Einfuehrung in die Astron. & Astrophysik IWintersemester 2009/2010: Henrik Beuther & Christian Fendt

15.10 Einfuehrung: Ueberblick und Geschichte (H.B.)22.10 Grundlagen: Koordinatensys., Sternpositionen, Erde/Mond (C.F.)29.10 Grundlagen: Teleskope und Instrumentierung (H.B.)05.11 Grundlagen: Strahlung, Strahlungstransport (C.F.)12.11 Planetensystem(e) und Keplergesetze (H.B.)19.11 Sonne & Sterne, Typen, Klassifikationen, HR-Diagramm (C.F.)26.11 Sternaufbau und Sternentwicklung (C.F.)03.12 Sternentstehung, Akkretionsscheiben und Jets (H.B.)10.12 Kompakte Objekte: Schwarze Loecher, Neutronensterne, W. Zw. (C.F.)17.12 Interstellare Materie: Chemie und Materiekreislauf (H.B.)24.12 und 31.12 –07.01 Mehrfachsysteme und Sternhaufen, Dynamik (C.F.)14.01 Exoplaneten (und Astrobiologie) (H.B.)21.01 Die Milchstrasse (H.B.)28.01 Zusammenfassung (C.F. & H.B.)

http://www.mpia.de/homes/beuther/lecture_ws0910.html, beuther@mpia.de, fendt@mpia.de

14.1 Wellenlaengen und Teleskope14.2 Keplergesetze

14.3 Strahlungsgroessen14.4 Sternklassifikationen, Hauptreihe & weitere Parameter14.5 Sternaufbau

14.6 Interstellares Medium und Sternentstehung

14.7 Sternentwicklung

Themen heute

Die dunkle Seite der Astronomie

Optisch NahesInfrarot

1.2 mm Staubkontinuum C18O N2H+

Aufloesung eines TeleskopsBeugung an Kreisoeffnung: Airy-Scheibe (1835)

rAiry= m * fλ/D

f: FokuslaengeD: Teleskopdurchmesserφ: Aufloesung

àIm Fokus: φ = m * λ/D

Mit m=1.22 im 1. Minimum m=1.64 im 2. Maximum

Beispiele:Optisch: λ=550nm, D=8m à φ=0.02’’ Mitinfrarot: λ=12µm, D=8m à φ=0.38’’ Radio: λ=1.2cm, D=100m à φ=38’’Radio Interferometer: λ=1.2cm, D=10km à φ=0.3’’

Szintillation und Seeing

- Aufsteigende Blasen, sich verschiebende Schichten der Atmosphaere koennen schnelle Bewegungen und Helligkeitsaenderungen bewirken

à Das Seeing ist definiert durch die Halbwertsbreite des Bildes einer Punktquelle

Oftmals Seeing im Optischen 1-2’’. Beste Standorte Hawaii, Chile mit Seeing von ca. 0.5’’ ueber 50% der Zeit. Optimal ca. 0.25’’.

Bei kurzer Belichtung wandert Quelle.

Ohne und mitaktiver Optik

Aufloesung eines Interferometers λ/(2D), wobei D nun der Abstand der Antennen ist (Minimum eines klassischenDoppelspaltexperiments).

14.1 Wellenlaengen und Teleskope14.2 Keplergesetze

14.3 Strahlungsgroessen14.4 Sternklassifikationen, Hauptreihe & weitere Parameter14.5 Sternaufbau

14.6 Interstellares Medium und Sternentstehung

14.7 Sternentwicklung

Themen heute

Keplergesetze

1.) Die Koerper bewegen sich relativ zur Sonne in Ellipsen, in deren einem Brennpunkt die Sonne steht.2.) Der von der Sonne zum umlaufenden Himmelskoeper gezogene Radiusvektor ueberstreicht in gleichen Zeiten gleiche Flaechen. à Konstanz des Bahndrehimpulses3.) Das Quadrat der Umlaufzeit waechst proportional zur dritten Potenz der grossen Halbachse und umgekehrt proportional zur Massensumme: U2 = 4πa3/(G(m1+m2)) Da m2<<m1 à U2 proportional zu a3

Massenbestimmung3. Keplerscher Gesetz U2 = 4πa3/(G(m1+m2)) essentiell zur Massenbestimmung. Zum Beispiel lassen sich mit Umlaufzeit U der Erdeund deren Distanz a die Masse m1 der Sonne errechnen (m2 << m1).

In gleicher Weise lassen sich unter Kenntnisse der Mondbahnen auchdie Planetenbahnen bestimen.

