Einführung in die Astronomie und Astrophysik I

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

Astronomische Nachricht der Woche

Meteorströme

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

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

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

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 = 10-10 m = 0.1 nm

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

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

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

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

Strahlungsprozesse II Charakterisierung eines Übergangs ij und der dazugehörigen Spektrallinie

Strahlungsprozesse II

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

Sterntyp Beispiel: stellare Spektren

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

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

Beispiel: stellare Spektren hochaufgelöst

Beispiel: Emissionsnebel im sub-mm

Beispiel: Planetarischer Nebel

Beispiel: Emissionslinien-Galaxie

Beispiel: Absorptionslinien-Galaxie

Beispiel: Galaxie

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

Quasare als Hintergrundquellen

Beispiel: Gasausfluss

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

Beispiel: Planetarischer Nebel

Verbotener Übergang: [OIII] 5007

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 10 14 s 11 Myr HI 21 cm Linie

Elektronenübergänge

Spin-Flip im H-Atom 21 cm Linie

HI in Galaxien

HI Rotationskurve

HI in Galaxien

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

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

Quasare als Hintergrundquellen

Lyman Limit

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

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 10 6-7 K Kontinuum im Röntgenbereich

Beispiel: Galaxienhaufen

Bremsstrahlung-Spektrum Coma Haufen

Strahlungsprozesse III: Synchrotronstrahlung

Relativistische e - in der Milchstraße

Beispiel: Krebs-Nebel