1 Ein astronomischer Blick um uns herum: Eine Erkundungstour durch Einführung in die Astronomie und Astrophysik, Teil I Kapitel 1 Ein astronomischer Blick um uns herum: Eine Erkundungstour durch das Universum Cornelis Dullemond Ralf Klessen

2 Die Erde

3 Die Erde Aufnahme von der Apollo 17 Mission auf dem Weg zum Mond7. Dezember 1972

4 Die Erde: einige FaktenMasse = 5.97 x 1027 gram Radius = 6371 km (am Äquator: 6378 km) Durchschnittliche Dichte = 5.5 g/cm3 Grosser Eisen-Nickel-Kern Abstand zum Sonnenzentrum = 1.50 x 1013 cm Dies definiert die Längeneinheit „Astronomische Einheit“ (AE), auf Englisch „Astronomical Unit“ (AU): AU = x 1013 cm Alter = ~4.5 x 109 Jahr Orbitale Eigenschaften: Exzentrizität: e = (d.h. fast, aber nicht ganz Kreisbahn) Inklination: i = 1.6o (im Bezug auf ganzes Sonnensystem)

5 Die Erde: Innerer AufbauMantel = Gestein (nicht Magma!), aber verhält sich als extrem viskose Flüssigkeit, wie z.B. ein Gletscher. Materialdichte = ~3.0 g/cm3. Kontinentalplatten (~100 km dick) Materialdichte = ~2.7 g/cm3. Treibt also auf dem Mantel. Ozeanischen Erdkruste (~ 5 bis 8 km dick) Materialdichte = ~2.9 g/cm3. Hotspots, wo heißes Mantelmaterial nach oben konvektiert, dekomprimiert und dadurch flüssig wird (= Magma) Flüssiger Teil des Eisen-Nickel- Kerns ist verantwortlich für das Erd-Magnetfeld Subduktion von Erdkrust-Material. Meistens Ozeanboden. Hitze produziert durch radioaktiven Zerfall von Uran und Thorium wird durch Konvektion hochtransportiert und treibt Plattentektonik an.

6 Die Geschichte des Leben auf der Erde

7 Der Mond Credit: David Kleinert

8 Mond Sonne Erde

9 Mond Sonne Erde

10 Der Mond: Einige FaktenMasse = 7,35 x 1025 gram = 0,012 MErde Radius = 1738 km = 0,273 RErde Durchschnittliche Dichte = 3.3 g/cm3 Abstand zum Erde-Mond-Zentrum = ~3,8 x 1010 cm = AU Alternative Namen: Luna (Latein), Selene (Griechisch) Orbitale Eigenschaften: Exzentrizität: e = 0.055

11 Credit: Tom Ruen

12 Credit: Tom Ruen

13 Credit: Tom Ruen

14 Credit: Tom Ruen

15 Credit: Tom Ruen

16 Credit: Tom Ruen

17 Credit: Tom Ruen

18 Credit: Tom Ruen

19 Credit: Tom Ruen

20 Erde + Mond fotografiert in 2008 von “Deep Impact” Raumsonde aus 50 million km Entfernung Mond ist also ziemlich dunkelbraun/grau Der weiße Mond ist also optische Täuschung

21 Gezeiten-Drehmoment Mond Sonne Erde Ursache dafür, dassder Mond immer mit derselben Seite zu uns steht. Ursache für Gezeiten auf Erde

22 Erde Mond Mantel Mantel Eisen-Nickel -Kern Eisen-Nickel-Kern

23 Erde Mond (Zoom-in) Mantel Mantel Eisen-Nickel -Kern Eisen-Nickel-Kern

24 Die Sonne

25 Einige Fakten Masse = 1,989 x 1033 gram = 3,33x105 MErdeRadius = 6,96x105 km = 109 RErde Durchschnittliche Dichte = 1.4 g/cm3 Temperatur Alternative Namen: Helios (Griechisch)

26 Spektrum der Sonne: AbsorptionslinienWissenswertes: Kirchhoff & Bunsen haben als Erste herausgefunden, dass die Absorptionslinien (sogenannte Fraunhofer Linien) mit den chemischen Elementen identifizierbar sind. Damit konnten sie die Zusammensetzung des Gases der Sonne herausfinden. Diese Entdeckung war die Geburt von der astronomischen Spektroskopie. Kirchhoff & Bunsen waren zwei Physiker an der Universität von Heidelberg. In der Heidelberger Hauptstrasse, gegenüber von dem Gebäude der Fakultät für Psychologie ist das Gebäude von dem aus sie die Beobachtungen der Sonne durchgeführt haben. Ein Plakat erinnert daran.

