Einführung in die Astrophysik

Achim Weiß

SS 2006

Vorstellung

Absicht der VorlesungÜbersicht über Bausteine des Universums

Materie und StrahlungBaryonische und Dunkle MaterieSterne und Galaxien

unser gegenwärtiges Wissen darüberunser Bild vom UniversumGrenzen des Wissens

wie wurde dieses Wissen erworbenMethoden und Teleskope

die aktuellen Fragestellungenwichtige physikalische Prozesse und KräfteVerständnis astrophysikalischer Vorgänge

Was fehlen wird...● klassische Astronomie

– Himmelskoordinaten

– Himmelsmechanik

– Nomenklaturen● Sonnensystem● Teleskope und Instrumente (als Fachgebiet)

– Optik und Technik● Details 

– zu physikalischen Prozessen

– zu Methoden

Literatur● Carroll & Ostlie:

– An Introduction to Modern Astrophysics (Addison­Wesley 1996; ca. 120 €)

● Kundt:

– Astrophysics ­ A primer (Springer 2001; 45 €)● Harwit: 

– Astrophysical Concepts (Springer 1998; 87 €)● Shu:

– The Physical Universe (Univ. Mill Valley)● Unsöld/Baschek: 

– Der neue Kosmos (Springer 2002; 50 €)

Astronomy Picture of the Day● http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/astropix.html● Jeden Tag ein astronomisches Foto mit kurzer Erklärung

Mars nahe dem offenenSternhaufen M35(19.4.)

Staubwolke NGC281 (Pacman­Wolke)im jungen Sternhaufen IC1590 (20.4.)

Spiralgalaxie NGC253 inder Skulptor­Gruppe (21.4.)

The Name of the Game● Astrophysik: Physik astronomischer (kosmischer) Objekte

(moderne Bezeichnung; seit 20. Jahrhundert)

● Astronomie: Lehre vom Ort und der Bewegung dieserObjekte(Wissenschaft seit Galileo, Blüte im 18./19. Jhdt)

● Astrologie: eigentlich "Lehre von den Sternen", Missbrauch eines guten Namens! Unsinn und Aberglaube (leider allgegenwärtig; keine Wissenschaft)

● nicht zu verwechseln mit Astro­Biologie (u.a. biologische Wirkungen von Sonne, Mond)

Geschichtliches● Astronomie vielleicht 

älteste Wissenschaft● entstand aus 

religiösem Empfinden (Erklärung des unerreichbaren Himmels, seiner Veränderungen, des Platzes des Menschen)

(Newgrange, Irland)

Geschichte / II● wandelte sich zu Theologie und Philosophie

– und später (mit Hilfe der Geometrie bzw. Mathematik) zur Astronomie

● Kepler war auch immer noch Astrologe!

– erst im 20. Jhdt. (dem Jahrhundert der Physik) zur Astrophysik

Methoden der Astrophysik● Informationen sammeln

– Licht in verschiedenen Wellenlängenbereichen

– Elementarteilchen (Neutrinos, Protonen, Produkte von Zerfallskaskaden)

● Eigenschaften der Datenträger analysieren

– Spektrum

– Intensität

– Polarisation● zeitliche Veränderungen verfolgen

– Zeitreihen

Methoden / 2● Analyse der Informationen

– Eigenschaften der Lichtquellen (Temperatur, chemische Zusammensetzung, Größe, Geschichte)

– Eigenschaften der zwischen Quelle und Beobachter liegenden Materie (Absorption, Streuung)

– Vergleich mit ähnlichen Quellen

– Statistik (indirekter Zugang zur zeitlichen Entwicklung)

Methoden / 3● Modellbildung

– Hypothese 

– physikalisches Modell, basierend auf bekannten physikalischen GesetzenAnnahme: phys. Gesetze gelten überall im Universum und zu allen Zeiten! (wie weit zurück im Urknall?)

– oder: Modell mit neuer, unbekannter Physik

– Analyse unter Modellannahmen, Vorhersagen

– Vergleich mit weiteren (anderen oder zusätzlichen) Beobachtungen

Methoden / 4● Modelltest

– Vorhersagen (andere Eigenschaften, Statistik)

– neue Beobachtungen

– neue Instrumente

klassische naturwissenschaftliche Vorgehensweise

– allerdings mit den Einschränkungen:● keine aktiven, gezielten Experimente unter 

wohldefinierten Bedingungen● häufig extrem lange Zeitskalen● Mischung der verschiedensten physikalischen Effekte

Objekte sind kein Zufall● Größe und Eigenschaften astronomischer Objekte 

sind nicht zufällig● ergeben sich aus grundlegenden physikalischen 

Kräften und Energien● ebenso Zeitskalen● Naturkonstanten sind die Grundlage für die 

Eigenschaften des Universums● s. Materialien 

Von innen nach außen

Unser Blick ins All

Der historische Weg

Woraus besteht das Universum?

