1 Astronomie & Astrophysik
|
|
- Carsten Schreiber
- vor 8 Jahren
- Abrufe
Transkript
1 1 Astronomie & Astrophysik Die Astronomie ( Sternkunde ) und Astrophysik befasst sich als exakte Naturwissenschaft mit dem Studium des Kosmos (Kosmologie) und der in ihm geltenden Gesetze, insbesondere mit der Entstehung, Bewegung, physikalischen Beschaffenheit (Eigenschaften) und Entwicklung der Himmelskörper. 1.1 Sphärische Astronomie Abbildung 1: Zirkumpolarsterne und Sternbilder des nördlichen Sternenhimmels die Sterne des Nordhimmel umkreisen scheinbar, auf Grund der Ausrichtung der Erdachse und der Erdrotation, den Polstern (Polaris) der Himmelspol umkreist auf Grund der Präzession der Erdachse den Pol der Ekliptik in einmal = Verschiebung (360 ) von Frühlingspunkt und der Tierkreiszeichen Koordinatensysteme Abbildung 2: Horizontalsystem und Äquatorsystem mit den jeweiligen Himmelskoordinaten 1
2 Horizontalsystem: die Koordinaten Höhe, Zenitdistanz und Azimut des Systems hängen von dem Beobachtungsort und -zeit ab Äquatorsystem: die Koordinaten Rektaszension und Deklination sind unabhängig von Beobachtungsort und -zeit = eindeutige Zuordnung die Lage eines Sternes oder anderen astronomischen Objektes wird beschrieben durch: Deklination δ: Abstand vom Himmelsäquator zum Objekt ( 90 δ +90 ) Rektaszension RA: Abstand des Stundenkreises durch den Stern und durch den Frühlingspunkt (RA in h : m : s) Keplerbahnen Abbildung 3: Keplerbahn eines Planeten um die Sonne 1. Keplersches Gesetz: die Planeten bewegen sich auf elliptischen Bahnen um die Sonne, in deren einem Brennpunkt sich die Sonne befindet 2. Keplersches Gesetz: der Radiusvektor eines Planeten überstreicht in gleichen Zeiten gleiche Flächen 3. Keplersches Gesetz: die Quadrate der Umlaufzeiten zweier Planeten verhalten sich wie die Kuben ihrer großen Halbachsen Newtonsches Gravitationsgesetz: Gravitationskonstante G = 6, m 3 s 2 kg 1 F(r) = G m1 m 2 r Sonnensystem - Planeten & Sonstiges innere Planeten (erdähnlich): Merkur, Venus, Erde und Mars äußere Planeten (Gasplaneten): Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun Asteroidengürtel trennt die inneren und äußeren Planeten und besteht aus einer Ansammlung von Asteroiden oder Kleinplaneten (wenige bis 100 km Durchmesser) Kleinplaneten oder Zwergplaneten wie Pluto, Eris, Quaoar, Varuna, Sedna, Ixion, Orcus 2
3 Abbildung 4: Aufbau des Sonnensystems Kometen: kleiner Himmelskörper bestehend aus Kern (Staub und Eis), Koma (durch Sonnenwind aufgelöstes Kernmaterial) und Schweif (durch Sonnenwind abgetriebenens Komamaterial = zeigt immer von der Sonne weg) Meteore, Meteoriten: sind Staubkörner, kleine Metall- oder Gesteinskörner aus dem interplanetaren Raum = verursachen Leuchterscheinungen in der Erdatmosphäre (Sternschnuppen) Mein Vater Erklärt Mir Jeden Sonntag Unseren Nachthimmel. Abbildung 5: Sonnensystem mit Größenverhältnissen 3
4 1.3 Elektromagnetische Strahlung & Beobachtung Abbildung 6: Absorption elektromagnetischer Strahlung in der Atmosphäre elektromagnetische Strahlung (Photonen) kann man in verschiedene Energiebereiche einordnen (geringe Energie = hohe Energie): Radiostrahlung = Radioteleskope (z.b. 100 m Effelsberg, VLA) Infrarotstrahlung = erdgebundene und Weltraumteleskope (UKIRT, IRAS) sichtbares Licht (visuell) = erdgebundene und Weltraumteleskope (VLT, HST) ultraviolette Strahlung (UV) = Weltraumteleskope (HST, SOHO) Röntgenstrahlung (X-ray) = Weltraumt. (ROSAT, Chandra, XMM-Newton) Gammastrahlung (γ-ray) = Weltraumteleskope (INTEGRAL, GLAST) die Atmosphäre ist für die Radiostrahlung und für das sichtbare Licht durchlässig = in diesen Wellenlängenbereichen kann man von der Erde aus beobachten in den anderen Wellenlängenbereichen: Infrarot, UV, Röntgen und Gamma sind Beobachtungen nur mit Weltraumteleskopen (Satelliten) möglich Spektroskopie: auf Grund der Wechselwirkung der elektromagnetische Strahlung mit der Materie und den daraus entstehenden Strahlungseigenschaften der untersuchten Objekte, werden Rückschlüsse auf die Eigenschaften der beobachteten Objekte gezogen (Aufbau, Temperatur, chemische Zusammensetzung, Geschwindigkeit, Masse, Energie etc.) 4
5 1.4 Sonne Die Sonne (lat. Sol ; gr. Helios ) ist der Stern im Zentrum unseres Planetensystems, das nach ihr als Sonnensystem bezeichnet wird. Durchmesser: 1, km (109-facher Erddurchmesser) Alter: ca. 4, a Masse: 1, kg = Strahlungsleistung: 3, W ist ein Stern der Hauptreihe (HRT) Spektralklasse ist G2V = die Sonne ist ein durchschnittlicher, gelb leuchtender Stern, der sich in der etwa 10 Milliarden Jahre dauernden Hauptphase seiner Entwicklung befindet 5
6 1.4.1 Aufbau die Sonne besteht auf Grund der hohen Temperaturen aus Plasma (Atomkerne und freies Elektronengas) Kern (= 0, 2 R ): T = 15, K im Kern wird 35 % der Sonnenmasse durch Kernfusion in Energie umgewandelt (bisher nur 6 % des Wasserstoffes in den letzten 4, a fusioniert) pro Sekunde werden t Wasserstoff zu t Helium fusioniert t Differenz pro Sekunde ergeben eine Gesamtleistung von etwa 3, W Strahlungszone (= 0, 85 R ): Energietransport durch Strahlung, d.h. ständiges Emittieren, Streuen, Absorbieren von Photonen ein ständig absorbiertes und reemittiertes Photon braucht etwa bis Jahre, um die Sonne zu verlassen die Strahlungsenergie des Photons ab und seine Wellenlänge nimmt zu, die Gammastrahlung wird in Röntgenstrahlung umgewandelt Konvektionszone (= 0, 98 R ): T = K Energietransport durch Konvektion, d.h. heißes Plasma steigt in Blasen auf, die an der Oberfläche die Granulation bilden, sich abkühlen und zurücksinken Photosphäre (= R, 200 km): T = 5800 K Entstehung der Kontinuumsstrahlung und der Frauenhoferschen Linien, Sonnenflecken Chromossphäre ( km): sichtbar bei Mondabdeckung, Temperatur innen 4500 K außen 10 6 K, flockige Struktur infolge starker Turbulenzen und Fackeln, Eruptionen, Protuberanzen Korona: nur sichtbar bei Verdeckung der Sonnenscheibe, extrem geringe Dichte und hohe Temperatur, Korona geht in den Sonnenwind (Protonen, Elektronen und α- Teilchen) über 6
7 7
8 1.4.2 Energieerzeugung - Kernfusion die Sterne durchlaufen im Verlauf ihres Lebens verschiedene Stadien der Kernfusion das Wasserstoffbrennen dauert fast den gesamten Lebenszyklus der Sterne an nach dem Wasserstoffbrennen im Kern beginnt das Heliumbrennen und das Wassserstoffbrennen verlagert sich in eine äußere Schale um den Kern die anderen Kernfusionen treten in Abhängigkeit von der Restmasse des Sterns nach dem Heliumbrennen auf Wasserstoffbrennen PP-Zyklus: bei T = K Abbildung 7: PP-Zyklus des Wasserstoffbrennens 1 1H H 2 1H e + ν + 0, 42 MeV 2 1 H +1 1 H 3 2He + γ + 5, 49 MeV 3 2 He +3 2 He 4 2 He H + 12, 58 MeV Wasserstoffbrennen CNO-Zyklus: bei T = K 12 6 C H 13 7 N + γ + 1, 95 MeV N 6 C e + ν + 1, 19 MeV 13 6 C H 7 N + γ + 7, 55 MeV 14 7 N H 15 8 O + γ + 7, 35 MeV O 7 N e + ν + 1, 68 MeV 15 7 N H 6 C +4 2 He + 4, 96 MeV 8
9 Abbildung 8: CNO-Zyklus der Wasserstoffbrennens das Endprodukt des Wasserstoffbrennens (PP- und CNO-Zyklus) ist Helium Heliumbrennen: bei T 10 8 K 4 2He He 8 4Be 8 4 Be He 6 C + γ 12 6 C He 8 O + γ das Heliumbrennen im Kern tritt nach dem Wasserstoffbrennen in der Entwicklung zum Roten Riesenstern auf = es entsteht Kohlenstoff Kohlenstoffbrennen: bei T K 12 6 C C 12 Mg + γ 12 6 C C 12 Mg + n 12 6 C C 23 11Na H 12 6 C C 20 10Ne He Sauerstoffbrennen: bei T 1, K 16 8 O O 16 S + γ 16 8 O O 16 S + n 16 8 O O 31 15P H 16 8 O O 28 14Si He 9