27 Sonnen-Oberfläche: GranulenCredit: Maxim Usatov, Prague, Quelle:

28 Sonnen-Oberfläche: GranulenCredit: Maxim Usatov, Prague, Quelle:

29 Credit: NASA's GSFC, SDO AIA Team

30 „Coronal Mass Ejection“Credit: NASA's GSFC, SDO AIA Team APOD

31 Das Sonnensystem

32 Planeten – „Wanderer“ Schleifenbewegung durch Relativbewegung Planet (hier: Mars) und Erde. Sichtbar als Schleife (nicht nur hin-und-her-Bewegung) wegen unterschiedlichen Umlaufbahn-Inklination. Aus dieser Bewegung hat Johannes Kepler die Keplersche Gesetze hergeleitet

33 Objekte des SonnensystemsGesteinsplaneten Gasriesen Eisriesen Merkur Venus Erde Mars Jupiter Saturn Uranus Neptun Planeten 0.30- 0.47 AU e = 0.2 1.38- 1.67 AU e = 0.1 0.72 AU 1 AU AU e = 0.05 AU e = 0.05 18-20 AU e = 0.05 30 AU Ceres Pluto Zwerg- Planeten 2.55- 2.99 AU e = 0.08 29.6- 48.9 AU e = 0.25 + Haumea, Makemake, Eris Asteroiden & TNOs Asteroid Belt ( AU) Kuiper Belt (30-50 AU) 1 AU 10 AU Logarithmische Distanz-Skala

34 Kepler Umlaufbahn, ExzentrizitätKreisbahn (Mplanet << M*): (Kepler Winkelfrequenz) Planet Sonne a (Kepler Geschwindigkeit) x y („True anomaly“)

35 Kepler Umlaufbahn, ExzentrizitätEllipsbahn (Mplanet << M*): (Kepler Winkelfrequenz) Planet r Sonne Apoapsis (Aphelion) Periapsis (Perihelion) a e a a („Semi-major axis“) e („eccentricity“) Fokus x y („Mean anomaly“) („Eccentric anomaly“ , solve numerically) („True anomaly“)

36 Objekte des SonnensystemsGesteinsplaneten Gasriesen Eisriesen Merkur Venus Erde Mars Jupiter Saturn Uranus Neptun Planeten 0.30- 0.47 AU e = 0.2 1.38- 1.67 AU e = 0.1 0.72 AU 1 AU AU e = 0.05 AU e = 0.05 18-20 AU e = 0.05 30 AU Ceres Pluto Zwerg- Planeten 2.55- 2.99 AU e = 0.08 29.6- 48.9 AU e = 0.25 + Haumea, Makemake, Eris Asteroiden & TNOs Asteroid Belt ( AU) Kuiper Belt (30-50 AU) 1 AU 10 AU Logarithmische Distanz-Skala

37 Asteroiden und Trojaner

38

39 Orbitale Elemente der Asteroiden

40 Resonanzen im Asteroidengürtel„Kirkwood gaps“

41 Das Sonnensystem am 12. Mai, 2011, 12:30

42 Das Sonnensystem am 12. Mai, 2011, 12:30

43 Das Sonnensystem am 12. Mai, 2011, 12:30

44 Das Sonnensystem am 12. Mai, 2011, 12:30

45 Das Sonnensystem am 12. Mai, 2011, 12:30

46 Das Sonnensystem am 12. Mai, 2011, 12:30

47 Das Sonnensystem am 12. Mai, 2011, 12:30

48 Das Sonnensystem am 12. Mai, 2011, 12:30

49 Das Sonnensystem am 12. Mai, 2011, 12:30

50 Das Sonnensystem am 12. Mai, 2011, 12:30

51 Das Sonnensystem am 12. Mai, 2011, 12:30

52 Das Sonnensystem am 12. Mai, 2011, 12:30

53 Das Sonnensystem am 12. Mai, 2011, 12:30

54 Das Sonnensystem am 12. Mai, 2011, 12:30

55 Das Sonnensystem am 12. Mai, 2011, 12:30

56 Das Sonnensystem am 12. Mai, 2011, 12:30

57 Das Sonnensystem am 12. Mai, 2011, 12:30

58 Das Sonnensystem am 12. Mai, 2011, 12:30

59 Das Sonnensystem am 12. Mai, 2011, 12:30

60 Das Sonnensystem am 12. Mai, 2011, 12:30

61 Das Sonnensystem am 12. Mai, 2011, 12:30

62 Das Sonnensystem am 12. Mai, 2011, 12:30Pluto

63

64 Gravitationelle Resonanzen

65 Manche der TNOs sind KometenWenn ein Eis+Stein Brocken aus dem Kuiper Belt in das Innere Sonnensystem geschleudert wird, dann fängt er an, zu verdampfen. Komet McNaught 2007

66 Komet: Verdampfender Eis+Stein KlotzSchweif Coma Nukleus (nur ~ 10 km) über 1 Million km

67 Komet: Verdampfender Eis+Stein KlotzKomet Halley 1986, besucht von Giotto

68 Noch weiter weg Zwei „Reservoirs“ von Kometen:Kuiper belt = short period comets. Periode ~ 100 Jahr.. Beispiel: Halley Oort cloud = long period comets. Periode: Millionen von Jahren (also klar einmalig für die Menschheit) Bild: Enzyclopedia Brittanica (?) Wichtig: Logarithmische radielle Distanzskala

69 Unsere stellare Nachbarschaft

70 Das α-Centauri MehrfachsystemDie nächsten Sterne ~20 arcsec α-Cen-B M=0.9M α-Cen-A M=1.1M 2.2 degrees Proxima-Cen M=0.1M Credit: NASA

71 Winkelmessungen am Himmel1 Grad (1 degree) = 1/360 von 2π 1 Bogenminute (1 arcminute) = 1/60 Grad = typische Auflösung des menschlichen Auges 1 Bogensekunde (1 arcsecond) = 1/60 Bogenminute = x 10-6 radian = typische atmosphärische Winkelverschmierung („seeing“) für optische Beobachtungen ohne Hilfe von adaptiver Optik. Verwirrend: Koordinaten am Himmel haben andere „Minuten“ und „Sekunden“: die sind 15x größer! Deshalb wichtig: unterscheide Bogenminute von Minute und Bogensekunde von Sekunde. Mehr später...