Objekte im Kosmos

Hierarchien im Kosmos

Der Nachthimmel

Wir sehen Sterne, einigermaßen gleichmäßigüber den Himmel verteilt

Sterne sind heiße Gas-kugeln, die selbst leuchten.Das Gas ist 3000 – 100 Millionen Grad heiß.Sie bestehen aus etwa 70% Wasserstoff, 28% Helium und 2% “Metallen”

Objekte am Nachthimmel

Planeten: kleine, ruhige Scheibchen, manche sehr hell

Sterne: flackernde Pünktchen

“Nebel”: flächenhafte Objekte, diffus

Besonderheiten: Kometen, Meteore (Sternschnuppen)

Unser Blick in den Himmel

Beschränkte “Empfänger” (Auge, Feldstecher, kleine Teleskope)erlauben nur einen beschränkten Blick ins All. Was wir erkennen, hängt davon ab, wie weit wir sehen können.

Struktur am Nachthimmel?● Sterne scheinen weitgehend gleichmäßig 

verteilt zu sein● Weltall gleichmäßig erfüllt von 

Sternen, wir mitten unter ihnen● einzige Struktur diffuses Band 

der Milchstraße:

– lange Zeit nur mystische Erklärung

Kosmologie des Altertumsund Mittelalters 

Struktur am Nachthimmel!

Galileo entdeckte (dank neuester Technologie), dass Milchstraße in Wahrheit aus vielen schwachen Sternen zusammen gesetzt ist, aber auch dunkle Gebiete enthält → Sterne in größerer Entfernung

Erst im 20. Jhdt. erkannte man, dass einige der „nebelhaften Objekte“ ebenfalls aus vielen Sternen bestehen, vermutlich also sehr weit weg sind                     →   Galaxien

Andromeda­Galaxie (M31) und Mond; Fotomontage, maßstabsgetreu

Milchstraße

Milchstraße ist also die Scheibe einer (Spiral-) Galaxie;sehr unterschiedliche Sterndichte ergibt sich aus Blickrichtung;Sonnensystem sitzt in der Scheibe;dunkle Gebiete in der Scheibe sind Gasmassen, die Licht absorbieren

Ursa Majoris

Centaurus

Galaxien

● mit der Erkenntnis, dass unsere Milchstraße nur eine von vielen Galaxien ist, und dass zwischen diesen leerer Raum ist, veränderte sich wieder unser Bild des Universums

● außerdem wurde erkannt, dass es unterschiedliche Typen und Größen von Galaxien gibt

Galaxien

● insbesondere haben unsere Milchstraße und auch der Andromeda­Nebel (die nächste große Galaxie) kleinere Begleitgalaxien

→ Hierarchien

● unsere prominentesten Begleiter sind die Große und die Kleine Magellansche Wolke, die den Südhimmel dominieren

Kleine Magellansche Wolke (SMC)Große Magellansche Wolke (LMC)

Galaxien in Gruppen

● Milchstraße und Andromeda­Nebel sind die Kerne der Lokalen Galaxiengruppe 

● solche Gruppen sind nicht untypisch

● bestehen aus einer Handvoll bis einigen zehn Galaxien(Lokale Gruppe: ca. 40)

● Größen und Entfernungen?

Galaxiengruppe HCG 87

Entfernungen

● die Entfernung Erde­Sonne beträgt im Mittel 150 Mill. km oder 1.5 ∙ 1013 cm = 1 Astronomische Einheit (AU)dafür braucht das Licht (c = 3 1010 cm/s) etwas mehr als 8 Minuten

● unser Sonnensystem dehnt sich bis 40 AU (Entfernung Pluto) oder 60 AU (Rand?) ausdafür braucht das Licht schon 500 Minuten

● zum nächsten Stern aber benötigt das Licht 4 Jahre, also ist dieser ca. 4200 mal so weit, wie das Sonnensystem groß ist!eine große Leere, in der Entfernungen in Lichtjahren gemessen werden (1 LJ   10≃ 16 m   0.3 parsec; 1 pc = 3.09 10≃ 18 cm)

● das bedeutet aber auch, dass wir alles im Universum so sehen, wie es zu dem Zeitpunkt gewesen ist, als das Licht von dort loslief

● alle Sterne am Nachthimmel sind (nur) bis zu 100 LJ entfernt→ Erkenntnis dieser Entfernungen im 19. Jhdt. ein Schock

Das Universum - überwältigend groß

Erst zum Ende des 19. Jahrhunderts wurde klar, wie riesig das Universum ist. Dies beeinflusste unsere Kultur und unser Selbstverständnis.  Als Beispiel sei hier Thomas Hardy und sein Buch  Two on a Tower von 1882 angeführt. Im Folgenden ein Ausschnitt aus einem Gespräch zwischen  Lady Constantine und ihrem zukünftigen  Astronom­Liebhaber, Swithin St.Cleve:

'We are now traversing distances beside which the immense line stretching from the earth to the sun is but an invisible point', said the youth. 'When just now, we had reached a planet whose remoteness is a hundred times the remoteness of the sun from the earth, we were only a two thousandth part of the journey to the spot at which we have optically arrived now.''O pray don't;  it overpowers me!' she replied, not without seriousness. 'It makes me feel that it is not worth while to live; it quite annihilates me.''If it annihilates your ladyship to roam over these yawning spaces just once, think how it must annihilate me to be, as it were, in constant suspension amid them night after night.'

