Einführung in die Astronomie und Astrophysik I

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1 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Teil 2 Jochen Liske Fachbereich Physik Hamburger Sternwarte jochen.liske@uni-hamburg.de

2 Themen Einstieg: Was ist Astrophysik? Koordinatensysteme Astronomische Zeitrechnung Sonnensystem Gravitation Keplersche Gesetze Himmelsmechanik Gezeiten und Finsternisse Strahlung Helligkeiten Teleskope und Instrumente Extrasolare Planeten Charakterisierung von Sternen Sterne: Äußere Schichten Sterne: Innerer Aufbau

3 Sternbilder Nur wenige 1000 Sterne mit bloßem Auge sichtbar Unter Idealbedingungen (transparent Atmosphäre, keine Lichtverschmutzung) Willkürliche Gruppierung zu Figuren = Sternbilder

4 Sternbilder Mythologischer Sternenhimmel verschiedene Sternbilder je nach Kulturkreis oft Tiere und Fabelwesen Namen / Abgrenzung mehrdeutig

5 Sternbilder Mythologischer Sternenhimmel verschiedene Sternbilder je nach Kulturkreis oft Tiere und Fabelwesen Namen / Abgrenzung mehrdeutig Beispiel aus Australien: Emu in the Sky

6 Sternbilder Mythologischer Sternenhimmel verschiedene Sternbilder je nach Kulturkreis oft Tiere und Fabelwesen Namen / Abgrenzung mehrdeutig Beispiel aus Australien: Orion = Kanu

7 Sternbilder Mythologischer Sternenhimmel verschiedene Sternbilder je nach Kulturkreis oft Tiere und Fabelwesen Namen / Abgrenzung mehrdeutig

8 Sternbilder Seit 1928: Festlegung von 88 Sternbildern durch die International Astronomical Union, rechtwinklig abgegrenzt

9 Sternbilder Beispiel: Großer Bär / Wagen

10 Sternbilder Beispiel: Großer Bär / Wagen

11 Sternbilder Beispiel: Kleiner Bär / Wagen

12 Sternbilder Beispiel: Kleiner Bär / Wagen

13 Sternnamen Eigennamen (oft arabisch): Sirius, Algol, Vega,... Griechischer Buchstabe + Sternbild: α And (Andromedae), β UMa (Ursae Majoris), γ Per (Persei),... Katalognamen... BD (Bonner Durchmusterung), HD 4712 (Henry-Draper-Katalog), SAO (Smithsonian Astronomical Observatory), Sternbilder werden auch zur ungefähren Angabe von nicht-stellaren Objekten (z.b. Galaxien, Nebel, etc.) benutzt

14 Sternnamen Nein, man kann Sternnamen nicht kaufen...

15 Koordinatensysteme Horizontsystem Äquatorialsystem Ekliptikales System Galaktisches System Koordinatenänderung

16 Horizontsystem Projektion des gegenwärtigen Horizonts auf die Himmelssphäre Abhängig vom gegenwärtigen Standort auf der Erde (Längenund Breitengrad) und Zeitpunkt

17 Horizontsystem Definition/Koordinaten: Grundkreis = Horizont Pole: Zenit, Nadir Höhe: h [] Zenit: +90 Azimut: A [] Westen: 90

18 Horizontsystem Definition/Koordinaten: Grundkreis = Horizont Pole: Zenit, Nadir Höhe: h [] Zenit: +90 Azimut: A [] Westen: 90 Natürliches Koordinatensystem des Beobachters Sterne kulminieren im Meridian NB: Horizont umgangssprachlicher Horizont

19 Horizontsystem Definition/Koordinaten: Grundkreis = Horizont Pole: Zenit, Nadir Höhe: h [] Zenit: +90 Azimut: A [] Westen: 90 Natürliches Koordinatensystem des Beobachters Sterne kulminieren im Meridian = Kreis durch Zenit, Nadir und Süden

20 Horizontsystem Definition/Koordinaten: Grundkreis = Horizont Pole: Zenit, Nadir Höhe: h [] Zenit: +90 Azimut: A [] Westen: 90 Natürliches Koordinatensystem des Beobachters Sterne kulminieren im Meridian = Kreis durch Zenit, Nadir und Süden