72 Abstandsmessung: ParallaxeProxima Centauri ist nächster Stern: d = 4.24 Lichtjahre entfernt Wie wissen wir dies?  Messung der Parallaxe θ Also 2x Messen, mit 3 Monaten dazwischen Neue Abstandskala: „Parsec“ (pc) = Abstand so dass θ = 1 arcsec 1 pc = x 1018 cm = 3.26 Lichtjahre Parallax Proxima Centauri: θ=0.77 arcsec also ist d = 1/0.77 = 1.3 pc Astronomen benutzen immer pc! Stern d θ Erde Sonne

73 Weitere nahe Sterne Sirius, hellster Stern am Himmel, d = 2.6 pc, M = 2.0 M Bessel entdeckte 1834 dass Sirius etwas „wackelt“. In entdeckte der Linsenschleifer Alvan Clark per Zufall einen sehr schwachen Begleitstern, 104 mal schwächer als Sirius, mit R=0.9RErde aber M=Msun. Unglaublich große Dichte: 2x106 g/cm3! Weißer Zwergstern. Sehr heiß: Oberflächentemperatur = K (Vergl. Sonne: 6000K) Vega, d = 7.7 pc, M = 2.0 M Erster Stern der photografisch beobachtet wurde (1850 Bild, 1872 Spektrum)  Vega wird als der Standardstern für Helligkeitsmessungen benutzt! (Später Genaueres) Erster Stern bei dem eine zirkumstellare Staubscheibe entdeckt wurde (1983 von dem IRAS Infrarot Raumteleskop)  Vega ist das Prototyp eines Sterns mit „Trümmerscheibe“ (debris disk)

74 Weitere nahe Sterne Barnard‘s Star, d = 1.83 pc, M = 0.144 MNach α-Cen und Proxima-Cen, der nächste Stern Sehr schwach: nicht mit bloßem Auge zu sehen, trotz Nähe Sehr niedrige Masse für einen Stern: „M-Zwerg“ (der Buchstabe M steht für die Spektralklasse, mehr dazu später) Sehr hohe „Eigenbewegung“: >10 arcsec / Jahr (schnellste Eigenbewegung aller Sterne, von Erde aus gesehen) Daraus folgt eine Geschwindigkeit ~ 100 km/s. Wissenswertes: Wilhelm Gliese publizierte den „Catalogue of nearby stars“ (1957, 1969), welcher noch immer häufig benutzt wird. Viele der nahen Sterne sind vor allem bekannt durch ihre Gliesekatalognummer, z.B. Gliese 445. Aber auch Sterne mit anderen Namen haben eine Gliesenummer, z.B. Barnard‘s star = Gliese 699. Wilhelm Gliese arbeitete am Astronomischen Recheninstitut (ARI) in Heidelberg.

75 Weitere nahe Sterne Quelle: Wikipedia, Urheber: FrancescoA, Basiert auf Matthews (1994), Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 35: 1–9

76 Wie weit kann man Parallaxe messen?Von der Erde: Beste Parallax θ≈0.01 arcsec Hipparcos Raumteleskop ( ): Beste Parallaxe θ≈0.001 arcsec für 105 Sterne. Also Sterne bis 1 kpc. Gaia Raumteleskop (2013-): Beste Parallaxe θ≈ arcsec für 109 Sterne. Also Sterne bis 50 kpc.

77 Bewegung der Sterne Die Sterne in unserer Umgebung bewegen sich nahezu geradlinig. Geschwindigkeits-Dispersion Δv ≈ 10 km/s Vergleich: Kepler-Geschwindigkeit Erde ≈ 30 km/s; die von Neptun ≈ 5.4 km/s; die von Oortwolke-Objekten (a≈ AU) ≈ km/s

78 Wie oft kollidieren Sterne?Stellare Dichte in unsere Umgebung N ≈ 0.14 pro pc3 Geschwindigkeitsdispersion Δv ≈ 10 km/s Kollisionsquerschnitt (angenommen, alle haben R*=R): Die Rate von Kollisionen pro Stern (unter Vernachlässigung von „gravitationelle Fokussierung“): =10-20 pro Jahr ≈ seit dem Big Bang

79 Gruppen von Sternen Sterne entstehen Gruppenweise.Junge Sterne sind also noch oft zusammen mit ihren Geschwistern. Beispiel: Pleiaden (mit dem bloßen Auge sichtbar) Japan: „Subaru“ d = 134 pc Alter = 108 Jahr Pleiaden sind gravitationell gebunden =„Open Cluster“ Credit: Bob Gendler Von:

80 Gruppen von Sternen Manche Gruppen sind so nah, dass sie schwierig als Gruppe erkennbar sind! Die Sterne sind über einen großen Teil des Himmels verteilt. Solche Gruppen kann man identifizieren durch deren gemeinsame Bewegungsrichtung: „moving groups“ Beispiel: β-Pictoris moving group (Alter ≈ Myr): β-Pictoris: d = 19 pc (Hat debris disk und Exoplanet!) η-Telescopii: d = 48 pc HD : d = 30 pc (Hat debris disk) β-Trianguli Australis: d = 10 pc und viele mehr... Wurde erst als Gruppe erkannt!

