3.2 Aufbau und Dynamik der Milchstraße
|
|
- Björn Bösch
- vor 6 Jahren
- Abrufe
Transkript
1 3.2 Aufbau und Dynamik der Milchstraße Entfernungsbestimmungen Jährliche Parallaxe Die wichtigste Methode zur Bestimmung von Entfernungen zu den nächsten Himmelskörpern ist die jährliche Parallaxe. Beobachtet man einen nahen Stern im Laufe eines Jahres, so stellt man eine scheinbare Verschiebung seiner Position im Vergleich mit weit entfernten Sternen fest. Die Verschiebung beschreibt eine Ellipse mit einer großen Halbachse π und einer kleinen Halbachse π sin β (ekliptische Breite). Mit der astronomischen Einheit a und Abstand des Sterns r ist Naher Stern Entfernte Sterne sin = a. (3.1) r Die Parallaxe π ist der Winkel, unter welchem der Erdbahnradius vom Standpunkt des gemessenen Sterns erscheint. Eine Parallaxe von einer Bogensekunde (1 oder 1 as) eintspricht einem Abstand r von Erdbahnradien, oder m, oder 3.26 Lichtjahren.Man verwendet diese Länge als Einheit Parallaxensekunde (parsec) oder pc. Der nächste Stern (Proxima Cen) hat eine Parallaxe von. 762 und somit eine Entfernung von r = 1.3 pc. Bei gegebener Parallaxe π ist der Abstand in pc r= 1[as] [ pc] (3.2) Achtung! Häufig wird die Parallaxe in Milli-Bogensekunden (mas) angegeben. Mit modernen Verfahren kann man trigonometrische Parallaxen mit einer Genauigkeit von einer Milli-Bogensekunde (mas;. 1) messen. Die Entfernungen von Sternen bei 1 pc sind also auf 1% genau. Man kennt die Par- Sonne r π Erde Einführung_3.2_25.sxw Seite
2 allaxen von mehr als 1 5 Sternen, die meisten wurden Anfang der 9er mit dem Satelliten HIPPARCOS astrometrisch und photometrisch vermessen. Die GAIA-Mission der ESA soll im nächsten Jahrzehnt die astrometrische Präzision nochmal um zwei Größenordnungen auf 19 Mikro-Bogensekunden (µas) verbessern. Damit lassen sich viele 1 6 Sterne über die Ausdehnung unserer galaktischen Scheibe vermessen. Die trigonometrische Parallaxe ist eines der wichtigsten Fundamente der Stellarphysik, und bildet den Fuß der Leiter von Methoden der Entfernungsbestimmung bis in kosmische Distanzen Photometrische Parallaxen Kennt man die absolute Helligkeit M eines Sterns, so kann man aus dem Entfernungsmodul m - M seinen Abstand r bestimmen wenn auch die interstellare Extinktion A bekannt ist: r=1.2 m M 5 A [ pc]. (3.3) M lässt sich abschätzen aus physikalische Charakteristika einzelner Sterne, beispielsweise spektroskopische Bestimmung der genauen Position im HRD. Sehr aufwendig. Perioden-Helligkeitsbeziehungen veränderlicher Sterne. Bekanntestes Beispiel: Variable des Typs δ Cep. Wegen ihrer hohen Leuchtkraft eignen sich Cepheiden für die Bestimmung extragalaktischer Distanzen. RR Lyr Variable haben einen gut definierten Mittelwert ihrer Leuchtkraft und eignen sich für galaktische Kugelsternhaufen. Ein großer Unsicherheitsfaktor ist die Bestimmung der interstellaren Extinktion A. Die photometrische Eichung eines Ensembles von Sternen konstanter Entfernung, welche einen gewissen Bereich von Spektraltypen abdecken, erlaubt neben der Bestimmung von r auch die Bestimmung der interstellaren Extinktion (Sternhaufenparallaxe). Dazu wird ein Farb-Helligkeits-Diagramm (FHD) und ein Farb-Farb-Diagramm (FFD) erstellt. Aus dem FHD werden die Sterne der Hauptreihe ermittelt. Der Vergleich des FFD der Hauptreihensterne mit einem Modell ergibt den Extinktions-Verschiebungsvektor, und damit A. Der Vergleich des FHD mit dem FHD eines Ensembles von anhand trigonometrischer Parallaxen geeichten Sternen ergibt die absolute Helligkeitsskala des untersuchten Ensembles. Einführung_3.2_25.sxw Seite
3 Weitere Verfahren Sternstromparallaxe: Die Eigenbewegung der Sonne ermöglicht, statistisch mit Hilfe der resultierenden Scheinbewegung die säkulare Parallaxe von geeignet gewählten Sterngruppen zu ermitteln. Deren mittlere Eigenbewegung µ führt zu einer mittleren Parallaxe 4.74 µ p =, (3.3) 19.7 sin χ wobei χ der Winkel zwischen der Sternengruppe und dem χ Apex ist. Diese Methode funktioniert, solange die betrachtete Sternengruppe keine nennenswerte Korrelation der Eigenbewegungen ihrer Mitglieder hat. Eine solche Korrelation kann durch die gemeinsame Entstehung der Mitglieder entstehen. Vom Standpunkt des Beobachters scheinen die Sterne einem gemeinsamen Punkt an der Himmelskugel (Konvergenzpunkt) zuzustreben. Mißt man die vektorielle Geschwindigkeit der Mitglieder, so läßt sich die Entfernung bestimmen. Man kann mit ihrer Hilfe insbesondere die Gruppenmitglieder besser identifizieren. Dynamische Parallaxen erhält man aus der Analyse der scheinbaren und wahren Bewegung von visuellen Doppelsternen und Bedeckungsveränderlichen. Die Eichung erfolgt über die spektroskopisch bestimmte Sichtliniengeschwindigkeiten und die Bahnparameter Lokales Ruhesystem Die Änderungen der relativen Sternpositionen in der näheren Umgebung ergibt sich aus der Analyse der Bewegungen der Sterne. Man kann die Bewegung im Raum aus der spektroskopisch bestimmten Radialgeschwindigkeit λ v r = c, (3.4) λ Einführung_3.2_25.sxw Seite