Wie misst man Entfernungen?● Parallaxenmessung (geometrische Methode)

– nur für Sonnenumgebung möglich

– dank Hipparcos Reichweitebis etwa 500 LJ

– mit GAIA wird man ganze Milchstraßeausmessen können

● Standardkerzen (physikalische Methode)

– Annahme, dass bestimmte Objekte immer gleich hell sind

– dann ist relative Helligkeit nur Folge der unterschiedlichen Entfernungen

– und aus gemessener Helligkeit kann Entfernung berechnet werden

– Beispiele: Cepheiden, Supernovae Typ Ia

Größe und Entfernung von Galaxien● Milchstraße:

– Scheibendurchmesser etwa 100.000 LJ (30 kpc); Sonne 8 kpc vom Zentrum entfernt

– Höhe der Scheibe 2­5 kpc

– um die Scheibe ein sphärischer Halo

– enthält ca. 200 Mrd. Sterne (≈ 1/5 Gesamtmasse)

● LMC und SMC:

– Entfernung von Milchstraße 50 bzw. 70 kpc

– Größe: 2 kpc

– Masse 10 Mrd. Sonnenmassen

● Andromeda­Nebel (M31):ähnliche Masse wie Milchstraße, aber doppelte GrößeEntfernung: 3 Mill. LJ   ≈ 1 Mpc

Bewegung →  Das Universum wird dynamisch

● Bewegung von Himmelskörpern zerlegt in zwei Komponenten: 

– senkrecht zur Sichtlinie (Eigenbewegung): Positionsänderung

– entlang der Sichtlinie (Radialbewegung):

● Messung durch Dopplereffekt– Zerlegung des Lichts in Spektrograph– Bestimmung von Spektrallinien– Vergleich der gemessenen Wellenlänge mit der im Labor– daraus radiale Geschwindigkeit

Blauverschiebung: Quelle nähert sichRotverschiebung: Quelle entfernt sich

Bewegung in Galaxien

● die wenigsten Galaxien können in einzelne Sterne aufgelöst werden

● aber das “integrierte” Licht von verschiedenen Teilen kann analysiert werden

● dadurch findet man z.B., dass Galaxien rotieren

eine Spiralgalaxie und daneben ein Spektrum (Wellenlänge waagrecht, Ort senkrecht). Man sieht die typische S­Kurven­Form einiger Absorptions­(Spektral­)Linien. Teile der Galaxie kommen “unten” auf uns zu, während sie sich “oben” von uns entfernen. Die Galaxie rotiert also.

Rotation von Galaxien● Galaxien bestehen aus Körpern, die sich im gemeinsamen Schwerefeld 

bewegen

● die Sonne kreist auf einer Kepler­Bahn (Schwerkraft­Anziehung = Fliehkraft) um die inneren Teile der Milchstraße

● kennt man Abstand vom Zentrum und Bahngeschwindigkeit, kann man die eingeschlossene Masse berechnen:

● für die Sonne (R=8 kpc, v=220 km/s) folgt M = 9 ∙ 1010 M⊙ 

● für Gaswolken bei 16 kpc ergeben sich schon 3 ∙ 1011 M⊙

M=v 2RG

Rotationskurven

● aus Messungen der Rotation von Galaxien gewinnt man Massenprofile:

Rotation in derMilchstraße und abgeleitete Masse:

● Überraschung: Rotationskurven fallen nicht ab, sondern bleiben flach

● Masse nimmt also zu, aber keine Objektebekannt, die dafür verantwortlich seinkönnten

● DUNKLE MATERIE

Scheibe

insg. gemessen

fehlende Materie

Dunkle Materie

● auch in allen anderen untersuchten Galaxien Hinweise auf Dunkle Materie

● “Dunkle Materie” zunächst Materie, die “nicht leuchtet” (optisch)

● könnten auch sehr dunkle, oder sehr kalte Objekte sein (Infrarot, Radio)

● aber auch Summe aller bekannten “baryonischen” Massen nicht ausreichend

● es bleibt ein Teil Dunkle Materie, deren Natur unbekannt ist

● in Galaxien mindestens 5­mal sovielgravitative Materie als Sterne + Gas

NGC 2915: weiß: sichtbares Licht,blau: Wasserstoffwolken (Radio)

Galaxienhaufen

Galaxien bilden auch große Galaxienhaufen mit 1000 und mehr Mitgliedern

Beispiel Virgo-Haufen (Cluster)

riesige Ausdehnung: 10o x 10o bzw. 3 Mpc, Entfernung 16 Mpc

unsere Galaxie bewegt sich auf ihn mit 270 km/s zu

aus der Bewegung der Cluster-Mitglieder kann wieder auf Masse geschlossen werden

Dunkle Materie notwendig(Fritz Zwicky 1933)

etwa 20-mal soviel wie Gas + Sterne

Maß ist Masse-Licht-VerhältnisHercules­Cluster (Abell 2151),  mit weniger als 100 Galaxien, keine dominierende Galaxie. Entfernung: 120 Mpc, Masse: unter 1013  M⊙M