81 Gruppen von Sternen Es geht auch größer: Globular ClustersViele zehn/hunderttausende Sterne, stark gravitationell gebunden. Sehr alt: wahrscheinlich so alt wie unsere Milchstraße Entstehungsgeschichte ist noch nicht ganz klar Interessant: Es sind so viele Sterne, dass man in erster Annäherung diese Objekte „thermodynamisch“ analysieren kann. Urheber: NASA, The Hubble Heritage Team M80, d ≈10000 pc = 10 kpc

82 Erkundungstour weiter gehen...Bevor wir mit unserer Erkundungstour weiter gehen...

83 Was sind diese komischen Namen?Die Nomenklatur der Sterne scheint etwas chaotisch zu sein... Das ist, weil es viele unterschiedliche Kataloge gibt, und auch oft historische Namen. Viele Sterne haben mehrere Namen! Beispiel: Sirius = α Canis Majoris (α CMa), 9 Canis Majoris (9 CMa), HD 48915, HR 2491, BD -16o1591, HIP etc etc Und es gibt auch noch Namen in unterschiedlichen Sprachen: Dog Star, Aschere, Canicula, Al Shira, Sothis, Alhabor, Mrgavyadha, Lubdhaka, Tenrōsei... Führt häufig zu Verwirrung (“lass uns HD beobachten”, “Nein, ich beobachte lieber HR ”)

84 Was sind diese komischen Namen?α Canis Majoris (Bayer designation): Canis Majoris = Sternbild α ist hellster Stern, β ist zweithellster Stern etc., aber dies ist nicht rigoros. T Tauri (erweiterte Bayer designation): Apropos: Ist berühmter junger Stern mit “protoplanetarer Scheibe” (ist eigentlich Dreifach-Stern) Manchmal erweitert mit 2 Lateinischen Buchstaben: z.B. AB Aurigae (auch ein junger Stern mit Scheibe) 55 Cancri (Flamsteed designation): Cancer = Sternbild 55 ist Nr. 55 in dem Katalog von Flamsteed Apropos: Ist berühmter Stern mit 5 Exoplaneten!

85 Sternbilder: OffiziellSternbilder sind zwar sehr altmodisch, aber wenn man sie kennt, macht es das navigieren am Sternhimmel (und das Kommunizieren darüber) recht einfach. Es gibt offiziell festgelegte Grenzen, so dass jeder Stern eindeutig einem Sternbild zugeordnet werden kann Urheber: Thorsten Bronger

86 Weitere Stern-Namen... BD xxxx : Bonner DurchmusterungHD xxxxx : Henry Draper Katalog HR xxxx : Bright Star Catalog („Harvard Revised“) HIP xxxxxx : Hipparcos Catalog 2MASS xxxxxxxx : 2-Micron All Sky Survey Katalog SAO xxxxx : Smithsonian Astrophysical Observatory etc etc Verwirrend? Ja! Aber es gibt Abhilfe:

87 Koordinaten Das Koordinatensystem des Sternhimmels ist an unserer Erde orientiert. Deklination wird in Grad (degrees) gemessen, mit Unterstufen Bogenminuten (`) und Bogensekunden (``). Rektaszension wird in Stunden gemessen (360o=24hr), mit Unterstufen Minuten (m) und Sekunden (s).

88 Probieren Sie es mal aus:

89 Wie quantifiziert man die Helligkeit eines Sterns?Zwei Arten von Helligkeits-Quantifizierung: Physikalische Weise: erg/cm2/s/Hz = Fluss. Symbol dafür ist F. Mehr dazu später... Empirische Weise: Vergleich mit einem „Standardstern“. Der Standardstern der per Definition Helligkeit 1 hat ist Vega (siehe vorher). Wenn Stern X zum Beispeil 6.3x so hell ist wie Vega (also FX = 6.3 FVega), so ist seine Helligkeit 6.3. Aber Astronomen schreiben nie „6.3“ als Helligkeit. Sie benutzen stattdessen „Magnituden“: Warum log und nicht gleich ln? Warum ein Minus-Zeichen? Blame Hipparchus (150 BC), N.R. Pogson (1856)

90 Weiter geht‘s mit der Erkundungstour: Arten von Sternen

91 (Stern-Entstehungs-Gebiet)Sternbild Orion Betelgeuze Rigel Orion Nebel (Stern-Entstehungs-Gebiet) Urheber: Matthew Spinelli

92 Hauptsächlich 2 Parameter:Masse: Kleinste Masse: 13 MJupiter ≈ M Größte Masse: ~ M Alter: Kleinstes Alter: ~0.5 Myr (= 0.5 x 106 Jahre) Größtes Alter: ~ Alter des Universums = 13.7 Gyr (= 13.7 x 109 Jahre) Achtung: Es gibt Sterne die nicht nur durch Masse und Alter charakterisiert werden: Sterne in Doppelstern-Systemen, weil dort die Sterne Masse austauschen können. Ein kleiner Effekt gibt es auch durch die „Metallizität“ des Gases aus dem der Stern entsteht. Mehr dazu später.

