Astronomie. Vorlesung HS 2015 (16. Sept. 16. Dez. 2015) ETH Zürich, Mi 10-12, ETH HG E5,

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1 Astronomie Prof. Dr. H.M. Schmid, Institut für Astronomie, ETH Zürich Prof. Dr. W. Schmutz, Physikalisch-Meteorolgisches Observatorium, World Radiation Center, Davos Vorlesung HS 2015 (16. Sept. 16. Dez. 2015) ETH Zürich, Mi 10-12, ETH HG E5, Wichtige Folien (=Skript) zur Vorlesung:

2 1. Grundlagen 1.1 Kepler sche Gesetze 1. Planeten kreisen auf Ellipsenbahnen, Sonne befindet sich in einem Brennpunkt 2. Verbindungsstrecke Planet-Sonne r überstreicht in gleichen Zeiten gleiche Flächenstücke, 3. P 2 /a 3 = const. für Planetenbahnen (P: Bahnperiode, a: grosse Halbachse der Bahnellipse) r v a ε a b =a(1-ε 2 ) 1/ Astronomie, H.M. Schmid 2

3 1.2 Newton sche Mechanik - Gravitationskraft zwischen M (Sonne) und m (Planet): - 2. Keplersche Gesetz, der Flächensatz folgt aus Drehimpulserhaltung - 3. Kepler sche Gesetz folgt aus Kräftegleichgewicht (z.b. für Kreisbahn gilt Gravitationskraft = Zentrifugalkraft) P 4 m r m π π = ω = r = 2 3 GMm r P r GM Astronomie, H.M. Schmid 3

4 1.3 Distanzen zu den Sternen Basis für die Triangulation ist die Erdbahn um die Sonne d π d Basislänge 1 AE = 1.5x10 8 km AE = Astronomische Einheit = mittlere Distanz Sonne-Erde Parallaxe (Winkel) für π = 1 = 2π / (360x60x60) = 1/ ist d = AE/π = x km Die Distanz d(1 ) = x km ist eine Einheitsdistanz in der Astronomie und wird als parsec bezeichnet. AE nächtster Stern: d ~1 pc (α Cen) Milchstrassenzentrum: d ~ 10 kpc (Sgr A) Nächste Spiralgalaxie: d ~ 1 Mpc (M31) Astronomie 1. Kapitel Grundlagen 4

5 1.4 Absorptionlinien im Sonnenspektrum (entdeckt von Frauenhofer 1814 Frauenhofer-Linien) K H G F b E D C B A CaII CH HI MgI FeII NaI HI O2 terr O2 terr Linienverzeichnis von Frauenhofer mit 567 Absorptionslinien (heute sind um die Linien im Sonnenspektrum bekannt) Spektralanalyse: Kirchhoff und Bunsen zeigen um 1860, dass die D-Linie von Natrium stammt, Astrophysik: der physikalischer Zustand (z.b. Temperature und Zusammensetzung) von astronomischen Objekten kann untersucht werden Astronomie 1. Kapitel Grundlagen 5

6 1.5 Dopplereffekt: Δλ / λ = v r / c Die Wellenlänge λ verändert sich für eine Lichtquelle die sich in radialer Richtung zum Beobachter bewegt: ruhende Quelle: v r =0, Wellenlänge identisch sich entfernende Quelle v r >0, Wellenlänge wird gestreckt Rotverschiebung sich nähernde Quelle v r <0, Wellenlänge wird gestaucht Blauverschiebung Astronomie 1. Kapitel Grundlagen W. Schmutz 6

7 1.6 Koordinatensysteme sphärische Koordinatensysteme Position = 2 Winkel Horizontsystem Ursprung: Beobachter (Erdoberfläche) Polarer Grosskreis: Beobachter Zenit Referenzpunkt: Südhorizont (manchmal auch Nord) Winkel: z = Zenitdistanz (oft auch Höhe h) a = Azimut (gemessen von Süd über West) a und z sind für Himmelsobjekte orts- und zeitabhängig Äquatorsystem (geozentrisch) Ursprung: Erdmittelpunkt Polare Achse: Erdachse der Erde Referenzpunkt: Frühlingspunkt (Frühlingsdurchgang der Sonne durch Äquatorebene) Winkel: DEC (δ) = Deklination (Winkel zum Äquator +/- 90 Grad RA (α) = Rektaszension (Stundenwinkel zum Frühlingspunkt) RA und DEC sind mit dem rotierenden (von der Erde aus gesehen) Fixsternenhimmel verbunden Koordinaten eines Himmelsobjekts sind im ICRS System zeitunabhängig Astronomie 1. Kapitel Grundlagen 7

8 1.7 Himmelsreferenzsystem (ICRS) Ursprung des Äquatorsystems (RA=0, Dec=0) definiert durch das raumstabile International Celestial Reference System (ICRS) das durch die Definitionen des Barycentric Celestial Reference System (BCRS) und das Geocentric Celestial Reference System (GCRS) gegeben ist. Durch das raumstabile International Celestial Refernce System (ICRS) sind die Himmelskoordinaten Rektaszension und Deklination eines weit entfernten Himmelsobjekts langfristig stabil. Früherer war der Ursprung von RA der Frühlingspunkt, definiert durch den Schnittpunkt der Ekliptik mit dem Äquator. Der Frühlingspunkt definierte RA=0. Sternkoordinaten waren gültig für eine bestimmte Epoche, z.b. FK5 für J Der Frühlingspunkt ist nun im ICRS nicht mehr stabil und wandert mit einer Periode von rund Jahre rückwärts um den Himmelsäquator Astronomie 1. Kapitel Grundlagen 8

9 1.8 Zeit Zeiteinheit: IAT UTC UT LT ST Sekunde (seit 1956 definiert durch die Frequenz eines Atomübergangs von Cs; früher: 1s = 1/ d; d = mittlerer Sonnentag) Internationale Atomzeit koordinierte Weltzeit wird mit Schaltsekunden der UT angepasst (seit Rückstand auf IAT rund 30 sec, ca. 1 sec/jahr Weltzeit = mittlere Sonnenzeit auf dem Nullmeridian (Abweichungen eines UT-Tags von einem IAT-Tag: 1 bis 4 msec (Jahreszeitliche Schwankungen + unregelmässige Änderungen lokale Zeit = wahre Sonnenzeit an einem Ort Zeitgleichung Sternzeit = Stundenwinkel des Frühlingspunkts auf dem Nullmeridian GMST = mittlere Sternzeit auf dem Nullmeridian GAST = wahre Sternzeit auf dem Nullmeridian 1 ST-Tag 23h 56m 04s (UT-Zeit = 24 h pro mittlerer Sonnentag) 1 Jahr UT-Tage ST-Tage Astronomie 1. Kapitel Grundlagen 9

10 1.9 Zeitgleichung = wahre LT mittlere LT Astronomie 1. Kapitel Grundlagen 10