SS2013 Astronomie für Nicht-Physiker:
Fendt/Fohlmeister/Just
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Astronomie für Nicht-Physiker
Vorlesungsplan 18.4. Astronomie heute: Just, Fendt
25.4. Sonne, Erde, Mond: Fohlmeister
2.5. Das Planetensystem: Fohlmeister
16.5. Teleskope, Bilder, Daten: Fendt
23.5. Geschichte der Astronomie: Just
6.6. Sterne - Zustandsgrößen: Fendt
13.6. Sterne - Entwicklung: Fendt
20.6. Die Milchstraße: Just
27.6. Astrochemie und Leben: Fendt
4.7. Galaxien: Just
11.7. Aktive Galaxien, Quasare und Schwarze Löcher: Fendt
18.7. Urknall und Expansion des Universums: Just
25.7. Weltmodelle: Just
1.8. Besuch MPIA/LSW und HdA: Fendt
Inhalt
Entfernungsbestimmung
“Das fundamentale Problem” in der Astronomie
Aufbau der Milchstraße
Erscheinungsbild der Milchstraße
Bauch, Halo und Dunkle Korona
Galaktische Scheibe
Sternpopulationen
Interstellares Medium
Spiralarme
Entwicklung der Milchstraße
Materiekreislauf/Elementanreicherung
Milchstraßenmodell (aktuelle Forschung: A. Just)
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Maßeinheiten
Zeit: 1 Jahr = 1a = 1yr = 31,56 Millionen Sek.
Länge: 1 Parsek = 1pc = 206265AE
=3,26Lj = 3,09∙1013km
Geschwindigkeit: 1km/s = 3600km/h ≈ 1pc/Myr
Masse: 1 Sonnenmasse = 2∙1030kg
Astronomische Einheit ( = Basismaßstab )
Physikalisch: A=499,004782 Lichtsekunden=149597870km
Große Halbachse (Erdbahn): aErde=1,0000000031A
Kleine Halbachse b (Erdbahn): aErde=1,00014 bErde
Astronomische Einheit: 1AE = 149,6 Millionen km
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Die Entfernungsleiter
Stufe Bereich Methode / Objekte
0. 1 AE Abstand Erde-Sonne, 500 Lichtsekunden
1. 10 Lichtminuten Lichtlaufzeit/Erddurchmesser, Abstand zu Mond, Venus, Mars
2. 5 Lichtstunden Lichtlaufzeit, Keplergesetze, Satellitenpositionen, andere Planeten
3. 100 pc Trigonometrische Parallaxen, Strömungsparallaxen / sonnennahe
Sterne, Hyadensternhaufen
4. 20 kpc Rotationsdistanzen / Gas, OB-Sterne in der Milchstraße
5. 1 Mpc Photometrie; HR-Diagramm; Hauptreihenanpassung / Sternhaufen,
Nachbargalaxien
6. 20 Mpc Photometrie; veränderliche Sterne: Cepheiden, RR-Lyrae / lokales
Universum
7. >1 Gpc Galaxienhaufenleuchtkraft; Supernovaleuchtkraft; Tully-Fisher-
Relation; Fluchtgeschwindigkeit / Rotverschiebung (Hubble-Expansion
des Weltalls / bis Rotverschiebung z>9)
Entfernungsbestimmung
Grundsatz: Vergleich absolute – relative Größe
Trigonometrische Parallaxe
Erdbahn – scheinbare Verschiebung am Himmel
Absoluter – scheinbarer Durchmesser
doppelte Entfernung = halber Durchmesser
Photometrisch
Entfernungsmodul: Absolute – scheinbare Helligkeit
doppelte Entfernung = ¼ Helligkeit (+1,5mag)
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http://www.zum.de/Faecher/Materialien/gebhardt/astronomie/
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Veränderliche Sterne
Wichtigste Typen
RR Lyrae (Periode < 1 d)
Alte Metallarme Sterne
Absolute Helligkeit
MV≈+0.5mag Periode: 0,1 1 10Tage
(Neuer Kosmos)
Mira
http://www.astro.uni-bonn.de/~gmaintz/
Cepheiden (Periode P = 1-50 d)
Massereiche metallreiche Sterne
in später Entwicklungsphase
Charakteristische Lichtkurve
Periode-Helligkeits-Relation
Veränderliche Sterne
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http://www.astronomynotes.com/ismnotes/s5.htm