4 wobei λ die Wellenlängenverschiebung von der Ruhewellenlänge λ ist, sowie der Eigenbewegung µ (proper motion; arcsec pro Jahr) bestimmen. Die Tangentialgeschwindigkeit v t kann man aus der Eigenbewegung und der Parallaxe p unter Zuhilfenahme der Bahngeschwindigkeit der Erde (v Erde = 2π AU/Jahr = 3 km/s) berechnen mit verde µ 1 µ vt = = 4.74[ km s ]. (3.5) 2π p p In unmittelbarer Sonnenumgebung kann man aus dem Mittelwert der Eigenbewegungen vieler Sterne die Eigenbewegung der Sonne gegenüber einem Lokalen Ruhesystem (Local Standard of Rest) ermitteln. Es ergibt sich eine Bewegung mit einer Geschwindigkeit von vsonne = 19.7 km s -1 in die Richtung mit Rektaszension α = 18h m und Deklination δ = 3 (Apex). Die Geschwindigkeiten der Sterne in Sonnenumgebung betragen einige bis einige Dutzend km/s, und sind damit den Bahnbewegungen der Planeten, insbesondere der Erde, vergleichbar. Die genaue Bestimmung der Radialgeschwindigkeiten erfordert die Berücksichtigung von Erdrotation und Erdbahnbewegung, sowie die Einflüsse von Mond und Planeten (Reduktion auf das Baryzentrum des Sonnensystems). Einführung_3.2_25.sxw Seite
5 3.2.3 Sternstatistiken Anzahl-Helligkeitsrelation Erste Hinweise über die Struktur der Milchstraße ergeben sich aus der Analyse der Sternstatistiken - die Zahl N(m) der Sterne mit einer scheinbaren Helligkeit m. Nach (2.37) nimmt m mit dem Logarithmus der Entfernung zu. Gleichzeitig nimmt die Zahl der Sterne in einem Volumen mit Radius r proportional zu r 3 zu. Hätten alle Sterne dieselbe absolute Helligkeit und wäre ihre Dichte konstant, so wäre lg N ( m) =.6m+ const. Man mißt eine deutlich schwächeres Anwachsen, welches zurückzuführen ist auf wenigstens einen von zwei Gründen: Konzentration der Dichte zur Sonne hin Interstellare Absorption Verteilung Scheinbare Helligkeit lg Anzahl Beobachtet Theoretisch Scheinbare Helligkeit [mag] Einführung_3.2_25.sxw Seite
6 Leuchtkraftfunktion Im allgemeinen ist N(m) eine Funktion der Dichteverteilung der Sterne D(r), der Leuchtkraftverteilung Φ(M), und der interstellaren Extinktion γ(r). Die Leuchtkraftverteilung gibt die Zahl der Sterne pro Volumenelement mit einer absoluten Helligkeit im Intervall (M, M+dM) an. Sie ist ein wichtiger physikalischer Parameter, von welchem die Erzeugungsraten der Sterne als Funktion ihrer Leuchtkraft - und damit der Masse - ermitteln läßt. In der Nähe zur Sonne gibt es keine Sternentstehungsgebiete. Die gegenwärtige, lokale Leuchtkraftverteilung weicht daher von der initialen Leuchtkraftverteilung Φ (M) einer Hauptreihe mit Alter Null ab. Man erhält die initiale Leuchtkraftverteilung aus einer gemessenen Verteilungdurch Berücksichtigen der Lebensdauer der helleren Sterne. Verteilung der absoluten Helligkeit Zahl Abs. Helligkeit Die Abbildung rechts zeigt die Verteilung der absoluten Helligkeit von 9999 Sternen mit Abständen bis zu 1 pc von der Sonne. Die Verteilung ist zu geringen Leuchtkräften begrenzt, weil diese Sterne schwer zu finden sind. Der Abfall zu Einführung_3.2_25.sxw Seite
7 größeren Leuchtkräften entsteht durch zwei Effekte; die geringere Häufigkeit von Sternen mit großen Massen während der Entstehung, und deren kürzere Lebensdauer. Kennt man Φ(M), so kann man aus der beobachteten Helligkeitsverteilung und der Extinktion γ(r) die Sterndichte D(r) bestimmen. Die absolute Helligkeit ist gegeben mit (2.37): r r M = m 5 log γ ( ). (3.6) 1[pc] Die Zahl der Sterne in einem Volumenelement dv = ωr 2 dr in der Entfernung r ist r r r dn ( m) = D( ) Φ m 5log γ ( ) 1 pc N ( m) = r r r D( ) Φ m 5log γ 1 pc ( r ) ωr 2 dr. (3.7) Die letzte Gleichung ist die Fundamentalgleichung der Stellarstatistik. Die Leuchtkraftfunktion wird in Sonnennähe gemessen, die Extinktion ergibt sich aus Farb-Farb-Diagrammen. Mit Hilfe der Stellarstatistik erreicht man Sterne bis in eine Entfernung von 1 kpc Verteilung der Masse Für Hauptreihensterne ist die spezifische Leuchtkraft L / M Stern mit der Sternenmasse M Stern durch die Masse-Leuchtkraft- L gegeben, es gilt also ungefähr ~L.7. Genauer kann der Zusammenhang aus dem Verlauf der M Stern 3.5 Beziehung, L~M Stern MLB hergestellt werden. Man kann mithilfe dieses Zusammenhangs die Massen von Ensembles von Sternen schätzen, deren Massen nicht direkt (z. B. Als Mitglieder von Doppelsystemen) zugänglich sind. Die Verteilung der Sternenmassen zum Lebensalter Null wird als ursprüngliche Massenfunktion (initial mass function) bezeichnet. Ihre Bestimmung ist derzeit eine zentrale Aufgabe der Stellarstatistik. Einführung_3.2_25.sxw Seite
8 Initiale Massenfunktion (Aake Nordlund) Einführung_3.2_25.sxw Seite