L≈300 M⊙

L⊙

Zwischenstand● wir sehen nur die Sonnenumgebung

● Sonne liegt in der Scheibe einer Spiralgalaxie mit 30 kpc Durchmesser

● die nächste große Galaxie ist der Andromedanebel, 1Mpc entfernt

● Galaxien treten in Gruppen und großen Haufen auf (typische Größe 10 Mpc)

● die Rotation der Galaxien weist auf fehlende (Dunkle) Materie hin, die nichts mit der (baryonischen) Materie zu tun hat, aus der Sterne, Planeten, wir bestehen

● es gibt sehr viel mehr Dunkle als Baryonische Materie

Bewegung von Galaxien● die Magellanschen Wolken kreisen um die Milchstraße in etwa 

3 Mrd. Jahren (GJ)

● M31 nähert sich der Milchstraße mit ca. 130 km/s (Kollision in ca. 5 GJ)

● E. Hubble findet 1929, dass sich die meisten Galaxien von uns entfernen und ihre Geschwindigkeit proportional zur Entfernung ist:

v = H0 d

H0 ist die Hubble­KonstanteWert: 72 km/s/Mpc = 2.3·10­18 s­1

● Problem: EntfernungsbestimmungDas Hubble­Gesetz

aktuelles Hubble­Diagramm

Rotverschiebung● die Geschwindigkeit dieser Fluchtbewegung der Galaxien wird 

wieder durch den Dopplereffekt gemessen

● die Verschiebung der Wellenlänge relativ zur Laborwellenlänge heißt Rotverschiebung “z”

● für kleine Geschwindigkeiten v gilt z = v/c, wobei c die Lichtgeschwindigkeit ist

● für größere Geschwindigkeiten ist der Zusammenhang komplizierter

● wegen der Hubble­Expansion (Galaxienflucht) wird z auch als Maß für kosmologische Entfernungen genommen

● und wegen  der endlichen Lichtgeschwindigkeit sehen wir Objekte bei “hohem z” zu einem sehr frühen Zeitpunkt, daher wird z auch als Maß für die Vergangenheit benutzt(Zusammenhang: kosmologisches Modell)

● z=0: heute; z=1: vor 5 GJ; z=5: vor 10 GJ; z=1000: vor 13 GJ

Einstieg in die Kosmologie

● wenn wir nicht im “Zentrum” des Universums sitzen, bedeutet Hubbles Entdeckung, dass sich (weiträumig) alle Galaxien voneinander entfernen, und zwar mit immer größerer Geschwindigkeit, um so weiter sie schon entfernt sind → expandierendes Universum

● kosmologische Grundannahmen:

– das Universum ist auf großen Skalen isotrop

– kein Punkt ist ausgezeichnet, daherist es auch homogen

– die uns bekannten physikalischen Gesetze gelten und galten überall in der gleichen Weise Verteilung der 31.0000 hellsten

 Radioquellen im Universum

... und hier kommt...            

● die Allgemeine Relativitätstheorie sagt, dass Materie und Raum sich gegenseitig bedingen und formen

● Fluchtbewegung der Materie impliziert also eine Expansion des gesamten Universums (des Raumes)

● für kosmologische Annahmen beschreiben die Friedmann­Gleichungen diesen Zusammenhang

● die Expansion wird bestimmt durch mittlere Materie­ und Energiedichte (Gravitation) und eine mögliche (“kosmologische”) Konstante, die die Gleichungen erlauben, deren Bedeutung aber unklar war und ist

● “lokal” kann dies aber anders sein

● der Zusammenhang von z, Entfernung, Zeit hängt vom Weltmodell ab!

Expansion für immer?● die Allgemeine Relativitätstheorie macht keine Aussagen, ob das 

Universum immer expandiert oder eines Tages unter der Wirkung der Anziehung zwischen den Massen wieder kontrahieren wird

● entscheidend ist, wieviel Masse im Universum vorhanden ist

● durch Entfernungsmessungen zu sehr weit entfernten Supernovae ergab sich eine weitere Überraschung:

● die Expansion wird dominiert von der “kosmologischen Konstante”, die heute eher als Dunkle Energie bezeichnet wird

● diese Dunkle Energie treibt aber die Expansion an

● im Gegensatz dazu bremst normale Materie/Energie die Expansion durch ihre Schwerkraft­Wirkung

Expansion oder Kontraktion?

● hängt von der Energiedichte im Universum ab

● es gibt einen kritischen Wert, bei dem die Expansion in der unendlichen Zukunft zum Stehen kommen würde

● nach derzeitigem Wissen befinden wir uns in einem beschleunigt expandierenden Kosmos

Woraus das Universum besteht

70% Dunkle Energie

25% Dunkle Materie

4% Dunkle baryonische Materie

0.5% Sterne

Wir wissen nicht, woraus 95% des Universums bestehen,obwohl diese die Dynamik bestimmen!

