Einführung in die Astronomie unf Astrophysik I - Teil 2 · Einführung in die Astronomie und...

Einführung in die

Astronomie und Astrophysik I

Teil 2

Jochen LiskeHamburger Sternwarte

[email protected]

Einstieg: Was ist Astrophysik?

Koordinatensysteme

Astronomische Zeitrechnung

Sonnensystem

Gravitation

Die Keplerschen Gesetze

Strahlung

Teleskope

Planeten

Sternaufbau

Sternentstehung

Sternentwicklung

Sternhaufen

Interstellare Materie

Die Exoten: Neutronensterne und Schwarze Löcher

Themen

Nur wenige 1000 Sterne mit bloßem Auge sichtbar

Unter Idealbedingungen (transparent Atmosphäre,

keine Lichtverschmutzung) 5000 – 6000

Willkürliche Gruppierung zu Figuren = Sternbilder

Sternörter

Mythologischer Sternenhimmel

verschiedene Sternbilder je

nach Kulturkreis

oft Tiere und Fabelwesen

Namen / Abgrenzung

mehrdeutig

Sternbilder



nach Kulturkreis


Namen / Abgrenzung

mehrdeutig

Sternbilder

Beispiel aus Australien:

Emu in the Sky



nach Kulturkreis


Namen / Abgrenzung

mehrdeutig

Sternbilder

Beispiel aus Australien:

Orion = Kanu



nach Kulturkreis


Namen / Abgrenzung

mehrdeutig

Sternbilder

Seit 1928:

Festlegung von 88

Sternbildern durch die

International Astronomical

Union, rechtwinklig

abgegrenzt

Sternbilder

Beispiel:

Großer Bär / Wagen

Sternbilder

Beispiel:

Kleiner Bär / Wagen

Sternbilder

Eigennamen (oft arabisch): Sirius, Algol, Vega, ...

Griechischer Buchstabe + Sternbild:

α And (Andromedae), β UMa (Ursae Majoris), γ Per (Persei), ...

Katalognamen

BD+29°5419 (Bonner Durchmusterung),

HD 4712 (Henry-Draper-Katalog),

SAO 15832 (Smithonian Astronomical Observatory),

...

Sternbilder: auch zur ungefähren Angabe von nicht-stellaren

Objekten (z.B. Galaxien, Nebel, etc.)

Sternnamen

Nein, man kann Sternnamen nicht kaufen ...

Sternnamen

Horizontsystem

Äquatorialsystem

Ekliptikales System

Galaktisches System

Koordinatenänderung

Koordinatensysteme

Projektion des gegenwärtigen

Horizonts auf die Himmelssphäre

abhängig vom gegenwärtigen

Standort auf der Erde (Längen-

und Breitengrad) und Zeitpunkt

Horizontsystem

Definition/Koordinaten:

Grundkreis = Horizont

Pole: Zenit, Nadir

Höhe: h [] → Zenit: +90

Azimut: A [] → Westen: 90

Horizontsystem



Pole: Zenit, Nadir



Natürliches Koordinaten-

system des Beobachters

Sterne „kulminieren“ im

Meridian

Horizontsystem

NB: Horizont umgangssprachlicher Horizont



Pole: Zenit, Nadir






Meridian

Horizontsystem

Horizontsystem



Pole: Zenit, Nadir






Meridian

Horizontsystem



Pole: Zenit, Nadir






Meridian

Nachteil: Koordinaten

abhängig von Zeit und Ort

Äquatorialsystem

Projektion des Erdäquators

auf die Himmelsspähre


Grundkreis =

Himmelsäquator

Pole: Nord, Süd

Deklination: δ []

→ Nordpol: +90

Rektaszension: α, RA []

→ Frühlingspunkt: 0

Ekliptik

Ebene der Erdumlaufbahn um die Sonne

Ekliptik

Ebene der Erdumlaufbahn um

die Sonne

= scheinbare Bahn der Sonne

vor dem Fixsternhimmel

Achse der Erdrotation Achse

der Erdumlaufbahn

Neigung um ε = 23.44

Winkel zwischen Ekliptik

und Himmelsäquator = ε

Frühlingspunkt:

Einer der Schnittpunkte des

Himmelsäquators mit Ekliptik

Und zwar der im Frühling!