http://www.leifiphysik.de/web_ph11_g8/grundwissen/16entfernung/cepheiden.htm
Rotverschiebung
Dopplereffekt: Nullwellenlänge – beobachtete Wellenlänge
z=Δλ/λ=Vr/c
Kinematisch
Radialgeschwindigkeit Vr (absolut) – Eigenbewegung μ (relativ)
Ausdehnung einer Kugel (Supernovaexplosion)
Vr[km/s]=4.47μ[''/yr]∙r[pc]
Dopplereffekt
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Emissionslinien Referenz/Laborquelle
Absorptionslinien Stern
Rotationskurve
Milchstraßenscheibe
Nur Radialgeschwindigkeit Vr verwertbar
Junge Objekte und Gas auf Kreisbahnen
Starre Rotation
Umlaufzeit in allen Abständen gleich
Vr konstant entlang der Sichtlinie
differentielle Rotation
Umlaufzeiten innen kürzer
Vr hat Maximalwert am Tangentialpunkt =
Kreisbahngeschwindigkeit am projizierten Abstand (daraus
Rotationskurve Vrot(R) )
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Entfernungen in der Milchstraßenscheibe
Rotationskurve Vrot(R)
Messung des Geschwindigkeitsdifferenz Stern-Sonne
Maximum entlang des Sehstrahls
Nur innerhalb Sonnenbahn verwendbar
Radialgeschwindigkeitsverteilung auf Sehstrahl Vr
Position auf Sichtlinie zweideutig
Entscheidung durch Durchmesser
Rotationsparallaxe
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Sonne
Milchstraße im Visuellen
Sterne + Dunkelwolken
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http://www.herzberger-teleskoptreffen.de/8-htt/nacht.php
Milchstraße im Infrarotlicht
Scheibe
Sterne und Staubwolken (orange: unauffälliger)
Im Antizentrum perspektivisch aufgeweitet
Nahe Sterne über Himmel verteilt
Bauch (‚bulge‘): zentrale Verdickung
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Milchstraßenband
In allen Wellenlängenbereichen
360º Großkreis-Band am Himmel (20º breit)
Radio
Infrarot
Optisch
Röntgen
Gamma-
strahlung
http://science.nasa.gov/newhome/headlines/features/ast20apr99_1.htm
Struktur der Milchstraße (MW)
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Wilhelm Herschel 1785
Milchstraße abgeflachtes, ausgefranstes System mit Sonne im
Zentrum
Zentraler Bauch im Sternbild Schütze schon bekannt
Andere Nebel ähnlich: auch eigene Sternsysteme
Jacobus Kapteyn um 1910
1. internationales Programm zur Himmelsdurchmusterung
MW abgeflachte Scheibe mit Sonne in der Mitte
Harlow Shapley 1918
Durchmesser MW ca. 100.000 pc
Kugelsternhaufen kugelförmig verteilt, aber Sonne nicht im
Zentrum
Robert Julius Trümpler 1929
Extinktion durch interstellaren Staub bei Sternhaufen
Größe der MW viel kleiner
Jan Hendrik Oort 1927
Rotation der MW um Zentrum durch Eigenbewegungen
Dünne und Dicke Scheibe
Zentraler Bauch
Sphäroidaler Halo
Dunkle Korona
Galaktische Komponenten
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Zentrale Verdickung
Hohe Sterndichte, hauptsächlich
‚Rote Riesen‘ beobachtet
Staubextinktion bis AV=30mag
Bauch (Bulge)
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http://www.astroecke.de/classic/bulge_i.htm
Galaktisches Zentrum
Bilddurchmesser ≈6º (‘Baades Fenster’ im
Sternbild Schütze, niedrige Extinktion)
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap990911.html
Bauch
Bulge
Metallreich (bis 3fach solar), Masse 4∙1010MSonne
Radius ≈ 1kpc (fließender Übergang zum Balken oder Halo?)
