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SS2013 Astronomie für Nicht-Physiker:

Fendt/Fohlmeister/Just

Astronomie für Nicht-Physiker

Vorlesungsplan 18.4. Astronomie heute: Just, Fendt

25.4. Sonne, Erde, Mond: Fohlmeister

2.5. Das Planetensystem: Fohlmeister

16.5. Teleskope, Bilder, Daten: Fendt

23.5. Geschichte der Astronomie: Just

6.6. Sterne - Zustandsgrößen: Fendt

13.6. Sterne - Entwicklung: Fendt

20.6. Die Milchstraße: Just

27.6. Astrochemie und Leben: Fendt

4.7. Galaxien: Just

11.7. Aktive Galaxien, Quasare und Schwarze Löcher: Fendt

18.7. Urknall und Expansion des Universums: Just

25.7. Weltmodelle: Just

1.8. Besuch MPIA/LSW und HdA: Fendt

Inhalt

Entfernungsbestimmung

“Das fundamentale Problem” in der Astronomie

Aufbau der Milchstraße

Erscheinungsbild der Milchstraße

Bauch, Halo und Dunkle Korona

Galaktische Scheibe

Sternpopulationen

Interstellares Medium

Spiralarme

Entwicklung der Milchstraße

Materiekreislauf/Elementanreicherung

Milchstraßenmodell (aktuelle Forschung: A. Just)

Maßeinheiten

Zeit: 1 Jahr = 1a = 1yr = 31,56 Millionen Sek.

Länge: 1 Parsek = 1pc = 206265AE

=3,26Lj = 3,09∙1013km

Geschwindigkeit: 1km/s = 3600km/h ≈ 1pc/Myr

Masse: 1 Sonnenmasse = 2∙1030kg

Astronomische Einheit ( = Basismaßstab )

Physikalisch: A=499,004782 Lichtsekunden=149597870km

Große Halbachse (Erdbahn): aErde=1,0000000031A

Kleine Halbachse b (Erdbahn): aErde=1,00014 bErde

Astronomische Einheit: 1AE = 149,6 Millionen km

Die Entfernungsleiter

Stufe Bereich Methode / Objekte

0. 1 AE Abstand Erde-Sonne, 500 Lichtsekunden

1. 10 Lichtminuten Lichtlaufzeit/Erddurchmesser, Abstand zu Mond, Venus, Mars

2. 5 Lichtstunden Lichtlaufzeit, Keplergesetze, Satellitenpositionen, andere Planeten

3. 100 pc Trigonometrische Parallaxen, Strömungsparallaxen / sonnennahe

Sterne, Hyadensternhaufen

4. 20 kpc Rotationsdistanzen / Gas, OB-Sterne in der Milchstraße

5. 1 Mpc Photometrie; HR-Diagramm; Hauptreihenanpassung / Sternhaufen,

Nachbargalaxien

6. 20 Mpc Photometrie; veränderliche Sterne: Cepheiden, RR-Lyrae / lokales

Universum

7. >1 Gpc Galaxienhaufenleuchtkraft; Supernovaleuchtkraft; Tully-Fisher-

Relation; Fluchtgeschwindigkeit / Rotverschiebung (Hubble-Expansion

des Weltalls / bis Rotverschiebung z>9)

Entfernungsbestimmung

Grundsatz: Vergleich absolute – relative Größe

Trigonometrische Parallaxe

Erdbahn – scheinbare Verschiebung am Himmel

Absoluter – scheinbarer Durchmesser

doppelte Entfernung = halber Durchmesser

Photometrisch

Entfernungsmodul: Absolute – scheinbare Helligkeit

doppelte Entfernung = ¼ Helligkeit (+1,5mag)

http://www.zum.de/Faecher/Materialien/gebhardt/astronomie/

Veränderliche Sterne

Wichtigste Typen

RR Lyrae (Periode < 1 d)

Alte Metallarme Sterne

Absolute Helligkeit

MV≈+0.5mag Periode: 0,1 1 10Tage

(Neuer Kosmos)

http://www.astro.uni-bonn.de/~gmaintz/

Cepheiden (Periode P = 1-50 d)