9 3.2.4 Struktur der Milchstraße in Sonnenumgebung Helle Objekte kann man in größeren Entfernungen messen. Diese umfassen Objekte unterschiedlichen Alters: Sterne frühen spektralen Typs, H II-Regionen, OB-Assoziationen, offene Sternhaufen, Cepheiden, RR Lyrae-Sterne, Superriesen, Riesen späten Typs, und Kugelsternhaufen. Die Verteilung junger Objekte deutet eine Strukturierung in einer Umgebung bis zu kpc an, welche man als drei Spiralarme der Milchstraße interpretiert. Alte Objekte, wie Kugelsternhaufen, sind nahezu sphärisch um das Zentrum der Milchstraße verteilt. Aus dieser Verteilung wird der Abstand des Sonnensystems vom Zentrum bestimmt; ca. 8.5 kpc. Sterne in der Ebene der Milchstraße verfolgen nahezu kreisförmige Bahnen um ihr Zentrum, sind i. A. jung und metallhäufig (2%... 4%). Die interstellare Materie bewgt sich ebenfalls auf ähnlich kreisförmigen Bahnen. Diese Komponenten ordnet man der Population I (Scheibenpopulation) zu. Außerhalb der Ebene der Milchstraße gib es einen Halo mit einem Radius von über 5 kpc. Die Sternendichte ist im Zentrum am größten, dort gibt es wenig interstellare Materie und die Sterne sind bis zu 1 1 Jahre alt. Sie enthalten wenig Metalle. Man bezeichnet sie als Population II - Objekte (Halopopulation). Dazwischen gibt es Untergruppen. Die Populationen entsprechen unterschiedlichen zeitlichen Entwicklungsstufen. Einführung_3.2_25.sxw Seite
10 Einführung_3.2_25.sxw Seite
11 Typische Vertreter Halo- Population II Unterzwerge, Kugelhaufen, RR Lyr (P>.4d) Zwischenpopulation II Langperiodische Veränderliche Scheibenpopulation Planet. Nebel, Novae, helle Rote Riesen Alte Population I A-Sterne, Metall- Zwerge, klass. Cepheiden Mittl. Alter > <.1 [1 9 Jahre] Abstand vom GZ [pc] Junge Population I Gas, Staub, Überriesen, T Tau Sterne Vert. Geschwindigkeit [km/s] Metallhäufigkeit Einführung_3.2_25.sxw Seite
12 3.2.5 Rotation der Milchstraße Differentielle Rotation der nahen Sterne Die Form der Milchstraße läßt auf einen kohärente kreisförmige Bewegung der Scheibenmitglieder um den Mittelpunkt der Scheibe schließen. Im allgemeinen wird das Rotationsgesetz V(R) bzw. die auf das Zentrum bezogene Winkelgeschwindigkeit Ω(R) eine beliebige Funktion des Abstandes R vom Zentrum der Milchstraße sein (differentielle Rotation). Die Milchstraße rotiert nicht als "fester Körper" mit konstanter Winkelgeschwindigkeit. Dem Holländer Jan H. Oort gelang die Messung des Rotationsgesetzes in der unmittelbaren Umgebung der Sonne in den zwanziger Jahren. Ein Rotationsgesetz der Form V(R) führt zu einem deutlichen Muster in den radialen und tangentialen Geschwindigkeiten - bzw. der Eigenbewegungen, welche von der galaktischen Länge abhängen. Wir führen galaktische Koordinaten (l,b) - galaktische Länge und Breite - ein (s. Abschn ). Ursprung der gal. Länge ist die Richtung zum Zentrum der Milchstraße (α = 17 h 42.4 m, δ = ), der Breite die Ebene der Milchstraße. Der Abstand der Sonne zum Zentrum, ihre Bahn- und Winkelgeschwindigkeit seien mit R, V, und Ω gegeben, die eines beliebigen Sterns mit R, V, und Ω. Die beobachtete Radial- und Tangentialgeschwindigkeiten v r und v t ergeben sich nach etwas Geometrie zu vr = R ( Ω Ω ) sin l, (3.8) vt = R( Ω Ω ) cos l Ωr wobei r die Distanz Sonne - Stern ist. Entwickelt man das Geschwindig-keitsgesetz V ( R) = R Ω( R) in eine Taylorreihe in der Umgebung der Sonne, so erhält man als erste Näherung V dv vr r cos l sin l = A r sin 2l R dr R= R (3.9) V dv vt r cos 2 l Ωr = A r cos 2l + B r R dr R= R Einführung_3.2_25.sxw Seite
13 Zur differentiellen Rotation der Milchstraße. Einführung_3.2_25.sxw Seite
14 wobei A = B = V R V R + dv dr dv dr R = R R = R die 1. und 2. Oort'schen Konstante sind. Man beachte, daß die mittlere Eigenbewegung der Sterne µ( l) (3.1) = v t = Acos 2l + r unabhängig von der Entfernung ist. Die heute gültigen Werte für die Oortschen Konstanten sind A = 15 [km s -1 kpc -1 ] und B = -1 [km s -1 kpc -1 ]. Man erhält die solare Winkelgeschwindigkeit mit Ω = A B = 25[km s kpc ] = [s ] = [y ] (3.11) bzw. die solare Umlaufzeit um das galaktische Zentrum mit 1 8 2π Ω = [y]. Seit ihres Entstehens hat die Sonne ca. 2 Umläufe absolviert. Die Summe der Oortschen Konstanten ergibt den lokalen Gradienten der differentiellen Rotation: -A - B = -5 [km s -1 kpc -1 ]. Die Umlaufgeschwindigkeit der Sonne läßt sich anhand extragalaktischer Quellen messen und beträgt ca. V = 22 km s -1. Daraus ergibt sich ein Abstand zum Zentrum der Milchstraße von ca. R = 8.5 kpc, in Übereinstimmung mit der Verteilung von Kugelsternhaufen Rotation der interstellaren Materie Die Radioemission der interstellaren Materie (IM) läßt sich aufgrund der geringen Extinktion bis in große Entfernungen beobachten, sogar vom anderen Ende der Milchstraße. Aufgrund der Spiralstruktur der Verteilung der Materie, welche sich in der Verteilung der IM widerspiegelt, beobachtet man eine diskontinuierliche Verteilung der Radialgeschwindigkeiten. Eigenbewegungen der IM kann man nicht beobachten. Durch die Annahme, daß Spiralarme über gewisse Distanzen zusammen- B Einführung_3.2_25.sxw Seite