93 Hauptsachlich 2 Parameter:Alter des Universums 1010 Spätphasen- Entwicklung Stern-Reste (Weiße Zwerge, Neutronensterne, schwarze Löcher) 109 „Normale Sterne“ (Wasserstoff-Fusion) Alter [Jahr] 108 =„Hauptreihe- Sterne“ =„main sequence stars Supernova Explosion „Junge“ Sterne (Noch keine Fusion) 107 =„Vorhauptreihe- Sterne“ =„pre-main sequence stars 106 105 10-2 10-1 100 101 102 Masse [M]

94 Hauptsachlich 2 Parameter:Sonnen-ähnliche Sterne leben ca. 10 Milliarden Jahren Alter des Universums 1010 Spätphasen- Entwicklung Stern-Reste (Weiße Zwerge, Neutronensterne, schwarze Löcher) Mit ihre 4.5 Myr ist die Sonne in ihrer „Midlife“. Es gibt Sterne mit ähnlichen oder kleineren Masse die fast so alt sind wie das Universum, und sicher so alt wie unsere Milchstraße. 109 „Normale Sterne“ (Wasserstoff-Fusion) Alter [Jahr] 108 „Junge“ Sterne (Noch keine Fusion) 107 106 105 10-2 10-1 100 101 102 Masse [M]

95 Hauptsachlich 2 Parameter:Massenreiche Sterne leben viel kürzer (live fast, die young) Alter des Universums 1010 Spätphasen- Entwicklung Stern-Reste (Weiße Zwerge, Neutronensterne, schwarze Löcher) 109 „Normale Sterne“ (Wasserstoff-Fusion) Alter [Jahr] 108 Supernova Explosion „Junge“ Sterne (Noch keine Fusion) 107 106 Massenreiche Sterne findet man meistens nah an ihren Geburtsstätten (ein Sternentstehungsgebiet). Supernovae sind also auch häufig in solchen Gebieten. 105 10-2 10-1 100 101 102 Masse [M]

96 Sternbild Orion Urheber: Matthew Spinelli

97 Hauptsachlich 2 Parameter:Niedrig-Masse Sterne werden spät oder nie erwachsen... Alter des Universums 1010 Spätphasen- Entwicklung Stern-Reste (Weiße Zwerge, Neutronensterne, schwarze Löcher) 109 „Normale Sterne“ (Wasserstoff-Fusion) Alter [Jahr] 108 „Junge“ Sterne (Noch keine Fusion) 107 106 105 10-2 10-1 100 101 102 Masse [M]

98 Die Hauptreihe In ihrer „erwachsenen Phase“ („normale Sterne“) verändern sich die Sterne kaum mit der Zeit. Sterne mit (ungefähr) Masse ≥ 0.05 M befinden sich die meiste Zeit ihres Lebens in dieser „erwachsenen Phase“. Das heißt, dass die meisten Sterne sich kaum mit der Zeit verändern. Bleibt nur 1 Parameter übrig: Die Masse. Dies ist die Hauptreihe (Eng: „main sequence“)

99 Die Hauptreihe Quelle:

100 Die Hauptreihe Y? T L M K G F A B O 1010 109 108 107 106 105 10-2 10-1Alter [Jahr] 108 107 106 105 10-2 10-1 100 101 102 Masse [M]

101 Gedächtnishilfe O Be A Fine Girl, Kiss Me! SonneUrheber: Kieff. Quelle:

102 O Be A Fine Girl, Kiss Me Like That!Gedächtnishilfe Moderne Version (mit L und T-Zwergen!) von Diane Nalini Quelle: O Be A Fine Girl, Kiss Me Like That! „Offenbar Benutzen Astronomen Furchtbar Gerne Komische Merksätze“ Deutsche Version (Quelle: Wikipedia) „Ohne Bier aus'm Fass gibt's Koa Mass“ Bayerische Version (Quelle: Wikipedia)

103 Farben Infrarot Rot / orange Für Menschen- Gelb Augen sichtbares LichtBlau Violet Ultraviolet

104 Farbe = Temperatur Infrarot = lauwarm / kühl / kalt / sehr kaltBlau = sehr heiß Gelb = heiß Rot = warm Infrarot = lauwarm / kühl / kalt / sehr kalt Genaueres (Planck- Funktion, Stellare Spektren, Strahlungs- Physik etc) werden wir später im Detail vertiefen.

105 Elektromagnetische StrahlungQuelle:

106 Spektren der HauptreihesterneSource: Wikipedia; Credit: Robert Nemiroff (MTU) & Jerry Bonnell (USRA)

107 Spektrum: professionelle DarstellungQuelle: Urheber: Michael Richmond

108 Hauptsachlich 2 Parameter:Entstehung von Sternen Alter des Universums 1010 Spätphasen- Entwicklung Stern-Reste (Weiße Zwerge, Neutronensterne, schwarze Löcher) 109 „Normale Sterne“ (Wasserstoff-Fusion) Alter [Jahr] 108 „Junge“ Sterne (Noch keine Fusion) 107 Stern ist noch in seinem Sternentstehungsgebiet und weitere Sterne können in der Nähe enstehen 106 Entstehung des Sterns aus interstellarem Gas 105 10-2 10-1 100 101 102 Masse [M]

109 (Stern-Entstehungs-Gebiet)Sternbild Orion Orion Nebel (Stern-Entstehungs-Gebiet) Urheber: Matthew Spinelli

110 A nearby Star Formation RegionThe Orion Nebula A nearby Star Formation Region d=450 parsec Hubble Space Telescope Image