Massereiche metallreiche Sterne

in später Entwicklungsphase

Charakteristische Lichtkurve

Periode-Helligkeits-Relation

Veränderliche Sterne

http://www.astronomynotes.com/ismnotes/s5.htm

http://www.leifiphysik.de/web_ph11_g8/grundwissen/16entfernung/cepheiden.htm

Rotverschiebung

Dopplereffekt: Nullwellenlänge – beobachtete Wellenlänge

z=Δλ/λ=Vr/c

Kinematisch

Radialgeschwindigkeit Vr (absolut) – Eigenbewegung μ (relativ)

Ausdehnung einer Kugel (Supernovaexplosion)

Vr[km/s]=4.47μ[''/yr]∙r[pc]

Dopplereffekt

Emissionslinien Referenz/Laborquelle

Absorptionslinien Stern

Rotationskurve

Milchstraßenscheibe

Nur Radialgeschwindigkeit Vr verwertbar

Junge Objekte und Gas auf Kreisbahnen

Starre Rotation

Umlaufzeit in allen Abständen gleich

Vr konstant entlang der Sichtlinie

differentielle Rotation

Umlaufzeiten innen kürzer

Vr hat Maximalwert am Tangentialpunkt =

Kreisbahngeschwindigkeit am projizierten Abstand (daraus

Rotationskurve Vrot(R) )

Entfernungen in der Milchstraßenscheibe

Rotationskurve Vrot(R)

Messung des Geschwindigkeitsdifferenz Stern-Sonne

Maximum entlang des Sehstrahls

Nur innerhalb Sonnenbahn verwendbar

Radialgeschwindigkeitsverteilung auf Sehstrahl Vr

Position auf Sichtlinie zweideutig

Entscheidung durch Durchmesser

Rotationsparallaxe

Fendt/Fohlmeister/Just 10

Milchstraße im Visuellen

Sterne + Dunkelwolken

http://www.herzberger-teleskoptreffen.de/8-htt/nacht.php

Milchstraße im Infrarotlicht

Scheibe

Sterne und Staubwolken (orange: unauffälliger)

Im Antizentrum perspektivisch aufgeweitet

Nahe Sterne über Himmel verteilt

Bauch (‚bulge‘): zentrale Verdickung

Milchstraßenband

In allen Wellenlängenbereichen

360º Großkreis-Band am Himmel (20º breit)

Infrarot

Optisch

Röntgen

Gamma-

strahlung

http://science.nasa.gov/newhome/headlines/features/ast20apr99_1.htm

Struktur der Milchstraße (MW)

Wilhelm Herschel 1785

Milchstraße abgeflachtes, ausgefranstes System mit Sonne im

Zentrum

Zentraler Bauch im Sternbild Schütze schon bekannt

Andere Nebel ähnlich: auch eigene Sternsysteme

Jacobus Kapteyn um 1910

1. internationales Programm zur Himmelsdurchmusterung

MW abgeflachte Scheibe mit Sonne in der Mitte

Harlow Shapley 1918

Durchmesser MW ca. 100.000 pc

Kugelsternhaufen kugelförmig verteilt, aber Sonne nicht im

Zentrum

Robert Julius Trümpler 1929

Extinktion durch interstellaren Staub bei Sternhaufen

Größe der MW viel kleiner

Jan Hendrik Oort 1927

Rotation der MW um Zentrum durch Eigenbewegungen

Dünne und Dicke Scheibe

Zentraler Bauch

Sphäroidaler Halo

Dunkle Korona

Galaktische Komponenten

Zentrale Verdickung

Hohe Sterndichte, hauptsächlich

‚Rote Riesen‘ beobachtet

Staubextinktion bis AV=30mag

Bauch (Bulge)

http://www.astroecke.de/classic/bulge_i.htm

Galaktisches Zentrum

Bilddurchmesser ≈6º (‘Baades Fenster’ im

Sternbild Schütze, niedrige Extinktion)

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap990911.html

Metallreich (bis 3fach solar), Masse 4∙1010MSonne

Radius ≈ 1kpc (fließender Übergang zum Balken oder Halo?)