15 hängend sind und durch Messungen der Radialgeschwindigkeiten als Funktion der galakt. Länge lassen sich Karten der Spiralarme erstellen. Aus der maximalen Radialgeschwindigkeit als Funktion der gal. Länge kann man V(R) über einen weiteren Bereich von R abschätzen. Das Zentrum rotiert wie ein starrer Körper, ab ca. 1 kpc variiert die Geschwindigkeit zwischen 2-25 km s -1. Weiter außen scheint die Geschwindigkeit weiter zuzunehmen. Aufgrund der Geschwindigkeit in der Nähe der Sonne ergibt sich nach dem 3. Keplerschen Gesetz eine eingeschlossene Masse der Milchstraße von R V 2 11 MG = 1 M Sonne (3.12) G Dies ist eine untere Grenze, da sich jenseits der Sonne sonst ein reines Kepler-Gesetz mit 1/ 2 V ( R) R ergeben müßte, was A B offenbar nicht der Fall ist. Aus dem Keplerschen Gesetz müßte sich ebenfalls ein Wert für = 2 ergeben anstatt des empirischen Wertes von 5, ebenfalls ein Hinweis darauf, daß noch ein beacktlicher Teil der Masse der Milchstraße außerhalb der A + B Sonnenbahn vorhanden sein muß. Einführung_3.2_25.sxw Seite
16 Einführung_3.2_25.sxw Seite
8. Die Milchstrasse Milchstrasse, H.M. Schmid 1
8. Die Milchstrasse Die Galaxis unsere Milchstrasse ist eine grosse Spiralgalaxie (oder Scheibengalaxie) mit folgenden Parametern: Hubble Typ SBc (ausgedehnte Balkenspirale) Masse ca. 10 12 M S Anzahl
MehrStellarstatistik - Aufbau unseres Milchstraßensystems (3)
Stellarstatistik - Aufbau unseres Milchstraßensystems (3) Die solare Nachbarschaft Die Bewegung der Sonne relativ zu den benachbarten Sternen Der Sonnenapex Der Sonnenapex ist der Fluchtpunkt der Bewegung
MehrVersuchsanleitung zum Astrophysikalischen Praktikum Standardkerzen: Entfernungsbestimmung von M100
Versuchsanleitung zum Astrophysikalischen Praktikum Standardkerzen: Entfernungsbestimmung von M100 In dieser Aufgabe bestimmen Sie anhand gegebener Lichtkurven von Cepheiden in der Spiralgalaxie M100 im
MehrEinführung in die Astronomie und Astrophysik II
Einführung in die Astronomie und Astrophysik II A. Schweitzer Sommersemester 2011 Das Milchstraßensystem Allgemeines und Historisches Entfernungsbestimung Das galaktische Koordinatensystem Rotation der
Mehr3.4 Struktur und Entwicklung der Milchstraße
3.4 Struktur und Entwicklung der Milchstraße 3.4.1 Allgemeine Struktur der Milchstraße Die bisher bekannte, allgemeine Struktur unserer Milchstraße gliedert sich in fünf, sich durch ihre Dynamik und Population
MehrAllgemeine Regeln. Nützliche Konstanten. Frage 1: Sonnensystem. Einführung in die Astronomie i. Sommersemester 2011 Beispielklausur Musterlösung
Einführung in die Astronomie i Sommersemester 2011 Beispielklausur Musterlösung Allgemeine Regeln Die Bearbeitungszeit der Klausur beträgt eine Stunde (60 Minuten). Außer eines Taschenrechners sind keine
MehrEinführung in die Astronomie und Astrophysik II
Einführung in die Astronomie und Astrophysik II Teil 5 Jochen Liske Hamburger Sternwarte jochen.liske@uni-hamburg.de Astronomische Nachricht der Woche Astronomische Nachricht der Woche Supermond = Vollmond
MehrAstronomische Einheit
Einführung in die Astronomie ii Sommersemester 2016 Musterlösung Nützliche Konstanten Astronomische Einheit Parsec Gravitationskonstante Sonnenmasse Sonnenleuchtkraft Lichtgeschwindigkeit Hubble Konstante
MehrSonnenmasse Sonnenleuchtkraft Oberflächentemperatur der Sonne Lichtgeschwindigkeit Atomare Masseneinheit Elektronenvolt
Sommersemester 2007 Beispielklausur Musterlösung Allgemeine Regeln Die Bearbeitungszeit der Klausur beträgt eine Stunde. Außer eines Taschenrechners sind keine Hilfsmittel erlaubt. Alle Fragen sind zu
MehrAstronomische Einheit. σ SB = W m 2 K 4 G= m 3 kg 1 s 2 M = kg M = kg c= km s 1. a=d/(1 e)=3.
Einführung in die Astronomie I Wintersemester 2007/2008 Beispielklausur Musterlösung Allgemeine Regeln Die Bearbeitungszeit der Klausur beträgt eine Stunde (60 Minuten). Außer eines Taschenrechners sind
MehrAstronomische Einheit. d GC = 8kpc R(t e ) z + 1
Einführung in die Astronomie ii Sommersemester 2010 Musterlösung Allgemeine Regeln Die Bearbeitungszeit der Klausur beträgt eine Stunde. Außer eines Taschenrechners sind keine Hilfsmittel erlaubt. Alle
MehrEinführung in die Astronomie und Astrophysik I. Jürgen Schmitt Hamburger Sternwarte
Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Jürgen Schmitt Hamburger Sternwarte Stellarastrophysik (I) Was wird behandelt? Helligkeitssystem Parallaxe und Entfernungen der Sterne Astronomische Einheit
MehrAufgaben Astrophysik
Helligkeiten 1. Berechnen Sie die absolute Helligkeit unserer Sonne (m = 26, m 8) 2. 1923 wurden im Andromeda-Nebel veränderliche Sterne mit m = 20 m entdeckt. Von diesen Veränderlichen vermutete man,
MehrDie Entfernung der Hyaden Beispiel für die Bestimmung einer Sternstromparallaxe
Astronomisches Praktikum Aufgaben für eine Schlechtwetter-Astronomie 1 Einleitung U. Backhaus, Universität Duisburg-Essen Die Entfernung der Hyaden Beispiel für die Bestimmung einer Sternstromparallaxe
MehrSterne, Galaxien und das Universum
Sterne, Galaxien und das Universum Teil 2: Physikalische Eigenschaften der Sterne Peter Hauschildt yeti@hs.uni-hamburg.de Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg 112 21029 Hamburg 18. April 2017 1 / 48 Übersicht
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
MehrSterne, Galaxien und das Universum Teil 2: Physikalische Eigenschaften der Sterne
Sterne, Galaxien und das Universum Teil 2: Physikalische Eigenschaften der Sterne Peter H. Hauschildt yeti@hs.uni-hamburg.de Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg 112 21029 Hamburg part02.tex Sterne, Galaxien