Strahlung: Strahlung:

Intensität, HelligkeitIntensität, Helligkeit

4.3  Strahlungsgrößen ­ Intensität(Spezifische) Intensität:

-> Energiemenge dE der Strahlung im Frequenzintervall [,+d] und Zeitintervall [t,t+dt], die in den Raumwinkel d= sin d d durch die Fläche dA in Richtung (, ), Flächennormale n

I , ,r , t = dE

cos dA d dt d

4.3  Strahlungsgrößen ­ StrahlungsstromStrahlungstrom (/fluß):

Integration über Kugeloberfläche:

-> Strahlungsfluß in Hemisphäre:

für 0° < < 90° -> I > 0 (Strahlung nach außen)

-> Definition: +

-> Intensität I wichtig bei aufgelöster Sternoberfläche (Sonne)

Strahlungsstrom F wichtig, wenn nur Gesamtfluß beobachtet

-> Leuchtkraft eines Sterns:

F =∫0

∫0

2

Icossindd

F =∫0

/2

∫0

2

Icossindd

L=4R2F

4.3  Strahlungsgrößen ­ HelligkeitHelligkeit eines Sterns:

-> Strahlungsfluß des Sterns bei Distanz d: f =( R2/d2) F

(Meßwert vom Detektor abhängig, Empfindlichkeit E )

-> gemessener Gesamtstrahlungsfluß:

Helligkeit definiert als Logarithmus des Strahlungsflußes

beobachtete Helligkeitsunterschiede = S1/S2 ~ 1010

-> logarithmische Helligkeitsskala m = - 2.5 log(S) + const

Einheit [m] : mag (Magnitude) ; m1-m2 = -2.5 log ( S1/S2)

-> Beispiele:

S=∫0

∞

f Ed

1 2 2.5 5 10 15 25

2.51 6.3 10 100

m1-m2

S1/S2 104 106 1010

4.3  Strahlungsgrößen ­ Entfernungsmodul, Farbe

Absolute Helligkeit:-> bei Norm-Entfernung von 10pc

-> wahre Leuchtkraft, absolute Magnitude M

-> Strahlungsstrom ~ F(d) = F(10pc) (d/10pc)-2, in Magnituden:

-> Absolute Helligkeit der Sonne: Mvis ~ Mbol = 4.75

-> (m-M): Entfernungsmodul:

“Farbe”, Farbindex:

Helligkeitsunterschied in zwei Magnitudensystemen:

F.I.= m(kleine) - m(große) -> “rot” positiv, “blau” negativ

-> z.B. Standard-Filtersystem nach Johnson U, B, V, (R, I)

m−M=5 log d [pc ]10 =5 log d [pc]−5=−2.5 log 10pcd

2

m-M -5 0 10 25

d 1 pc 10 pc 1kpc 1Mpc

SternklassifikationSternklassifikation

6.2  Sternklassifikation ­ Effektivtemperatur

Leuchtkraft des Sterns (Definition):

-> F ist ausgestrahlte Energie pro cm2

Für Schwarzkörper: Stefan-Boltzmann-Gesetz:

Aber: Sterne sind keine schwarzen Körper:

-> Definition einer

“Effektivtemperatur”:

Effektivtemperatur keine echte Temperatur, sondern quantifiziert Energieausstrahlung / cm2

Aber: Teff ist typische Temperatur der Sternatmosphäre

-> Teff ist der wichtigste Sternparameter , der aus der Analyse des Sternlichts gewonnen werden kann.

L=4R2F

=5.67×10−5ergcm−2s−1K−4

T eff= L4R2

1/4

F=T 4

6.2  Sternklassifikation ­ Spektralklassen

Spektral-Klassifikation

nach Pickering (1846-1919), Fleming (1857-1911), Cannon (1863-1941)

-> Harvard-Klassifikation von Sternspektren: ein-dimensionale Sequenz von Spektren, korreliert mit Sternfarbe (Farb-Index), also Effektivtemperatur

Basis des Henry-Draper Catalog (1880-1925): Untersuchung von 225.000 Sternen

6.2  Sternklassifikation ­ Spektralklassen

Sterne haben verschiedene Temperatur / Effektivtemperatur -> verschiedene spektrale Verteilungen, Linien, und Linienprofile

Rivi, Wiki

graduelle Unterschiede

6.3  Sternklassifikation ­ Leuchtkraftklassen

Sterne gleicher Spektralklasse (Sp) können verschiedene Leuchtkraft haben -> Leuchtkraftklasse (LC) -> MK-Klassifikation (Morgan & Keenan)