10 Siliziumbrennen: bei T K Si Si 26 Fe Eisen ist das letzte und schwerste Element, welches mittels Kernfusion erzeugt werden kann = bei noch schwereren Elementen würde mehr Energie verbraucht als freigesetzt Aktivität der Sonne Magnetfeld: die Sonne unterliegt einer diffrentiellen Rotation (Rotationsdauer: am Äquator 25 Tage, an den Polen 37 Tage) in der Sonne zirkulieren elektrische Ströme = das Innere der Sonne wirkt wie ein gigantischer Dynamo, der die Bewegungsenergie eines elektrischen Leiters in elektrische Energie und ein Magnetfeld umwandelt es gibt starke lokale Magnetfelder, die durch die Strömung der elektrisch leitenden Gase entstehen das Magnetfeld kehrt sich alle 22 Jahre um und ist die Ursache für den 11- Jahreszyklus der Sonne Sonnenflecken: Sonnenflecken entstehen durch lokale Störungen im solaren Magnetfeld in der Nähe des Äquators Sonnenflecken treten in bipolaren Gruppen auf, meist dominieren zwei auffällige Flecken, die eine entgegengesetzte magnetische Ausrichtung aufweisen = ein Fleck ist magnetischer Nordpol, der andere ein Sdpol die Häufigkeit der Sonnenflecken schwankt in einem 11-jährigen Sonnenfleckenzyklus, wobei sich das globale Magnetfeld umpolt 10
11 Lebensdauer der Flecken: wenige Tage bis zu 4 Monaten Protuberanzen: zwischen den Sonnenflecken bilden sich Magnetfeldlinienschleifen, an denen das Sonnenmaterial mitgerissen werden kann das Sonnenmaterial bewegt sich entlang der Feldlinien in einem Bogen zurück auf die Sonnenoberfläche = Protuberanz Protuberanzen haben eine Länge von einigen hunderttausend Kilometern, km Höhe und km Dicke Flares (Sonneneruptionen): Flares sind Strahlungsausbrüche, die innerhalb 10 min bis 90 min große Energiemengen als UV- und Röntgenstrahlung freisetzen Flares treten oft in Sonnenfleckengruppen auf und entstehen durch das Verdrehen und Kurzschliessen von Magnetfeldlinien zwischen Sonnenflecken die Flares führen auf der Erde zu intensiven Polarlichtern, Störungen des Erdmagnetfeldes (magnetischen Stürmen), Störung im Datenverkehr zu Satelliten und der Radiowellen 11
12 1.5 Sternentwicklung Sternentstehung ein großer Anteil der Sterne ist im Frühstadium (vor über 10 Milliarden Jahren) des Universums entstanden eine Gaswolke, die überwiegend aus Wasserstoff besteht, kollabiert aufgrund ihrer Eigengravitation durch die weitere Verdichtung der Gaswolke entstehen einzelne Globulen (räumlich eng begrenzte Staub- und Gaswolken), aus denen später die Sterne entstehen bei der weiteren Kontraktion der Globulen steigt die Dichte und die Temperatur weiter an, bis das Wasserstoffbrennen einsetzt die Kontraktion dauert insgesamt Jahre 12
13 massereiche Sterne (8 Sonnenmassen = heiße Sterne) entstehen seltener als massearme Sterne und kontrahieren schnell Sterne mit 0, 07 Sonnenmassen (75 Jupitermassen) erreichen nicht die nötige Temperatur, um eine Kernfusion zu zünden aus einer Globule bildet sich ein einzelner Stern oder ein Doppel- bzw. Mehrfachsternsystem aus der Restmaterie, der Akkretionsscheibe, kann ein Planetensystem entstehen in großen Sternentstehungsgebieten mit sehr viel Gas und Staub entsteht eine große Anzahl von Sternen = Sternhaufen Entwicklung im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) die weitere Entwicklung der Sterne ist durch die Masse bestimmt je größer die Masse eines Sternes ist, umso kürzer ist seine Brenndauer/Lebenszeit massereiche Sterne verbrauchen ihr Brennmaterial in nur wenigen hunderttausend Jahren, die Strahlungsleistung übertrifft dabei die der Sonne um das fache das Universum ist etwa 14 Milliarden Jahre alt, die masseärmsten Sternen haben die Hauptreihe noch nicht verlassen! die Sterne durchlaufen im Laufe ihres Lebens verschiedene Stationen des Hertzsprung- Russell-Diagramms HRD (Farben-Helligkeits-Diagramm) Sterne verbringen nach ihrer Entstehung den größten Teil ihrer (Wasserstoff-) Brenndauer (über 90% ihrer Lebenszeit) auf der Hauptreihe des HRD die Sonne befindet sich im Zentrum der Hauptreihe 13
14 am Ende des Wasserstoffbrennens verlassen die Sterne die Hauptreihe und entwickeln sich zu einem Roten Riesen und fusionieren dabei die schwereren Elemente (durch Schalenbrennen) nach dem das restliche Brennmaterial verbraucht ist, kollabiert der Stern in Abhängigkeit von seiner Restmasse zu einem Endstadium = Weißer Zwerg, Neutronenstern, Schwarzes Loch und wirft seine äußere Hülle als Planetarischen Nebel ab Endstadien der Sterne Sternentwicklung nach dem Wasserstoffbrennen: nach dem langen Wasserstoffbrennen setzt im Kern das Heliumbrennen ein und das Wasserstoffbrennen verlagert sich in eine äußere Schale der Stern entwickelt sich über das Helium- und dem späteren Kohlenstoffbrennen zu einem Roten Riesenstern am Ende des Entwicklungsstadiums eines Roten Riesensterns stößt dieser seine äußere Hülle ab (Novae und Supernovae), der verbleibende Reststern kollabiert entsprechend seiner Restmasse m zu einem kompakten Objekt = Endstadien der Sterne: 14
15 Abbildung 9: Sternentwicklung in Abhängigkeit von der Masse eines Sterns Weißer Zwerg (m < 1, 44 M ): = Radien r < 10 3 km, Dichte ρ g cm 3 Neutronenstern (1, 44 M < m < 3 M ): = Radien r 10 km, Dichte ρ g cm 3 Schwarzes Loch (m > 3 M ): = Radien r 2, 5 km, Dichte ρ > g cm 3 Entwicklung der Sonne zu einem Weißen Zwerg die Sonne besteht z.z. aus 70% Wasserstoff und 28% Helium in einer Sekunde verschmelzen 567, t Wasserstoff zu 562, t Helium = Massendefekt pro Sekunde m = 4, t = E = 3, J die Sonne wird sich entsprechend ihrer Restmasse über einen Roten Riesenstern zu einem Weißen Zwerg entwickeln und dann nach einer Abkühlphase als Brauner bzw. Schwarzer Zwerg enden Abbildung 10: Entwicklung der Sonne zu einem Weißen Zwerg 15
16 1.6 Galaxis Aufbau allgemein: die Galaxis gehört zu den Spiralgalaxien: Balkenspiralgalaxie SBc in der Galaxis befinden sich ca Sterne (ca mit bloßem Auge sichtbar) und interstellare Materie (Gas, Molelülwolken & Staub) astronomische Entfernungen werden in Parsec pc oder Lichtjahren ly (Wegstrecke, die das Licht in einem Jahr zurücklegt c ms 1 = kms 1 ) angegeben 1 pc = 3, m = 3, 26 ly Scheibendurchmesser: ly Lichtjahre (30 kpc), Scheibendicke: ly Lichtjahre (920 pc), Bulge-Durchmesser: ly Lichtjahre (5 kpc), Halo-Durchmesser: ly Lichtjahre (50 kpc) Gesamtmasse: 1, M und Alter: ca. 13, ± a 16
17 Abbildung 11: die galaktische Scheibe ( Milchstraße ) in verschiedenen Wellenlängenbereichen der elektromagn. Strahlung beobachtet jeder Energiebereich zeigt andere Details = Kombination ergibt tiefgehende Erkenntnisse der Struktur der Galaxis galaktische Scheibe: Bulge: Halo: die galaktische Scheibe besteht aus Spiralarmen, 2 Hauptarmen (Perseus & Scutum- Crux) und 2 Nebenarmen (Sagittarius & Norma) ein großer Teil der Sterne ist gleichmäßig auf die galaktische Scheibe verteilt die Spiralarme sind keine starre Struktur, sondern unterliegen ständigen Veränderungen (gravitative Störungen) in den Spiralarmen befinden sich große Mengen Wasserstoff = z.b. HII-Regionen (Sternentstehungsgebiete) = Protosterne und Sterne der Populations I junge, metallreiche Sterne die gleichmäßig auf die galaktische Scheibe verteilt sind die Sonne befindet sich im Orionarm (lokaler Arm) zwischen den Spiralarmen Sagittarius und Perseus die galaktische Scheibe ist nicht gänzlich gerade (nach unten gebogen) = gravitative Wechselwirkung mit den Maggellanschen Wolken im Bulge (zentrale Verdickung der Scheibe) befinden sich gegenüber der Scheibe ältere Sterne bis zu a, die im Vergleich zur Population I metallarm sind Sterne der Populations II alte, metallarme Sterne die einzeln, oder gebunden in Kugelsternhaufen vorkommen und kugelsymmetrisch um das galaktische Zentrum verteilt sind 17
