ASTRONOMIE

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ASTRONOMIE - ASTROLOGIE

ASTRONOMIE – ASTROLOGIE

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Sternendeutung

EKLIPTIK - 1Ekliptik ist ein astronomischer Begriff. Diese Ekliptik zeigt uns also die Schnittlinie der Ebene Erde-Sonne mit der Himmelskugel. Sie ist gleichzeitig ungefähr die Ebene des ganzen Sonnensystems.

Alle Planeten und auch der Mond weichen nicht sehr weit von der Ekliptikab (maximal 6°).

Ekliptik - 2Wann beginnenFrühling, Sommer,Herbst u. Winter?

Wie erklären sich die Jahreszeiten?

Was versteht man unter den Wende-kreisen?

TIERKREIS•Tierkreis ist ein astrologischer Begriff.

•12 gleich große Abschnitte von je 30 Grad entlang der Ekliptik

•Diese beginnen mit dem Sternzeichen Widder am sog. Frühlingspunkt, jenem Punkt auf der Ekliptik, an dem die Sonne zu Frühlingsbeginn (21.3.) steht.

STERNZEICHEN-STERNBILDER•Die Festlegung der Tierkreissternzeichen geht ca zwei Jahrtausende zurück.

•Inzwischen haben sich allerdings die Sterne (aufgrund einer für uns langsamen Bewegung der Erdachse) verschoben, wodurch z.B. im Sternzeichen Widder nun andere Sterne stehen in der Antike (Sterne, die zum Sternbild Fische zählen)

•Bereits damals bemerkte man die langsame Verschiebung und entschloss sich, das System der Sternzeichen an den Lauf der Sonne zu binden und nicht an die Sterne. Deshalb beginnt nach unserem Kalender der Frühling im März (Sternzeichen Widder).

STERNBILDER

• Zusammenfassung von Fixsternen

FIXSTERNE – PLANETEN

• FIXSTERNE selbstleuchtende Objekte

• PLANETEN beleuchtete Objekte

Polarstern – 1 – 2

1. Möglichkeit: Achsenverlängerung

2. Möglichkeit:am Ende des kleinen Bären

zwei Möglichkeiten zur Bestimmung

Polarstern - 3

3. Möglichkeit: geografische Breite

über die geographische Breite

Zirkumpolarsterne

Wo ist der Polarstern?

Maßeinheiten•Lichtjahr: Weg, den das Licht in einem Jahr zurücklegt

•Parsec:Eine gebräuchliche astronomische Entfernungseinheit. Sie entspricht der Entfernung, aus welcher die mittlere Entfernung Erde-Sonne unter einem Winkel von einer Bogensekunde erscheint. Ein Parsec beträgt 30857000000000 km oder 3,26 Lichtjahre.(1“ = 1/3600 °)

•Astronomische Einheit: große Halbachse der Erdbahn

149 Mill. Km Abk.: AE

Gesetze des Universums

• Das Gravitationsgesetz

• Die drei Gesetze nach Johannes Kepler

• Das Gesetz nach Hubble

v: Geschwindigkeit der Galaxie relativ zur Erde

H: Hubble-Konstante H=75 (25) km s-1 Mpc-1

r: Entfernung von der Erde

F12 = G m M /r2

F12: Kraft zwischen den Massen M und m

G: Gravitationskonstante G=6,67 *10-11 m3 / kg s2

m,M: Massen

r: Entfernung der Massen

v = H*r

1. Gesetz 2. Gesetz 3. Gesetz

1. Keplersches Gesetz

Die Planeten bewegen sich auf Ellipsen in deren Brennpunkt die Sonne steht.

http://www.zum.de/Faecher/Materialien/gebhardt/astronomie/kepler.html

2. Keplersches Gesetz

Der Fahrstrahl von der Sonne zum Planeten überstreicht in gleichen Zeiten gleiche Flächen.

Der Flächensatz ist äquivalent mit der Erhaltung des Drehimpulses.

http://www.zum.de/Faecher/Materialien/gebhardt/astronomie/kepler.html

3. Keplersches GesetzDas Verhältnis aus den 3. Potenzen der großen

Halbachsen und den Quadraten der Umlaufzeiten ist für alle Planeten konstant.

a13:a2

3 = T12:T2

2

http://www.zum.de/Faecher/Materialien/gebhardt/astronomie/kepler.html

a1,a2: große Halbsachsen

T1,T2: Umlaufszeiten

http://people.freenet.de/afk/sternentstehung.htm

Sternentstehung

• Auch heute 10-20 Mrd Jahre nach Entstehung des Universums bilden sich stets neue Sterne.