Sphäroidaler Halo (Abplattung 4:5)

Niedrige Sterndichte; schwer identifizierbar

Feldsterne

RR Lyrae (Rote Riesen, variabel und leuchtstark)

Schnellläufer in Sonnenumgebung

Metallarme Sterne (Z< 1/10ZSonne = Anteil schwere Elemente)

Kugelsternhaufen

Ca. 150 bekannt

Kugelsternhaufen

Eigenschaften

N=104- 106

Sehr kompakt

Alter >10Gyr

metallarm

M13 (Sternbild Herkules)

M=5,8mag, d=20', D=8kpc

M5 (Sternbild Schlange)

M=5,6mag, d=23' , D=8kpc

Dunkle Materie

Dunkle Korona

Material unbekannt

Verteilung aus Kinematik

Rotationskurve

Kugelsternhaufensystem

Blaue Überriesen

RR Lyrae-Sterne

Satellitengalaxien

Form, Dichte, Masse

Dichteprofil im Zentrum flach

10% der Masse in Sonnenumgebung ist Dunkle Materie

30-50% der Masse innerhalb R=8kpc ist Dunkle Materie

Dichteabfall nach außen sehr unsicher

‚Rand‘ bei R=70…300kpc (durch Einfluss der Nachbargalaxie

Andromedanebel begrenzt)

Gesamtmasse ≈1012MSonne, davon 40% innerhalb 60kpc

Große Nachbargalaxie:

Andromedanebel M31, Durchmesser 2º

Galaktische Scheibe

Feldsterne

Im Raum verteilt

Sternhaufen

Interstellares Medium ISM

Dunkelwolken

Emissionsnebel

http://apod.nasa.gov/apod/ap050605.html (Astronomy Picture of the Day)

http://apod.nasa.gov/apod/ap051204.html (Mitte: Proxima Centauri)

Dünne Scheibe

Hauptkomponente der Milchstraße

Gesamtmasse Md~1011MSonne

Massenverteilung

Achsensymmetrische Scheibe

Radiales Dichteprofil exponentiell

• Dichte nimmt alle 3kpc auf 1/e=37% ab

Durchmesser/Dicke 10:1 (Skalenlängen: 3kpc / 300pc)

Gesamtmassendichte in Sonnenumgebung 0.1 MSonne/pc3

davon 40% in Sternen, 50% Gas, 10% Dunkle Materie

Schichtdicke der Sterne steigt mit Alter ~100…1200pc

Lokale Flächenbelegung 50MSonne/pc2

Position der Sonne

Abstand zum Galaktischen Zentrum 8.0 kpc

Höhe über der Mittelebene ~20pc

Feldsterne

Sonnenumgebung (D<25pc)

Farben-Helligkeitsdiagramm CMD (Hertzsprung-

Russell-Diagramm HRD)

~3000 Sterne

Hauptreihe verbreitert

Unaufgelöste Doppelsterne

Altersstreuung der Sterne

Metallizitätsstreuung

Populationsmischung in

Metallizität

Kinematik

Galaktische Komponenten

Jahreiss, ARI

Sternhaufen

Offene Sternhaufen

100-50000 Sterne, Durchmesser ≈ 10pc

Relativ jung: 1Myr – 5Gyr (sehr selten)

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap000227.html

M50 (Messierkatalog, 1772)

D=1kpc, Alter 80Myr

http://apod.nasa.gov/apod/ap970128.html

Plejaden im Sternbild Stier

N ≈ 500, D=130pc, Alter 100Myr

Sternhaufen

Hyaden (im Sternbild Stier)

Nächster Sternhaufen (Kern: 10º Durchmesser am Himmel)

N=700, D=44 pc

Alter 625 Myr

http://de.wikipedia.org/wiki/Hyaden_(Astronomie)