18 wenig Gas sehr geringer Dichte und weitgehend staubfrei M Dunkle Materie (DM)! keine gemeinsamen Rotation um das galaktische Zentrum, jeder Einzelstern / Kugelsternhaufen unterliegt einer eigenen Rotation um das galaktische Zentrum Abbildung 12: links oben: Infrarot-, links unten: Optisch-, rechts oben: Röntgen-, rechts unten: Gamma-Aufnahme des Himmels Galaktisches Zentrum galaktische Zentrum liegt zur Zeit im Sternbild Schütze das galaktische Zentrum kann im optischen Spektralbereich nicht beobachtet werden (verdeckt von Gas- und Staubwolken) Beobachtungen im Radio-, Infrarot-, Röntgen- und Gamma-Bereich im galaktischen Zentrum befindet sich eine starke Radio- und Röntgenquelle Sagittarius A* (Sgr A*), die auf kleines Gebiet begrenzt ist 18
19 innerhalb dieser Region konzentriert sich eine Masse von ca. 3, M = supermassives Schwarzes Loch das Schwarze Loch wird von einer Gruppe von Sternen in einem Radius von weniger als einem halben Lichtjahr mit einer Umlaufzeit von etwa 100 Jahren und einem Schwarzen Loch mit 1, M und der Entfernung von 3 ly umkreist der dem zentralen Schwarzen Loch am nächsten liegende Stern hat eine Umlaufdauer von 15, 2 a Jahren in einer Entfernung von 17 Lichtstunden um das zentrale Schwarze Loch werden weitere kleine Schwarze Löcher vermutet, die das supermassives Schwarzes Loch umkreisen die Sonne hat einen Abstand von 10 kpc und eine Umlaufdauer von 2, a um das galaktisch Zentrum, die Umlaufgeschwindigkeit beträgt 220 kms Rotationskurve und Dunkle Materie eine Rotationskurve beschreibt den Zusammenhang zwischen Rotationsgeschwindigkeit und Abstand vom Galaxiezentrum die Messung der Geschwindigkeiten ergibt die Rotationskurve der Galaxis die Galaxis und andere Galaxien rotieren nicht wie ein starrer Körper (Ursprungsgerade) oder ein Kepler-System (nach außen abfallende Kurve) die Rotationskurve fällt nicht ab, sondern bleibt bei größeren Abständen konstant = es muss weit mehr Materie in der Galaxis/Galaxien vorhanden sein, als sichtbar ist = die fehlende nicht sichtbare Materie wird als Dunkle Materie (DM) bezeichnet: mögliche Dunkle Materie: Baryonische Dunkle Materie: kaltes Gas, kalte Staubwolken, MACHOs (Massive Astrophysical Compact Halo Objects) z.b. Braune Zwerge Heiße Dunkle Materie (HDM): Neutrinos Kalte Dunkle Materie (CDM): unbeobachtete Elementarteilchen, WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles, dt. schwach wechselwirkende massive Teilchen) z.b. LSP (Lightest-supersymmetric-particle) 19
20 1.6.4 Interstellare Materie als interstellare Materie (ISM) bezeichnet man die Materie zwischen den Sternen einer Galaxie zum interstellaren Medium gehört neben der ISM auch die elektromagnetische Strahlung und das galaktische Magnetfeld analog, als intergalaktische Materie/Medium (IGM) bezeichnet man die Materie zwischen den Galaxien/Galaxienhaufen die interstellare Materie setzt sich aus Molekülwolken, neutralem und ionisiertem Gas (90% Wasserstoff, 9% Helium) und Staub (1%) zusammen und hat ihren Ursprung im Urknall, den Sternwinden und den Supernovae-Explosionen Gas: Staub: Molekülwolken: = T = K; neutrale Wasserstoffmoleküle HI-Wolken: = T = K; neutrale Wasserstoffatome warmes ionis. Medium (WIM): = T = K; teilweise ionisiertes Plasma HII-Wolken: = T = 10 4 K; fast vollständig ionisiertes Plasma koronales Gas: = T = K; vollständig ionisiertes Plasma Sternenstaub besteht aus Kristallen, amorphen Festkörpern und Molekülketten die Partikelgrößen betragen 5 nm 10 µm chemische Verbindungen sind Wasserstoff, Helium, Sauerstoff, Stickstoff, Neon, Silizium, Eisen und Magnesium Sternenstaub bildet sich vorwiegend unter hoher Gasdichte und niedriger Temperatur dichte Ansammlungen von Staub nennt man Dunkelwolken der Staub bewirkt die Extinktion, Verfärbung, Polarisation oder Reflexion von Sternlicht 20
21 die interstellare Materie ist ungleichmäßig verteilt = es gibt dichte interstellare Wolken und dünne Blasen/Superblasen = Dichte 10 4 Atome/cm 3 bis 10 5 Atome/cm Galaktische Nachbarn zur Lokalen Gruppe werden gravitativ gebundene Galaxien im Umkreis von ly gezählt 95% Prozent der sichtbaren Masse befindet sich in der Galaxis und in der Andromedagalaxie (M31, 1, M ) die Andromedagalaxie ist eine der wenigen Galaxien im Universum, deren Spektrum eine Blauverschiebung aufweist = die Andromedagalaxie und unsere Galaxis bewegen sich mit einer Geschwindigkeit von 120 km/s aufeinander zu in ca a werden die beiden Galaxien zusammenstoßen und zu einer größeren massereichen elliptischen Galaxie verschmelzen die Mitglieder der Lokalen Gruppe bilden annähernd einen ellipsoiden Haufen die Lokale Gruppe ist Bestandteil des Virgo-Superhaufens und bewegt sich auf den Viro-Haufen zu der lokale Virgo-Superhaufen strebt mit anderen Großstrukturen dem Großen Attraktor entgegen 21
22 1.7 Extragalaktische Systeme die extragalaktische Astronomie befasst sich mit Objekten (Galaxien, Galaxienhaufen, Superhaufen, IGM etc.) außerhalb unserer Galaxis 1923 gilt als Geburtsstunde der extragalaktischen Astronomie, Edwin Hubble bestimmte die Entfernung zur Andromeda-Galaxie, die auf Grund der Entfernung nicht zu unserer Galaxie gehören kann/konnte mit heutiger Technik könnten theoretisch von (außerhalb) der Erde aus, ca Galaxien beobachtet werden das tiefste Bild des Universums (optischer Spektralbereich) ist das Hubble Ultra Deep Field (HUDF), eine kleine Himmelsregion vom Hubble-Weltraumteleskop (2004) aufgenommen enthält Galaxien (Belichtungszeit: s oder 11, 3 Tage) Entstehung der Galaxien die 3K-Hintergrundstrahlung gibt die Materieverteilung des Universums Jahre nach dem Urknall wieder das Universum war noch sehr homogen, aber: es gab kleine Dichtefluktuationen (Dichteschwankungen) unter dem Einfluss der Dunklen Materie wachsen die Dichtefluktuationen an, bis sie zu dunklen Halos kollabieren das Gas folgt der Verteilung der dunklen Materie und fällt in diese Halos und verdichtet sich = Bildung der Sterne = Bildung von massearmen Proto-Galaxien aus den ersten Gaswolken entwickeln sich durch Rotation die Spiralgalaxien = durch die Kollision von Spiralgalaxien entstehen die Elliptische Galaxien 22
23 die Galaxien entwickeln und verändern sich durch das Verschmelzen mit anderen Galaxien (Galaxis - Andromeda, Kleine & Große Magellansche Wolke) Fazit: Galaxien entstehen aus riesigen Gaswolken (Wasserstoff), deren Zentren zu supermassiven schwarzen Löchern kollabieren, diese wiederum heizen das umliegende Gas so weit auf, dass sich durch Verdichtung Sterne und letztendlich Planeten bilden Klassifikation der Galaxien Galaxien werden nach ihrer Morphologie (Form) in verschiedene Haupt- und Untergruppen eingeteilt (Hubble-Sequenz): Elliptische Galaxien: keine besonderen Unterstrukturen, beinhalten nahezu kein Gas = kaum/keine Sternentstehung = alte (rote) Sterne, Klassen der Exzentrizität E0 (kreisförmig) bis E7 (stark elliptisch), große und helle Galaxien (gleichmäßiger Helligkeitsabfall von innen nach außen), häufig in großen Galaxienhaufen existent Spiralgalaxien: haben einen sphäroidischen Kern (Bulge) und davon ausgehende Spiralarme (Scheibe), Sternentstehung in den Spiralarmen der Scheibe durch vorhandenes Gas und Staub, Spiralarme der Klassen Sa, Sb und Sc Balkenspiralgalaxien: haben vom Zentrum ausgehend einen langen Balken an den sich dann die Spiralarme anschließen, Spiralarme der Klassen SBa, SBb und SBc 23