111 Hauptsachlich 2 Parameter:Entstehung von Sternen Alter des Universums 1010 Spätphasen- Entwicklung Stern-Reste (Weiße Zwerge, Neutronensterne, schwarze Löcher) 109 „Normale Sterne“ (Wasserstoff-Fusion) Alter [Jahr] 108 „Junge“ Sterne (Noch keine Fusion) 107 Um manchen Sternen entstehen auch Planetensysteme 106 Entstehung des Sterns aus interstellarem Gas 105 10-2 10-1 100 101 102 Masse [M]

112 A nearby Star Formation RegionThe Orion Nebula A nearby Star Formation Region Hubble Space Telescope Image

113 Hubble Space Telescope Image

114 Gas + Staub-Scheibe um jungen Stern aus der sich Planeten bildenHier ist irgendwo der junge neue Stern versteckt = 500x Abstand Erde-Sonne = 16x Abstand Neptun-Sonne Hubble Space Telescope Image

115 Jetzt wissen wir: Exoplaneten gibts reichlichKünstleriche Darstellung des 55 Cancri „Sonnensystem“ Image credit: NASA/JPL-Caltech

116

117 Hauptsachlich 2 Parameter:Spätphasen der Sterne Alter des Universums 1010 Spätphasen- Entwicklung Stern-Reste (Weiße Zwerge, Neutronensterne, schwarze Löcher) 109 „Normale Sterne“ (Wasserstoff-Fusion) Alter [Jahr] 108 „Junge“ Sterne (Noch keine Fusion) 107 106 Entstehung des Sterns aus interstellarem Gas 105 10-2 10-1 100 101 102 Masse [M]

118 Sternbild Orion Betelgeuze Urheber: Matthew Spinelli

119 Betelgeuze: Der einzige Stern der so groß ist, das der Hubble Space Telescope ihn räumlich auflösen kann. Er kann „jeden Moment“ als Supernova explodieren... Urheber: A. Dupree (CfA) NASA, HST

120 Sternbild Orion nachdem Betelgeuze als Supernova explodiert ist Urheber: Matthew Spinelli, modifiziert von C.P. Dullemond

121 Stellare Überreste

122 Weiße Zwergsterne Überreste von niedrig-Masse Sternen (M < 8 M)In der letzten Lebensphase des Sterns schrumpft der Kern und bläht sich die Hülle auf.

123 Weiße Zwergsterne Überreste von niedrig-Masse Sternen (M < 8 M)In der letzten Lebensphase des Sterns schrumpft der Kern und bläht sich die Hülle auf.

124 Weiße Zwergsterne Überreste von niedrig-Masse Sternen (M < 8 M)Letztendlich wird die Hülle weggetrieben und ein weißer Zwerg- Stern bleibt übrig. Dieser heiße Stern ionisiert dann die wegfließende Hülle, und ein schöner farbiger Nebel entsteht: ein „planetarer Nebel“ (hat nichts mir Planeten zu tun!)

125 Planetare Nebel (mit weißen Zwerg im Zentrum)NASA, Hubble Space Telescope

126 Supernovae Supernova 1994D in der NGC 4526 Galaxie Supernova Type Ia:Explodierender weißer Zwerg Credit: High-Z Supernova Search Team, HST, NASA; APOD December 30, 1998

127 Kern-Kollaps: Supernova Type IISupernova 2004as Typ= II = Kern-Kollaps- Supernova 2M HIMALAYAN CHANDRA TELESCOPE: ASTRONOMY IMAGES

128 Supernova Explosionen: LichtkurvenUrbeher: Lithopsian Quelle:

129 Intermezzo: Absolute MagnitudenBis jetzt haben wir die „apparent magnitude“ (Helligkeit die wir von der Erde aus beobachten). Dies verändert sich allerdings wenn der Stern weiter weg ist. Wie können wir eine intrinsische Helligkeit definieren? Absolute magnitude M = apparent magnitude 10 parsec Abstand Übung: Aus dem Plot mit den Lichtkurven kann man einschätzen, wie hell eine Supernova-Explosion von Betelgeuze an unserem Himmel aussehen würde. Abstand zu Betelgeuze ist ungefär 450 parsec. Supernova Type = II-P. Drücke die Helligkeit im Verhältnis zur Mond-Helligkeit aus. Apparent magnitude des Mondes: m =

130 Supernova-Rest: Expandierender SchaleDiameter = 55 lightyears = 17 parsec Distance = lightyears = 4000 parsec Überrest von der „Tycho Supernova“ (Typ Ia) Explosion war im Jahr Zuerst gesichtet Anfang November 1572, und dauerte bis War so hell wie Venus! Nova = Neu. Also: es gab einen neuen Stern am Himmel! Hier: Blau = Shockwelle die durch das interstellare Gas geht. Braun= ausgeworfene Materie des Sterns. Combination of Chandra X-ray, Spitzer Infrared, Calar Alto optical

131 Supernova-Rest: Expandierender SchaleCrab Supernovarest, Explosion: 1054 (Type IIa supernova) Im Zentrum ist ein Pulsar (ein Neutronenstern der Radiowellen-Pulse ausstrahlt) NASA, ESA, J. Hester and A. Loll (Arizona State University)

