Anfang

1. Anfang

2. Generelle Eigenschaften des Universums Titelbild

3. Paradigmenwechsel: Statt religiöser Interpretation, finden geometrische Sätze Anwendung Anfänge der Astronomie Bedeutende Astronomen der Antike: • Thales von Milet (Kugelgestalt der Erde) • Pythagoras (Kugelgestalt der Himmelskörper) • Aristarch (heliozentrisches Weltbild) • Erastothenes (Messung des Erdumfangs) • Hipparch von Nicaea (Entfernung zum Mond)

4. Um absolute Helligkeiten, Geschwindigkeiten und Massen zu berechnen zu können, ist eine Entfernungsmessung notwendig. Entfernungsmessung Verschiedene Messarten: • Parallaxe • Cepheiden • Supernovae 1A • Rotlichtverschiebung

5. Durch den Umlauf der Erde um die Sonne kann der Fixsternhimmel von verschiedenen Punkten aus beobachtet werden. Die Parallaxe I • Die näher gelegenen Sterne bewegen sich relativ zu den Sternen, die so weit entfernt sind, dass ihre Parallaxe nicht messbar und somit meist vernachlässigbar ist.

6. Die Parallaxe II

7. Entferntes Referenzsystem Für Distanz des Sternes d gilt: Die Parallaxe III In der Astronomie wird in Grad bzw. in Winkelsekunden gerechnet:

8. Exemplarische Berechnung der Entfernung des 61 Cygnus: Die Parallaxe IV

9. Eine Parallaxe von 1“ (Winkelsekunde) entspricht der Entfernung von 206.265 Erdbahnradien. • Über diese Parallaxe wird die Längeneinheit Parsec definiert: • 1 pc = 3,086 * 1016m = 3,26 Lichtjahre • Die Distanz zum 61 Cygnus wäre somit etwa 11 Lichtjahre oder 3,4 Parsec. • Distanzen sind mittels der Parallaxe nur bis 500 bzw. 1000 pc zu bestimmen. • Mittels der Parallaxen wurden die Entfernungen von etwa 7500 Sternen bestimmt Die Parallaxe V

10. Cepheiden sind Sterne, deren Strahlungsleistung zyklisch zu- und abnimmt. • Die Länge des Zykluses steht dabei in Relation mit der Leuchtkraft. • Die Existenz verschiedener Cepheiden-Klassen und die Extinktion durch kosmischen Staub erschwert die Messung mittels Cepheiden. Cepheiden I

11. Periodische Schwankungen des Delta Cephei: Periode: 5,37d Legende a: Helligkeit b: Farbtemperatur c: Spektraltyp d: Radiusänderung Cepheiden II

12. Supernovae gehören zu den hellsten Phänomenen im Universum. Supernovae 1A I • Sie tritt bei Doppelstern-systemen auf. Ein weißer Zwerg wird durch seinen Begleiter „gespeist“ bis er explodiert. • Seltenes Ereignis, dafür werden Entfernungsmessungen bis 5 Milliarden Lichtjahre ermöglicht.

13. Man spricht von kataklysmischen bzw. eruptiven Veränderlichen. • Vom „speisenden Stern“ wird so lange Wasserstoff Supernovae 1A II • aufgenommen, bis der weiße Zwerg die Chandrasekhar-Grenzmasse durch Massenakkumulation überschreitet und die Wasserstofffusion explosionsartig einsetzt. • Die maximale Strahlungsleistung ist nahezu konstant.

14. Weitere Methoden zur Entfernungsbestimmung • Flächenhelligkeit von Galaxien • Die Leuchtkraft von planetarischen Nebeln übersteigt nie einen gewissen Wert. • Tully-Fisher-Relation (Masse einer Galaxie umgekehrt proportional zur Rotation und proportional zur Leuchtkraft).

15. Hubble entdeckte, dass anhand verschobener Spektrallinien, dass Licht entfernter Galaxien langwelliger ist, als normalerweise anzunehmen wäre. • Dieses Phänomen der sog. Rotverschiebung wurde auf den Dopplereffekt zurückgeführt. • Aus der Verschiebung kann man die Radialgeschwindigkeit des Himmelskörpers bestimmen. • Man hat entdeckt, dass die Fluchtgeschwindigkeit entfernterer Galaxien proportional zu ihrer Entfernung ist. Rotverschiebung I

16. Rotverschiebung II Aus der Rotverschiebung lässt sich die Hubble-konstante berechen, welche die Ausdehnung des Universums beschreibt: H0 = 65 ± 10 km s-1 Mpc-1

17. Aus der Umkehrung der Hubblekonstante kann die sog. Hubblezeit t0 abgeleitet werden: • t0 = 15 * 10 9 a ± 5 * 10 9 a • Vor ungefähr dieser Zeit muss die Materie, die heute das Universum bildet auf einem geringen Raum vereinigt gewesen sein. • Man spricht vom sog. „Urknall“ bzw. „Big Bang“. • Eine mögliche Abbremsung oder gar Beschleunigung der Expansion macht die Hubblezeit zu einem theoretischen Wert. Das Alter des Universums