24 Irreguläre (unregelmäßige) Galaxien: haben weder Spiralarme noch elliptische Form, sind im Mittel kleiner und leuchtschwächer als elliptische und Spiralgalaxien, oft Zwerggalaxien Zwerggalaxien: geringe Helligkeit, zahlreicher als Elliptische und Spiralgalaxien, Formen: elliptische (de), spheroidale (dsph) und irreguläre (dirr) Zwerggalaxien Wechselwirkende Galaxien wechselwirkende Galaxien sind Galaxien, die sich gegenseitig gravitativ beeinflussen im frühen Universum verschmolzen Galaxien (Zwerggalaxien) relativ oft miteinander, heute befinden 1 2 von 100 Galaxien im direkten Verschmelzungsprozess wenn Galaxien aufeinander treffen, können Gaswolken innerhalb der Galaxie instabil werden und kollabieren = Sternenstehung! Kollisionsphasen Annäherungsphase (Pre-Collision) Einschlag (Impact) Selbstgravitation (Gravitational Response) und Pause Verschmelzungsphase (Merging) Beruhigungsphase (Relaxation) Verschmelzungen von Galaxien dauern mehrere hundert Millionen Jahre bis 1,5 Milliarden Jahre, die Beruhigungsprozesse dauern noch wesentlich länger Aktive Galaxien & Schwarze Löcher (work in process) Galaxiehaufen und Superhaufen (work in process) großräumige Strukturen - Voids, Haufen, Superhaufen etc. Dunkle Materie Gravitationslinseneffekt, Einstein-Ring, Mehrfachbilder, QSO 24
25 1.8 Kosmologie Urknall, zeitl. Entwicklung des Universums & Elemententstehung der Urknall selbst kann physikalisch nicht beschrieben werden (Singularität) mit dem Urknall begann die Existenz der Materie und der Raumzeit seit dem Urknall befindet sich das Universum in einem Stadium der Expansion, die bis heute andauert die Urknalltheorie erklärt: Expansion des Universums und Rotverschiebung der Galaxien 3 K-Hintergrundstrahlung Altersgrenze der Sterne bei ca a Häufigkeitsverteilung der Elemente im Universum (Wasserstoff, Helium) die Entwicklung des Universums wird durch die Einstein schen Feldgleichungen der allgemeinen Relativitätstheorie (bzw. Friedmann-Gleichungen) beschrieben der Urknall ist eine Singularität der Lösung der Friedmann-Gleichungen (werden vom heutigen Zustand in der Zeit zurück gerechnet) die Entwicklungsphasen (Ären) des Universums werden durch den zeitl. Verlauf dessen mittlerer Temperatur charakterisiert: Planck-Ära: vor der Planck-Zeit t 5, s, Temperatur T K, Dichte g/cm 3, Ausdehnung l 1, m (Plank-L ange) Abbildung 13: Entwicklung der physikalischen Kräften und deren Vereinigung/Abspaltung zur/von GUT-Kraft alle vier bekannten Grundkräfte: Gravitation, starke Wechselwirkung, schwache Wechselwirkung, elektromagnetische Wechselwirkung waren in einer Urkraft vereinigt für die Beschreibung der Planck-Ära wäre eine Theorie der Quantengravitation notwendig 25
26 am Ende der Planck-Ära (mit Beginn der Expansion) spaltete sich die Gravitation als eigenständige Kraft ab = die restlichen 3 Kräfte bilden die GUT-Kraft (Grand Unified Theory) am Ende ein kleiner Überschuß von Materie gegenüber der Antimaterie Inflation: t s, T K starke Wechselwirkung spaltet sich ab elektroschwache Wechselwirkung die bei der verzögerten Abspaltung (ähnl. Kristallisieren von Wasser zu Eis) frei gewordene Energie führt zu einer explosionsartigen Ausdehnung (Inflation) der Raumzeit = zwischen t s s um den Faktor die Inflation erklärt: Homogenität des Universums großräumige Strukturen (Galaxien, Galaxienhaufen) geringe Krümmung des Raumes Fehlen der magn. Monopole Quark-Ära: t s, T K Bildung von Quarks und Anti-Quarks = Quark-Gluonen-Plasma instabile schwere X-Bosonen sterben aus vier Grundkräfte : t s, T K die elektroschwache Wechselwirkung spalte sich in schwache und die elektromagnetische Kraft auf = Zerfall der Urkraft abgeschlossen Hadronen-Ära: t 10 6 s, T K Quarks vereinigten sich zu Hadronen, wobei schwere Hadronen wieder zerfallen und Protonen, Neutronen und deren Antiteilchen übrig bleiben Entstehung von Neutrinos bei der Umwandlung von Protonen Neutronen Leptonen-Ära: t 10 4 s, T K die meisten Protonen und Neutronen waren durch Stöße mit ihren Antiteilchen vernichtet, bis auf ein Überschuß von einem Milliardstel = Objekte im Universum bestehen aus Materie und nicht aus Antimaterie auf Grund des Massenunterschieds (p, n) entsteht ein Protonen/Neutronen-Verhältnis von 6/1 = hoher Heliumanteil im Universum geringe Temperatur genügte nur noch für die Bildung von Leptonen-Paaren: Elektron/Positron Dichte sank auf g/cm 3 = weshalb Neutrinos entkoppelten (nicht mehr im thermischen Gleichgewicht) bei t 1 s und T K vernichten sich Elektronen und Positronen bis auf ein Überschuß von einem Milliardstel Elektronen = Ende der Bildung der Materiebausteine des heutigen Universums Nukleosynthese-Ära: t 10 s, T 10 9 K 26
27 Vereinigung von Protonen und Neutronen durch Kernfusion zu ersten Atomkernen (primordiale Nukleosynthese) = es entstehen 25% Helium-4, sehr kleiner Anteil Helium-3, 0, 001% Deuterium, Lithium und Berylium = die restlichen 75% sind Protonen, die späteren Wasserstoffkerne bei t 5 min hatte die Dichte der Materie soweit abgenommen, dass die primordiale Nukleosynthese beendet war schwere Elemente entstehen durch Kernfusion in Sternen die übriggebliebenen freien Neutronen zerfielen in Minuten zu Protonen und Elektronen (n p + + e ) Materie liegt als Plasma (wegen hoher T) aus freien Atomkernen, Protonen und Elektronen vor = Temperaturstrahlung im Röntgenbereich Übergang Strahlungs-/Materie-Ära: t 10 4 a bisher war die elektromagnetische Strahlung der Hauptanteil der Energiedichte im Universum nach t y fällt die Energiedichte der Strahlung unter die der Materie, welche nun die Dynamik des Universums bestimmt = materiedominierte Ära Entkopplung der Hintergrundstrahlung: t s, T K Bildung großräumiger Strukturen: t s heutiger Kenntnisstand Alter: Hubble-Konstante: Materiezusammensetzung: Hintergrundstrahlung: T = 2, 73 K Rotverschiebung 27
28 Abbildung 14: Urknall, Inflation, Entwicklung der Strahlung und Materie im Universum bis heute (Billion Milliarde) 28
3 D Simulation zur Visualisierung eines rotierenden Flare Sterns
3 D Simulation zur Visualisierung eines rotierenden Flare Sterns Von Andreas Lüdtke Schülerpraktikant im Max Planck Institut für Radioastronomie Bonn Inhalt Teil 1 Informationen + Fakten Teil 2 3d Modelle
MehrEntwicklung und Ende von Sternen
Entwicklung und Ende von Sternen Seminarvortrag von Klaus Raab 1.) Nebel und deren Verdichtung zu Protosternen 2.) Kernfusion: Energieerzeugung der Sterne 3.) Massenabhängige Entwicklung und Ende von Sternen
MehrJenseits unseres Sonnensystems. Von Geried Kinast
Jenseits unseres Sonnensystems Von Geried Kinast Inhalt 1. Einleitung 1.1 Kuipergürtel 1.2 Lichtjahr 2. Die Milchstraße 2.1 Sterne 2.2 Aufbau der Milchstraße 2.3 Der Galaktiche Halo 2.4 Das Zentrum der
MehrSternentstehung. Von der Molekülwolke zum T-Tauri-Stern. Von Benedict Höger
Sternentstehung Von der Molekülwolke zum T-Tauri-Stern Von Benedict Höger Inhaltsverzeichnis 1. Unterschied zwischen Stern und Planet 2. Sternentstehung 2.1 Wo entsteht ein Stern? 2.2 Unterschied HI und
MehrSterne, Galaxien und das Universum
Sterne, Galaxien und das Universum Teil 6: Die Milchstraße Peter Hauschildt yeti@hs.uni-hamburg.de Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg 112 21029 Hamburg 18. April 2017 1 / 50 Die Milchstraße 2 / 50 Übersicht
MehrModerne Instrumente der Sternbeobachtung
Moderne Instrumente der Sternbeobachtung Sternentstehung/ Sternentwicklung (Steffen Fuhrmann) Sternbeobachtung (Jan Zimmermann) 0. Gliederung 1. historische Entwicklung 2. Definitionen 3. Entstehung eines
MehrWie lange leben Sterne? und Wie entstehen sie?