Licht als Informationsträger

● Spektroskopie

– Dopplereffekt● Photometrie● Fluesse, Magnituden, astronomische 

Spezialitäten● Arbeitsdiagramme

Elektromagnetisches Spektrum

Durchlässigkeit der irdischen Atmosphäre für elektromagnetische Wellen

Spektralbereiche (in Wellenlängen)Gamma:                            < 0.01 nmRöntgen:                      0.01 ­ 10 nmUltraviolett:           10 nm ­ 400 nmInfrarot:                 700 nm ­ 0.1 cmMikrowellen:                0.1 cm ­ 1 mRadio:                                       > 1 m

Absorber:Wasserdampf    IR, kurzes RadioO

2                       kurzwell. Radio

CO2                                   

IRO

3                       UV und kürzer

Staub und         sichtbarer BereichWolken

Beispiel: Sternentstehungsregion V380ORI in verschiedenen spektralen Bereichen

X­ray:hoch­energetische,heiße Gasregionen

sichtbar, blau:heiße Sterne oder Bereiche, in denen Sternent­stehung statt­findet

rotes Licht:

alte, kühle Sterne

Infrarot:

warme Staubregionen

Mikrowellen:

zentrale, helle Quelle ist ein Maser!

Radio:

Magnetfelder,Staub, ...

Teleskope● Teleskope fangen einen Strahl elektromagnetischer 

Wellen ein und fokussieren ihn in einen sehr viel engeren Strahl, der dann weiter analysiert wird

– in verschiedenen Wellenlängenbereichen

– verstärken ("sammeln"; proport. D2)– vergrößern (hängt von Brennweiten von Objektiv 

[Linse oder Spiegel] und Okular ab: g = fo/f

e

● Auflösung: begrenzt durch

– Atmosphäre (Turbulenzen, "seeing" ­> adaptive Optik)

– physikalisch: beugungsbegrenzt; Wellennatur des Lichts; Beugungsbild: =0.6/D (Rayleigh­Kriterium)

Teleskop:  Auflösung

Beispiele:erdgebundenes TeleskopHST vor ReparaturHST heute (nur beugungs­begrenzt)

Ort und Teleskop AuflösungStadt; 1m 3" (Thermik; Verschmutzung)hoher Berg; 1­ 4m 1" (seeing; Standard)Mauna Kea; Paranal; 8m 0.5­1" (seeing; sehr gut)VLT (aktive Optik) 0.6" (seeing)HST (Weltraum) <0.1" (beugungsbegrenzt)

Die Helligkeit des Nachthimmels

Extreme Wellenlängen­Bereiche● Radio:  sehr groß ­> Teleskope mit D ≃ 100 m

andererseits: keine Spiegel, solange ≫ Strukturkonstante der "Optik"

– Interferometrie: Zusammenschalten mehrerer Teleskope durch Überlagerung der Interferenz­Bilder; simuliert Teleskop der Größe des Abstandes der Einzelteleskope; hier: bis Kontinent­Skala (VLBI);im Optischen: VLTI (1 mas bei 1 m)

● Röntgen/Gamma:  sehr klein ­> Beugung schwierig

XMM­Newton

Licht aus dem Universum● Thermisches Licht

– entsteht durch Abstrahlung von Photonen durch Beschleunigung von Elektronen in einem Gas einer bestimmten Temperatur T (thermische Energie kT)

– thermisches Gleichgewicht resultiert in einer Maxwell­Verteilung der Atome und einem kontinuierlichen Schwarzkörper­Spektrum (Planck­Spektrum)

Planck­Verteilung

Strahlungsgesetz (Intensität):

Wiens Gesetz für Strahlungsmaximum:

Grenzfall 1 (Wien):

Grenzfall 2 (Rayleigh­Jeans):

h≫kT : I =2hc2

5exp −hc / kT

h≪kT : I =2 ckT

4

Stephan­Boltzmann: I T =:∫ I d ∝T 4=T 4

T 4=: L /4R2 L=4 R2T eff4

I =2h c2

5ehc / kT−1

max [cm]=0.51/T [K ]

[Energie/(Zeit*Fläche*Raumwinkel*Wellenlänge)]; x 4/c = Energiedichte

Photometrie● Messung des Strahlungsflusses in relativ breiten 

Wellenlängenbereichen (Ausschnitt aus Planck­Spektrum)

– am bekanntesten UBV(RIJ) (Johnson­Cousins)­System

Bereich WellenlängeU 300­420 (nm)B 350­550 (nm)  V  480­760 (nm) R  520­960 (nm)  I  720­1140(nm)

Taurus­Region: Sterne verschiedener Temperatur und Farbe

Detektoren● historisch: Auge, Photoplatte, photoelektrisch● heute: Charge­Coupled Device

– Halbleitertechnik

– rechtwinklige Arrays von Einzelsensoren

– typisch 1024x1024 Pixels (bis zu 8kx4k)

