit. Optimal ca. 0.25’’. Bei kurzer Belichtung wandert Quelle. Ohne und mit aktiver Optik Aufloesung eines Interferometers λ/(2D), wobei D nun der Abstand der Antennen ist (Minimum eines klassischen Doppelspaltexperiments). Themen heute 14.1 Wellenlaengen und Teleskope 14.2 Keplergesetze 14.3 Strahlungsgroessen 14.4 Sternklassifikationen, Hauptreihe & weitere Parameter 14.5 Sternaufbau 14.6 Interstellares Medium und Sternentstehung 14.7 Sternentwicklung Keplergesetze 1.) Die Koerper bewegen sich relativ zur Sonne in Ellipsen, in deren einem Brennpunkt die Sonne steht. 2.) Der von der Sonne zum umlaufenden Himmelskoeper gezogene Radiusvektor ueberstreicht in gleichen Zeiten gleiche Flaechen. à Konstanz des Bahndrehimpulses 3.) Das Quadrat der Umlaufzeit waechst proportional zur dritten Potenz der grossen Halbachse und umgekehrt proportional zur Massensumme: U2 = 4πa3/(G(m1+m2)) Da m2<<m1 à U2 proportional zu a3 Massenbestimmung 3. Keplerscher Gesetz U2 = 4πa3/(G(m1+m2)) essentiell zur Massenbestimmung. Zum Beispiel lassen sich mit Umlaufzeit U der Erde und deren Distanz a die Masse m1 der Sonne errechnen (m2 << m1). In gleicher Weise lassen sich unter Kenntnisse der Mondbahnen auch die Planetenbahnen bestimen. Strahlung: Intensität, Helligkeit 4.3 Strahlungsgrößen ­ Intensität (Spezifische) Intensität: I , , r , t = dE cos dA d dt d -> Energiemenge dE der Strahlung im Frequenzintervall [,+d] und Zeitintervall [t,t+dt], die in den Raumwinkel d= sin d d durch die Fläche dA in Richtung (, ), Flächennormale n 4.3 Strahlungsgrößen ­ Strahlungsstrom Strahlungstrom (/fluß): Integration über Kugeloberfläche: 2 F =∫0 ∫0 I cos sin d d -> Strahlungsfluß in Hemisphäre: für 0° < < 90° -> I > 0 (Strahlung nach außen) -> Definition: + /2 F =∫0 2 ∫0 I cos sind d -> Intensität I wichtig bei aufgelöster Sternoberfläche (Sonne) Strahlungsstrom F wichtig, wenn nur Gesamtfluß beobachtet -> Leuchtkraft eines Sterns: 2 L=4 R F 4.3 Strahlungsgrößen ­ Helligkeit Helligkeit eines Sterns: -> Strahlungsfluß des Sterns bei Distanz d: f =( R2/d2) F (Meßwert vom Detektor abhängig, Empfindlichkeit E ) -> gemessener Gesamtstrahlungsfluß: ∞ S =∫0 f E d Helligkeit definiert als Logarithmus des Strahlungsflußes beobachtete Helligkeitsunterschiede = S1/S2 ~ 1010 -> logarithmische Helligkeitsskala m = - 2.5 log(S) + const Einheit [m] : mag (Magnitude) ; -> Beispiele: m1-m2 = -2.5 log ( S1/S2) m1-m2 1 2 2.5 5 10 15 25 S1/S2 2.51 6.3 10 100 104 106 1010 4.3 Strahlungsgrößen ­ Entfernungsmodul, Farbe Absolute Helligkeit: -> bei Norm-Entfernung von 10pc -> wahre Leuchtkraft, absolute Magnitude M -> Strahlungsstrom ~ F(d) = F(10pc) (d/10pc)-2, in Magnituden: m−M=5 log d [pc ] 10pc =5 log d [ pc]−5=−2.5 log 10 d 2 -> Absolute Helligkeit der Sonne: Mvis ~ Mbol = 4.75 -> (m-M): Entfernungsmodul: m-M d -5 0 10 1 pc 10 pc 1kpc 25 1Mpc “Farbe”, Farbindex: Helligkeitsunterschied in zwei Magnitudensystemen: F.I.