-> Grund: Radius der Sterne:

Klassen: I = Überriesen, II = helle Riesen, III = Riesen, IV = Unterriesen, V = Zwergsterne, VI = Unterzwerge

L=4R2F F=T 4

6.3  HRD ­ Hertzsprung­Russell­Diagramm

6.3  HRD ­ Hertzsprung­Russell­DiagrammLeuchtkraft gegen Temperatur; MK-Klassifikation: Riesen...Zwerge: A0Ia, G2V

6.4  Sterne ­ Masse, Gravitationsbeschleuigung

Quantitative Computer-Modelle von Linienprofilen

unter Berücksichtigung von Doppler- und Druckverbreiterung

der Linien ergeben: Teff und log(g)

Gravitationsbeschleunigung an der Sternoberfläche: g = GM/R2

-> Sternmasse notwendig für weiteres Verständnis

Massenbestimmung bei Sternen:

->Direkte astrometrische Vermessung des Orbits

von Binärsystemen

-> Vergleich mit Modellen zur Sternaufbau und zur

Sternentwicklung

-> Aus empirischer Massen-Leuchtkraft-Beziehung

6.4  Massen­Leuchtkraft­Beziehung

Empirische Masse-Leuchtkraft-Beziehung

In erster Näherung:

Bessere Approximation:

-> Fundamentale Beziehung zum Verständnis der leuchtenden Materie im Universum

-> bestimmt durch die Physik des Sternaufbaus

und der Sternentwicklung -> Massereichere Sterne “leben” kürzer: L ~M4, ~ M/L ~ M-3

L∝M3

L∝M2.5 [ M1 /2MO ]

L∝M3.8 [ M1 /2MO ]

SternaufbauSternaufbau

7.1 Sternaufbau ­ Grundlagen, Gleichungen

Arbeitshypothese: -> Sterne = Gaskugeln, durch Eigengravitation gebunden

-> Sterne befinden sich nahe eines Gleichgewichtszustandes

-> Energieverluste durch Strahlung -> Entwicklung auf langer

Zeitskala -> angenähert durch Reihe von GG-Zuständen

-> Lösung der Erhaltungsgleichungen von Masse, Impuls, & Energie

veknüpft lokale und globale Größen: hydrostatisches GG

7.4  Sternentwicklung ­ Hauptreihe       

Sternentwicklung: Alter-Null-Hauptreihe (ZAMS) Resultat numerischer Lösungen der Sternaufbaugleichungen:

-> Massereiche Sterne habe: kleinere Zentraldichte, höhere Zentraltemperatur, höhere Konzentration der Energieproduktion

7.4  Sternentwicklung ­ Hauptreihe       

Sternentwicklung: Alter-Null-Hauptreihe (ZAMS)

Numerische Lösungen der Sternaufbaugleichungen ergeben Gesamtleuchtkraft und Effektivtemperatur

an der Sternoberfläche:

-> Theoretische Hauptreihe

( da Theorie -> Masse bekannt ! )

Sternalter “Null”: -> Alter-Null-Hauptreihe

ZAMS= Zero Age Main Sequence

7.4  Sternentwicklung ­ Hauptreihe       

Sternstruktur entlang der ZAMS -> Unterschied radiative/konvektive Zonen: “obere” Hauptreihe: radiative Hülle, konvektiver Kern “untere” Hauptreihe: konvektive Hülle, radiativer Kern

Bild: http://abyss.uoregon.edu/~js/ast122/lectures/lec14.html

7.1 Sternaufbau ­ Grundlagen, Gleichungen

Sternaufbau (Sonne)

► Kern: innere 10% der Masse; Kernfusionen erzeugen Energie, extreme Temperaturen u. Druck (16 Mio K, Dichte 150x Wasser), gasförmig

► Radiative Zone: Bis 85% im Radius, umgibt den Kern; Energietransport aus dem heißen Inneren nach außen durch Strahlung (diffusive)

► Konvektionszone: Äußere Schicht, bei 85-100% des Radiusof, Dichte und Temperatur kleiner, Energietransport durch makroskopische Bewegungen (Konvektion)

7.2 Sternaufbau ­ Sternpulsationen

Periode-Leuchtkraft-Beziehung:

-> Standardkerzen in der Entfernungsmessung -> 3000 Cepheiden in LMC bekannt, 232 in M32, ...