– für optisch, infrarot, UV, ...● Spektrographen: Lichtzerlegung ­> hellere Objekte

– Auflösung bis in Ångström­Bereich● Fiberoptik zur gleichzeitigen Spektroskopie mehrerer 

Objekte

Spektrometer● Spektren enthalten viel mehr Information● Zerlegen des Lichtes (Dispersion) in wellenlängen­

abhängigen Intensitätsverlauf● entscheidend Auflösungsvermögen R = 

– typisch 1000 ­ 50000● und Signal/Rausch­Verhältnis S/N > 10­100● Gitter, Prisma, Grism, Interferometer● Detektoren: z.B. CCD

Magnituden und so

● Die scheinbare Helligkeit eines astronomischen Objektes bei der Frequenz  ist:

wobei f der Energiefluss (in W/m2/Hz) des Objektes, 

bzw. des Sterns Vega ist. Im Vega­System hat Vega überall die Magnitude 0.

● Im moderneren AB­System ist der Referenzfluss konstant (unabhängig von ) und somit

Vega­ und AB­Magnituden sind identisch bei 5500 Å

m=−2.5 log [ f f Vega ]

m=−2.5 log [ f 3.6308 x10−23 ]

Magnituden in Filtern● werden (Breitband­)Filter benutzt, um Flüsse zu 

messen, muss über einen endlichen Bereich  integriert werden

● dabei geht die Transmissions­Kurve Tx() 

(Empfindlichkeit) des Filters ein● Magnitude hängt somit vom Filter ab!

mx=−2.5 log [ ∫ f T x d

∫ f , ref.T x d ]einige Filtersysteme:●Johnsons UBVRIJHKLMN, Kron­Cousins R

CI

C

●Stroemgren ubvy (enge Filter)●Gunn ugriz (SDSS)

Genauigkeit: m ~fx / f

x ~ 0.02

A0V­Stern (Vega) Beispiel

Filter [m] S [Wm­2nm­1]

U 0.36 3.98x10­11

B 0.44 6.95x10­11

V 0.55 3.63x10­11

R 0.70 1.70x10­11

I 0.90 8.29x10­12

J 1.25 3.03x10­12

K 2.22 3.84x10­13

L 3.60 6.34x10­14

M 5.00 1.87x10­14

N 10.6 1.03x10­15

Ein sonnenähnlicher Stern in UBV

Farben● Ein stellares Planck­Spektrum ist durch die Flussmessung in 

einer Frequenz (einem Frequenz­Fenster) eindeutig charakterisiert, wenn die Gesamt­Intensität bekannt ist

● Wenn nicht (s. Sterne unbekannter Entfernung), genügen aber zwei Messungen, um die Temperatur zu bestimmen

● Das Verhältnis der Flüsse in zwei Frequenzfenstern (Differenz zweier photometrischen Magnituden) heißt Farbe und entspricht der Effektivtemperatur des Schwarzkörpers

● (U­B), (B­V), (V­I) sind gebräuchliche Farben: (U­B), (B­V) < 0  ­>  heißer Stern(B­V) > 0  ­>  kühl

● Komplikation: Sterne sind keine Schwarzkörper, Abweichungen groß genug, um T

eff­Bestimmung nicht zu 

erlauben...

Farb­Farb­Diagramm●Information über Sterntemperatur●auch Spektraltypen genannt (OBAFGKMRN..)●Weiße Zwerge gute Schwarzkörper●Rötung: wellenlängen­abhängige Absorption, führt zur Verfärbung●Vektor ergibt sich aus Absorptions­Prozess (s. später)

Absolute Magnituden● Energiefluss ist entfernungsabhängig (~1/d2)

● auf eine Norm­Entfernung gebracht, heißen die gemessenen Flüsse absolute Magnituden, sonst scheinbare (Helligkeit)

● die Norm­Entfernung in der Astropysik sind 10 pc (parsec = Parallaxensekunde; Entfernung, unter der die Erdbahn einen Winkeldurchmesser von 1 Bogensekunde [arcsec; "] hat;1 pc = 3.2616 LJ = 3.0856 x 1018 cm)

● damit kann der Unterschied zwischen scheinbarer (m) und absoluter (M) Helligkeit als logarithmischer Entfernungsmodul (m­M) aufgefasst werden:

M=m−5log d10 pc

●   z.B.: Entfernung zur LMC ca. 50 kpc ­> (m­M) = 18.50

Das Farb­Helligkeits­DiagrammDie Astronomen Eijnar Hertzsprung (DK) und Henry Norris 

Russell (USA) entdecken 1910, dass ein klarer Zusammenhang zwischen der Farbe und der (absoluten) Helligkeit von Sternen besteht:

Bolometrische Helligkeit● wird der Energiefluss über einen ausreichend (unendlich) 

großen Frequenzbereich integriert, erhält man den gesamten Fluss: bolometrische Helligkeit m

bol bzw. M

bol 

● der Unterschied zur Helligkeit in einer Farbe wird bolometrische Korrektur B.C. genannt

Beispiel:  mbol

 = mV + B.C.

