Anfang

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Anfang
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Titelbild
Generelle Eigenschaften des Universums
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Anfänge der Astronomie
Paradigmenwechsel Statt religiöser
Interpretation, finden geometrische Sätze
Anwendung
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)

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Entfernungsmessung
Um absolute Helligkeiten, Geschwindigkeiten und
Massen zu berechnen zu können, ist eine
Entfernungsmessung notwendig.
Verschiedene Messarten

• Parallaxe

• Cepheiden

• Supernovae 1A

• Rotlichtverschiebung

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Die Parallaxe I

• Durch den Umlauf der Erde um die Sonne kann der
  Fixsternhimmel von verschiedenen Punkten aus
  beobachtet werden.

• 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.

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Die Parallaxe II

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Die Parallaxe III
Entferntes Referenzsystem
Für Distanz des Sternes d gilt
In der Astronomie wird in Grad bzw. in
Winkelsekunden gerechnet
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Die Parallaxe IV
Exemplarische Berechnung der Entfernung des 61
Cygnus
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Die Parallaxe V

• 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

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Cepheiden I

• 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.

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Cepheiden II
Periodische Schwankungen des Delta
Cephei Periode 5,37d Legende a Helligkeit b
Farbtemperatur c Spektraltyp d Radiusänderung
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Supernovae 1A I

• Supernovae gehören zu den hellsten Phänomenen im
  Universum.

• 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.

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Supernovae 1A II

• Man spricht von kataklysmischen bzw. eruptiven
  Veränderlichen.
• Vom speisenden Stern wird so lange Wasserstoff

• aufgenommen, bis der weiße Zwerg die
  Chandrasekhar-Grenzmasse durch Massenakkumulation
  überschreitet und die Wasserstofffusion
  explosionsartig einsetzt.
• Die maximale Strahlungsleistung ist nahezu
  konstant.

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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).

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Rotverschiebung I

• 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.

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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
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Das Alter des Universums

• 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.

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Hintergrundstrahlung

• 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.

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Masse der Sterne I
Die Masse der Sterne kann anhand von
Doppelstern-systemen festgestellt werden.
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Masse der Sterne II
Die beiden Zentripetalkräfte sind gleich der
Gravitation
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Masse der Sterne III
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Die Milchstraße I
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Die Milchstraße II

• 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.

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Die Milchstraße III

• 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.

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Die dunkle Materie I

• Der grundlegende Unterschied zwischen normaler
  und dunkler Materie

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Die dunkle Materie II

• 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.

Offensichtlich befindet sich im Weltall noch eine
große Menge nicht sichtbarer Materie.
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Klassifizierung von Sternen

• Sterne werden im wesentlichen klassifiziert
  durch
• ihre scheinbare sowie ihre absolute Helligkeit
• ihre Oberflächen-Temperatur
• ihren Radius

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Helligkeit von Sternen I

• 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

Die scheinbare Helligkeit hängt sowohl von der
tatsächlichen Helligkeit eines Planeten als auch
von dessen Entfernung ab.
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Helligkeit von Sternen II

• 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

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Helligkeit von Sternen III

• 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.

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Helligkeit von Sternen IV

• Leuchtkraft von Sternen
• Die Leuchtkraft von Sternen ist von ihrer
  Temperatur und von ihrer Oberfläche abhängig

Die Fläche A lässt sich dabei über die
Kugeloberfläche berechnen, so dass gilt
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Helligkeit von Sternen V
Die Oberflächentemperatur eines Sterne lässt sich
anhand seines Spektrums ermitteln. Dabei findet
das Wiensche Verschiebungsgesetz Anwendung
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Helligkeit von Sternen VI
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Spektraltypen I
Typ T K
O 50 000
B0 25 000
A0 10 000
F0 7600
G0 6000
K0 5100
M0 3600
M5 3000
C 3000
S 3000
Den Spektraltypen lassen sich ungefähre
Temperaturen zuordnen, die eine spezifische Farbe
des Sternes zur Folge haben.
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Spektraltypen II

• 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.

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HRD I
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HRD II
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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 S
eite 13 Unsöld Kosmos, S. 260 Seite 16
http//www.astro.ucla.edu/wright/doppler.htm Seit
e 19 Joachim Grehn (Hg.) Metzler Physik,
Stuttgart 2. Aufl 1988, S. 536 Seite 25
http//astron.berkeley.edu/mwhite/darkmatter/dm.h
tml Seite 32 Metzler Physik, S. 535 Seite 33
Metzler Physik, S. 537 Seite 36 Unsöld Kosmos,
S. 184 Seite 37 Metzler Physik, S. 538