Lichtperiode von Delta Cephei: -> Helligkeit schwankt innerhalb von 5.37 Tagen um Faktor 2 ( 0.8 Größenklassen)

Perioden-Leuchtkraft-Beziehung: RR Lyrae-Sterne (1), Typ II Cepheiden (2) und klassische Cepheiden (3))

http://www.avgoe.de/astro/Teil04/Entfernung.html

14.1 Wellenlaengen und Teleskope14.2 Keplergesetze

14.3 Strahlungsgroessen14.4 Sternklassifikationen, Hauptreihe & weitere Parameter14.5 Sternaufbau

14.6 Interstellares Medium und Sternentstehung

14.7 Sternentwicklung

Themen heute

Der kosmische Zyklus

Phase n [cm-3] T [K] ƒ M [109 M¤ ]

Hot ionised medium 0.003 106 0.5 0.1

Warm neutral medium 0.5 8000 0.4 1.4

Warm ionised medium 0.3 8000 0.1 1.0

Diffuse HI clouds 50 80 - 2.5

Molecular clouds >300 10 - 2.5

HII regions 1 – 105 104 - 0.05

ƒ als Volumenfuellfaktor der Galaktischen Scheibe

Ueberblick ueber die Komponenten

Molekuele im All2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 atoms--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------H2 C3 c-C3H C5 C5H C6H CH3C3N CH3C4H CH3C5N? HC9N CH3OC2H5 HC11NAlF C2H l-C3H C4H l-H2C4 CH2CHCN HCOOCH3 CH3CH2CN (CH3)2CO AlCl C2O C3N C4Si C2H4 CH3C2H CH3COOH? (CH3)2O NH2CH2COOH? C2 C2S C3O l-C3H2 CH3CN HC5N C7H CH3CH2OH CH3CH2CHO CH CH2 C3S c-C3H2 CH3NC HCOCH3 H2C6 HC7N CH+ HCN C2H2 CH2CN CH3OH NH2CH3 CH2OHCHO C8H CN HCO CH2D+? CH4 CH3SH c-C2H4O CH2CHCHO CO HCO+ HCCN HC3N HC3NH+ CH2CHOH CO+ HCS+ HCNH+ HC2NC HC2CHO CP HOC+ HNCO HCOOH NH2CHO CSi H2O HNCS H2CHN C5N HCl H2S HOCO+ H2C2O HC4N KCl HNC H2CO H2NCN NH HNO H2CN HNC3 NO MgCN H2CS SiH4 NS MgNC H3O+ H2COH+ NaCl N2H+ NH3 OH N2O SiC3 PN NaCN C4 SO OCS SO+ SO2 SiN c-SiC2 SiO CO2 SiS NH2 CS H3+ HF SiCN SH AlNC FeO(?) SiNC

Ueber 150 detektierte interstellare Molekuele (April 2009) (www.cdms.de).36 (+2 tentative) Molekueldetektionen in extragalaktischen Systemen.

CO

C2H5OHAlkohol(Ethanol)

HC3N

H2COFormaldehyd

The main producers of dust are old stars in the last stages of their evolution: outer atmospheres of Red Giants, Planetary Nebulae (PN), Novae, and Supernovae (SN). However, dust forms also in ISM directly.

Dust within the big circle of matterDust composition:Graphite CSilicon carbide SiCEnstatite (Fe,Mg)SiO3

Olivine (Fe,Mg)2SiO4

Iron FeMagnetite Fe3O4

Size distribution:Between 0.005 and 1µmn(a) ~ a-3.5 (a: size)(Mathis, Rumpl, Nordsieck 1977)

Gas to dust mass ratio:Canonical 1:100Recent work suggests1:186 (Draine et al. 2007)

Although the grains in the ISM are thought to be small and compact, the case is different for denser environments (e.g., circumstellar disks) where the dust grains start to coagulate.

Figures: Simulations of dust grain cluster growth for different initial parameters (gas and dust density, temperature, stickyness, grain charge, coagulation time …).(From Dorschner & Henning 1995)

Dust incarnations

ca. 10 Lichtjahre

ca. 1 Lichtjahr

ca. 0.15 Lichtjahre ~9000 AU

Molekülwolkenskalen

Sternentstehungseffizienz nur ein paar Prozent

VirialanalyseKraeftegleichgewicht einer Struktur im hydrostatischen Gleichgewicht:Unter Einbeziehung eines Magnetfeldes B, eines Stromes j und einer Fluss-geschwindigkeit v, laesst sich die Bewegungsgleichung schreiben: ρ Dv/Dt = -grad(P) - ρ grad(Φg) + 1/c j x B

Unter der Annahme von Massenerhaltung und Ausnutzung der Poisson- Gleichung, ergibt sich nach mehrfacher Integration das Virialtheorem.

