Moderne Instrumente der Sternbeobachtung

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1 Moderne Instrumente der Sternbeobachtung Sternentstehung/ Sternentwicklung (Steffen Fuhrmann) Sternbeobachtung (Jan Zimmermann)

2 0. Gliederung 1. historische Entwicklung 2. Definitionen 3. Entstehung eines Sterns 4. Sternaktivität 5. Endstadien der Sterne 6. Galaxien 2

3 Historische Entwicklung Zeit Hilfsmittel Namen Antike Auge Ptolemäus 1609 Teleskop Galilei 1946 Interferometrische Techniken Lovell, Ryle 1990 Weltraumteleskope Hubble, ISO, SOHO 3

4 Definitionen m 7 15 Lichtjahr: 1Lj = ,15 10 s 9,5 10 m s 8 1a c 11 Astronomische Einheit: 1AE 1, m 16 Parsec: 1pc = 1AE / tan 1' ' 3, m Stern: massereiche, selbstleuchtende Gaskugel Leuchtkraft: Die Leuchtkraft L ist die abgestrahlte Energie pro Sekunde eines Sterns und ist abhängig von Radius und Temperatur des Sterns 4

5 Definitionen Visuelle absolute Helligkeit: unter der absoluten Helligkeit versteht man eine Normierung der scheinbaren Helligkeiten durch Versetzen in die Standardentfernung (10 pc). MV0 = -31,57 mag 5

6 Entstehung von Sternen 6 Gaswolke (vorwiegend Wasserstoff) Kollabiert durch Druckverteilung (z.b. Supernova in der Nähe) Entstehung einzelner Globulen Nach Zusammenschluss mehrerer Globulen ist ein neuer Stern entstanden

7 Globule 7

8 Sternaktivität Wasserstoffbrennen: In der ersten Phase des Brennens fusioniert der hauptsächlich im Stern vorkommende Wasserstoff zu Helium. Dies geschieht jedoch in mehreren Schritten: H H D e D H He He He He 2 H 8

9 Sternaktivität Wasserstoffbrennen: Die Wasserstoffkerne müssen die CoulombSchwelle (einige MeV) überwinden. Die thermische Energie bei 108 K beträgt nur 10 kev. Wasserstoffbrennen erfolgt bei Temperaturen von K (T0 = 1,5 107 K). Hierbei wird der Hauptanteil der Energie freigesetzt. 9

10 Sternaktivität Heliumbrennen: Die zweite Phase setzt ein, wenn ein erheblicher Anteil des Wasserstoffs verbraucht ist. Der Stern erhitzt sich (durch Kontraktion) auf mehr als 108 K He He Be Be He C C He O 10

11 Sternaktivität Kohlenstoffbrennen: Ist das Heliumbrennen abgeschlossen, kann bei K das Kohlenstoffbrennen einsetzen C C Ne He Überschreitet die Temperatur K, so fusioniert das 20Ne weiter zu 24Mg und 28Si (Neonbrennen). Hierauf folgt noch das Sauerstoff- und Siliziumbrennen, die das energetisch günstigste 56 Fe erzeugen. 11

12 Endstadien der Sterne 5.1. Weißer Zwerg 5.2. Neutronenstern/ Pulsar 5.3. Schwarzes Loch 5.4. Supernova 5.5. Doppelstern 12

13 Endstadien der Sterne 13

14 Weißer Zwerg 14 Vorher Roter Riese Mittlere Dichte liegt bei g/cm3 Temperatur bis 106 K R ~ M-1/3!!! 3 Radius bis zu einigen 10 km Masse bis ~1,4 M0 Masse des Ausgangssterns kleiner als ~4M0

15 Weißer Zwerg 15

16 Neutronenstern/ Pulsar Mittlere Dichte bis über 1015 g/cm3 (Atomkern) Kruste besteht aus schweren Atomkernen Darunter Neutronen Maximalmasse zwischen 1,5 und 3 M0 Allgemeinrelativistische Effekte! Fluchtgeschwindigkeit = c/3 16 Massendefekt von etwa 20% (Bindungsenergie=Gravitation)

17 Neutronenstern/ Pulsar 17 Magnetfelder von ca 108 T, Potentialdifferenz 11 von ca 10 V Rotationsgeschwindigkeit nimmt aufgrund von Drehimpulserhaltung zu (T=1ms...1s) Sendet regelmäßige starke Impulse aus, so dass die Entdecker (Bell/ Hewish) außerirdisches Leben annahmen

18 Schwarzes Loch Fluchtgeschwindigkeit = c R = 2GM/c2 ρ~m Allgemeinrelativistische Effekte! 18-2 Entsteht durch Absaugen von Masse eines anderen Sterns oder nach Supernova Existenz noch nicht bewiesen

19 Schwarzes Loch 19

20 Supernova Kurz vorm Erlöschen steigt T auf 109 K Hochenergetische Strahlungsquanten 20 Bei massereichen Sternen: Paarerzeugung und Spaltung der schweren Kerne Kollabieren bis Neutronisierung Einfallende Materie prallt am Zentrum zurück Stoßfronten schleudern Hülle mit 107 m/s ab Stern explodiert, Neutronenstern bleibt übrig

21 Doppelsternsysteme 21 2 oder mehr Sterne gravitativ gebunden Entweder gleichzeitig entstanden oder eingefangen worden In der Regel unterschiedlichen Alters/ Stadiums

22 Doppelsternsysteme 22

23 Galaxien Ansammlung von bis zu 1012 Sternen 4 verschiedene Arten (nach Häufigkeit): 23 Spiralgalaxien (Andromedanebel M31) Elliptische Galaxien (M32) Balkengalaxien (NGC1300) Irreguläre Galaxien (Magellansche Wolken) Können miteinander verschmelzen (NGC4676)

24 Galaxien 24

25 Galaxien Ansammlung von bis zu 1012 Sternen 4 verschiedne Arten (nach Häufigkeit): 25 Spiralgalaxien (Andromedanebel M31) Elliptische Galaxien (M32) Balkengalaxien (NGC1300) Irreguläre Galaxien (Magellansche Wolken) Können miteinander verschmelzen (NGC4676)

26 Galaxien 26

27 Galaxien Ansammlung von bis zu 1012 Sternen 4 verschiedne Arten (nach Häufigkeit): 27 Spiralgalaxien (Andromedanebel M31) Elliptische Galaxien (M32) Balkengalaxien (NGC1300) Irreguläre Galaxien (Magellansche Wolken) Können miteinander verschmelzen (NGC4676)

28 Galaxien 28

29 Galaxien Ansammlung von bis zu 1012 Sternen 4 verschiedne Arten (nach Häufigkeit): 29 Spiralgalaxien (Andromedanebel M31) Elliptische Galaxien (M32) Balkengalaxien (NGC1300) Irreguläre Galaxien (Magellansche Wolken) Können miteinander verschmelzen (NGC4676)

30 Galaxien 30

31 Galaxien Ansammlung von bis zu 1012 Sternen 4 verschiedne Arten (nach Häufigkeit): 31 Spiralgalaxien (Andromedanebel M31) Elliptische Galaxien (M32) Balkengalaxien (NGC1300) Irreguläre Galaxien (Magellansche Wolken) Können miteinander verschmelzen (NGC4676)

32 Galaxien 32

33 Power of Tens 33

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