= m(kleine) - m(große) -> “rot” positiv, “blau” negativ -> z.B. Standard-Filtersystem nach Johnson U, B, V, (R, I) Sternklassifikation 6.2 Sternklassifikation ­ Effektivtemperatur Leuchtkraft des Sterns (Definition): L=4 R2 F -> F ist ausgestrahlte Energie pro cm2 Für Schwarzkörper: Stefan-Boltzmann-Gesetz: −5 −2 −1 =5.67×10 ergcm s K F = T 4 −4 Aber: Sterne sind keine schwarzen Körper: -> Definition einer “Effektivtemperatur”: L T eff = 4 R2 1/ 4 Effektivtemperatur keine echte Temperatur, sondern quantifiziert Energieausstrahlung / cm2 Aber: Teff ist typische Temperatur der Sternatmosphäre -> Teff ist der wichtigste Sternparameter , der aus der Analyse des Sternlichts gewonnen werden kann. 6.2 Sternklassifikation ­ Spektralklassen Spektral-Klassifikation nach Pickering (1846-1919), Fleming (1857-1911), Cannon (1863-1941) -> Harvard-Klassifikation von Sternspektren: ein-dimensionale Sequenz von Spektren, korreliert mit Sternfarbe (Farb-Index), also Effektivtemperatur Basis des Henry-Draper Catalog (1880-1925): Untersuchung von 225.000 Sternen 6.2 Sternklassifikation ­ Spektralklassen Sterne haben verschiedene Temperatur / Effektivtemperatur -> verschiedene spektrale Verteilungen, Linien, und Linienprofile graduelle Unterschiede Rivi, Wiki 6.3 Sternklassifikation ­ Leuchtkraftklassen Sterne gleicher Spektralklasse (Sp) können verschiedene Leuchtkraft haben -> Leuchtkraftklasse (LC) -> MK-Klassifikation (Morgan & Keenan) -> Grund: Radius der Sterne: 2 L=4 R F F = T Klassen: I = Überriesen, II = helle Riesen, III = Riesen, IV = Unterriesen, V = Zwergsterne, VI = Unterzwerge 4 6.3 HRD ­ Hertzsprung­Russell­Diagramm 6.3 HRD ­ Hertzsprung­Russell­Diagramm Leuchtkraft gegen Temperatur; MK-Klassifikation: Riesen...Zwerge: A0Ia, G2V 6.4 Sterne ­ Masse, Gravitationsbeschleuigung Quantitative Computer-Modelle von Linienprofilen unter Berücksichtigung von Doppler- und Druckverbreiterung der Linien ergeben: Teff und log(g) Gravitationsbeschleunigung an der Sternoberfläche: g = GM/R2 -> Sternmasse notwendig für weiteres Verständnis Massenbestimmung bei Sternen: ->Direkte astrometrische Vermessung des Orbits von Binärsystemen -> Vergleich mit Modellen zur Sternaufbau und zur Sternentwicklung -> Aus empirischer Massen-Leuchtkraft-Beziehung 6.4 Massen­Leuchtkraft­Beziehung Empirische Masse-Leuchtkraft-Beziehung In erster Näherung: Bessere Approximation: L∝ M 3 L∝M 2.5 [ M1 /2 MO ] 3.8 [ M1 /2 MO ] L∝M -> Fundamentale Beziehung zum Verständnis der leuchtenden Materie im Universum -> bestimmt durch die Physik des Sternaufbaus und der Sternentwicklung -> Massereichere Sterne “leben” kürzer: L ~M4, ~ M/L ~ M-3 Sternaufbau 7.1 Sternaufbau ­ Grundlagen, Gleichungen Arbeitshypothese: -> Sterne = Gaskugeln, durch Eigengravitation gebunden -> Sterne befinden sich nahe eines