• Welche Entwicklungsstadien durchläuft er?

Alter des Universums

• Alter des Universums: 13,8 Mrd. Jahre

• Alter der Sonne, Erde: 4,5 Mrd. Jahre?

Ursprung des Universums

Urknall(big bang)

Gründe für den Urknall

1. Argument: RotverschiebungDie Spektren der fernen Leuchtquellen sind immer rotverschoben, weil die sich ausdehnende, kosmische Raumzeit die Lichtwellen auseinander zieht.

Edwin Hubble erklärt die Rotverschiebung mit Dopplereffekt:

v r => v = H*r H: Hubblekonstante (74 km s-1 Mpc)v: Geschwindigkeitr: Entfernung

http://www.scilogs.de/einsteins-kosmos/der-urknall-5-gr-nde-daran-zu-glauben/

Wenn die Raumzeit expandiert, dann muss sie in der Vergangenheit kleiner gewesen sein.

Gründe für den Urknall

2. Argument: Häufigkeit leichter chemischer Elemente

• Es gab nur ein heißes Urplasma aus Teilchen.• Nach drei Minuten Abkühlung durch Ausdehnung

entstanden erste chemische Elemente durch "Verschmelzung" von Atomkernen (T ≈ 109 K).

• Fusion durch Abkühlung gestoppt, daher sind nur H, He, Li vorhanden.

• Diese Vorstellung: Alpher-Bethe-Gamow-Modell

Das Universum muss klein und heiß gewesen sein.

Gründe für den Urknall

3. Argument: kosmische Hintergrundstrahlung

• Ein Objekt beliebiger Temperatur gibt elektro-magnetische Wärmestrahlung ab

• 1965 von Arno Penzias und Robert Wilson - per Radioantenne durch einen Zufall entdeckt

• Plancksches Strahlungsgesetz: Zusammenhang zwischen Strahlungsenergie und Temperatur

• Temperatur des Universums: -270°C

http://people.freenet.de/afk/sternentstehung.htm

Sternentstehung

• Eine Kugel aus sehr heißem Gas/Staub (z.B. H)

• Von Schwerkraft zusammengehalten

• Wärme und Strahlung werden im Inneren durch Fusion erzeugt: H -> He

Was ist so ein Stern überhaupt?

Gleichgewichtszustand: Schwerkraft – Strahlungsdruck

http://people.freenet.de/afk/sternentstehung.htm

Sternentstehung

Woher kommt der Staub?

• Urknalltheorie: keine höheren Elemente als Helium

• An ihrem Lebensende fallen Sterne in sich zusammen -> schwere Elemente werden dabei erzeugt

Bedenke: Eisen, das im Hämoglobin unseres Blutes den Sauerstoff zu den Zellen transportiert, ist im Inneren eines großen Sterns entstanden

http://people.freenet.de/afk/sternentstehung.htm

Sternentstehung

• Ab einem Gewicht von etwa 10% der Sonnenmasse (2*1030 kg) zündet im Inneren des Sterns erstmals eine Kernreaktion

vgl.: Erdmasse 6*1024 kg

• Temperatur: 15 Mill. Kelvin

+Energie

SternentstehungKernfusion: H -> He

Kernfusion: H -> He

Massendefekt

Ausgangsmasse wird in Energie

umgewandelt: E=mc2

Ausgangsmasse wird in Energie

umgewandelt: E=mc2

m Deuterium + m Tritium > m Helium

m Deuterium + m Tritium =m Helium + E

Sternentstehung

http://people.freenet.de/afk/sternentstehung.htm

Sternentstehung

• Bei der Fusion entstehenden Sonnenwinde blasen die Umgebung des Sterns langsam von der Wolke frei, aus der der Stern entstand.

• Er wird erstmals auch im sichtbaren Licht sichtbar.

http://people.freenet.de/afk/sternentstehung.htm

Sternentstehung

• Ist das Innere in Folge des Verdichtens genügend heiß, so dauert die Fusion an: Energiequelle für eventuell Milliarden von Jahren.