Früher im Sternbild Widder,

jetzt: Fische

Äquatorialsystem

Projektion des Erdäquators

auf die Himmelsspähre


Grundkreis =

Himmelsäquator

Pole: Nord, Süd

Deklination: δ []

Nordpol: +90

Rektaszension: α, RA []

Frühlingspunkt: 0

Koordinaten sind zeit- und

ortsunabhängig

Standardsystem der

Astronomie

Äquatorialsystem

Für Beobachtungen ist der

Stundenwinkel t hilfreich

t = Winkel zwischen Meridian

und Stundenkreis

= Zeit nach oberer

Kulmination

Umrechnung zwischen α

und t anhand der Sternzeit:

t = ST – α

ST = Stundenwinkel des

Frühlingspunkts (ortsabhängig)

Äquatorialsystem

Für Beobachtungen ist der

Stundenwinkel t hilfreich

t = Winkel zwischen Meridian

und Stundenkreis

= Zeit nach oberer

Kulmination

Umrechnung zwischen α

und t anhand der Sternzeit:

t = ST – α

ST = Stundenwinkel des

Frühlingspunkts (ortsabhängig)

Observatorien haben

Sternzeituhren!

Winkel und Zeit

Stundenwinkel t und Rektaszension α werden meist in

Stunden, Minuten, Sekunden angegeben (Zeitmaß):

24 h ≙ 360, 1 h ≙ 15, 1 m ≙ 0.25, 1 s ≙ 0.00417

Nicht zu verwechseln mit Bogenminute/Bogensekunde:

Bogenminute: 1 = 60’ 1’ = 0.016667

Bogensekunde: 1’ = 60’’ 1’’ = 0.00027778

1 h ≙ 15, 1 m ≙ 15’, 1 s ≙ 15’’

Intermezzo I: Teleskopmontierungen

Äquatoriale oder

parallaktische Montierung:

Eine Achse parallel zur

Erdrotationsachse

Teleskop muss nur um

diese eine Achse nach-

geführt werden

Komplizierter im Bau

Großer Refraktor an der

Hamburger Sternwarte

Intermezzo I: Teleskopmontierungen

Azimutale Montierung:

Eine Achse zeigt zum

Zenit

Teleskop muss um

beide Achsen nach-

geführt werden

Computersteuerung

Einfacher im Bau

Intermezzo II: zirkumpolare Sterne

Objekte, die nicht auf- oder

untergehen

Welche das sind, ist

abhängig vom Breitengrad

φ des Beobachters.

Zirkumpolare Objekte der

Nordhalbkugel:

(90 – φ) < δ

Für Südhalbkugel:

δ < –(90 + φ)

Hamburg (φ = 53.5):

36.5 < δ

Umgekehrt: Sterne, die in

Hamburg nie sichtbar sind:

δ < –36.5

Koordinatensysteme

Sonne und Planeten wandern

entlang der Ekliptik

Äquatorialsystem nicht so

gut für Sonnensystem-

beobachtungen geeignet

δ

α

Ekliptikales System


Grundkreis = Ekliptik

Breite: β []

„Nordpol“: +90

Länge: λ []

Frühlingspunkt: 0

Verwendung im

Sonnensystem

Ekliptikales System

Umrechnung:

Ekliptikal äquatorial

δ = arcsin (cos ε · sin β + sin ε · cos β · sin λ)

α = arctan ((cos ε · sin λ − sin ε · tan β) / cos λ)

Äquatorial ekliptikal

x = sin ε · sin δ + cos ε · cos δ · sin α

y = cos δ · cos α

z = cos ε · sin δ - sin ε · cos δ · sin α

β = arcsin (z)

λ = arccos (y / cos β) = arcsin (x / cos β)

Trigonometrie wichtig in der Astronomie!

Galaktisches System


Grundkreis = Ebene der

Milchstraße

Breite: b []

„Nordpol“: +90

Länge: l []

Galaktisches Zentrum: 0

1958: Festlegung des Galaktisches

Zentrums: α = 17 h 42.4 min, δ = −28.92

tatsächliches Zentrum (Radioquelle

Sagittarius A*) ist um 0,07 versetzt

Neigung der galaktischen Ebene zum

Himmelsäquator: 62.6

Verwendung für großflächige

Durchmusterungen (sowohl

galaktische als auch

extragalaktische)

Galaktisches System

ESO / Serge Brunier

Galaktisches System

ESO / Serge Brunier

b

l

Galaktisches System

Zusammenfassung Koordinatensysteme

Horizontsystem (Azimut A, Höhe h)

Äquatorsystem (Rektaszension α, Deklination δ)