21 Horizontsystem Definition/Koordinaten: Grundkreis = Horizont Pole: Zenit, Nadir Höhe: h [] Zenit: +90 Azimut: A [] Westen: 90 Natürliches Koordinatensystem des Beobachters Sterne kulminieren im Meridian = Kreis durch Zenit, Nadir und Süden Nachteil: Koordinaten abhängig von Zeit und Ort

22 Äquatorialsystem Projektion des Erdäquators auf die Himmelssphäre Definition/Koordinaten: Grundkreis = Himmelsäquator Pole: Nord, Süd Deklination: δ [] Nordpol: +90 Rektaszension: α, RA [] Frühlingspunkt: 0

23 Ekliptik Ebene der Erdumlaufbahn um die Sonne

24 Ekliptik Ebene der Erdumlaufbahn um die Sonne = scheinbare Bahn der Sonne vor dem Fixsternhimmel Achse der Erdrotation Achse der Erdumlaufbahn Neigung um ε = Winkel zwischen Ekliptik und Himmelsäquator = ε Frühlingspunkt: Einer der Schnittpunkte des Himmelsäquators mit Ekliptik Und zwar der im Frühling! Früher im Sternbild Widder, jetzt: Fische

25 Äquatorialsystem Projektion des Erdäquators auf die Himmelssphäre Definition/Koordinaten: Grundkreis = Himmelsäquator Pole: Nord, Süd Deklination: δ [] Nordpol: +90 Rektaszension: α, RA [] Frühlingspunkt: 0 Koordinaten sind zeit- und ortsunabhängig Standardsystem der Astronomie

26 Äquatorialsystem Für Beobachtungen ist der Stundenwinkel t hilfreich t = Winkel zwischen Meridian und Stundenkreis = Zeit nach oberer Kulmination Umrechnung zwischen α und t anhand der Sternzeit: t = ST α ST = Stundenwinkel des Frühlingspunkts (ortsabhängig)

27 Äquatorialsystem Für Beobachtungen ist der Stundenwinkel t hilfreich t = Winkel zwischen Meridian und Stundenkreis = Zeit nach oberer Kulmination Umrechnung zwischen α und t anhand der Sternzeit: t = ST α ST = Stundenwinkel des Frühlingspunkts (ortsabhängig) Observatorien haben Sternzeituhren!

28 Winkel und Zeit Stundenwinkel t und Rektaszension α werden meist in Stunden, Minuten, Sekunden angegeben (Zeitmaß): 24 h 360, 1 h 15, 1 m 0.25, 1 s Nicht zu verwechseln mit Bogenminute/Bogensekunde: Bogenminute: 1 = 60 1 = Bogensekunde: 1 = 60 1 = h 15, 1 m 15, 1 s 15

29 Intermezzo I: Teleskopmontierungen Äquatoriale oder parallaktische Montierung: Eine Achse parallel zur Erdrotationsachse Teleskop muss nur um diese eine Achse nachgeführt werden Komplizierter im Bau Großer Refraktor an der Hamburger Sternwarte

30 Intermezzo I: Teleskopmontierungen Azimutale Montierung: Eine Achse zeigt zum Zenit Teleskop muss um beide Achsen nachgeführt werden Computersteuerung Einfacher im Bau

31 Intermezzo II: zirkumpolare Sterne Objekte, die nicht auf- oder untergehen Welche das sind, ist abhängig vom Breitengrad φ des Beobachters. Zirkumpolare Objekte der Nordhalbkugel: (90 φ) < δ Für Südhalbkugel: δ < (90 + φ) Hamburg (φ = 53.5): 36.5 < δ Umgekehrt: Sterne, die in Hamburg nie sichtbar sind: δ < 36.5

32 δ Koordinatensysteme Sonne und Planeten wandern entlang der Ekliptik Äquatorialsystem nicht so gut für Sonnensystembeobachtungen geeignet α

33 Ekliptikales System Definition/Koordinaten: Grundkreis = Ekliptik Breite: β [] Nordpol : +90 Länge: λ [] Frühlingspunkt: 0 Verwendung im Sonnensystem

34 Ekliptikales System Umrechnung: Ekliptikal äquatorial δ = arcsin(cos ε sin β + sin ε cos β sin λ) α = arctan((cos ε sin λ sin ε tan β) / cos λ) Äquatorial ekliptikal x = sin ε sin δ + cos ε cos δ sin α y = cos δ cos α z = cos ε sin δ - sin ε cos δ sin α β = arcsin (z) λ = arccos (y / cos β) = arcsin (x / cos β) Trigonometrie wichtig in der Astronomie!