1/2 (δ2I/δt2) = 2T + 2U + W + M

I: Traegheitsmoment, verringert sich wenn Kern kollabiert (m*r2) T: Kinetische Energie U: Thermische Energie W: Gravitationsenergie M: Magnetische Energie Alle Terme ausser W sind positiv. Um die Wolke stabil zu halten muessen andere Kraefte W ausgleichen.

Dv/Dt=(∂v/∂t)x+(v grad)v

1/2(∂2I/∂t2) -2T 2U W M

(Dv/Dt beinhaltet die Veraenderung an einer raeumlichen Position (∂v/∂t)x und die Aenderung,die durch den Transport von Teilchen an neue Orte mit unterschiedlicher Geschwindigkeit bewirkt werden.)

Jeans-AnalyseUnabhängig von der räumlichen Konfiguration analysierte Jeans die Wellenausbreitung in einer Gaswolke Anfang des 20. Jahrhunderts.

Das gleiche laesst sich auch aus der einfachsten Form des Virialtheorems (2T=-W) ableiten. Die resultierenden Jeans-Längen λJ und Jeans-Massen

MJ, oberhalb derer Molekülwolken gravitativ instabil werden und kollabieren:

λJ = (πa2/(Gρ0)1/2 = 0.19pc (T/(10K))1/2 (nH2/(104cm-3)-1/2

MJ = at3/(ρ0

1/2G3/2) = 1.0Msun (T/(10K))3/2 (nH2/(104cm-3)-1/2

à Werte darueber lassen die Wolken kollabieren. Im Umkehrschluss koennen sehr kleine und massearme Wolken leichter stabil bleiben.

Beispiel: Eine grosse Moelkuelwolke mit T=10K und nH2=103cm-3

à MJ = 3.2 Msun

Um Groessenordnungen zu niedrig.àAndere Stabilisierungsquellen notwendig, z.B. Magnetfelder oder Turbulenz

Ambipolare Diffusion- Magnetfelder koppeln an das ionisierte Gas, dieses wiederum durch Stoesse an das neutrale Gas.- Waere Kopplung per- fekt, so bliebe Br2

bei Kollaps konstant.- Fuer einen an- faenglichen Kern mit 1MSonne, r=14000AU und B=30µG wuerde dies in protostellaren Magnetfeldern von ~107G resul- tieren (mit protostellarem Radius ~5RSonne) à Neutrales und ionisiertes Gas koennen teilweise entkoppeln, so dass neutrales Gas durch Magnetfeld hindurchdiffundieren und leichter kollabieren kann.

Ambipolare Zeitskala: tad ≈ 3x106yr (nH2/104cm-3)3/2 (B/30µG)-2 (L/0.1pc)2

Diese Zeitskala erscheint sehr lang, und es ist immer noch Thema der aktuellen Forschung, ob ambipolare Diffusion wichtig fuer Stabilitaet ist, oderob nicht doch Turbulenz dominiert.

Sternentstehungsparadigma

Turbulenz

Zeitskalen: Hauptakkretionsphase ca. 500 000 Jahre Vorhauptreihenentwicklung ca. 2 Mio Jahre

Hertzsprung Russell (HR) Diagramm I

- Die “Birthline” wurde zuerst aus der Beobachtung als der Ort identifiziert, an dem Sterne das erste Mal im HR Diagramm sichtbar werden.- Theoretisch kann man die “Birthline” definieren als den Zeitpunkt, an dem die Hauptakretionsphase beendet ist, und die Leuchtkraft aus Kontraktion ge- wonnen wird à Start der Vorhauptreihenentwicklung- Konvektive massearme Sterne kontrahieren dann, T bleibt gleich, L nimmt ab. à folgen den Hayashi Tracks.- Wenn Konvektion Energie nicht mehr transportieren kann, werden sie strahlungsdominiert à horizontale Strahlungstracks à T steigt bis hoch genug fuer Kernfusion à Hauptreihe ZAMS

Open circles: Radiative stabilityFull circles: Hydrogen burning

Akkretionsscheiben und Jets

Camenzind 1990

- Akkretion findet via Scheiben statt.

- Jets oder Ausstroemungen werden durch magneto-zentrifugale Beschleunigung von den Scheibenoberflaechen getrieben.

