Einführung in die Astronomie und Astrophysik I

Transkript

1 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Teil 8 Jochen Liske Fachbereich Physik Hamburger Sternwarte jochen.liske@uni-hamburg.de

2 Astronomische Nachricht der Woche

3 Astronomische Nachricht der Woche

4 Astronomische Nachricht der Woche

5 Astronomische Nachricht der Woche

6 Astronomische Nachricht der Woche

7 Meteorströme

8 Themen Einstieg: Was ist Astrophysik? Koordinatensysteme Astronomische Zeitrechnung Sonnensystem Gravitation Keplersche Gesetze Zwei- und Viel-Körper Dynamik Gezeiten und Finsternisse Strahlung Helligkeiten Teleskope und Instrumente Extrasolare Planeten Charakterisierung von Sternen Sterne: Äußere Schichten Sterne: Innerer Aufbau

9 Strahlungsprozesse II: Emission und Absorption in Elektronenhüllen Quantenmechanik: e - in den Hüllen von Atomen und Molekülen können nur bestimmte, diskrete (also quantisierte) Energiezustände annehmen Durch Übergang eines e - zwischen zwei Energiezuständen kann ein Photon entweder erzeugt oder vernichtet werden Emission, Absorption Dabei gilt für das Photon: h = E

10 Strahlungsprozesse II: Emission und Absorption in Elektronenhüllen Quantenmechanik: e - in den Hüllen von Atomen und Molekülen können nur bestimmte, diskrete (also quantisierte) Energiezustände annehmen Durch Übergang eines e - zwischen zwei Energiezuständen kann ein Photon entweder erzeugt oder vernichtet werden Emission, Absorption Dabei gilt für das Photon: h = E Es gibt viele verschiedene mögliche Übergänge ij, wobei jeder mit einer bestimmten, charakteristischen Energie E ij verbunden ist Viele verschiedene Emissions- oder Absorptionslinien bei bestimmten Wellenlängen

11 Strahlungsprozesse II Es gibt viele verschiedene mögliche Übergänge ij, wobei jeder mit einer bestimmten, charakteristischen Energie E ij verbunden ist Viele verschiedene Emissions- oder Absorptionslinien im gesamten EM Spektrum, vom Röntgen- bis zum Radio-Bereich Merkwürdige Konventionen in der Astronomie (MKA) I: 1 Å = 1 Ångström = m = 0.1 nm

12 Wodurch werden Energielevels und mögliche Übergänge zwischen diesen Levels bestimmt? Element bzw. Molekül Ionisationsgrad Anregungszustand Strahlungsprozesse II

13 Wodurch werden Energielevels und mögliche Übergänge zwischen diesen Levels bestimmt? Element bzw. Molekül Ionisationsgrad Anregungszustand Quantenmechanische Regeln Strahlungsprozesse II Zustand eines e - wird durch 4 Quantenzahlen charakterisiert: n, l, m, s Hier wird nur n betrachtet Hier wird nur n, l betrachtet

14 Wodurch werden Energielevels und mögliche Übergänge zwischen diesen Levels bestimmt? Element bzw. Molekül Ionisationsgrad Anregungszustand Quantenmechanische Regeln Strahlungsprozesse II Zustand eines e - wird durch 4 Quantenzahlen charakterisiert: n, l, m, s Pauli-Prinzip: nur ein e - pro Zustand Bei einem Übergang von einem Zustand in einen anderen gibt es Erhaltungsgrößen Nicht alle Übergänge sind erlaubt Jedes Ion hat seinen eigenen, einzigartigen Fingerabdruck, der aus dem Labor bekannt ist Identifikation in den Spektren von astrophysikalischen Objekten relativ leicht

15 Beispiel: A Stern Balmer-Serie: sehr leicht zu erkennendes Muster (selbst wenn es verschoben sein sollte)

16 Strahlungsprozesse II Charakterisierung eines Übergangs ij und der dazugehörigen Spektrallinie

17 Strahlungsprozesse II

18 Strahlungsprozesse II Was können wir von Spektrallinien über das emittierende bzw. absorbierende Gas lernen? 1. Chemische Zusammensetzung 2. Physikalischer Zustand (n, p, T, Strahlungsumgebung) 3. Bewegungszustand

19 Sterntyp Beispiel: stellare Spektren

20 Sterntyp Beispiel: stellare Spektren MKA II: Ionisationsstufen OI = O OII = O + OIII = O ++ MKA III: alle Elemente außer H und He werden als Metalle bezeichnet

21 Beispiel: stellare Spektren hochaufgelöst Nicht alle Linien sind identifiziert Physikalische Bedingungen einer Sternatmosphäre können im Labor nicht reproduziert werden Größere Atome sind komplex, lassen sich nicht leicht berechnen