35 Definition/Koordinaten: Grundkreis = Ebene der Milchstraße Breite: b [] Nordpol : +90 Länge: l [] Galaktisches Zentrum: : Festlegung des Galaktisches Zentrums: α = 17 h 42.4 min, δ = tatsächliches Zentrum (Radioquelle Sagittarius A*) ist um 0,07 versetzt Galaktisches System Neigung der galaktischen Ebene zum Himmelsäquator: 62.6 Verwendung für großflächige Durchmusterungen (sowohl galaktische als auch extragalaktische)

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37 Galaktisches System ESO / Serge Brunier

38 Galaktisches System b l ESO / Serge Brunier

39 Galaktisches System

40 Zusammenfassung Koordinatensysteme Horizontsystem (Azimut A, Höhe h) Natürliches System eines Beobachters Äquatorialsystem (Rektaszension α, Deklination δ) Standardsystem in der Astronomie Ekliptikales System (Länge λ, Breite β) Für Beobachtungen im Sonnensystem Galaktisches System (Länge l, Breite b) Für großflächige Durchmusterungen

41 Veränderung der Koordinaten Präzession: Rotationsachse der Erde ist geneigt Die Gravitationskräfte von Sonne und Mond führen zu einer Taumelbewegung der Erdachse (Kreisel)

42 Präzession Himmelspol kreist in der Ekliptikebene Öffnungswinkel des Präzessionskegels = Periode = ca Jahre (Platonisches Jahr) Frühlingspunkt wandert entgegen der scheinbaren Bewegung der Sonne Äquitorialkoordinaten (δ, α) ändern sich mit der Zeit Epoche muss mit angegeben werden

43 Präzession Himmelspol kreist in der Ekliptikebene Öffnungswinkel des Präzessionskegels = Periode = ca Jahre (Platonisches Jahr) Frühlingspunkt wandert entgegen der scheinbaren Bewegung der Sonne Äquitorialkoordinaten (δ, α) ändern sich mit der Zeit Epoche muss mit angegeben werden

44 Intermezzo III: Sternzeichen

45 Intermezzo III: Sternzeichen

46 Intermezzo III: Sternzeichen

47 Intermezzo III: Sternzeichen Sternzeichen = Tierkreiszeichen Sternbilder entlang der Ekliptik

48 Veränderung der Koordinaten Nutation: Bahnachse des Mondes ist gegenüber der Ekliptik um 5.1 geneigt Kreisel Gravitationskraft der Sonne Präzession der Mondbahn Präzession der Erde wird periodisch verändert

49 Nutation Präzessionskegel wird gestört Öffnungswinkel des Nutationskegels = 9.2 bzw 6.9 Periode = 18.6 Jahre Nutation ändert sowohl die Schiefe der Ekliptik als auch die Richtung des Frühlingspunkts

50 Veränderung der Koordinaten Parallaxe: Scheinbare Positionsänderung entfernter Objekte durch Veränderung der eigenen Beobachtungsposition Linkes Auge Rechtes Auge

51 Tägliche Parallaxe Durch Erddrehung Nur bei Objekten im Sonnensystem messbar Mond: α 6000 km / km 1 Sonne: α 6000 km / 150 x 10 6 km 8

52 Jährliche Parallaxe Durch Umlauf der Erde um die Sonne

53 Jährliche Parallaxe Parallaxwinkel π: sin(π) = a/r π (für r a) Definition der Längenmaßeinheit Parallaxensekunde = Parsec = pc: a = 1 AU (~150 Mio km) π = 1 r 1 pc = 3.26 Lj = x km pc: gebräuchlichste Einheit für astronomische Entfernungsangaben Parallaxe: eine der wenigen direkten Methoden zur Entfernungsbestimmung von Sternen