- Weiter aussen bewirkt Magnetfeld eine Kollimation des Jets.

Scheiben und Jets

SternentwicklungSternentwicklung

7.3 Energieerzeugung im Stern 

Stellare Energiequelle: Kernfusion

(thermische Energie, Gravitationsenergie ungenügend)

”Brennen” von niederzahligen zu höherzahligen Elementen -> Energiegewinn aus Kern-Bindungsenergie -> verschiedene Fusionsprozesse, Zeitskalen, Effizienz

-> Langfristige Änderung des Rohstoff- und Energiehaushalts -> “Sternentwicklung”: 1) quasi-stationäres Gleichgewicht für Sterne der Hauptreihe (lange Zeitskala) 2) Entwicklung auf kurzen Zeitskalen außerhalb der Hauptreihe

-> Eine Haupterkenntnis der Astrophysik des 20. Jhrts

7.4  Sternentwicklung ­ Hauptreihe       

Sternentwicklung: Altersentwicklung von der ZAMS

HR-Sterne “leben” vom Wasserstoffbrennen

7.3 Energieerzeugung im Stern       

Wasserstoff-Brennen:

-> pp-Kette (pp1, pp2, pp3), (pp=Proton-Proton) -> alternativ: CNO - Zyklus (Bethe-Weizäcker-Zyklus): Wasserstoff -> Helium mit Katalysatoren C, N, O

Helium-Brennen: 3-Prozeß: Helium -> Kohlenstoff, T> 108K

Kohlenstoff-Brennen: 5x 108K < T < 109K

Sauerstoff-Brennen: T > 109K

Disintegration und weiteres Aufbauen: T > 109K , erzeugtes reagiert mit weiteren Neon-Kernen ...

Silizium-Brennen: bis Eisen !!!

Elemente höher als Eisen -> kosten Energie:

-> Bindungsenergie/Nukleon verkleinert sich nach Eisen

-> Energiegewinn durch Fusion wird durch Neutrinoverluste aufgehoben

-> höhere Elemente durch r, s, rp-Prozesse in Supernovae

7.4  Sternentwicklung ­ Hauptreihe       

Sternentwicklung: Altersentwicklung von der ZAMS Hauptreihensterne “leben” vom Wasserstoffbrennen:

Vorrat begrenzt ->”Lebensalter”

Kurze Zeitskala fürNach-Hauptreihen-Entwicklung ~106Jhr(Schalenbrennen)

7.4  Sternentwicklung ­ Übersicht      

Quelle: Wiki, Sternentwicklung

9.0  Stellare Endstadien ­ Kompakte Sterne                     

Massearmer Stern: Sternwinde, Helium-Schalen-Brennen ... blasen äußere Schalen weg

-> Massenverlust, Planetarischen Nebel: heißer Kern ionisiert Material, und regt zum Leuchten an-> Kern entwickelt sich zum Weißen Zwerg

Endstadium Sterne > 8 MO -> Zwiebelschalenbrennen bis zum Si-> Eisenkern von 1.3-2.5 MO

-> Kollaps Zentralbereich:

Weißer Zwerg: Entartungsdruck

Neutronenstern: > Chandrasekharmasse

Schwarzes Loch: Schwarzschild-Radius

-> Neutrinos, Supernova Typ II

Einfuehrung in die Astron. & Astrophysik IWintersemester 2009/2010: Henrik Beuther & Christian Fendt

15.10 Einfuehrung: Ueberblick und Geschichte (H.B.)22.10 Grundlagen: Koordinatensys., Sternpositionen, Erde/Mond (C.F.)29.10 Grundlagen: Teleskope und Instrumentierung (H.B.)05.11 Grundlagen: Strahlung, Strahlungstransport (C.F.)12.11 Planetensystem(e) und Keplergesetze (H.B.)19.11 Sonne & Sterne, Typen, Klassifikationen, HR-Diagramm (C.F.)26.11 Sternaufbau und Sternentwicklung (C.F.)03.12 Sternentstehung, Akkretionsscheiben und Jets (H.B.)10.12 Kompakte Objekte: Schwarze Loecher, Neutronensterne, W. Zw. (C.F.)17.12 Interstellare Materie: Chemie und Materiekreislauf (H.B.)24.12 und 31.12 –07.01 Mehrfachsysteme und Sternhaufen, Dynamik (C.F.)14.01 Exoplaneten (und Astrobiologie) (H.B.)21.01 Die Milchstrasse (H.B.)28.01 Zusammenfassung (C.F. & H.B.)

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