Ekliptikales System (Länge λ, Breite β)

Galaktisches System (Länge l, Breite b)

Veränderung der Koordinaten

Präzession:

Rotationsachse der Erde ist geneigt

Die Gravitationskräfte von Sonne und Mond führen zu einer

Taumelbewegung der Erdachse (Kreisel)

Präzession

Himmelspol kreist in der

Ekliptikebene

Öffnungswinkel des

Präzessionskegels = 23.44°

Periode = ca 25700 Jahre

(Platonisches Jahr)

Frühlingspunkt wandert

entgegen der scheinbaren

Bewegung der Sonne

Äquitorialkoordinaten (δ, α)

ändern sich mit der Zeit

Epoche muss mit

angegeben werden

Intermezzo II: “Sternzeichen”

Intermezzo III: “Sternzeichen”

Intermezzo III: “Sternzeichen”

„Sternzeichen“ = Tierkreiszeichen Sternbilder entlang der Ekliptik


Nutation:

Bahnachse des Mondes ist gegenüber der Ekliptik um 5.1

geneigt Kreisel

Gravitationskraft der Sonne Präzession der Mondbahn

Präzession der Erde wird periodisch verändert

Nutation

Präzessionskegel wird gestört

Öffnungswinkel des

Nutationskegels = 9.2 bzw 6.9”

Periode = 18.6 Jahre

Nutation ändert sowohl die

Schiefe der Ekliptik als auch die

Richtung des Frühlingspunkts


Parallaxe:

Scheinbare Positionsänderung entfernter Objekte durch

Veränderung der eigenen Beobachtungsposition

Linkes Auge Rechtes Auge

Tägliche Parallaxe

Durch Erddrehung

Nur bei Objekten im Sonnensystem messbar

Mond: α ~ 6000 km / 380000 km ~ 1

Sonne: α ~ 6000 km / 150 x 106 km ~ 8”

Jährliche Parallaxe

Durch Umlauf der Erde um die Sonne

Jährliche Parallaxe

Parallaxwinkel π: sin(π) = a/r ≈ π

(für r ≫ a)

Definition der Längenmaßeinheit

Parallaxensekunde = Parsec = pc:

a = 1 AU (~150 Mio km)

π = 1”

r ≡ 1 pc = 3.26 Lj = 30.86×1012 km

pc: gebräuchlichste Einheit für

astronomische Entfernungsangaben

Parallaxe: eine der wenigen

direkten Methoden zur Entfernungs-

bestimmung von Sternen

Weitere Koordinatenstörungen

Aberration: scheinbare

Positionsveränderung durch

relative Bewegung zwischen

Quelle und Beobachter und

Endlichkeit der Licht-

geschwindigkeit

Erde um Sonne: < 20.5“

Refraktion: scheinbare

Positionsveränderung durch

Lichtbrechung in unter-

schiedlichen Luftschichten,

abhängig vom Zustand der

Atmosphäre und der Höhe

über dem Horizont; bis zu 0.6

Zeitmessung: Sonnenzeit und Sternzeit

Sonnentag = synodischer Tag = τ:

Zeit zwischen zwei Sonnenkulminationen

Tsyn = 86400 s = 24 h

Erdrotation ist ziemlich konstant (aber nicht perfekt)

Sterntag = siderischer Tag = τ*:

Zeit zwischen zwei Frühlingspunktkulminationen

Tsid = 86164.099 s = 23 h 56 m 4.099 s

1 Jahr hat ca. 366 siderische Tage

Zeitmessung: wahre und mittlere Zeit

Wahre örtliche Sonnenzeit:

Stundenwinkel der „wahren“ Sonne + 12 h

( Tagesanfang um Mitternacht)

Wird von Sonnenuhren angezeigt

In der Praxis nicht brauchbar, da

ungleichmäßiger Verlauf wegen:

Schiefe der Ekliptik ( 1/2 jährliche Periode)

Exzentrische Erdumlaufbahn ( jährliche Periode)

Mittlere örtliche Sonnenzeit:

Stundenwinkel der “mittleren” Sonne + 12 h

„Mittlere Sonne“: gleichmäßige Bewegung in α

Mittlere Sonnenzeit / mittlere Ortszeit (MOZ)

Zeitmessung: wahre und mittlere Zeit

Zeitmessung: was ist eine Sekunde?