54 Jährliche Parallaxe Parallaxwinkel π: sin(π) = a/r π (für r a) Definition der Längenmaßeinheit Parallaxensekunde = Parsec = pc: a = 1 AU (~150 Mio km) π = 1 r 1 pc = 3.26 Lj = x km pc: gebräuchlichste Einheit für astronomische Entfernungsangaben Parallaxe: eine der wenigen direkten Methoden zur Entfernungsbestimmung von Sternen

55 Weitere Koordinatenstörungen Aberration: scheinbare Positionsveränderung durch relative Bewegung zwischen Quelle und Beobachter und Endlichkeit der Lichtgeschwindigkeit Erde um Sonne: < 20.5 Refraktion: scheinbare Positionsveränderung durch Lichtbrechung in unterschiedlichen Luftschichten, abhängig vom Zustand der Atmosphäre und der Höhe über dem Horizont; bis zu 0.6

56 Themen Einstieg: Was ist Astrophysik? Koordinatensysteme Astronomische Zeitrechnung Sonnensystem Gravitation Keplersche Gesetze Himmelsmechanik Gezeiten und Finsternisse Strahlung Helligkeiten Teleskope und Instrumente Extrasolare Planeten Charakterisierung von Sternen Sterne: Äußere Schichten Sterne: Innerer Aufbau

57 Zeitmessung: Sonnenzeit und Sternzeit Sonnentag = synodischer Tag = τ: Zeit zwischen zwei Sonnenkulminationen Tsyn = s = 24 h Erdrotation ist ziemlich konstant (aber nicht perfekt) Sterntag = siderischer Tag = τ*: Zeit zwischen zwei Frühlingspunktkulminationen Tsid = s = 23 h 56 m s 1 Jahr hat ca. 366 siderische Tage

58 Zeitmessung: wahre und mittlere Zeit Wahre örtliche Sonnenzeit: Stundenwinkel der wahren Sonne + 12 h ( Tagesanfang um Mitternacht) Wird von Sonnenuhren angezeigt In der Praxis nicht brauchbar, da ungleichmäßiger Verlauf wegen: Schiefe der Ekliptik ( 1/2 jährliche Periode) Exzentrische Erdumlaufbahn ( jährliche Periode) Mittlere örtliche Sonnenzeit: Stundenwinkel der mittleren Sonne + 12 h Mittlere Sonne : gleichmäßige Bewegung in α Mittlere Sonnenzeit / mittlere Ortszeit

59 Zeitmessung: wahre und mittlere Zeit

60 Zeitmessung: was ist eine Sekunde? Bis 1960: Sonnensekunde: 1 / eines mittleren Sonnentages 1960: Ephemeridensekunde: 1 / des tropischen Jahres am 0. Januar 1900 um 12 Uhr Seit 1967: Atomsekunde: fache der Periodendauer der dem Übergang zwischen den beiden Hyperfeinstrukturniveaus des Grundzustands von Atomen des Nuklids Caesium-133 entsprechenden Strahlung Internationale Atomzeit, TAI UT1 = mittlere Sonnenzeit, (leicht) veränderlich In der Praxis soll die Zeit gleichmäßig verlaufen (wie TAI) sich an der Dauer eines Sonnentages orientieren (wie UT1) Kompromiss: Gebrauchszeit UTC = TAI + unregelmäßige Schaltsekunden, Abweichung von UT1 immer < 0.9 s Heute: UTC = TAI 37 s

61 Zeitmessung: Tageslänge

62 Universal Time UT ist die durch astronomische Beobachtung gewonnene mittlere Sonnenzeit des durch die Sternwarte von Greenwich führenden Nullmeridians. Sie ist eine universelle Zeitskala, welche die gemessene Erdrotation widerspiegelt. UT0: Direkt aus Beobachtungen abgeleitete mittlere Ortszeit des Nullmeridians UT1: korrigiert um Einflüsse der Polschwankungen (Perioden über 7 Tage) UT2: korrigiert um die mittlere jährliche Schwankung der Erdrotation UTC: TAI + ganze Anzahl von Schaltsekunden Und dann noch: ET: Ephemeris Time TDT: Terrestial Dynamical Time TDB: Barycentric Dynamical Time TT: Terrestial Time TCG: Geocentric Coordinate Time TCB: Barycentric Coordinate Time