Wie lange leben Sterne? und Wie entstehen sie? Neue Sterne Neue Sterne Was ist ein Stern? Unsere Sonne ist ein Stern Die Sonne ist ein heißer Gasball sie erzeugt ihre Energie aus Kernfusion Planeten sind
MehrBILDAUSWAHL DER KÜNSTLER / FOTOGRAFEN BEI ASTROFOTO --- www.astrofoto.de ---
Bildnummer: sg004-02 Sternenhimmel, Milchstraße über Landschaft Bildnummer: sg006-01 Komet am Morgenhimmel über Landschaft. Sternbild Cassiopeia Bildnummer: sg007-02 Winterlandschaft, Sternenhimmel, Milchstraße.
Mehrumwandlungen Atommodelle, Rutherford-Experiment, Atomaufbau, Elektronen, Protonen,
Wiederholung der letzten Vorlesungsstunde: Atommodelle, Rutherford-Experiment, Atomaufbau, Elektronen, Protonen, Neutronen, Element, Ordnungszahl Thema heute: Aufbau von Atomkernen, Kern- umwandlungen
MehrKernkollapssuper novae SN Ib, Ic und II. Moritz Fuchs 11.12.2007
Kernkollapssuper novae SN Ib, Ic und II Moritz Fuchs 11.12.2007 Gliederung Einleitung Leben eines Sterns bis zur Supernova Vorgänge während der Supernova SN 1987 A r-prozesse Was ist interessant an Supernovae?
MehrNachweis von Atmosphärengasen und Einstrahlungseffekte bei hot jupiters
Nachweis von Atmosphärengasen und Einstrahlungseffekte bei hot jupiters Wie kann man etwas über die Temperaturverteilung und die chemische Zusammensetzung der Atmosphären von Exoplaneten erfahren? Die
MehrWestfälische Hochschule - Fachbereich Informatik & Kommunikation - Bereich Angewandte Naturwissenschaften. 7. Anfang und Ende der Welt
Ziele der Vorlesung: 1.) Die Entwicklung des Universums seit dem Urknall, unsere Heimatgalaxie 2.) Entwicklungszyklen von Sternen mit unterschiedlichen Anfangsmassen, unsere Sonne 3.) Unser Planetensystem
MehrAstronomie für Nicht Physiker SS 2013
Astronomie für Nicht Physiker SS 2013 18.4. Astronomie heute (Just, Fendt) 25.4. Sonne, Erde, Mond (Fohlmeister) 2.5. Das Planetensystem (Fohlmeister) 16.5. Teleskope, Instrumente, Daten (Fendt) 23.5.
MehrInhaltsverzeichnis VII
Inhaltsverzeichnis 1 Kräfte, die das Universum bestimmen... 1 1.1 Die Gravitation... 1 1.1.1 Newton und der Apfel... 1 1.1.2 Wo hört die Schwerkraft auf?... 3 1.1.3 Wie das Sonnensystem zusammenhält...
MehrGigantische Explosionen
Gigantische Explosionen Gammaastronomie - das Universum bei höchsten Energien Gernot Maier Credit: Stephane Vetter (Nuits sacrees) Kollidierende Galaxien Licht = Elektromagnetische Strahlung Welle Teilchen
MehrFORTGESCHRITTENE TEILCHENPHYSIK FÜR. Achim Geiser. Caren Hagner. Sommersemester 2007. Universität Hamburg, IExpPh. Teilchenphysik und Kosmologie
TEILCHENPHYSIK FÜR FORTGESCHRITTENE Teilchenphysik und Kosmologie (teilweise in Anlehnung an Skript R. Klanner/T. Schörner) Caren Hagner Achim Geiser Universität Hamburg, IExpPh Sommersemester 2007 ÜBERBLICK
MehrFaszination Astronomie
Arnold Hanslmeier Faszination Astronomie Ein topaktueller Einstieg für alle naturwissenschaftlich Interessierten c Springer Spektrum Inhaltsverzeichnis 1 Kräfte, die das Universum bestimmen 1 1.1 Die Gravitation
MehrGeburtsstätte neuer Sterne: die Region LH 95 der grossen Magellanischen Wolke. Seite 1
Geburtsstätte neuer Sterne: die Region LH 95 der grossen Magellanischen Wolke Seite 1 Die Sterne von A bis Z Seite Alamak-Doppelstern 26 Albireo-Doppelstern 21 Andromeda 27 Andromeda-Galaxie 26 Cassiopeia
MehrLichtbrechung an Linsen
Sammellinsen Lichtbrechung an Linsen Fällt ein paralleles Lichtbündel auf eine Sammellinse, so werden die Lichtstrahlen so gebrochen, dass sie durch einen Brennpunkt der Linse verlaufen. Der Abstand zwischen
MehrEntdeckungsmethoden für Exoplaneten - Interferometrie
Entdeckungsmethoden für Exoplaneten - Interferometrie Wiederholung: Der direkte Nachweis eines Exoplaneten (in dem er in einem Teleskop aufgelöst und von seinem Mutterstern getrennt wird) ist extrem schwierig
MehrFrühjahr 2000, Thema 2, Der elektrische Widerstand
Frühjahr 2000, Thema 2, Der elektrische Widerstand Referentin: Dorothee Abele Dozent: Dr. Thomas Wilhelm Datum: 01.02.2007 1) Stellen Sie ein schülergemäßes Modell für einen elektrisch leitenden bzw. nichtleitenden
Mehr13. Aufbau und Entwicklung der Sterne
13.1 Sterngeburt Kollaps von interstellaren Gaswolken (dunkle oder leuchtende Nebel) Kalte globules 5-15K Folie 1 Sternentstehung Interstellare Wolken: Fragmentation notwendig, da Jeans- Masse in interstellaren
Mehr13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Sterngeburt Kollaps von interstellaren Gaswolken (dunkle oder leuchtende Nebel) Kalte globules 5-15K
13.1 Sterngeburt Kollaps von interstellaren Gaswolken (dunkle oder leuchtende Nebel) Kalte globules 5-15K Folie 1 Sternentstehung Interstellare Wolken: Fragmentation notwendig, da Jeans- Masse in interstellaren
MehrDie Magnetkraft wirkt nur auf bestimmt Stoffe, nämlich Eisen, Nickel und Cobalt. Auf welche Stoffe wirkt die Magnetkraft?