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Halo
Sphäroidaler Halo (Abplattung 4:5)
Niedrige Sterndichte; schwer identifizierbar
Feldsterne
RR Lyrae (Rote Riesen, variabel und leuchtstark)
Schnellläufer in Sonnenumgebung
Metallarme Sterne (Z< 1/10ZSonne = Anteil schwere Elemente)
Kugelsternhaufen
Ca. 150 bekannt
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Kugelsternhaufen
Eigenschaften
N=104- 106
Sehr kompakt
Alter >10Gyr
metallarm
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M13 (Sternbild Herkules)
M=5,8mag, d=20', D=8kpc
M5 (Sternbild Schlange)
M=5,6mag, d=23' , D=8kpc
Dunkle Materie
Dunkle Korona
Material unbekannt
Verteilung aus Kinematik
Rotationskurve
Kugelsternhaufensystem
Blaue Überriesen
RR Lyrae-Sterne
Satellitengalaxien
Form, Dichte, Masse
Dichteprofil im Zentrum flach
10% der Masse in Sonnenumgebung ist Dunkle Materie
30-50% der Masse innerhalb R=8kpc ist Dunkle Materie
Dichteabfall nach außen sehr unsicher
‚Rand‘ bei R=70…300kpc (durch Einfluss der Nachbargalaxie
Andromedanebel begrenzt)
Gesamtmasse ≈1012MSonne, davon 40% innerhalb 60kpc
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Große Nachbargalaxie:
Andromedanebel M31, Durchmesser 2º
Galaktische Scheibe
Feldsterne
Im Raum verteilt
Sternhaufen
Interstellares Medium ISM
Dunkelwolken
Emissionsnebel
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http://apod.nasa.gov/apod/ap050605.html (Astronomy Picture of the Day)
http://apod.nasa.gov/apod/ap051204.html (Mitte: Proxima Centauri)
Dünne Scheibe
Hauptkomponente der Milchstraße
Gesamtmasse Md~1011MSonne
Massenverteilung
Achsensymmetrische Scheibe
Radiales Dichteprofil exponentiell
• Dichte nimmt alle 3kpc auf 1/e=37% ab
Durchmesser/Dicke 10:1 (Skalenlängen: 3kpc / 300pc)
Gesamtmassendichte in Sonnenumgebung 0.1 MSonne/pc3
davon 40% in Sternen, 50% Gas, 10% Dunkle Materie
Schichtdicke der Sterne steigt mit Alter ~100…1200pc
Lokale Flächenbelegung 50MSonne/pc2
Position der Sonne
Abstand zum Galaktischen Zentrum 8.0 kpc
Höhe über der Mittelebene ~20pc
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Feldsterne
Sonnenumgebung (D<25pc)
Farben-Helligkeitsdiagramm CMD (Hertzsprung-
Russell-Diagramm HRD)
~3000 Sterne
Hauptreihe verbreitert
Unaufgelöste Doppelsterne
Altersstreuung der Sterne
Metallizitätsstreuung
Populationsmischung in
Alter
Metallizität
Kinematik
Galaktische Komponenten
Jahreiss, ARI
Sternhaufen
Offene Sternhaufen
100-50000 Sterne, Durchmesser ≈ 10pc
Relativ jung: 1Myr – 5Gyr (sehr selten)
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http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap000227.html
M50 (Messierkatalog, 1772)
D=1kpc, Alter 80Myr
http://apod.nasa.gov/apod/ap970128.html
Plejaden im Sternbild Stier
N ≈ 500, D=130pc, Alter 100Myr
Sternhaufen
Hyaden (im Sternbild Stier)
Nächster Sternhaufen (Kern: 10º Durchmesser am Himmel)
N=700, D=44 pc
Alter 625 Myr
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http://de.wikipedia.org/wiki/Hyaden_(Astronomie)
(hellste Mitglieder rot, andere in blau)
http://wiki.astro.com/astrowiki/de/Hyaden
Sternhaufen
Arches und Quintuplet
Sehr junge (3Myr), massereiche (10000MSonne) Sternhaufen
in der Nähe des Galaktischen Zentrums
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Sternhaufen
Altersbestimmung
Alle Sterne in einem Haufen sind gleich alt
Abknickpunkt der Hauptreihe bestimmt Alter
Entfernung aus Helligkeit der unteren Hauptreihe
Alter/Metallhäufigkeit
Offene Haufen
• 1Myr – 5Gyr
• 1/10 – 2x solar
• Sternentstehung kontinuierlich
• Metallizität steigt
Kugelsternhaufen
• 8 - 13Gyr
• 1/300 – 1/3 solar
• Halo alt und metallarm
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Interstellares Medium
Gas (atomarer Wasserstoff HI, 21cm Radiolinie)
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Molekulares Gas (CO, Molekülwolken) - Galaktische Länge-Geschwindigkeitsdiagramm
- Rotationskurve der Milchstraße + Distanzen
http://www.cv.nrao.edu/course/astr534/HILine.html
Neuer Kosmos
Gal. Breite b
Radialgeschw.