MehrBau und Physik der Galaxis
Bau und Physik der Galaxis von Prof. Dr. Helmut Scheffler Landessternwarte Heidelberg-Königsstuhl und Universität Heidelberg und Prof. Dr. Hans Elsässer Max-Planck-Institut für Astronomie Heidelberg und
MehrEinführung in die Astronomie und Astrophysik II
Einführung in die Astronomie und Astrophysik II Teil 6 Jochen Liske Hamburger Sternwarte jochen.liske@uni-hamburg.de Astronomische Nachricht der letzten Woche Mondillusion Mondillusion Astronomische Nachricht
MehrMillionen von Sonnen Sterne als Bestandteile von Galaxien
Millionen von Sonnen Sterne als Bestandteile von Galaxien etwas Werbung Bestellung von Büchern über den Shop der Kuffner Sternwarte: http://www.kuffner.ac.at/ Shop meist nur geringer Lagerstand Fr. Claudia
MehrEntfernungsbestimmung
Entfernungsbestimmung umgangssprachlich: astronomische Beträge mit den Messmethoden änderte sich auch sehr das Bild vom Universum nähester Stern: Proxima Centauri, 1,31 pc = 4,27 ly von der Sonne entfernt
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
MehrMessung der kosmischen Expansion mittels Supernovae. Benedikt Hegner
Messung der kosmischen Expansion mittels Supernovae Benedikt Hegner 14.07.2003 Inhalt Erste Hinweise Was ist eine Supernova? Kosmologische Modelle Aktuelle Beobachtungen Diskussion Erste Beobachtungen
MehrKugelsternhaufen die einfachsten Sternsysteme. Farben, Helligkeit und Alter der Sterne
Kugelsternhaufen die einfachsten Sternsysteme Farben, Helligkeit und Alter der Sterne Max Camenzind Akademie Heidelberg Sept. 2015 Messier Objekte Offene Sternhaufen: enthalten 10-1000 Sterne lohse Strukturen
MehrGalaktische und Extragalaktische Physik
Galaktische und Extragalaktische Physik Oskar von der Lühe Fakultät für Physik Albert-Ludwig-Universität, Freiburg i. Br. Wolfgang Dobler Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik Freiburg i. Br. GEG_01_03.doc
MehrEine einfache Methode zur Bestimmung des Bahnradius eines Planetoiden
Eine einfache Methode zur Bestimmung des Bahnradius eines Planetoiden Von Eckhardt Schön Erfurt Mit 1 Abbildung Die Bewegung der Planeten und Kleinkörper des Sonnensystems verläuft scheinbar zweidimensional
MehrDie Sonne ein Stern im Detail (1)
Die Sonne ein Stern im Detail (1) Die grundlegenden Parameter der Sonne und wie sie bestimmt werden Größe: Wenn die Entfernung der Erde zur Sonne und ihr scheinbarer Winkelfurchmesser bekannt ist, kann
MehrModul Sternphysik Repräsentativer Fragenkatalog
Modul Sternphysik Repräsentativer Fragenkatalog Elementare Größen Definieren und erläutern Sie folgende Größen: Strahlungsstrom, scheinbare Helligkeit, absolute Helligkeit, bolometrische Helligkeit, Leuchtkraft
MehrDas Rätsel der rasenden Sterne. Uli Heber
Das Rätsel der rasenden Sterne Uli Heber Erlangen, 25.2.2010 t Übersicht Spiralgalaxien Die Milchstraße Wie messen wir die Bewegung von Sternen? Entdeckung der rasenden Sterne Das schwarze Loch im Zentrum
MehrEigenbewegung und Parallaxe von Barnards Pfeilstern (mit Lösungen)
Astronomisches Praktikum Aufgaben für eine Schlechtwetter-Astronomie U. Backhaus, Universität Duisburg-Essen Eigenbewegung und Parallaxe von Barnards Pfeilstern (mit Lösungen) 1 Einleitung Der Parallaxeneffekt
MehrDas Milchstraßensystem (Galaxis) Christian-Weise-Gymnasium Zittau - FB Physik - Mirko Hans 1
Das Milchstraßensystem (Galaxis) Christian-Weise-Gymnasium Zittau - FB Physik - Mirko Hans 1 Begriffsdefinition Die Milchstraße ist ein schwach leuchtendes Band, das sich über den Himmel zieht. Das Milchstraßensystem
MehrKlassikation von Galaxientypen
Klassikation von Galaxientypen Vortrag Astrid Bingel Physikalisch Astronomische Fakultät 15. Dezember 2008 Inhaltsverzeichnis 1 Allgemeines 2 Klassikation - Die Hubble-Sequenz 3 Galaxientypen 4 Ergänzungen
MehrKugelsternhaufen Teil III. Relaxation von Sternhaufen
Kugelsternhaufen Teil III Relaxation von Sternhaufen Max Camenzind Akademie Heidelberg Sept. 2015 Sternhaufen ~ Bienenschwarm Was versteht man unter Relaxationszeit eines Sternsystems? Wie groß ist der
MehrEigenbewegung und Parallaxe von Barnards Pfeilstern
Astronomisches Praktikum Aufgaben für eine Schlechtwetter-Astronomie U. Backhaus, Universität Duisburg-Essen Eigenbewegung und Parallaxe von Barnards Pfeilstern 1 Einleitung Der Parallaxeneffekt ist jedem,
MehrSchwarze Löcher in Zentren von Galaxien
Schwarze Löcher in Zentren von Galaxien Zentrales Schwarzes Loch der Milchstrasse Zusammenhang SMBH-Bulge Einführung in die extragalaktische Astronomie Prof. Peter Schneider & Dr. Patrick Simon Zentrales
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
Mehr2.3 Radiometrische Charakteristiken der Sonne und Sterne
2.3 Radiometrische Charakteristiken der Sonne und Sterne 2.3.1 Die Sonne Die mittlere Entfernung zwischen Erde und Sonne ergibt sich aus der Sonnenparallaxe von 8"794 zu 1.496 10 11 [m]. Aus dem scheinbaren
MehrBei den Planetenwegen, die man durchwandern kann, sind die Dinge des Sonnensystems 1 Milliarde mal verkleinert dargestellt.