18. Die kosmische Hintergrundstrahlung wird als „Echo“ des Urknalls gedeutet und ist ein wesentliches Argument für die Richtigkeit der Urknalltheorie. • Es handelt sich um eine Mikrowellenstrahlung, die einer Schwarzkörperstrahlung mit der Temperatur 2,7 K entspräche. • Die Hintergrundstrahlung ist äußerst gleichmäßig verteilt, gewisse Differenzen lassen jedoch auf Dichte- sowie Temperaturunterschiede beim Urknall schließen. Hintergrundstrahlung

19. Masse der Sterne I Die Masse der Sterne kann anhand von Doppelstern-systemen festgestellt werden.

20. Die beiden Zentripetalkräfte sind gleich der Gravitation Masse der Sterne II

21. Masse der Sterne III

22. Die Milchstraße I

23. Die Sterne im Kern sind älter als jene in der Scheibe. Sie besitzen exzentrische Laufbahnen. • Die eine vergleichsweise Flache Scheibe mit vier Ausläufern („Armen“) umläuft das Zentrum. In ihr befinden sich jüngere Sterne. • Die Milchstraße ist von einem Halo umgeben, in dem sich zahlreiche Kugelsternhaufen befinden. Diese Kugelsterne gehören zu den ältesten Objekten im Universum. Die Milchstraße II

24. Die Einordnung der Milchstraße ins Universum: • Die Milchstraße dominiert zusammen mit dem Andromedanebel eine „lokale Gruppe“ einen kleine Galaxienhaufen mit 6 Millionen Lichtjahren Durchmesser. • Die lokale Gruppe befindet sich in einem lokalen Superhaufen mit etwa 200 Millionen Lichtjahren Durchmesser. • Das Universum wird auf 15 Milliarden Lichtjahre geschätzt und enthält etwa 100 Milliarden Galaxien. Die Milchstraße III

25. Der grundlegende Unterschied zwischen „normaler“ und dunkler Materie: Die dunkle Materie I

26. Warum geht man von dunkler Materie aus? • Rotation der Milchstraße: Eigentlich müsste die Rotationsgeschwindigkeit der Milchstraße nach außen hin abfallen. Sie bleibt aber nahezu konstant. Die dunkle Materie II Offensichtlich befindet sich im Weltall noch eine große Menge nicht sichtbarer Materie.

27. Sterne werden im wesentlichen klassifiziert durch: • ihre scheinbare sowie ihre absolute Helligkeit • ihre Oberflächen-Temperatur • ihren Radius Klassifizierung von Sternen

28. Scheinbare Helligkeit von Sternen: • Helligkeit wird in Magnitudines angegeben. Für die scheinbare Helligkeit wird dabei m verwendet. • Die Magnitudines geben das Verhältnis zwischen der Helligkeit zweier Sterne an: Helligkeit von Sternen I Die scheinbare Helligkeit hängt sowohl von der tatsächlichen Helligkeit eines Planeten als auch von dessen Entfernung ab.

29. Scheinbare Helligkeit von Sternen: • Als Referenz wird der Stern Vega verwendet, dessen Helligkeit als Magnitude null definiert wird • Die Sonne hat im Vergleich die Magnitude –26 mag Helligkeit von Sternen II

30. Absolute Helligkeit von Sternen: • Bei der absoluten Helligkeit M wird die Magnitude eines Sternes angegeben, wenn er in der Entfernung von 10 pc leuchten würde. • Für diesen Abstand hat die Sonne einen Wert von M = 4,74 mag. Helligkeit von Sternen III

31. Leuchtkraft von Sternen • Die Leuchtkraft von Sternen ist von ihrer Temperatur und von ihrer Oberfläche abhängig: Helligkeit von Sternen IV Die Fläche A lässt sich dabei über die Kugeloberfläche berechnen, so dass gilt:

32. Die Oberflächentemperatur eines Sterne lässt sich anhand seines Spektrums ermitteln. Dabei findet das Wiensche Verschiebungsgesetz Anwendung: Helligkeit von Sternen V

33. Helligkeit von Sternen VI

34. Den Spektraltypen lassen sich ungefähre Temperaturen zuordnen, die eine spezifische Farbe des Sternes zur Folge haben. Spektraltypen I

35. Der Spektraltyp wurde erstmals von H. N. Russel in Zusammenhang mit der absoluten Helligkeit gebracht. • In dem nach Russel und Hertzsprung benannten Diagramm wurde der Spektraltyp und die absolute Helligkeit gegeneinander angetragen. Spektraltypen II

36. HRD I

37. HRD II

38. Bildnachweise Seite 2: www.hubblesite.org Seite 6: Albrecht Unsöld, Bodo Baschek: Der neue Kosmos. Einführung in die Astrophysik, Berlin 6. Aufl. 1999, S. 173 Seite 7: http://www.linf.fu-berlin.de/~gutsche/astro/fixsternparallaxe.html Seite 11: Unsöld: Kosmos, S. 251 (modifiziert) Seite 12: http://members.tripod.com/debnken/supernova.html Seite 13: Unsöld: Kosmos, S. 260 Seite 16: http://www.astro.ucla.edu/~wright/doppler.htm Seite 19: Joachim Grehn (Hg.): Metzler Physik, Stuttgart 2. Aufl 1988, S. 536 Seite 25: http://astron.berkeley.edu/~mwhite/darkmatter/dm.html Seite 32: Metzler Physik, S. 535 Seite 33: Metzler Physik, S. 537 Seite 36: Unsöld: Kosmos, S. 184 Seite 37: Metzler Physik, S. 538