Bis 1960: Sonnensekunde: 1 / 86400 eines mittleren

Sonnentages

1960: Ephemeridensekunde: 1 / 31 556 925.9747 des tropischen

Jahres am 0. Januar 1900 um 12 Uhr

Seit 1967: Atomsekunde: 9 192 631 770-fache der

Periodendauer der dem Übergang zwischen den beiden

Hyperfeinstrukturniveaus des Grundzustands von Atomen des

Nuklids Caesium-133 entsprechenden Strahlung

Internationale Atomzeit, TAI

UT1 = mittlere Sonnenzeit, veränderlich

In der Praxis soll die Zeit

gleichmäßig verlaufen (wie TAI)

sich an der Dauer eines Sonnentages orientieren (wie UT1)

Kompromiss: „Gebrauchszeit“ UTC = TAI + unregelmäßige

Schaltsekunden, Abweichung von UT1 immer < 0.9 s

Heute: UTC = TAI – 36 s

Zeitmessung: Tageslänge

Zeitmessung: das Jahr

Tropisches Jahr (Sonnenjahr Jahreszeiten)

Alte Definition: von Frühlingspunkt zu Frühlingspunkt

Kalenderjahr; keine gute Definition weil:

• Abhängig von der willkürlichen Wahl des Frühlingspunkts

• Schwankung aufgrund von:

• Elliptizität der Erdumlaufbahn

• Bahnstörungen durch Mond und andere Planeten

• Präzessionsschwankungen

• Gegenwärtig 365.2424 d (1 d = 86400 Atomsekunden)

Neue Definition: Zeitraum, in dem die mittlere Länge der

Sonne um 360 zunimmt

• Im Grunde das langfristige Mittel der alten Definition

• Trotzdem noch veränderlich

• Gegenwärtig 365.2422 Tage

Länge des tropischen Jahrs

Abnahme wegen gegenwärtiger

Beschleunigung der Präzession


Siderisches Jahr (Sternenjahr)

Zeitraum bis die Sonne die gleiche Stelle am Fixsternhimmel

einnimmt

Veränderlich, definiert für den 01.01.2000

365.2564 d (ca. 20.5 Minuten länger als das tropische Jahr)

Anomalistisches Jahr

Zeitraum zwischen 2 Periheldurchgängen

Veränderlich, definiert für den 01.01.2000

365.2596 (ca. 4.5 Minuten länger als das siderische Jahr)

atrop < asid < aanom


Kalenderjahr (richtet sich nach dem tropischen Jahr)

Tropisches Jahr ganze Anzahl von Tagen

Lösung: gelegentliches Einfügen eines Schalttages

Julianischer Kalender (45 v. Chr.): 1 a = 365.25 d

1 Schalttag alle 4 Jahre

Gregorianischer Kalender (zuerst 1582): 1 a = 265.2425 d

1 Schalttag alle 4 Jahre, es sei denn Jahr ist durch 100

teilbar, es sei denn Jahr ist durch 400 teilbar ( 2000 war ein

Schaltjahr, 1900 nicht)

Übergang vom Julianischen zum gregorianischen Kalender:

Donnerstag, 04.10.1582 Freitag, 15.10.1582

In den USA: Mittwoch, 02.09.1752 Donnerstag, 15.09.1752

(siehe „cal“ Programm auf Unix-Systemen inkl Mac)

Zeitmessung: Julianisches Datum

In der Astronomie und anderen Wissenschaften wird eine über

Jahrhunderte fortlaufende Tageszählung benötigt, um die

Berechnung von Zeitintervallen zu vereinfachen (also ohne sich

um verschieden lange Monate, Kalenderreformen, Schalttage

und Schaltsekunden kümmern zu müssen).

JD = Zeit in Tagen seit 12:00 Uhr UT am 01.01.4713 v. Chr. im

proleptischen Julianischen Kalender (= 24.11.4714 v. Chr. im

proleptischen gregorianischen Kalender), wobei ein Tag = 86400

Atomsekunden

MJD = Modifiziertes Julianisches Datum = JD − 2400000.5

Vorsicht: es werden z.T. verschiedene Zeitskalen für JD

verwendet (UT1, UTC, TAI, etc.), bei Anwendungen mit hohen

Präzisionsansprüchen muss also die Zeitskala mit angegeben

werden

Einführung in die Astronomie unf Astrophysik I - Teil 2 · Einführung in die Astronomie und...

Documents

Transcript of Einführung in die Astronomie unf Astrophysik I - Teil 2 · Einführung in die Astronomie und...