Auf welche Stoffe wirkt die Magnetkraft? Die Magnetkraft wirkt nur auf bestimmt Stoffe, nämlich Eisen, Nickel und Cobalt. Wie nennt man den Bereich, in dem die Magnetkraft wirkt? Der Bereich in dem die
Mehr1 Aufgabe: Absorption von Laserstrahlung
1 Aufgabe: Absorption von Laserstrahlung Werkstoff n R n i Glas 1,5 0,0 Aluminium (300 K) 25,3 90,0 Aluminium (730 K) 36,2 48,0 Aluminium (930 K) 33,5 41,9 Kupfer 11,0 50,0 Gold 12,0 54,7 Baustahl (570
MehrMeine Ideen gegen die Hitze: Meine Ideen gegen die Kälte: Unsere Reise zum Merkur
Der Merkur ist der Planet, der am nächsten an der Sonne liegt. Tagsüber ist es auf dem Merkur sehr heiss. Es sind bis zu 400 C. Das ist viermal so heiss wie auf einer heissen Herdplatte. Nachts wird es
MehrDivergenz 1-E1. Ma 2 Lubov Vassilevskaya
Divergenz 1-E1 1-E2 Vektorfeld: Aufgabe 1 Stellen Sie graphisch folgende Vektorfelder dar x, y = x i y j a) F x, y = x i y j b) F Welcher Unterschied besteht zwischen den beiden Vektorfeldern? 1-A Vektorfeld:
MehrSpezielle Relativitätstheorie
Spezielle Relativitätstheorie Proseminar: Kosmologie und Teilchenphysik von Evangelos Nagel Physik vor dem 20. Jhd. Newton (Principia Mathematica): Der absolute Raum bleibt vermöge seiner Natur und ohne
MehrVom Urknall zur Dunklen Energie
Wie ist unser Universum entstanden und wie wird es enden? Wie werden Sterne geboren, leben und sterben dann? Woher kommen die Elemente im Universum? Einleitung Entstehung des Universums vor ungefähr 14
MehrEM-Wellen. david vajda 3. Februar 2016. Zu den Physikalischen Größen innerhalb der Elektrodynamik gehören:
david vajda 3. Februar 2016 Zu den Physikalischen Größen innerhalb der Elektrodynamik gehören: Elektrische Stromstärke I Elektrische Spannung U Elektrischer Widerstand R Ladung Q Probeladung q Zeit t Arbeit
MehrDie dunkle Seite der Kosmologie
Die dunkle Seite der Kosmologie Franz Embacher Fakultät für Physik Universität Wien Vortrag im Rahmen von UNIorientiert Universität Wien, 16. September 2010 Kapitel 1 Schwarze Löcher Nebel, WeißerZwerg,
MehrDie Entwicklung des Universums vom Urknall bis heute. Gisela Anton Erlangen, 23. Februar, 2011
Die Entwicklung des Universums vom Urknall bis heute Gisela Anton Erlangen, 23. Februar, 2011 Inhalt des Vortrags Beschreibung des heutigen Universums Die Vergangenheit des Universums Ausblick: die Zukunft
MehrSternentwicklung und das Hertzsprung-Russel-Diagramm
Sternentwicklung und das Hertzsprung-Russel-Diagramm Workshop MNU-Tagung Leipzig 2016 Technische Universität Dresden Dr. rer. nat. Frank Morherr Entwicklung der Sterne Sternentwicklung Weißer Zwerg Schwarzes
MehrVom Sterben der Sterne
Vom Sterben der Sterne Weiße Zwerge, Neutronensterne und Schwarze Löcher Franz Embacher http://homepage.univie.ac.at/franz.embacher/ franz.embacher@univie.ac.at Fakultät für Physik Universität Wien Vortrag
MehrWie sieht unsere Welt im Kleinen aus?
Skriptum Wie sieht unsere Welt im Kleinen aus? 1 Wie sieht unsere Welt im Kleinen aus? Atom- und Quantenphysik für Kids Seminar im Rahmen der KinderUni Wien, 12. 7. 2005 Katharina Durstberger, Franz Embacher,
MehrProgramme für Mathematik, Physik und Astronomie 22 Kleines Planetarium
Programme für Mathematik, Physik und Astronomie 22 Kleines Planetarium Allgemeines, der Lauf der 1) Geben Sie folgendes Datum ein: 12.12.2000. Geografische Breite für Altdorf (47 ). Es ist Mitternacht.
MehrAsteroid stürzt auf Jupiter!
Asteroid stürzt auf Jupiter! Bezug auf den SuW-Beitrag Asteroideneinschlag auf Jupiter / Blick in die Forschung (SuW 5/2011) Olaf Hofschulz Im vorliegenden Material wird ein Arbeitsblatt für die Schüler
MehrBeschreibung Magnetfeld
Einführung in die Physik II für Studierende der Naturwissenschaften und Zahnheilkunde Sommersemester 2007 VL #21 am 1.06.2007 Vladimir Dyakonov Beschreibung Magnetfeld Magnetfeld: Zustand des Raumes, wobei
MehrKepler sche Gesetze. = GMm ; mit v = 2rπ. folgt 3. Keplersches Gesetz
Kepler sche Gesetze 1. 3. Keplersche Gesetz (a) Wie kann man das 3. Keplersche Gesetz aus physikalischen Gesetzen ableiten? Welche vereinfachenden Annahmen werden dazu gemacht? (b) Welche Verfeinerung
MehrFolienmodell zur Veranschaulichung der Bewegung von Erde und Mond um ihren gemeinsamen Schwerpunkt: (Verfasser: Werner B. Schneider, Stand 2/2010)
Folienmodell zur Veranschaulichung der Bewegung von Erde und Mond um ihren gemeinsamen Schwerpunkt: (Verfasser: Werner B. Schneider, Stand 2/2010) Das mit dem Modell verfolgte Ziel besteht darin, die Bewegung
Mehr2. Das Sonnensystem. Bild. Iau entscheid
2. Das Sonnensystem Bild. Iau entscheid Aufbau des Sonnensystems Sonne 8 Planeten: Merkur, Venus, Erde, Mars ( innere Planeten), Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun ( äußere Planeten). 5 Kleinplaneten: Ceres,
MehrHands on Particle Physics International Masterclasses. WIMP's & Co
Hands on Particle Physics International Masterclasses WIMP's & Co Der Dunklen Materie auf der Spur Wiebke Thurow Institut für Kern- und Teilchenphysik TU Dresden Übersicht Was ist Materie? Warum muss es
MehrDIE THERMISCHE GESCHICHTE DES UNIVERSUMS & FREEZE-OUT. 14. Dezember Kim Susan Petersen. Proseminar Theoretische Physik & Astroteilchenphysik
DIE THERMISCHE GESCHICHTE DES UNIVERSUMS & FREEZE-OUT 14. Dezember 2010 Kim Susan Petersen Proseminar Theoretische Physik & Astroteilchenphysik INHALT 1. Das Standardmodell 2. Die Form des Universums 3.
MehrAstronomische Einheit
Einführung in die Astronomie ii Sommersemester 2016 Musterlösung Nützliche Konstanten Astronomische Einheit Parsec Gravitationskonstante Sonnenmasse Sonnenleuchtkraft Lichtgeschwindigkeit Hubble Konstante
MehrOptik: Teilgebiet der Physik, das sich mit der Untersuchung des Lichtes beschäftigt
-II.1- Geometrische Optik Optik: Teilgebiet der, das sich mit der Untersuchung des Lichtes beschäftigt 1 Ausbreitung des Lichtes Das sich ausbreitende Licht stellt einen Transport von Energie dar. Man
MehrElliptische Galaxien. Max Camenzind Akademie HD Oktober 2015
Elliptische Galaxien Max Camenzind Akademie HD Oktober 2015 Messier 96 / WFC3 HST / Staub & HII Ellipsen im Virgo-Haufen Messier 87 Jungfrau Zentralgalaxie im Virgohaufen Radialgeschw 1266 km/s Entfernung:
MehrUrknall im Tunnel: Urknall im Tunnel: das Large Hadron Collider Projekt VDI GMA-Kongress Baden-Baden, 12. Juni 2007 S.Bethke, MPI für Physik, München
Urknall im Tunnel: Urknall im Tunnel: das Large Hadron Collider Projekt VDI GMA-Kongress Baden-Baden, 12. Juni 2007 S.Bethke, MPI für Physik, München 1 Urknall im Tunnel: das Large Hadron Collider Projekt
MehrDunkle Materie und dunkle Energie
Dunkle Materie und dunkle Energie Franz Embacher Fakultät für Physik der Universität Wien Vortrag am Vereinsabend von ANTARES NÖ Astronomen St. Pölten, 9. 9. 2011 Die Bestandteile Woraus besteht das Universum?
MehrGalaxien (2) - Scheibengalaxien
Galaxien (2) - Scheibengalaxien Galaxien, die aus einem Bulge und einer flachen Scheibe bestehen, auf denen ein spiralförmiges Muster aufgeprägt ist, werden heute gewöhnlich als Scheibengalaxien bezeichnet.