Gleichgewichtszustandes -> Energieverluste durch Strahlung -> Entwicklung auf langer Zeitskala -> angenähert durch Reihe von GG-Zuständen -> Lösung der Erhaltungsgleichungen von Masse, Impuls, & Energie veknüpft lokale und globale Größen: hydrostatisches GG 7.4 Sternentwicklung ­ Hauptreihe Sternentwicklung: Alter-Null-Hauptreihe (ZAMS) Resultat numerischer Lösungen der Sternaufbaugleichungen: -> Massereiche Sterne habe: kleinere Zentraldichte, höhere Zentraltemperatur, höhere Konzentration der Energieproduktion 7.4 Sternentwicklung ­ Hauptreihe Sternentwicklung: Alter-Null-Hauptreihe (ZAMS) Numerische Lösungen der Sternaufbaugleichungen ergeben Gesamtleuchtkraft und Effektivtemperatur an der Sternoberfläche: -> Theoretische Hauptreihe ( da Theorie -> Masse bekannt ! ) Sternalter “Null”: -> Alter-Null-Hauptreihe ZAMS= Zero Age Main Sequence 7.4 Sternentwicklung ­ Hauptreihe Sternstruktur entlang der ZAMS -> Unterschied radiative/konvektive Zonen: “obere” Hauptreihe: radiative Hülle, konvektiver Kern “untere” Hauptreihe: konvektive Hülle, radiativer Kern Bild: http://abyss.uoregon.edu/~js/ast122/lectures/lec14.html 7.1 Sternaufbau ­ Grundlagen, Gleichungen Sternaufbau (Sonne) ► Kern: innere 10% der Masse; Kernfusionen erzeugen Energie, extreme Temperaturen u. Druck (16 Mio K, Dichte 150x Wasser), gasförmig ► Radiative Zone: Bis 85% im Radius, umgibt den Kern; Energietransport aus dem heißen Inneren nach außen durch Strahlung (diffusive) ► Konvektionszone: Äußere Schicht, bei 85-100% des Radiusof, Dichte und Temperatur kleiner, Energietransport durch makroskopische Bewegungen (Konvektion) 7.2 Sternaufbau ­ Sternpulsationen Periode-Leuchtkraft-Beziehung: -> Standardkerzen in der Entfernungsmessung -> 3000 Cepheiden in LMC bekannt, 232 in M32, ... Lichtperiode von Delta Cephei: -> Helligkeit schwankt innerhalb von 5.37 Tagen um Faktor 2 ( 0.8 Größenklassen) Perioden-Leuchtkraft-Beziehung: RR Lyrae-Sterne (1), Typ II Cepheiden (2) und klassische Cepheiden (3)) http://www.avgoe.de/astro/Teil04/Entfernung.html Themen heute 14.1 Wellenlaengen und Teleskope 14.2 Keplergesetze 14.3 Strahlungsgroessen 14.4 Sternklassifikationen, Hauptreihe & weitere Parameter 14.5 Sternaufbau 14.6 Interstellares Medium und Sternentstehung 14.7 Sternentwicklung Der kosmische Zyklus Ueberblick ueber die Komponenten Phase n [cm-3] T [K] ƒ 0.003 106 0.5 0.1 Warm neutral medium 0.5 8000 0.4 1.4 Warm ionised medium 0.3 8000 0.1 1.0 Diffuse HI clouds 50 80 - 2.5 Molecular clouds >300 10 - 2.5 HII regions 1 – 105 104 - 0.05 Hot ionised medium ƒ als Volumenfuellfaktor der Galaktischen Scheibe M [109 M¤ ] Molekuele im All 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 atoms -------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------H2 C3 c-C3H C5 C5H C6H CH3C3N CH3C4H CH3C5N? HC9N CH3OC2H5 HC11N AlF C2H l-C3H C4H l-H2C4 CH2CHCN HCOOCH3 