V

Magnituden ­ Leuchtkraft● Leuchtkraft ist abgestrahlte Energie/Zeiteinheit

Einheit: erg/sec● Zusammenhang mit (absoluter) Helligkeit:

M V−M V ,⊙=−2.5 log LVLV ,⊙ M bol−M bol ,⊙=−2.5 log LL⊙ M V ,⊙=4.83 M bol ,⊙=5.48

Absorption und Extinktion● Absorption in der Atmosphäre 

– abhängig von Höhe über Horizont und Wellenlänge

– muss experimentell bestimmt werden● Extinktion (Absorption durch Staub und Gas in der 

Milchstraße)

● Rötung (wegen Abhängigkeit der Extinktion von Wellenlänge):

mV ,obs=mV ,0AV

E B−V=B−V obs−B−V 0 AV=3.1E B−V

Atome und Licht● Aufgrund der diskreten Energie­Niveaus der Elektronen in 

der Atomhülle können Atome nur ganz bestimmte Frequenzen aufnehmen bzw. abgeben

● dies führt zu Linien, sowohl in Absorption, als auch Emission

● i.A. ein kontinuierliches Spektrum+Linien

● Spektrallinien geben Auskunft über 

– Atomzustand (Temperatur; Anregungszustand; Ionisierungsgrad)

– Atomsorte

– Dichte der Materie● Zufuhr der Energie: durch geeignetes Photonenspektrum oder 

durch Stöße

Absorption und Emission

mögliche Übergänge:frei­frei: freies Elektron in ungebundenen Zuständen + Iongebunden­frei: Ionisationgebunden­gebunden: atomare Energieniveaus eines gebundenen Elektrons

Wasserstoff­Linien

(Hauptserien, ohne Nebenquantenzahlen oder [Hyper­]Feinstruktur)

Energieniveau­Schema

Emission­ und Absorptionsspektrum

typische Sternspektren 

von Prototypen der Harvard­Spektral­Klassifikation

beachte Balmer­Kante! kurzwelligeres Licht kann ionisieren ­> starke Absorption des BB­Spektrums

Das Spektrum der Sonne

Elemente und die dazugehörigen Linien:Wasserstoff C, F, f, hNatrium D­1,2Magnesium b­1,2Calcium G, g, H, KEisen E, c, d, e, GSauerstoff (O

2; Atm.) A­, a­, B­Band

komplettes Sonnenspektrum

LinienbreiteSpektrallinien sind nicht scharf, sondern verbreitert:

● natürliche Linienbreite aufgrund ihrer endlichen Lebensdauer und daher, nach Heisenbergs Unschärfe­Relation, unscharfen Energie:

klassische Oszillator­Dämpfung:

● es resultiert ein gedämpftes, oder Lorentz­Profil:

● daneben noch thermische und Druck­ Verbreiterung

● insgesamt ein Voigt­Profil (Linienkern­Breite ~ T1/2; Breite der Linienflügel ~ Dichte)

Aul~1/AulEh /

=2−1 Aul /2−c

2Aul /22

Aul=82 e2

3me cc2

Doppler­Effekt und Spektrallinien● Dopplereffekt verschiebt Linien um

● erlaubt Schlüsse über Geschwindigkeit:

– Radialgeschwindigkeit

– Bahngeschwindigkeit

– Rotation

– kosmische Expansion● typische Größenordnung in Astrophysik

0.1 ­ 1000 km/sec● auch thermische Linienverbreiterung ist ein 

integrierter Doppler­Effekt

/=v /c

Linienverbreiterung durch Doppler­Effekt

Physikalisch­Astronomische Einheiten● weitgehend cgs­System:

– Kraft: dyn (Dyne) =  10­5 N

– Energie: erg = 10­7 J

– Leistung:  erg/s =  10­7 W

– Druck: dyn/cm2 = 0.1 Pa = 10­6 bar● elektromagnetische Einheiten 

– nach Gauss­System (s. Anhang Jackson)● astronomische Einheiten

– Entfernung: AU, pc

– Größe: 1 R⊙ = 6.955 x 1011 cm

– Masse: 1 M⊙ = 1.989 x 1033 g

– Leuchtkraft: 1 L⊙ = 3.827 x 1033 erg

Astrophysikalische Objekte

 ­ ein  Kurzdurchlauf

Astronomische Objekte: Sterne● Definierende Eigenschaften:

– heiße Gaskugeln unter Eigengravitation

– Energie aus Kernfusion

– Energietransport: Strahlungstransport/Konvektion● Parameter­Bereiche:

– Massen: 0.1­100 M⊙ 

– Oberflächentemperatur: 3000 ­ 100.000 K

– Radien: 109 ­ 1013 cm

– Leuchtkraft: 10­3 ­ 105 L⊙ 

– Zusammensetzung: 0.7 H (X), 0.3 He (Y), 0­0.04 Rest (Z)

Astronomische Objekte: Sterne● Vorkommen:

– in Galaxien, um sie herum, zwischen ihnen (wenige)