22 Beispiel: stellare Spektren hochaufgelöst

23 Beispiel: Emissionsnebel im sub-mm

24 Beispiel: Planetarischer Nebel

25 Beispiel: Emissionslinien-Galaxie

26 Beispiel: Absorptionslinien-Galaxie

27 Beispiel: Galaxie

28 Beispiel: Quasar Kontinuum und breite Emissionslinien vom Quasar selbst Absorptionslinien von zwischen uns und dem Quasar liegenden Gas

29 Quasare als Hintergrundquellen

30 Quasare als Hintergrundquellen

31 Beispiel: Gasausfluss

32 Strahlungsprozesse II: verbotene Übergänge Verbotener Übergang = Übergang der nach quantenmechanischen Übergangsregeln scheinbar nicht erlaubt ist Bei genauerer Betrachtung (höhere Approximation) ist der Übergang dann aber doch erlaubt, aber nur mit geringer Wahrscheinlichkeit Der höhere Energiezustand hat hohe Lebensdauer Lebensdauer > mittlere Zeit zwischen Stößen Abregung durch Stöße Übergang wird bei normalen Dichten nie beobachtet, in astrophysikalischen Umgebungen (z.b. ISM) jedoch schon Beispiel 1: [OIII] 5007 Å: 1 s MKA IV: [ ] = verbotener Übergang

33 Beispiel: Planetarischer Nebel

34 Verbotener Übergang: [OIII] 5007

35 Strahlungsprozesse II: verbotene Übergänge Verbotener Übergang = Übergang der nach quantenmechanischen Übergangsregeln scheinbar nicht erlaubt ist Bei genauerer Betrachtung (höhere Approximation) ist der Übergang dann aber doch erlaubt, aber nur mit geringer Wahrscheinlichkeit Der höhere Energiezustand hat hohe Lebensdauer Lebensdauer > mittlere Zeit zwischen Stößen Abregung durch Stöße Übergang wird bei normalen Dichten nie beobachtet, in astrophysikalischen Umgebungen (z.b. ISM) jedoch schon Beispiel 1: [OIII] 5007 Å: 1 s Beispiel 2: spin flip des e - im H-Atom: 3.5 x s 11 Myr HI 21 cm Linie

36 Elektronenübergänge

37 Spin-Flip im H-Atom 21 cm Linie

38 HI in Galaxien

39 HI Rotationskurve

40 HI Rotationskurve

41 HI in Galaxien

42 Strahlungsprozesse II Übergänge werden auch durch E und B-Felder beeinflusst Stark-Effekt (E-Felder) Zeeman-Effekt (B-Felder)

43 Strahlungsprozesse II Bisher: Übergänge zwischen gebundenen Zuständen (g-g) g-frei: E kin (e - ) = h - E pot Ionisation frei-g: h = E kin (e - ) - E pot Rekombination

44 Quasare als Hintergrundquellen

45 Lyman Limit

46 Strahlungsprozesse II: Emission und Absorption in Elektronenhüllen Durch die Übergänge von e - in Atomen und Molekülen zwischen verschiedenen Energiezuständen können Photonen erzeugt bzw. vernichtet werden, deren Wellenlänge der Energie des entsprechenden Übergangs entspricht Viele Übergänge sind möglich, abhängig von Ion, Anregungszustand und QM Regeln Die grundlegenden Eigenschaften einer Spektrallinie eines einzelnen Atoms werden in real beobachteten Ensembles von Atomen (Gaswolken, Sterne, etc.) überlagert von den mikro- und makroskopischen Bewegungen der Atome (+ Dopplereffekt) Spektrallinien enthalten eine Fülle an Information über ihre Quelle: Chemische Zusammensetzung Physikalischer Zustand Bewegungszustand

47 Strahlungsprozesse III: Bremsstrahlung Bremsstrahlung = frei-frei Übergang Generell: Strahlung durch Beschleunigung eines geladenen Teilchens Insbesondere: Streuung von e - an anderen geladenen Teilchen Beispiel: Galaxienhaufen: Gas mit T K Kontinuum im Röntgenbereich

48 Beispiel: Galaxienhaufen

49 Bremsstrahlung-Spektrum Coma Haufen

50 Strahlungsprozesse III: Synchrotronstrahlung

51 Strahlungsprozesse III: Synchrotronstrahlung

52 Strahlungsprozesse III: Synchrotronstrahlung

53 Strahlungsprozesse III: Synchrotronstrahlung

54 Relativistische e - in der Milchstraße

55 Beispiel: Krebs-Nebel