MehrVon Weißen Zwergen, Neutronensternen und Schwarzen Löchern
Von Weißen Zwergen, Neutronensternen und Schwarzen Löchern Was uns die Endstadien der Sterne über die Naturgesetze sagen Franz Embacher http://homepage.univie.ac.at/franz.embacher/ franz.embacher@univie.ac.at
Mehr1.1 Auflösungsvermögen von Spektralapparaten
Physikalisches Praktikum für Anfänger - Teil Gruppe Optik. Auflösungsvermögen von Spektralapparaten Einleitung - Motivation Die Untersuchung der Lichtemission bzw. Lichtabsorption von Molekülen und Atomen
MehrWärmebildkamera. Aufgabe 1. Lies ab, wie groß die Temperatur der Lippen (am Punkt P) ist. ca. 24 C ca. 28 C ca. 32 C ca. 34 C
Wärmebildkamera Ob Menschen, Tiere oder Gegenstände: Sie alle senden unsichtbare Wärmestrahlen aus. Mit sogenannten Wärmebildkameras können diese sichtbar gemacht werden. Dadurch kann man die Temperatur
MehrAdministratives BSL PB
Administratives Die folgenden Seiten sind ausschliesslich als Ergänzung zum Unterricht für die Schüler der BSL gedacht (intern) und dürfen weder teilweise noch vollständig kopiert oder verbreitet werden.
MehrEinleitung Aufbau des Sonnensystems Entstehung des Sonnensystems. Das Sonnensystem. Stefan Sattler
1 2 Allgemeine Struktur Zone der Planeten 3 Urknall Urwolke Entstehung der Planeten Planetensystem Planeten und ihre natürliche Satelliten Zwergplaneten Kometen, Asteroiden und Meteoriten Planetensystem
MehrProtokoll des Versuches 7: Umwandlung von elektrischer Energie in Wärmeenergie
Name: Matrikelnummer: Bachelor Biowissenschaften E-Mail: Physikalisches Anfängerpraktikum II Dozenten: Assistenten: Protokoll des Versuches 7: Umwandlung von elektrischer Energie in ärmeenergie Verantwortlicher
MehrWärmebildkamera. Arbeitszeit: 15 Minuten
Wärmebildkamera Arbeitszeit: 15 Minuten Ob Menschen, Tiere oder Gegenstände: Sie alle senden unsichtbare Wärmestrahlen aus. Mit sogenannten Wärmebildkameras können diese sichtbar gemacht werden. Dadurch
Mehr2) In welcher Einheit wird die Energie (x-achse) im NMR-Spektrum angegeben und wie ist sie definiert?
Aufgabe 1: Verständnisfragen 1) Welche Eigenschaften eines Atomkerns führen zu einem starken NMR-Signal? (man sagt der Kern hat eine große Empfindlichkeit) Ein Isotop eines Elements wird empfindlich genannt,
MehrGEVITAS Farben-Reaktionstest
GEVITAS Farben-Reaktionstest GEVITAS Farben-Reaktionstest Inhalt 1. Allgemeines... 1 2. Funktionsweise der Tests... 2 3. Die Ruhetaste und die Auslösetaste... 2 4. Starten der App Hauptmenü... 3 5. Auswahl
MehrPD Dr. habil. Werner Becker Max-Planck Institut für extraterr. Physik Email: web@mpe.mpg.de
PD Dr. habil. Werner Becker Max-Planck Institut für extraterr. Physik Email: web@mpe.mpg.de Worüber wir heute sprechen wollen: Warum interessieren sich die Menschen für die Sterne? Sternbilder und ihre
MehrDie Milchstraße als Beispielgalaxie
Die Milchstraße als Beispielgalaxie Dynamik (Bewegung der Sterne) Rotationskurve Entstehung der Milchstraße Begleiter der Milchstraße Wechselwirkung mit anderen Galaxien Christian-Weise-Gymnasium Zittau
MehrSterne, Galaxien und das Universum
Sterne, Galaxien und das Universum Teil 3: Nebel + Sternentstehung Peter Hauschildt yeti@hs.uni-hamburg.de Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg 112 21029 Hamburg 18. April 2017 1 / 40 Übersicht Interstellare
MehrWann sind Sterne stabil? Virialsatz
Exkurs: Fermisterne Wann sind Sterne stabil? Jede Masse ist bestrebt aufgrund der Eigengravitation zu kontrahieren. Sie kann davon nur durch Kräfte gehindert werden, die entgegengesetzt gerichtet sind...
MehrNeues aus Kosmologie und Astrophysik 1.0
Neues aus Kosmologie und Astrophysik 1.0 Unser Universum Sterne und Galaxien Hintergrundstrahlung Elemententstehung Das Big-Bang-Modell Prozesse im frühen Universum Fragen und Antworten (?) Dunkle Materie
Mehr31-1. R.W. Pohl, Bd. III (Optik) Mayer-Kuckuck, Atomphysik Lasertechnik, eine Einführung (Physik-Bibliothek).
31-1 MICHELSON-INTERFEROMETER Vorbereitung Michelson-Interferometer, Michelson-Experiment zur Äthertheorie und Konsequenzen, Wechselwirkung von sichtbarem Licht mit Materie (qualitativ: spontane und stimulierte
Mehr... Beobachtungspraktikum. 1. Sternbilder
Beobachtungspraktikum Hinweise Arbeitsmittel Während des Beobachtungspraktikums stehen Sie vor der Aufgabe, einfache Beobachtungen am Sternhimmel selbständig durchzuführen, diese zu protokollieren und
Mehr1930: Krise in in der der Physik. Oh, Oh, daran denkt man man am am besten gar gar nicht, wie wie an an die die neuen Steuern
1930: Krise in in der der Physik Oh, Oh, daran denkt man man am am besten gar gar nicht, wie wie an an die die neuen Steuern 1930: Energie-Erhaltung im im Beta-Zerfall verletzt?? Alpha-Zerfall Beta-Zerfall
MehrBESONDERE LEISTUNGSFESTSTELLUNG 2011 PHYSIK KLASSE 10
Staatliches Schulamt Bad Langensalza BESONDERE LEISTUNGSFESTSTELLUNG 2011 PHYSIK KLASSE 10 Arbeitszeit: 120 Minuten Hilfsmittel: Wörterbuch zur deutschen Rechtschreibung Taschenrechner Tafelwerk Der Teilnehmer
MehrBerechnung der Erhöhung der Durchschnittsprämien
Wolfram Fischer Berechnung der Erhöhung der Durchschnittsprämien Oktober 2004 1 Zusammenfassung Zur Berechnung der Durchschnittsprämien wird das gesamte gemeldete Prämienvolumen Zusammenfassung durch die
MehrFestigkeit von FDM-3D-Druckteilen
Festigkeit von FDM-3D-Druckteilen Häufig werden bei 3D-Druck-Filamenten die Kunststoff-Festigkeit und physikalischen Eigenschaften diskutiert ohne die Einflüsse der Geometrie und der Verschweißung der
MehrOECD Programme for International Student Assessment PISA 2000. Lösungen der Beispielaufgaben aus dem Mathematiktest. Deutschland
OECD Programme for International Student Assessment Deutschland PISA 2000 Lösungen der Beispielaufgaben aus dem Mathematiktest Beispielaufgaben PISA-Hauptstudie 2000 Seite 3 UNIT ÄPFEL Beispielaufgaben
MehrHauptseminar Der Urknall und seine Teilchen im SS Die Temperaturentwicklung des Universums
Hauptseminar Der Urknall und seine Teilchen im SS 2005 Die Temperaturentwicklung des Universums Gliederung 1. Motivation 2. Säulen des Big-Bang-Modells 3. Herleitung der Temperaturentwicklung 4. Phasen
MehrOptik Kontaktlinsen Instrumente Photo
Stand 09.04.2015 Seite 1 UV-Filter Die ultraviolette Strahlung sind kurzwellige, elektromagnetische Strahlen, welche eine Streuung erzeugen. Mit einem UV-Filter werden gerade diese Streulichter absorbiert.
MehrReise in das Weltall bis zurück. zum Urknall
Reise in das Weltall bis zurück zum Urknall Reise in 3 Stufen - unser Wohnhaus (Planetensystem) - unsere Heimatinsel (Milchstraßengalaxie) - bis zum Ursprung der Welt (Urknall) Von September 2003 bis September
MehrMichelson Interferometer: Aufbau und Anwendungen. 21. Mai 2015
Michelson Interferometer: Aufbau und Anwendungen 1. Mai 015 1 Prinzipieller Aufbau eines Michelson Interferometers Interferenz zweier ebener elektromagnetischer Wellen gleicher Frequenz, aber unterschiedlicher
MehrLeseprobe. Florian Freistetter. Der Komet im Cocktailglas. Wie Astronomie unseren Alltag bestimmt. ISBN (Buch): 978-3-446-43505-6
Leseprobe Florian Freistetter Der Komet im Cocktailglas Wie Astronomie unseren Alltag bestimmt ISBN (Buch): 978-3-446-43505-6 ISBN (E-Book): 978-3-446-43506-3 Weitere Informationen oder Bestellungen unter
MehrDie Milchstraße. Sternentstehung. ( clund Observatory, 1940er) Interstellare Materie (ISM) W. Kley: Theoretische Astrophysik 1
Die Milchstraße ( clund Observatory, 1940er) Interstellare Materie (ISM) W. Kley: Theoretische Astrophysik 1 Die Galaxie M74 (NGC 628) Sternbild: Fische Abstand: 35 Mio. LJ. Rot: sichtbares Licht - ältere
MehrLineargleichungssysteme: Additions-/ Subtraktionsverfahren
Lineargleichungssysteme: Additions-/ Subtraktionsverfahren W. Kippels 22. Februar 2014 Inhaltsverzeichnis 1 Einleitung 2 2 Lineargleichungssysteme zweiten Grades 2 3 Lineargleichungssysteme höheren als
MehrMessung radioaktiver Strahlung
α β γ Messung radioaktiver Strahlung Radioaktive Strahlung misst man mit dem Geiger-Müller- Zählrohr, kurz: Geigerzähler. Nulleffekt: Schwache radioaktive Strahlung, der wir ständig ausgesetzt sind. Nulleffekt
MehrDurch diese Anleitung soll eine einheitliche Vorgehensweise bei der Vermessung und Bewertung von Golfplätzen sichergestellt werden.