– als Einzelsterne, in Gruppen, Haufen

– entstehen (immer) in Gruppen

– bilden Populationen  (definiert durch kinematische, chemische, ... Eigenschaften)

● Bedeutung: 

– erzeugen chemische Elemente: Materiekreislauf

– senden Licht und Energie (z.B. kinetische) 

– langlebige Zeitzeugen, helle Leuchttürme, Testteilchen

Astronomische Objekte: Sterne● Arten

– Hauptreihensterne

– Rote Riesen

– Überriesen

– Weiße Zwerge● Braune Zwerge

– Veränderliche Sterne● regelmäßig: Pulsationen (Cepheiden, RR Lyr, Mira)● eruptiv: Novae und Supernovae

– Neutronensterne

Objekte: Sterngruppen● Definierende Eigenschaften:

– gravitativ gebunden

– Sterne gleichzeitig aus derselben Materiewolke entstanden

– binden kein freies Gas● Größe:

– Doppelstern­Systeme (auch Mehrfach­Systeme)

– Sterngruppen (kurze Lebenszeit) und Assoziationen

– offene (galaktische) Sternhaufen: ≈104 Sterne

– Kugelsternhaufen: 104 ­10 6 Sterne (Lebenszeit lange; bis zum Alter des Universums)

Objekte: Gaswolken● kühle Staub­ und Molekülwolken

– kontrahieren unter Eigenschwerkraft, Sternentstehung

– typische Temperatur: 100 K● heiße Gaswolken

– junge und/oder heiße Sterne regen zum Leuchten an

– typische Temperatur: einige tausend – 100000 K● aus abgeworfenen Sternhüllen, vermischt mit interstellarem 

Gas

● Größe: etliche Lichtjahre

● Masse: bis 104 M⊙

Objekte: Galaxien● Definierende Eigenschaften:

– System aus sehr vielen Sternen 

– Eigengravitation und Dynamik

– Sterne, Gas, Staub, Strahlung

– mehrere Populationen (Alter, Zusammensetzung)

– normale und Dunkle Materie

NGC 6782 im UV­Licht (HST)

NGC 3310; aktive Sternentstehungsgebiete

● Parameter:− sehr vielfältig− 108 ­ 1014 Sterne− viel/wenig Sternentstehung und Gas

Objekte: Aktive Galaxien● Definierende Eigenschaften:

– Galaxien mit nicht­stellaren spektralen Komponenten

– im Radiobereich (Radiogalaxien)

– mit Emissionslinien

– mit breiten Absorptionslinien– mit punktförmiger Kontinuumsquelle (Quasare)

„Galaxien, die neben der normalenstellaren Emission noch weitere(starke) Energiequelle aufweisen“ 

Galaxien­Gruppen● Galaxien kommen als Einzelgalaxien 

vor (Feldgalaxien)

● oder in Gruppen

● in größeren Gruppen (Lokale Gruppe: unsere Milchstraße, Andromedanebel, Magellansche Wolken und noch über 30 weitere Zwerggalaxien)

● in Galaxien­Haufen

Stephan's Quintett

Objekte: Galaxienhaufen● Definierende Eigenschaften:

– Ansammlung vieler (tausende) Galaxien

– alle Galaxientypen, hauptsächlich elliptische

– Gas zwischen Galaxien

– dynamisch (noch) nicht relaxiert● Parameter:

– Gas: heißes (Röntgen­)Gas; 106 ­ 107 K

– Masse > 1014 M⊙ ; Skala 10 Mpc

Objekte: großräumige Strukturen● Materiestrukturen kosmologischer Ausmaße● Topologie: Netzwerk, Pancakes, Voids● Galaxienhaufen an Schnittpunkten● Folge der gravitativ getriebenen Ansammlung von 

(dunkler und leuchtender) Materie

Simulation der LSS­Entwicklung:Kantenlänge ca. 350 MpcTeilchenmasse ca. 1011 M⊙ ; 107  

(Dunkle­) Materie­Teilchen

LSS = Large Scale Structure

Objekte: und sonst?● Dunkle Materie: nicht­baryonisch; dominiert Galaxien­Dynamik 

und Strukturentwicklung

● Dunkle Energie: aus Expansion des Universums abgeleitet; Natur?

● Hintergrundstrahlung: Photonen­Bad aus dem frühesten Universum

● Gamma­Ray­Burster: weit entfernte extreme Energie­Ausbrüche

● Schwarze Löcher: stellare Masse; supermassiv in Kernen von Galaxien

● Gravitationslinsen: Lichtbeugung (ART)

● extra­solare Planeten

● Gravitationswellen

● und, und, und ....

APOD 6.5.: Draco Galaxy Constellation

APOD 4.5.: Komet Schwassmann­Wachmann 3, Teilstück 3

periodischer Kometerdnächster Punkt 13.5., 11 Mill. km

HST Aufnahme

APOD 8.5.: Huygens landet auf Titan

APOD 28.4.: Gasnebel, Sternentstehung

APOD vom 28.4.06: ca 500 LJ

APOD vom 7.11.05, ca. 100 LJ