VR in km/s
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Rotatioskurve
Kreisbahngeschwindigkeit: Massenverteilung
Gravitationskraft = Zentrifugalkraft
Inneres Maximum vom Bulge (Keplerabfall bei 1-2 kpc)
Maximum in Sonnenumgebung durch Scheibe
Flache Außenregion vom Halo Dunkler Materie
Src.: Clemens 1985, ApJ.295, 428
300km/s
250
200
150
Interstellares Medium
Staubverteilung
Wärmestrahlung: fernes Infrarot
Wie atomarer Wasserstoff
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http://irsa.ipac.caltech.edu/applications/DUST/
Interstellares Medium
Verteilung des Gases in der Galaktischen Ebene
Spiralarme: 2,4-armig?
Junge Sterne
Sternhaufen
OB-Assoziationen
NIR
Richtung Zentrum
Asymmetrie:Balken
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http://irsa.ipac.caltech.edu/applications/DUST/
O. Gerhard, W. Dehnen
Spiralarme und Balken
2- oder 4-armige Spiralgalaxie
Balken 20-40º gegen Sichtlinie gedreht
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Quelle: Skript von H. Beuther (MPIA) WS09/10
Interstellares Medium
Dunkelwolken
Barnard 68 (im südlichen Schlangenträger)
Im Infraroten durchsichtig
½Lj Durchmesser , 500 Lj Entfernung
Sternentstehung demnächst
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http://apod.nasa.gov/apod/ap060409.html im Infrarotlicht
Sternentstehungsgebiete
Orionnebel
Trapezhaufen
O,B-Sterne (OB-Assoziation)
Ionisation: HII-Region
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Sternentstehungsgebiete
Orionnebel
Reflexionsnebel blau
HII-Regionen: rot
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Elementsynthese
Im Urknall werden folgende Elemente erzeugt
Wasserstoff H, Deuterium D=2H (AtomzahlElement)
Helium 3He, 4He
Lithium 7Li erzeugt
Keine schwereren Elemente, weil Bor 8B und 9B instabil
Schwere Elemente nur in Sternen
Kernfusion
auf der Hauptreihe
Schalenbrennen in Roten Riesen
Supernovaexplosionen
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Schwere Elemente
Nukleosynthese
Energieerzeugung durch Kernfusion in Sternen
Helium aus Wasserstoff
Massearme Hauptreihensterne: pp-Kette
Massereiche Hauptreihe: CNO-Zyklus
• C,N,O als Katalysatoren
Alpha-Elemente
Wasserstoff im Zentrum aufgebraucht: Heliumfusion und später
Schalenbrennen
• Anlagerung von Heliumkernen (=Alphakern)
• Jeweils + 2Protonen und 2 Neutronen
• bis 24Mg, 28Si, 14N, 18F, 18O,22Ne
• N aus CNO-Zyklus
• Elemente dazwischen als
Abfallprodukte
Ende bei Eisen 56Fe
Niedrigste Energie
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Elemente schwerer als Eisen
Energiezufuhr notwendig
Neutroneneinfang + radioaktiver Zerfall
3 Prozesse, die charakteristische
Elementverhältnisse erzeugen
Rote Riesen
s-Prozess (slow: Einfang langsamer Neutronen)
• Kobald, Nickel, Kupfer, ...