132 Können wir schwarze Löcher sehen?Antwort: Nur wenn Masse übertragen wird, wie zum Beispiel in einem X-ray Binary Credit: R.Hynes

133 Der Raum zwischen den Sternenist nicht leer (nur fast...)

134 Molekulare Wolken Es gibt ganz große Wolken von H2-Gas und Staub um uns herum: „Molekulare Wolken“. Daraus können (nicht müssen!) Sterne entstehen. Man kann sie nur mit Radio-Teleskopen direkt sehen. Orion wieder... Credit: CfA SAO/Harvard

135 Molekulare Wolken Aber, man kann sie indirekt sehen da sie dunkele Flecken am Sternenhimmel sind A-propos: Staub-Extinktion macht Hintergrundsterne rötlich (= „reddening“) Dieses Bild: ein „Bok Globule“ (a small molecular cloud). In diesem Fall = B68 Dredit: J-C CUILLANDRE / CANADA-FRANCE-HAWAII TELESCOPE / SCIENCE PHOTO LIBRARY

136 Orion wieder... ...Oder wenn man sehr empfindliche Bilder macht, kann man Streulicht sehen (Licht das an Staubkörnchen abprallt). Dies heißt „Cloudshine“. Bild = 90 Grad linksrum rotiert. Betelgeuze ist in dieser Richtung Credit: Rogelio Bernal Andreo

137 Es gibt auch atomares GasAtomares Gas ist überall in der Milchstraße verteilt, nicht nur in vereinzelten Wolken All Sky Map λ = 21 cm Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie, P. Reich et al. 2001, A&A 376, 861

138 „Anreicherung“ der interstellaren MaterieWir sind im wahrsten Sinne des Wortes „aus Sternenstaub“ Courtesy: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF

139 „Anreicherung“ der interstellaren MaterieDas ursprüngliche Gas vom Urknall hat fast nur H und He. Damit kann man keine Gesteinsplaneten so wie die Erde machen. Sterne produzieren in ihrem Inneren höhere Elemente (C,N,O,Mg,Fe etc.). Diese Elemente werden pauschal „Metalle“ (Eng: Metals) genannt, auch wenn viele der Elemente gar keine Metalle im chemischen Sinne sind. Während der Endphasen der Sterne wird viel von solchem Material ausgestoßen (z.B. Supernovae). Neue Sterne entstehen also aus „angereichertes“ Gas. Die Sonne ist auch aus angereichertem Gas entstanden. Ganz alte Sterne haben aber noch sehr wenige „Metalle“ in ihrer Oberfläche, und solche „metal poor stars“ sind also Zeuge von ganz frühen Zeiten.

140 Die Milchstraße

141 Tunç Tezel (TWAN), on APOD 2011 September 24

142 Image credit: NASA

143 3000 pc Image credit: NASA

144 Zentrum der MilchstraßeCredit: Tom Davis Tunç Tezel (TWAN), on APOD 2011 September 24

145 Zentrum der MilchstraßeHier ist das Zentrum der Milchstraße Genau dort, wo das Zentrum der Milchstraße ist, beobachtet man eine starke Quelle von Radiowellen-Strahlung. Die Quelle heißt: Sgr A*. Es ist ein schwarzes Loch mit ca 4x106 Sonnenmassen! Tunç Tezel (TWAN), on APOD 2011 September 24

146 Zentrum der MilchstraßeSchwierig zu beobachten, da es zu viele Staubwolken (molekulare Wolken) entlang der Sichtlinie gibt. Aber in Infrarot-Wellenlängen wird der Staub weniger undurchsichtich. Also, um Sgr A* zu beobachten müssen wir im Infraroten beobachten.

147 Zentrum der MilchstraßeEs gibt „etwas“ mit einer extrem große Masse. Das „etwas“ ist in opt/IR Wellenlängen unsichtbar (nur in Radio sichtbar). Muss ein riesen schwarzes Loch sein! M=4x106 M Quelle:

148 Satellit-Galaxien um unsere Milchstraße

149 LMC und SMC Große und kleine Magellanische Wolke

150 LMC und SMC Große und kleine Magellanische Wolke KünstlerischeDarstellung der Position der LMC und SMC im Vergleich zu der Milchstraße

151 Weitere Satellit-GalaxieenCredit: Richard Powel

152 Weitere Galaxieen

153 Andromeda Galaxie: Unser NachbarCredit: Robert Gendler, Astroimaging Gallery

154 Vertikale Struktur der GalaxienNGC 891 Bulge Blue regions are massive star formation regions Disk Dust lane (Giant Molecular Cloud complexes) Composite Image Data - Subaru Telescope (NAOJ), Hubble Legacy Archive, Michael Joner, David Laney (West Mountain Observatory, BYU); Processing - Robert Gendler; APOD 2012 May 26

155 Galaxie-Klassifikation von Edwin HubbleDie „Hubble Sequence“ Quelle: Wikipedia; Urheber: Ville Koistinen

156 Manche Galaxien stoßen zusammen

157 Dunkele Materie

158 Wie bewegen sich die Sterne in einer Galaxie?Gemessen v (km/s) Erwartet (Kepler) Position

159 Galaxie + DM Halo Halo von dunkeler Materie (Eng: „Dark Matter Halo“)

160 Die 3-D Struktur des DM-HalosEinfallende Zwerg-Galaxien werden durch Gezeitenwirkung auseinander gerissen, und bilden „Streamers“. Die Form der Streamers und die Geschwindigkeit der Sterne verrät die Verteilung der dunkelen Materie in der DM Halo. Illustration credit: Jon Lomberg