Da die Länge der Spielbahnen auch unter dem Course-Rating-System (CRS) das wichtigste Bewertungskriterium für einen Golfplatz darstellt, ist die korrekte Vermessung der Spielbahnen eine unverzichtbar notwendige
MehrGalaktische und Extragalaktische Physik. Oskar von der Lühe Fakultät für Physik Albert-Ludwig-Universität, Freiburg i. Br. Wintersemester 2000 / 2001
WS 2000/01 Oskar von der Lühe Fakultät für Physik Albert-Ludwig-Universität, Freiburg i. Br. Wintersemester 2000 / 2001 GEG_01s.doc Seite 1-1 19.02.02 1 Überblick 1.1 Hierarchien der Strukturen im Universum
MehrPOLARISATION. Von Carla, Pascal & Max
POLARISATION Von Carla, Pascal & Max Die Entdeckung durch MALUS 1808 durch ÉTIENNE LOUIS MALUS entdeckt Blick durch einen Kalkspat auf die an einem Fenster reflektierten Sonnenstrahlen, durch Drehen wurde
Mehr2.8 Grenzflächeneffekte
- 86-2.8 Grenzflächeneffekte 2.8.1 Oberflächenspannung An Grenzflächen treten besondere Effekte auf, welche im Volumen nicht beobachtbar sind. Die molekulare Grundlage dafür sind Kohäsionskräfte, d.h.
MehrKapitel 5: Kernfusion
Kapitel 5: Kernfusion 330 5 Die Kernfusion und ihre Anwendung Der Unterschied der Bindungsenergie zwischen Deuterium D und Helium He ist pro Nukleon wesentlich größer als bei der Kernspaltung. Kernfusion
MehrVom Urknall. bis heute Zeit. Kosmologie. Christian Stegmann Universität Erlangen-Nürnberg
Vom Urknall bis heute Kosmologie Christian Stegmann Universität Erlangen-Nürnberg Die Erde Heute einer von acht Planeten Heute Sterne Heute Die Milchstrasse Heute Voller Sterne Heute Und Nebel Heute Unsere
MehrDas dunkle Universum
Das dunkle Universum Jutta Kunz Institut für Physik CvO Universität Oldenburg http://www.physik.uni-oldenburg.de/docs/ftheorie/kunz.html Oldenburger Landesverein, Oldenburg, 22. März 2007 Jutta Kunz (Universität
MehrWas ist Gravitation?
Was ist Gravitation? Über die Einheit fundamentaler Wechselwirkungen Hans Peter Nilles Physikalisches Institut Universität Bonn Was ist Gravitation, Stuttgart, November 2010 p. 1/19 Wie gewiss ist Wissen?...die
MehrStellarstatistik - Aufbau unseres Milchstraßensystems (4)
Stellarstatistik - Aufbau unseres Milchstraßensystems (4) Wichtige Daten der Milchstraße Durchmesser der Scheibe 30 kpc Dicke der Dünnen Scheibe 100 pc 1 kpc Dicke der Dicken Scheibe 1 6 kpc Durchmesser
MehrProf. Dr. Harald Lesch. Sternwarte der LMU München & Hochschule für Philosophie (SJ)
Prof. Dr. Harald Lesch Sternwarte der LMU München & Hochschule für Philosophie (SJ) Erst kommt der Urknall und dann kommt die Moral Urknall Elementarteilchen Hintergrundstrahlung Quantentheorie Relativitätstheorie
MehrLineare Funktionen. 1 Proportionale Funktionen 3 1.1 Definition... 3 1.2 Eigenschaften... 3. 2 Steigungsdreieck 3
Lineare Funktionen Inhaltsverzeichnis 1 Proportionale Funktionen 3 1.1 Definition............................... 3 1.2 Eigenschaften............................. 3 2 Steigungsdreieck 3 3 Lineare Funktionen
Mehr18. Magnetismus in Materie
18. Magnetismus in Materie Wir haben den elektrischen Strom als Quelle für Magnetfelder kennen gelernt. Auch das magnetische Verhalten von Materie wird durch elektrische Ströme bestimmt. Die Bewegung der
MehrThermodynamik. Interpretation gegenseitiger Abhängigkeit von stofflichen und energetischen Phänomenen in der Natur
Thermodynamik Interpretation gegenseitiger Abhängigkeit von stofflichen und energetischen Phänomenen in der Natur kann voraussagen, ob eine chemische Reaktion abläuft oder nicht kann nichts über den zeitlichen
MehrOptik. Optik. Optik. Optik. Optik
Nenne das Brechungsgesetz! Beim Übergang von Luft in Glas (Wasser, Kunststoff) wird der Lichtstrahl zum Lot hin gebrochen. Beim Übergang von Glas (Wasser...) in Luft wird der Lichtstrahl vom Lot weg gebrochen.
MehrKosmische Perspektiven. Studium Fundamentale 2011 Dipl.-Phys. Mathias Scholz
Kosmische Perspektiven Studium Fundamentale 2011 Dipl.-Phys. Mathias Scholz und hier in einer noch etwas anderen Perspektive Eine Reise von unserem Sonnensystem bis zum Horizont unserer Welt Stationen
MehrAstronomie. Verlag Harri Deutsch Thun Frankfurt/Main. Ein Grundkurs für Schulen, Volkshochschulen und zum Selbststudium. Mit Aufgaben und Lösungen
Astronomie Ein Grundkurs für Schulen, Volkshochschulen und zum Selbststudium Mit Aufgaben und Lösungen 4., überarbeitete und erweiterte Auflage 99 Verlag Harri Deutsch Thun Frankfurt/Main ! I INHALTSVERZEICHNIS.
MehrDie Schöpfung aus physikalischer Sicht Das frühe Universum
Die Schöpfung aus physikalischer Sicht Das frühe Universum Jutta Kunz Institut für Physik CvO Universität Oldenburg Tagung Urknall oder Schöpfung 4./5. November 2006 Jutta Kunz (Universität Oldenburg)
MehrComenius Schulprojekt The sun and the Danube. Versuch 1: Spannung U und Stom I in Abhängigkeit der Beleuchtungsstärke E U 0, I k = f ( E )
Blatt 2 von 12 Versuch 1: Spannung U und Stom I in Abhängigkeit der Beleuchtungsstärke E U 0, I k = f ( E ) Solar-Zellen bestehen prinzipiell aus zwei Schichten mit unterschiedlichem elektrischen Verhalten.
MehrExperimentiersatz Elektromotor
Experimentiersatz Elektromotor Demonstration der Erzeugung von elektrischem Stromfluss durch Umwandlung von mechanischer Energie (Windrad) in elektrische Energie. Einführung Historisch gesehen hat die
MehrÜberlege du: Wann brauchen wir Strom. Im Haushalt In der Schule In Büros/Firmen Auf Straßen
Jeden Tag verbrauchen wir Menschen sehr viel Strom, also Energie. Papa macht den Frühstückskaffee, Mama fönt sich noch schnell die Haare, dein Bruder nimmt die elektrische Zahnbürste zur Hand, du spielst
MehrModerne Physik: Elementarteilchenphysik, Astroteilchenphysik, Kosmologie
Moderne Physik: Elementarteilchenphysik, Astroteilchenphysik, Kosmologie Ulrich Husemann Humboldt-Universität zu Berlin Sommersemester 2008 Klausur Termine Prüfungsordnung sieht zweistündige Klausur vor
MehrÜber die Vergangenheit und Zukunft des Universums
Über die Vergangenheit und Zukunft des Universums Jutta Kunz CvO Universität Oldenburg CvO Universität Oldenburg Physics in the City, 10. Dezember 2009 Jutta Kunz (Universität Oldenburg) Vergangenheit
Mehr