Distanzen und Grössen im Planetenweg Arbeitsblatt 1 Bei den Planetenwegen, die man durchwandern kann, sind die Dinge des Sonnensystems 1 Milliarde mal verkleinert dargestellt. Anders gesagt: Der Massstab
MehrMessung der Astronomischen Einheit durch Spektroskopie der Sonne
Astronomisches Praktikum Aufgaben für eine Schlechtwetter-Astronomie U. Backhaus, Universität Duisburg-Essen Messung der Astronomischen Einheit durch Spektroskopie der Sonne (mit Lösungen) 1 Einleitung
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
Mehr1 Astronomie heute: Grundbegriffe
Sternhaufen: -> Sub-Systeme der Milchstraße (der Galaxien) durch Gravitation gebundene Sternsysteme 1000-1000000 Sterne offene Haufen : wenig gebunden, jung (Mio Jahre), lösen sich mit der Zeit auf Kugelsternhaufen
MehrAstronomie und Astrophysik
r J< Alfred Weigert, Heinrich X Wendker Astronomie und Astrophysik Ein Grundkurs Dritte, überarbeitete Auflage VCH Weinheim New York Basel Cambridge Tokyo 52 Inhaltsverzeichnis 1 Sphärische Astronomie
MehrRalf-Dieter Scholz Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam Milchstraße und die lokale Umgebung. Babelsberger Sternennacht, AIP 19.
Ralf-Dieter Scholz Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam Milchstraße und die lokale Umgebung Babelsberger Sternennacht, AIP 19. Oktober 2017 Milchstraße und die lokale Umgebung (von weitem) Richard
MehrRotationskurve einer Spiralgalaxie
Theorie Rotationskurve einer Spiralgalaxie Modell einer Spiralgalaxie Eine Spiralgalaxie ist grundsätzlich aus drei Komponenten aufgebaut: Scheibe, Bulge und Halo. Die Galaxien-Scheibe besteht vorwiegend
MehrDas Hubble-Gesetz. J. Lietz. Physikalisches Proseminar, Der Weg zum Hubble-Gesetz Das Hubble-Gesetz Kosmologische Entfernungsbestimmungen
J. Lietz Physikalisches Proseminar, 2013 J. Lietz Übersicht 1 Der Weg zum Hubble-Gesetz 2 3 J. Lietz Motivation Wie weit sind Galaxien und Sterne entfernt? Wie groß und wie alt ist das Universum? J. Lietz
MehrSterne, Galaxien und das Universum
Sterne, Galaxien und das Universum Teil 4: Leben nach der Hauptreihe Peter Hauschildt yeti@hs.uni-hamburg.de Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg 112 21029 Hamburg 18. April 2017 1 / 49 Übersicht auf dem
MehrHauptseminar SS 05 Der Urknall und seine Teilchen. Hubble Expansion. E. Kandrai 13/05/05
Hauptseminar SS 05 Der Urknall und seine Teilchen Hubble Expansion E. Kandrai 13/05/05 Entwicklungen und Ideen bzgl. Expansion 1912 1922: Vesto Slipher untersucht insgesamt 41 Spiralgalaxien auf ihre Radialgeschwindigkeit;
MehrDoppler-Effekt und Bahngeschwindigkeit der Erde
Astronomisches Praktikum Aufgaben für eine Schlechtwetter-Astronomie U. Backhaus, Universität Duisburg-Essen Doppler-Effekt und Bahngeschwindigkeit der Erde 1 Einleitung Nimmt man im Laufe eines Jahres
MehrKugelsternhaufen. Uralte Außenposten unserer Galaxis W. Stegmüller Folie 2
Kugelsternhaufen Uralte Außenposten unserer Galaxis 15.01.2008 W. Stegmüller Folie 1 Kugelsternhaufen sind sehr dichte, gravitativ gebundene Ansammlungen von vielen Sternen. Die Kugelsternhaufen befinden
MehrInhaltsverzeichnis. III.1 Globale Eigenschaften der Sonne 175 III.2 Sonneninneres und Rotation 179
XI Inhaltsverzeichnis I Sphärische Astronomie, Sternpositionen, Astrometrie 1 I.1 Sternpositionen und Koordinatensysteme 1 I.2 Zeit 10 I.3 Sternörter 22 I.4 Änderungen von Sternpositionen 32 I.5 Astronomische
Mehr1. Grundlagen der ebenen Kinematik
Lage: Die Lage eines starren Körpers in der Ebene ist durch die Angabe von zwei Punkten A und P eindeutig festgelegt. Die Lage eines beliebigen Punktes P wird durch Polarkoordinaten bezüglich des Bezugspunktes
MehrCepheiden und die Vermessung des Universums. Dr. Farid Gamgami Olbers-Planetarium Bremen
Cepheiden und die Vermessung des Universums Dr. Farid Gamgami 16.12.2015 Olbers-Planetarium Bremen Überblick Entfernungsbestimmung mittels der Parallaxe Periodisch veränderliche Sterne Die Entdeckung von
MehrDas Olbers sche Paradoxon
Kosmologie Das Olbers sche Paradoxon Die Hubble-Konstante Ein endliches Universum Das kosmologische Prinzip Homogenität des Universums Metrik einer gekrümmter Raumzeit Hubble Parameter und kritische Dichte
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 7: Galaxien Peter Hauschildt yeti@hs.uni-hamburg.de Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg 112 21029 Hamburg 18. April 2017 1 / 55 Spiralgalaxie (NGC 1365) 2 / 55 Übersicht
MehrGalaxien und Kosmologie
Frage 1: Die Entfernung zum galaktischen Zentrum Quelle: A. Hirshfield, Sky & Telescope, Dec. 1984, p. 498 Galaxien und Kosmologie Wintersemester 2011/2012 Übungsaufgaben 02 Musterlösung J. Wilms 10. November
MehrGalaxien-Zoo. Max Camenzind Akademie Heidelberg September 2015
Galaxien-Zoo Max Camenzind Akademie Heidelberg September 2015 Enceladus/Apod 20.09.2015 Pluto/Apod 18.09.2015 Pluto/Apod 14.09.2015 Sonne/Apod 19.09.2015 Themen Galaxien die Bausteine des Universums Die
MehrÜbungen zu Theoretische Physik I - Mechanik im Sommersemester 2013 Blatt 7 vom Abgabe:
Übungen zu Theoretische Physik I - Mechanik im Sommersemester 03 Blatt 7 vom 0.06.3 Abgabe: 7.06.3 Aufgabe 9 3 Punkte Keplers 3. Gesetz Das 3. Keplersche Gesetz für die Planetenbewegung besagt, dass das
MehrFormelsammlung Astronomie
Joachim Stiller Formelsammlung Astronomie Alle Rechte vorbehalten Formelsammlung Astronomie In diesem Thread möchte ich einmal eine Formelsammlung zur Astronomie für die Galerie vorinstallieren... Zunächst
Mehr2. Sterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm
2. Sterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm Wie entstand die Astrophysik? Sternatmosphäre Planck-Spektrum Spektraltyp und Leuchtkraftklasse HRD Sternpositionen im HRD Die Sterne füllen das Diagramm nicht
MehrDer Aufbau des Universums Methoden der Entfernungsbestimmung
Der Aufbau des Universums Methoden der Entfernungsbestimmung Maike Neuland 12.11.2006 1 Wo sind wir? Unsere Erde (Umfang ca. 40 000 km) ist mit ihrem Mond (Entfernung 384 000 km) ein Planet des Sonnensystems.