161 Gravitationslinsen

162 NASA / A. Fruchter / STScI

163 Ein Blick in die VergangenheitImmer weiter weg: Ein Blick in die Vergangenheit

164 Hubble Ultra-Deep Field

165

166 Ein Blick zurück zum Zeitalter der Geburt der Galaxien

167 Je weiter weg, desto röter die ObjekteRötung = Rotverschiebung (Eng: „Redshift“) = Dopplerverschiebung durch Bewegung von uns weg. Die Geschwindigkeit ist proportional zur Distanz. Dies bedeutet: Das Universum expandiert! Dies heißt auf English: „Hubble Flow“, nach Edwin Hubble der diese Bewegung entdeckt hat. Bild-Quelle: Brian D. Fields:

168 Rotverschiebung z als Maß für Abstand und ZeitAbstand in 109 Lightjahren oder Zeit in 109 Jahren Quelle:

169 Wir schauen zurück in der ZeitLicht bewegt sich mit der Lichtgeschwindigkeit zu uns Heden Die meisten Galaxien die wir beobachten können sind relativ „nah“ Zeit Erste Galaxien Erste DM Halos Kosmische Hintergrundstrahlung Recomb. Das Universum ist undurchsichtig am Anfang Urknall Erde Raum

170 in extremen EntfernungenExtreme Objekte in extremen Entfernungen

171 Quasi-stellare Objekte (Quasars)Es gibt schwache, rötliche „Sterne“ mit Spektren die allerdings gar nicht Stern-änlich sind. Sie wurden deshalb „quasi-stellare Objekte“ genannt. In 1963 entdeckte Maarten Schmidt, dass die Spektren trotzdem „normal“ sind, nur extrem stark doppler-verschoben (rotverschoben). Quasare sind also Objekte in extremen Entfernungen. Man sieht sie nur bis ans andere Ende des Universums, weil sie auch extrem große Leuchtkraft haben. Quelle: Sloan Digital Sky Survey

172 Quasi-stellare Objekte (Quasars)Es gibt schwache, rötliche „Sterne“ mit Spektren die allerdings gar nicht Stern-änlich sind. Sie wurden deshalb „quasi-stellare Objekte“ genannt. In 1963 entdeckte Maarten Schmidt, dass die Spektren trotzdem „normal“ sind, nur extrem stark doppler-verschoben (rotverschoben). Quasare sind also Objekte in extremen Entfernungen. Man sieht sie nur bis ans andere Ende des Universums, weil sie auch extrem große Leuchtkraft haben. Quelle: Sloan Digital Sky Survey Warum sind sie so leuchtkräftig?  Aktiver Kern

173 Active Galactic Nuclei (AGN)Im Zentrum vieler Galaxien gibt es etwas, was extrem stark leuchtet. Es strahlt auch Radio- und Röntgenstrahlung aus. Das ist ein supermassives schwarzes Loch (M≈ M) des Material aus seiner Umgebung anzieht. Das Material wird dadurch extrem heiß, und strahlt dadurch extrem hell. Das schwarze Loch in unserer Milchstraße ist ähnlich, nur gibt es zurzeit kein (oder wenig) Material, das in das Loch fällt. Deshalb ist „unser“ schwarzes Loch fast unsichtbar. Seifert Galaxie NGC 1097 Quelle: Photo credit: "Gemini Observatory/NOAO/Abu Team"

174 Gamma-Blitze Extrem kurze Blitze im Gamma-Wellenlängen-Bereich. Dauer = nur einige Sekunden. Entdeckt durch die „Vela“ Satelliten, die eigentlich dafür da waren, um Russische Atom-Tests zu detektieren. Zunächst dachte man, dass die Quellen nah sind. Jetzt weiß man, dass die Quellen extrem weit entfernt sind: in sehr fernen Galaxien. Also: Extrem energiereich! Credit: J.T. Bonnell (NASA/GSFC)

175 Gamma-Blitze Collapsar Modell:Unter besonderen Bedingungen können Supernovae extrem hell sein: „Hypernovae“. Wenn der Stern sehr schnell rotiert (so das Modell) produziert der kollabierende Kern zwei relativistische Jets die sich quer durch den Stern bohren. Wenn man zufällig genau in das Loch schaut, sieht man einen Gamma-Blitz (Eng: Gamma-ray burst). Den kann man bis ans „andere Ende“ des Universums beobachten. Illustration credit: NASA

176 Großskalige Strukturenim All

177

178 Hintergrundstrahlung & Struktur und Entwicklung des UniversumsMikrowellen Hintergrundstrahlung & Struktur und Entwicklung des Universums

179 Zufällige Entdeckung der HintergrundstrahlungHolmdel Radio- Telescop in New Jersey rund1962 Penzias & Wilson (Bell Labs) konnten ein 3 Kelvin “Rauschen” nicht loswerden... Sie hatten unwissentlich die Kosmische Mikrowellen Hintergrundstrahlung gefunden, und gewannen den Nobelpreis.

180 Kleine Fluktuationen in der Hintergrundstrahlung

181 Zusammensetzung der Materie im Universum

182 Zusammensetzung der Materie im Universum

183 Lebenslauf des Universums

184