CH3CH2CN (CH3)2CO AlCl C2O C3N C4Si C2H4 CH3C2H CH3COOH? (CH3)2O NH2CH2COOH? C2 C2S C3O l-C3H2 CH3CN HC5N C7H CH3CH2OH CH3CH2CHO CH CH2 C3S c-C3H2 CH3NC HCOCH3 H2C6 HC7N CH+ HCN C2H2 CH2CN CH3OH NH2CH3 CH2OHCHO C8H CN HCO CH2D+? CH4 CH3SH c-C2H4O CH2CHCHO CO HCO+ HCCN HC3N HC3NH+ CH2CHOH CO+ HCS+ HCNH+ HC2NC HC2CHO CP HOC+ HNCO HCOOH NH2CHO CSi H2O HNCS H2CHN C5N C2H5OH HCl H2S HOCO+ H2C2O HC4N HC N 3 KCl HNC H2CO H2NCN Alkohol NH HNO H2CN HNC3 (Ethanol NO MgCN H2CS SiH4 ) NS MgNC H3O+ H2COH+ NaCl N2H+ NH3 OH N2O SiC3 PN NaCN C4 SO OCS SO+ SO2 SiN c-SiC2 H2CO SiO CO2 SiS NH2 Formaldehyd CS H3+ HF SiCN SH AlNC FeO(?) SiNC CO Ueber 150 detektierte interstellare Molekuele (April 2009) (www.cdms.de). 36 (+2 tentative) Molekueldetektionen in extragalaktischen Systemen. Dust within the big circle of matter Dust composition: Graphite C Silicon carbide SiC Enstatite (Fe,Mg)SiO3 Olivine (Fe,Mg)2SiO4 Iron Fe Magnetite Fe3O4 Size distribution: Between 0.005 and 1µm n(a) ~ a-3.5 (a: size) (Mathis, Rumpl, Nordsieck 1977) The main producers of dust are old stars in the last stages of their evolution: outer atmospheres of Red Giants, Planetary Nebulae (PN), Novae, and Supernovae (SN). However, dust forms also in ISM directly. Gas to dust mass ratio: Canonical 1:100 Recent work suggests 1:186 (Draine et al. 2007) Dust incarnations Although the grains in the ISM are thought to be small and compact, the case is different for denser environments (e.g., circumstellar disks) where the dust grains start to coagulate. Figures: Simulations of dust grain cluster growth for different initial parameters (gas and dust density, temperature, stickyness, grain charge, coagulation time …). (From Dorschner & Henning 1995) Molekülwolkenskalen ca. 1 Lichtjahr ca. 10 Lichtjahre ca. 0.15 Lichtjahre ~9000 AU Sternentstehungseffizienz nur ein paar Prozent Virialanalyse Kraeftegleichgewicht einer Struktur im hydrostatischen Gleichgewicht: Unter Einbeziehung eines Magnetfeldes B, eines Stromes j und einer Flussgeschwindigkeit v, laesst sich die Bewegungsgleichung schreiben: ρ Dv/Dt = -grad(P) - ρ grad(Φg) + 1/c j x B Dv/Dt=(∂v/∂t)x+(v grad)v 1/2(∂2I/∂t2) -2T 2U W M (Dv/Dt beinhaltet die Veraenderung an einer raeumlichen Position (∂v/∂t)x und die Aenderung, die durch den Transport von Teilchen an neue Orte mit unterschiedlicher Geschwindigkeit bewirkt werden.) Unter der Annahme von Massenerhaltung und Ausnutzung der PoissonGleichung, ergibt sich nach mehrfacher Integration das Virialtheorem. 