MehrCuno Hoffmeister t Gerold Richter Wolfgang Wenzel. Veränderliche. Sterne. 3., überarbeitete Auflage. Mit 170 Bildern und 64 Tabellen
Cuno Hoffmeister t Gerold Richter Wolfgang Wenzel Veränderliche Sterne 3., überarbeitete Auflage Mit 170 Bildern und 64 Tabellen Johann Ambrosius Barth Leipzig 1990 Inhalt Vorwort 9 Aus dem Vorwort zur
MehrPP Physikalisches Pendel
PP Physikalisches Pendel Blockpraktikum Frühjahr 2007 (Gruppe 2) 25. April 2007 Inhaltsverzeichnis 1 Einführung 2 2 Theoretische Grundlagen 2 2.1 Ungedämpftes physikalisches Pendel.......... 2 2.2 Dämpfung
MehrKosmische Evolution für Nicht-Physiker: Wie unser Weltall wurde, was es heute ist. 6. Galaxien Teil 1
Kosmische Evolution für Nicht-Physiker: Wie unser Weltall wurde, was es heute ist 6. Galaxien Teil 1 Knud Jahnke, MPIA Großskalige Strukturen Dunkle Materie Halos + Filamente Gas kondensiert in Zentren
MehrDie Entwicklung des Erde-Mond-Systems
THEORETISCHE AUFGABE Nr. 1 Die Entwicklung des Erde-Mond-Systems Wissenschaftler können den Abstand Erde-Mond mit großer Genauigkeit bestimmen. Sie erreichen dies, indem sie einen Laserstrahl an einem
MehrPhysikalisches Praktikum M 7 Kreisel
1 Physikalisches Praktikum M 7 Kreisel Versuchsziel Quantitative Untersuchung des Zusammenhangs von Präzessionsfrequenz, Rotationsfrequenz und dem auf die Kreiselachse ausgeübten Kippmoment Literatur /1/
Mehrkm/s 70,22 km/s 68,7 km/s 37,5 km/s 17 km/s 15 km/s 7,8 8,0 km/s 0,236 km/s 0,033 km/s
Weltraum 31 1 6 Grössen im Weltraum Geschwindigkeiten im Vergleich Objekt Licht Raumsonde «Helios 1» und «Helios 2» Raumsonde «Giotto» Raumsonde «Rosetta» Raumsonde «Voyager 1» Raumsonde «Voyager 2» «Space
MehrJulia Heuritsch , Michael Kenn März Protokoll. Grundlagen HRD. durchgeführt, am Astronomisches Anfängerpraktikum
Protokoll Grundlagen HRD durchgeführt, am 9.3. 2011 Astronomisches Anfängerpraktikum Institut für Astronomie der Universität Wien Türkenschanzstraße 17, 1180 Wien Verfasser: HEURITSCH Julia, KENN Michael
MehrWie lange lebt er? Mit dem HRD die Sternentwicklung untersuchen VORANSICHT. Je größer die Masse, umso geringer die Lebenserwartung!
4. Die Entwicklung eines Sterns 1 von 16 Wie lange lebt er? Mit dem HRD die Sternentwicklung untersuchen Stefan Völker, Jena In Beitrag, Reihe 3 haben Ihre Schüler gelernt, aus beobachtbaren Größen die
MehrGalaxien und Kosmologie
Frage 1: Satellitengalaxien und die Milchstrasse Galaxien und Kosmologie Wintersemester 010/011 Übungsaufgaben 01 M. Kadler 8. Oktober 010 In dieser Übung betrachten wir die Bewegung von Sternen =Testmassen)
MehrDer Tanz der Jupiter-Monde
T.H. Der Tanz der Jupiter-Monde V1.1 Thomas Hebbeker 27.10.2012 Motivation Messung der Bahndaten der 4 Galileischen Jupitermonde Umlaufzeiten, Bahnradien Überprüfung des III. Keplerschen Gesetzes Berechnung
MehrInhaltsverzeichnis Vorwort Einleitung Kapitel 1: Sonnensystem Kapitel 2: Sterne, Galaxien und Strukturen aus Galaxien
Inhaltsverzeichnis Vorwort Einleitung Kapitel 1: Sonnensystem Objekte des Sonnensystems Sonne Innere Gesteinsplaneten und deren Monde Asteroidengürtel Äußere Gas- und Eisplaneten und deren Monde Zentauren
MehrInitial Mass Function
Initial Mass Function Die Initial Mass Function (IMF) beschreibt die Anzahl der Sterne, die mit einer bestimmten Masse entstehen. Relevante Astrophysik: 1. Größen, Massen und chemische Zusammensetzung
MehrVII. Zustandsgrößen der Sterne
VII. Zustandsgrößen der Sterne Stellare Zustandgrößen beschreiben die globalen Eigenschaften eines Sterns Leuchtkraft (scheinbare Helligkeit, abhängig von Distanz) Farbe Spektraltyp Effektivtemperatur
MehrHinweis: Geben Sie für den Winkel α keinen konkreten Wert, sondern nur für sin α und/oder cos α an.