Explosive Umgebung (Supernovaexplosionen)
r-Prozess (rapid: Einfang schneller Neutronen)
• Platin, Gold, ...
• Erzeugt 50% der schweren Elemente
p-Prozess (Einfang von Protonen: hohe Energie notwendig wegen
Abstoßung durch positive Ladung)
Sterne schwerer als 8 Sonnenmassen explodieren am Ende als
Supernova (Typ 2)
• Der meiste Sauerstoff, ein Drittel des Eisens
Massearme Sterne in Doppelsternsystemen: Supernova 1a
• Kaum Sauerstoff, viel Eisen
Schwere Elemente
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Anreicherung der Elemente
Lebenszyklus der Sternpopulationen
Aus Gas entstehen Sterne mit gleicher
Elementzusammensetzung
Entwickelte Sterne geben schwere Elemente an ISM ab
Nächste Sterngeneration hat höheren Anteil an schweren
Elementen
Sternentstehungsgenerationen
Population III: nur H,He
Bisher nicht beobachtet: bei Rotverschiebung z=10 erwartet
Masse = 100 – 200 Sonnenmassen, sehr kurze Lebensdauer
Population II:
Masse schwerer Elemente im Promillebereich oder weniger
Kugelsternhaufen, Halosterne, Zwerggalaxien
Population I:
Wie Sonne: ca. 2% schwere Elemente
Junge Sterne, Großteil der Scheibensterne, offene Sternhaufen
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Lokales Scheibenmodell (A. Just)
Vertikale Struktur der Scheibe
Jede Sternpopulation ist im dynamischen Gleichgewicht
Vertikale Dynamik (Schwingungen) unabhängig von der Rotation in
der Scheibe
Dichteverteilung ↔ Geschwindigkeitsverteilung
Gravitationsfeld
Scheibensterne
Gas ISM
Dunkle Materie
Dynamische Entwicklung
Geschwindigkeitsstreuung wächst
Sternentwicklung
Obere Hauptreihe im Mittel jünger
Dichteprofile
Alte Populationen haben größere Skalenhöhe
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Andere Spiralgalaxie von der Kante gesehen: NGC 891: J,H,K (nahes
Infrarot, 2MASS)
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Sonnenumgebung
Sternentstehungsgeschichte SFR
Anteil alter/junger Sterne umstritten
Hernandez et al. 2000
Hipparcosdaten
Rocha-Pinto et al. 2000:
Atmosphärenaktivität
Cignoni et al. 2006:
Keine Skalenhöhenkorrektur
Aumer & Binney 2009
SFR~exp(-t/8.5Gyr)
Problem: Alter von Hauptreihensternen schwer bestimmbar
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Analytisches JJ-Modell
Just & Jahreiß, MNRAS 402, 461 (2010)
Modellierung der vertikalen Struktur in der Sonnenumgebung
Annahmen
SFR(t) + σW(Alter) + [Fe/H](t)
Beobachtungen
Geschwindigkeitsverteilungen f(|W|) der Hauptreihensterne
Timing durch Hauptreihenlebensdauer
Metallizitätsverteilung (Eisen) der G-Sterne (GCS Survey)
Ergebnisse
vertikale Dichteprofile: ρ(z,Alter)
Altersverteilungen
[Fe/H]-Verteilungen
Kinematik ober/unterhalb der Mittelebene
Sternentwicklung (Hauptreihe)
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Geschwindigkeitsverteillungen
Relativer Anteil der vertikalen Geschwindigkeit
fMS(|W|)
MV<0.5
MV =
1,2,…,6,8
McCormick
Methode
Für ein Paar SFR(t) + σW(Alter)
Berechnung der vertikalen Profile und der Altersverteilung
Lokale Geschwindigkeitsverteilungen fMS(W) für jedes MV
Vergleich mit den beobachteten Verteilungen
Anpassen der Funktionen SFR(t) + σW(Alter)
Iteration bis beste Lösung gefunden
Berechnung der Eisenhäufigkeiten
Anpassen der Anreicherungsgeschichte
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Resultat: 4 typische Modelle A, B, C, D mit sehr unterschiedlichen Sternentstehungsgeschichten (SFR)