• Das Verdichten hört auf und der Stern tritt in einen Gleichgewichtszustand ein. Der Stern ist jetzt fertig.

http://cassfos02.ucsd.edu/public/tutorial/HR.html

Klassifizierung von Sternen:

Hertzsprung-Russell-Diagramm

Hertzsprung-Russell-Diagramm

http://cassfos02.ucsd.edu/public/tutorial/HR.html

Hauptreihe

http://cassfos02.ucsd.edu/public/tutorial/HR.html

Überriesen

http://cassfos02.ucsd.edu/public/tutorial/HR.html

Rote Riesen

http://cassfos02.ucsd.edu/public/tutorial/HR.html

Weisse Zwerge

http://cassfos02.ucsd.edu/public/tutorial/HR.html

Kernfusion: 2 Mill. – 20 Mrd. Jahre stabil (abh. von Masse)

Übergangsstadien: Roter Riese Supernova

Endstadien von Sternen

Große Masse: schnelleres Verschwinden aus der Hauptreihe

Sonne: 5,5 Mrd. Jahre

Brennstoff (H) aufgebraucht -> Gravitation überwiegt-> Stern kollabiert

Rote Riesen

Stern bläht sich auf -> Leuchtkraft erhöht sich ->

Rote RieseAusdehnung -> Abkühlung -> Abnahme des Stahlungsdrucks -> Kontraktion durch Gravitation -> Aufheizen

-> Pulsationen -> PULSARE

H und He werden dabei dauernd abgestoßen

Überwiegende Gravitation -> T>100 Mill. Kelvin -> schwerere Elemente werden gebildet (bis Fe)

schwerere Elemente verschlingen bei der Bildung mehr Energie als sie abgeben

3 mögliche Endstadien

Neutronenstern

1 Sternenmasse kleiner als 1,4 Sonnenmassen

2 Sternenmasse unter 3,2 Sonnenmassen

Endstadien von Sternen

Weisse Zwerge Durchmesser: 107 m

3 Sternenmasse über 3,2 Sonnenmassen

Schwarzes Loch

Durchmesser: 104 m

Durchmesser: 104 m

Chandrasekhargrenze

1,4 Sonnenmassen

Endstadien von Sternen

1,4 m < Masse < 3,2 m

Endstadien von Sternen Neutronenstern

• Keine Atome mehr: Elektronen in Protonen „hineingeschoben“

• Reines Neutronengas

• Mit mehrere hundert Meter dicken Fe-Schicht umgeben( 1 Mill. Mal härter als härtester Stahl)

• Anfangs 100 Mill. Kelvin -> sinkt auf 10 Mill. Kelvin ab

• Leuchtkraft geringer als weißer Zwerg

Nach Supernovaausbruch

Schwarzes Loch

Nach Supernovaausbruch Masse > 3,2 m

• brechen unter dem Gravitationsdruck zusammen

• die Fluchtgeschwindigkeit steigt mit sinkender Ausdehnung

• ab einem Abstand RS (Schwarzschildradius) kann dann nicht einmal mehr das Licht entweichen (Sonne: 2,5 km)(Begründung: Raumkrümmung)

• Ereignishorizont: innerhalb stattfindende Ereignisse können nicht nach außen dringen

Endstadien von Sternen

Schwarzes Loch

Raumkrümmung: Licht beschreibt gekrümmte Bahnen

Supernovao Fusion von Elementen, die schwerer als Fe sind

o Nur in Supernovae entstehen schwerere Elemente als Fe

o Vorboten: Neutrinos

Spät- und Endstadien

Licht: Informationsquelle

für Astronomen

Licht: elektromagnetische Welle

http://www.aip.de/~stefan/science/strahlung.pdf

Für Lichtteilchen (Photonen) gilt:

c = f

E=h f

E

B

c: Lichtgeschwindigkeit: Wellenlängef: Frequenz

E: Energie des Photonsh: Plancksches Wirkungsquantumf: Frequenz

Sternenspektrum: Temperatur

Verschiebung des Intensitätsmaximums der Strahlung nach

rot -> kühl

blau – weiß -> heiss

Wiensches Verschiebungsgesetz

max = 2,9 . 10-3 T-1

max : Wellenlänge des Intensitätsmaximums

T : Temperatur

Spektrum

Spektrenarten

kontinuierliches Spektrum

Linienspektrum

Unterteilung nach dem Aussehen

1. Möglichkeit zur Erzeugung:Spektrometer

http://www.eduvinet.de/gebhardt/astronomie/spektrum.html

Brechung

1. Typ: Emissionsspektrum

Jede Atomsorte hat ihr charakteristisches Spektrum

Linienspektrum einer Na-Dampflampe

2.Typ: Absorptionsspektrum

Natriumdampf absorbiert Licht -> schwarze Linien

Beispiel: Spektrum der Sonne

Spektrum der Sonne

Frauenhofersche Linien (absorbierte Wellenlängen)

2. Möglichkeit zur Erzeugung:Beugung

http://www.eduvinet.de/gebhardt/astronomie/spektrum.html

Beugung am Gitter

Symmetrisches Spektrum