1. Geschwindigkeiten (8 Punkte) Ein Schwimmer, der sich mit konstanter Geschwindigkeit v s = 1.25 m/s im Wasser vorwärts bewegen kann, möchte einen mit Geschwindigkeit v f = 0.75 m/s fließenden Fluß der
Mehrv = z c (1) m M = 5 log
Hubble-Gesetz Das Hubble-Gesetz ist eines der wichtigsten Gesetze der Kosmologie. Gefunden wurde es 1929 von dem amerikanischen Astronom Edwin Hubble. Hubble maß zunächst die Rotverschiebung z naher Galaxien
MehrHochschule Düsseldorf University of Applied Sciences. 24. November 2016 HSD. Physik. Rotation
Physik Rotation Schwerpunkt Schwerpunkt Bewegungen, Beschleunigungen und Kräfte können so berechnet werden, als würden Sie an einem einzigen Punkt des Objektes angreifen. Bei einem Körper mit homogener
MehrTypisierung von Sternen (Teil 2) Spektraltyp F und G
Typisierung von Sternen (Teil 2) Spektraltyp F und G Sterne der Spektraltypen F und G Sterne der Leuchtkraftklasse V, die den Spektraltypen F und G zugeordnet werden, bilden die Gruppe der Sonnenähnlichen
MehrDie Eigenbewegung von Barnards Stern
Ein Beispiel für die Benutzung von virtuellen Observatorien Die Eigenbewegung von Barnards Stern Florian Freistetter, ZAH, Heidelberg florian@ari.uni-heidelberg.de Sterne sind keine Fixsterne Auch wenn
MehrSpektren von Himmelskörpern
Spektren von Himmelskörpern Inkohärente Lichtquellen Tobias Schulte 25.05.2016 1 Gliederung Schwarzkörperstrahlung Spektrum der Sonne Spektralklassen Hertzsprung Russell Diagramm Scheinbare und absolute
MehrStellarstatistik - Aufbau unseres Milchstraßensystems (1)
Stellarstatistik - Aufbau unseres Milchstraßensystems (1) Stellarstatistik Die Stellarstatistik ist ein Teilgebiet der Astronomie und beschäftigt sich mit dem stellaren Aufbau der Sternsysteme, deren inneren
MehrMassenträgheitsmomente homogener Körper
http://www.youtube.com/watch?v=naocmb7jsxe&feature=playlist&p=d30d6966531d5daf&playnext=1&playnext_from=pl&index=8 Massenträgheitsmomente homogener Körper 1 Ma 1 Lubov Vassilevskaya Drehbewegung um c eine
MehrEine Methode zur Positionsberechnung aus Relativmessungen. Von Eckhardt Schön, Erfurt
Eine Methode zur Positionsberechnung aus Relativmessungen Von Eckhardt Schön, Erfurt Mit 4 Abbildungen Die Bewegung der Sterne und Planeten vollzieht sich für einen irdischen Beobachter scheinbar an einer
Mehr4 Extragalaktische Physik
4 Extragalaktische Physik 4.1 Überblick Galaxien bilden die fundamentalen Bausteine des beobachtbaren Universums. Sie sind von den Größenordnungen ihrer physikalischen Parameter unserer Milchstraße vergleichbar,
MehrEinführung in die Astronomie und Astrophysik (I) Jürgen Schmitt Hamburger Sternwarte
Einführung in die Astronomie und Astrophysik (I) Jürgen Schmitt Hamburger Sternwarte Stellarastrophysik (V) Was wird behandelt? Kepler sche Gesetze Bahnformen Sternmassenbestimmung Doppelsternsysteme Doppelpulsar
MehrPhysik GK ph1, 2. KA Kreisbew., Schwingungen und Wellen Lösung
Aufgabe 1: Kreisbewegung Einige Spielplätze haben sogenannte Drehscheiben: Kreisförmige Plattformen, die in Rotation versetzt werden können. Wir betrachten eine Drehplattform mit einem Radius von r 0 =m,
MehrDas Universum rennt... [18. Jun.] Und das Universum dehnt sich noch schneller aus... Hubble und das Universum
Das Universum rennt... [18. Jun.] Und das Universum dehnt sich noch schneller aus... Hubble und das Universum Vor rund 100 Jahren entdeckte der US-amerikanische Astronom Edwin Hubble [1], dass die Fluchtgeschwindigkeit
MehrParallaktische Entfernungsmessung
Parallaktische Entfernungsmessung U. Backhaus 1 Die geometrische Parallaxe Wenn man an der ausgestreckten Hand einen Gegenstand, z.b. einen Apfel, vor sich hält und die Augen abwechselnd schließt, beobachtet
MehrPlanetenschleifen mit Geogebra 1
Planetenschleifen Planetenschleifen mit Geogebra Entstehung der Planetenschleifen Nach dem dritten Kepler schen Gesetz stehen die Quadrate der Umlaufzeiten zweier Planeten im gleichen Verhältnis wie die
MehrEinführung in die Astronomie
Einführung in die Astronomie von Prof. Dr. Wolfram Winnenburg Universität Dortmund Wissenschaftsverlag Mannheim/Wien/Zürich Inhaltsverzeichnis 1 Forschungsbereich Astronomie 1 1.1 Astronomie - die Wissenschaft
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
MehrEinführung in die Astronomie
Einführung in die Astronomie Teil 1 Peter H. Hauschildt yeti@hs.uni-hamburg.de Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg 112 21029 Hamburg part1.tex Einführung in die Astronomie Peter H. Hauschildt 21/10/2014
MehrEntdecke die unscheinbaren Nachbarn der Sonne
Entdecke die unscheinbaren Nachbarn der Sonne Ralf-Dieter Scholz Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam Milchstraße und die lokale Umgebung Tag der Wissenschaften am Weinberg-Gymnasium Kleinmachnow 14.
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
MehrDie Masse der Milchstraße [28. März] Die Milchstraße [1] besteht ganz grob aus drei Bereichen (Abb. 1):
Die Masse der Milchstraße [28. März] Die Milchstraße [1] besteht ganz grob aus drei Bereichen (Abb. 1): (a) dem Halo [1], der die Galaxis [1] wie eine Hülle umgibt; er besteht vorwiegend aus alten Sternen,
MehrVeränderliche Sterne Pulsierende Sterne Entfernungsbestimmung. Pulsierende Sterne. Scheinseminar Astroteilchenphysik Dominik Kießling. 6.
Scheinseminar Astroteilchenphysik Dominik Kießling 6. Mai 2010 Veränderliche Sterne Einleitung Unterklassen Abbildung: Cepheide in der Spiralgalaxie M100 aufgenommen mit dem Hubble-Teleskop. Quelle: Hubble,
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 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)
Mehr3. Koordinatensysteme, Zeit und Kalender
3.1 Erdumlaufbahn steininger@astro.univie.ac.at Folie 1 Ellipsen: a, b sind die großen, bzw. kleinen Halbachsen Exzentrizität e = f/a A = Aphel P = Perihel Folie 2 III.1 Exzentrizität der Erdumlaufbahn
Mehr3. Koordinatensysteme, Zeit und Kalender
3.1 Erdumlaufbahn steininger@astro.univie.ac.at Folie 1 Ellipsen: a, b sind die großen, bzw. kleinen Halbachsen Exzentrizität e = f/a A = Aphel P = Perihel Folie 2 Exzentrizität der Erdumlaufbahn = 0,0167
Mehr