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Eingabefunktionen
Modelle A-D
SFR(t)
σW(Alter)
Ergebnis: Dynamische Heizung gut bestimmt, aber Sternentstehungsgeschichte nicht
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Vertikale Dichteprofile
Modell A
gesamt, Gas, DM, dünne Scheibe, dicke Scheibe
z=0 0,5 1kpc 1,5
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Vorhersagen
MV=7,8,9 mag
Dichteprofile
normierte Profile unterschiedlicher Lebensdauer (Farbe)
Modell A-D unterschiedlich ρ(z)/sech²(z/2z0)
Modell: Sternzählungen Sloan Digital Sky Survey (SDSS)
~10 000 deg² = ¼ des gesamten Himmels
100 Millionen Sterne der Milchstraße in 5 Farbfiltern
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Farbenhelligkeitsdiagramm FHD
≈ 300 000 Sterne mit b>80º
Ohne Entfernungen
Hertzsprung-Russell-Diagramm HRD
≈ 3 000 Sterne mit D<25pc
Mit Entfernungen
-0.2<g-r<1.6
15<
mg
<21
zu hell
zu schwach
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Hess-Diagramme
Beitrag der Komponenten (Modell A)
Scheinbare Helligkeit von Entfernung abhängig
Dünne Scheibe, dicke Scheibe, Halosterne
g (mag)
g-r (mag)
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Sternzählungen
Sternzählungen senkrecht zur Scheibe
Galaktischer Nordpol (NGP: b>80°, 313 deg²)
Hess-Diagramme
Anzahldichte im Faben-Helligkeits-Diagramm N(g-r,g)
N=276.180
Farbkodierung: logarithmisch: N/deg²/ 1mag(g)/0.1mag(g-r); <1 (schwarz) – 100 (rot)
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Lokale Normierung: Sonnenumgebung
Helligkeiten der Hauptreihe
Dünne Scheibe, dicke Scheibe, stellarer Halo
Fit der Sternzahlen innerhalb 25pc N25(g-r)
Scheibenmodell
Just et al. 2010, 2011
Dünne Scheibe: Sternentstehungsgeschichte und Dynamik
+Dicke Scheibe + Stellarer Halo
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Dünne Scheibe
SDSS Daten Modell
Dicke Scheibe Halo +20%
100
1
Relativer Unterschied -20%
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χ2-Fit :
Hess diff chi2 distr.
Modell
A
B
C
D
SDSS Daten
diff=(Daten-Modell)/Modell:
<-0.2 (schwarz) … +0.2 (rot) -10% … 0 … +10%
Modell A passt am besten: Mittlere Abweichung = 5.6%
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Lokale Normierung
Test: stimmt N25(g-r)
Beitrag der 3 Komponenten: dünne, dicke Scheibe, Halo
(g-r) mag
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Sonnenumgebung
Sternentstehungsgeschichte SFR
Anteil alter/junger Sterne umstritten
Hernandez et al. 2000
Hipparcosdaten
Rocha-Pinto et al. 2000:
Atmosphärenaktivität
Cignoni et al. 2006:
Keine Skalenhöhenkorrektur
Just et al. 2011:
Neue SFR(t)
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Astronomie für Nicht-Physiker
Vorlesungsplan 18.4. Astronomie heute: Just, Fendt
25.4. Sonne, Erde, Mond: Fohlmeister
2.5. Das Planetensystem: Fohlmeister
16.5. Teleskope, Bilder, Daten: Fendt
23.5. Geschichte der Astronomie: Just
6.6. Sterne - Zustandsgrößen: Fendt
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27.6. Astrochemie und Leben: Fendt
4.7. Galaxien: Just
11.7. Aktive Galaxien, Quasare und Schwarze Löcher: Fendt
18.7. Urknall und Expansion des Universums: Just
25.7. Weltmodelle: Just
1.8. Besuch MPIA/LSW und HdA: Fendt
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