63 Zeitmessung: das Jahr Tropisches Jahr (Sonnenjahr Jahreszeiten) Alte Definition: von Frühlingspunkt zu Frühlingspunkt Kalenderjahr; keine gute Definition weil: Abhängig von der willkürlichen Wahl des Frühlingspunkts Schwankung aufgrund von: Elliptizität der Erdumlaufbahn Bahnstörungen durch Mond und andere Planeten Präzessionsschwankungen Gegenwärtig d (1 d = Atomsekunden) Neue Definition: Zeitraum, in dem die mittlere ekliptikale Länge der Sonne um 360 zunimmt Im Grunde das langfristige Mittel der alten Definition Trotzdem noch veränderlich Gegenwärtig Tage

64 Länge des tropischen Jahrs Abnahme wegen gegenwärtiger Beschleunigung der Präzession

65 Zeitmessung: das Jahr Siderisches Jahr (Sternenjahr) Zeitraum bis die Sonne die gleiche Stelle am Fixsternhimmel einnimmt Veränderlich, definiert für den d (ca Minuten länger als das tropische Jahr) Anomalistisches Jahr Zeitraum zwischen 2 Periheldurchgängen Veränderlich, definiert für den (ca. 4.5 Minuten länger als das siderische Jahr) a trop < a sid < a anom

66 Zeitmessung: das Jahr Kalenderjahr (richtet sich nach dem tropischen Jahr) Tropisches Jahr ganze Anzahl von Tagen Lösung: gelegentliches Einfügen eines Schalttages Julianischer Kalender (45 v. Chr.): 1 a = d 1 Schalttag alle 4 Jahre Gregorianischer Kalender (zuerst 1582): 1 a = d 1 Schalttag alle 4 Jahre, es sei denn Jahr ist durch 100 teilbar, es sei denn Jahr ist durch 400 teilbar ( 2000 war ein Schaltjahr, 1900 nicht) Übergang vom Julianischen zum gregorianischen Kalender: Donnerstag, Freitag, In den USA: Mittwoch, Donnerstag, (siehe cal Programm auf Unix-Systemen inkl Mac)

67 Zeitmessung: das Jahr Kalenderjahr (richtet sich nach dem tropischen Jahr) Tropisches Jahr ganze Anzahl von Tagen Lösung: gelegentliches Einfügen eines Schalttages Julianischer Kalender (45 v. Chr.): 1 a = d 1 Schalttag alle 4 Jahre Gregorianischer Kalender (zuerst 1582): 1 a = d 1 Schalttag alle 4 Jahre, es sei denn Jahr ist durch 100 teilbar, es sei denn Jahr ist durch 400 teilbar ( 2000 war ein Schaltjahr, 1900 nicht) Übergang vom Julianischen zum gregorianischen Kalender: Donnerstag, Freitag, In den USA: Mittwoch, Donnerstag, (siehe cal Programm auf Unix-Systemen inkl Mac)

68 Zeitmessung: Julianisches Datum In der Astronomie und anderen Wissenschaften wird eine über Jahrhunderte fortlaufende Tageszählung benötigt, um die Berechnung von Zeitintervallen zu vereinfachen (also ohne sich um verschieden lange Monate, Kalenderreformen, Schalttage und Schaltsekunden kümmern zu müssen). JD = Zeit in Tagen seit 12:00 Uhr UT am v. Chr. im proleptischen Julianischen Kalender (= v. Chr. im proleptischen gregorianischen Kalender), wobei ein Tag = Atomsekunden MJD = Modifiziertes Julianisches Datum = JD Vorsicht: es werden z.t. verschiedene Zeitskalen für JD verwendet (UT1, UTC, TAI, etc.), bei Anwendungen mit hohen Präzisionsansprüchen muss also die Zeitskala mit angegeben werden

69 Übungsgruppen Gruppe Gruppenleiter Wann? Wo? # Teilnehmer A Schmidt Do, 16-17:30 SemRm 1 15 B Baade Do, 16-17:30 SemRm 2 21 C Baade Do, 17:45-19:15 SemRm 2 6 D Liske Do, 16-17:30 HS AP 37 Bitte gehen Sie jetzt in die Gruppen, in die Sie sich letzte Woche eingetragen haben. Wer sich noch nicht eingetragen hat Gruppe C