1/2 (δ2I/δt2) = 2T + 2U + W + M I: Traegheitsmoment, verringert sich wenn Kern kollabiert (m*r2) T: Kinetische Energie U: Thermische Energie W: Gravitationsenergie M: Magnetische Energie Alle Terme ausser W sind positiv. Um die Wolke stabil zu halten muessen andere Jeans-Analyse Unabhängig von der räumlichen Konfiguration analysierte Jeans die Wellenausbreitung in einer Gaswolke Anfang des 20. Jahrhunderts. Das gleiche laesst sich auch aus der einfachsten Form des Virialtheorems (2T=-W) ableiten. Die resultierenden Jeans-Längen λJ und Jeans-Massen MJ, oberhalb derer Molekülwolken gravitativ instabil werden und kollabieren: λJ = (πa2/(Gρ0)1/2 = 0.19pc (T/(10K))1/2 (nH2/(104cm-3)-1/2 MJ = at3/(ρ01/2G3/2) = 1.0Msun (T/(10K))3/2 (nH2/(104cm-3)-1/2 à Werte darueber lassen die Wolken kollabieren. Im Umkehrschluss koennen sehr kleine und massearme Wolken leichter stabil bleiben. Beispiel: Eine grosse Moelkuelwolke mit T=10K und nH2=103cm-3 à MJ = 3.2 Msun Um Groessenordnungen zu niedrig. àAndere Stabilisierungsquellen notwendig, z.B. Magnetfelder oder Turbulenz Ambipolare Diffusion - Magnetfelder koppeln an das ionisierte Gas, dieses wiederum durch Stoesse an das neutrale Gas. - Waere Kopplung perfekt, so bliebe Br2 bei Kollaps konstant. - Fuer einen anfaenglichen Kern mit 1MSonne, r=14000AU und B=30µG wuerde dies in protostellaren Magnetfeldern von ~107G resultieren (mit protostellarem Radius ~5RSonne) à Neutrales und ionisiertes Gas koennen teilweise entkoppeln, so dass neutrales Gas durch Magnetfeld hindurchdiffundieren und leichter kollabieren kann. Ambipolare Zeitskala: tad ≈ 3x106yr (nH2/104cm-3)3/2 (B/30µG)-2 (L/0.1pc)2 Diese Zeitskala erscheint sehr lang, und es ist immer noch Thema der aktuellen Forschung, ob ambipolare Diffusion wichtig fuer Stabilitaet ist, oder Sternentstehungsparadigma Turbulenz Zeitskalen: Hauptakkretionsphase ca. 500 000 Jahre Vorhauptreihenentwicklung ca. 2 Mio Jahre Hertzsprung Russell (HR) Diagramm I Open circles: Radiative stability Full circles: Hydrogen burning - Die “Birthline” wurde zuerst aus der Beobachtung als der Ort identifiziert, an dem Sterne das erste Mal im HR Diagramm sichtbar werden. - Theoretisch kann man die “Birthline” definieren als den Zeitpunkt, an dem die Hauptakretionsphase beendet ist, und die Leuchtkraft aus Kontraktion gewonnen wird à Start der Vorhauptreihenentwicklung - Konvektive massearme Sterne kontrahieren dann, T bleibt gleich, L nimmt ab. à folgen den Hayashi Tracks. - Wenn Konvektion Energie nicht mehr transportieren kann, werden sie strahlungsdominiert à horizontale Strahlungstracks à T steigt bis hoch genug fuer Kernfusion à Hauptreihe ZAMS Akkretionsscheiben und Jets Camenzind 1990 - Akkretion findet via Scheiben statt. - Jets oder Ausstroemungen werden durch magneto-zentrifugale Beschleunigung von den Scheibenoberflaechen getrieben. - Weiter aussen bewirkt Magnetfeld eine Kollimation des Jets. Scheiben und Jets Sternentwicklung 7.3 Energieerzeugung im Stern Stellare Energiequelle: Kernfusion (thermische Energie, Gravitationsenergie ungenügend) ”Brennen” von niederzahligen zu höherzahligen Elementen -> Energiegewinn aus Kern-Bindungsenergie -> verschiedene Fusionsprozesse, Zeitskalen, Effizienz -> Langfristige Änderung des Rohstoff- und Energiehaushalts -> “Sternentwicklung”: 1) quasi-stationäres Gleichgewicht für Sterne der Hauptreihe (lange Zeitskala) 2) Entwicklung auf kurzen Zeitskalen außerhalb der Hauptreihe -> Eine Haupterkenntnis der Astrophysik des 20. Jhrts 7.4 Sternentwicklung ­ Hauptreihe Sternentwicklung: Altersentwicklung von der ZAMS HR-Sterne “leben” vom Wasserstoffbrennen 7.3 Energieerzeugung im Stern Wasserstoff-Brennen: -> pp-Kette (pp1, pp2, pp3), (pp=Proton-Proton) -> alternativ: CNO - Zyklus (Bethe-Weizäcker-Zyklus): Wasserstoff -> Helium mit Katalysatoren C, N, O Helium-Brennen: 3-Prozeß: Helium -> Kohlenstoff, T> 108K Kohlenstoff-Brennen: 5x 108K < T < 109K Sauerstoff-Brennen: T > 109K Disintegration und weiteres Aufbauen: T > 109K , erzeugtes reagiert mit weiteren Neon-Kernen ... Silizium-Brennen: bis Eisen !!! Elemente höher als Eisen -> kosten Energie: -> Bindungsenergie/Nukleon verkleinert sich nach Eisen -> Energiegewinn durch Fusion wird durch Neutrinoverluste aufgehoben -> höhere Elemente durch r, s, rp-Prozesse in Supernovae 7.4 Sternentwicklung ­ Hauptreihe Sternentwicklung: Altersentwicklung von der ZAMS Hauptreihensterne “leben” vom Wasserstoffbrennen: Vorrat begrenzt ->”Lebensalter” Kurze Zeitskala für Nach-HauptreihenEntwicklung ~106Jhr (Schalenbrennen) 7.4 Sternentwicklung ­ Übersicht Quelle: Wiki, Sternentwicklung 9.0 Stellare Endstadien ­ Kompakte Sterne Massearmer Stern: Sternwinde, Helium-Schalen-Brennen ... blasen äußere Schalen weg -> Massenverlust, Planetarischen Nebel: heißer Kern ionisiert Material, und regt zum Leuchten an -> Kern entwickelt sich zum Weißen Zwerg Endstadium Sterne > 8 MO -> Zwiebelschalenbrennen bis zum Si -> Eisenkern von 1.3-2.5 MO -> Kollaps Zentralbereich: Weißer Zwerg: Entartungsdruck Neutronenstern: > Chandrasekharmasse Schwarzes Loch: Schwarzschild-Radius -> Neutrinos, Supernova Typ II Einfuehrung in die Astron. & Astrophysik I Wintersemester 2009/2010: Henrik Beuther & Christian Fendt 15.10 Einfuehrung: Ueberblick und Geschichte (H.B.) 22.10 Grundlagen: Koordinatensys., Sternpositionen, Erde/Mond (C.F.) 29.10 Grundlagen: Teleskope und Instrumentierung (H.B.) 05.11 Grundlagen: Strahlung, Strahlungstransport (C.F.) 12.11 Planetensystem(e) und Keplergesetze (H.B.) 19.11 Sonne & Sterne, Typen, Klassifikationen, HR-Diagramm (C.F.) 26.11 Sternaufbau und Sternentwicklung (C.F.) 03.12 Sternentstehung, Akkretionsscheiben und Jets (H.B.) 10.12 Kompakte Objekte: Schwarze Loecher, Neutronensterne, W. Zw. (C.F.) 17.12 Interstellare Materie: Chemie und Materiekreislauf (H.B.) 24.12 und 31.12 – 07.01 Mehrfachsysteme und Sternhaufen, Dynamik (C.F.) 14.01 Exoplaneten (und Astrobiologie) (H.B.) 21.01 Die Milchstrasse (H.B.) 28.01 Zusammenfassung (C.F. & H.B.) http://www.mpia.de/homes/beuther/lecture_ws0910.html, [email protected], [email protected]