(hellste Mitglieder rot, andere in blau)

http://wiki.astro.com/astrowiki/de/Hyaden

Sternhaufen

Arches und Quintuplet

Sehr junge (3Myr), massereiche (10000MSonne) Sternhaufen

in der Nähe des Galaktischen Zentrums

Sternhaufen

Altersbestimmung

Alle Sterne in einem Haufen sind gleich alt

Abknickpunkt der Hauptreihe bestimmt Alter

Entfernung aus Helligkeit der unteren Hauptreihe

Alter/Metallhäufigkeit

Offene Haufen

• 1Myr – 5Gyr

• 1/10 – 2x solar

• Sternentstehung kontinuierlich

• Metallizität steigt

Kugelsternhaufen

• 8 - 13Gyr

• 1/300 – 1/3 solar

• Halo alt und metallarm

Gas (atomarer Wasserstoff HI, 21cm Radiolinie)

Molekulares Gas (CO, Molekülwolken) - Galaktische Länge-Geschwindigkeitsdiagramm

- Rotationskurve der Milchstraße + Distanzen

http://www.cv.nrao.edu/course/astr534/HILine.html

Neuer Kosmos

Gal. Breite b

Radialgeschw.

VR in km/s

Rotatioskurve

Kreisbahngeschwindigkeit: Massenverteilung

Gravitationskraft = Zentrifugalkraft

Inneres Maximum vom Bulge (Keplerabfall bei 1-2 kpc)

Maximum in Sonnenumgebung durch Scheibe

Flache Außenregion vom Halo Dunkler Materie

Src.: Clemens 1985, ApJ.295, 428

300km/s

Staubverteilung

Wärmestrahlung: fernes Infrarot

Wie atomarer Wasserstoff

http://irsa.ipac.caltech.edu/applications/DUST/

Verteilung des Gases in der Galaktischen Ebene

Spiralarme: 2,4-armig?

Junge Sterne

Sternhaufen

OB-Assoziationen

Richtung Zentrum

Asymmetrie:Balken

http://irsa.ipac.caltech.edu/applications/DUST/

O. Gerhard, W. Dehnen

Spiralarme und Balken

2- oder 4-armige Spiralgalaxie

Balken 20-40º gegen Sichtlinie gedreht

Quelle: Skript von H. Beuther (MPIA) WS09/10

Dunkelwolken

Barnard 68 (im südlichen Schlangenträger)

Im Infraroten durchsichtig

½Lj Durchmesser , 500 Lj Entfernung

Sternentstehung demnächst

http://apod.nasa.gov/apod/ap060409.html im Infrarotlicht

Sternentstehungsgebiete

Orionnebel

Trapezhaufen

O,B-Sterne (OB-Assoziation)

Ionisation: HII-Region

Sternentstehungsgebiete

Orionnebel

Reflexionsnebel blau

HII-Regionen: rot

Elementsynthese

Im Urknall werden folgende Elemente erzeugt

Wasserstoff H, Deuterium D=2H (AtomzahlElement)

Helium 3He, 4He

Lithium 7Li erzeugt

Keine schwereren Elemente, weil Bor 8B und 9B instabil

Schwere Elemente nur in Sternen

Kernfusion

auf der Hauptreihe

Schalenbrennen in Roten Riesen

Supernovaexplosionen

Schwere Elemente

Nukleosynthese

Energieerzeugung durch Kernfusion in Sternen

Helium aus Wasserstoff

Massearme Hauptreihensterne: pp-Kette

Massereiche Hauptreihe: CNO-Zyklus

• C,N,O als Katalysatoren

Alpha-Elemente

Wasserstoff im Zentrum aufgebraucht: Heliumfusion und später

Schalenbrennen

• Anlagerung von Heliumkernen (=Alphakern)

• Jeweils + 2Protonen und 2 Neutronen

• bis 24Mg, 28Si, 14N, 18F, 18O,22Ne

• N aus CNO-Zyklus

• Elemente dazwischen als

Abfallprodukte

Ende bei Eisen 56Fe

Niedrigste Energie

Elemente schwerer als Eisen

Energiezufuhr notwendig

Neutroneneinfang + radioaktiver Zerfall

3 Prozesse, die charakteristische

Elementverhältnisse erzeugen

Rote Riesen

s-Prozess (slow: Einfang langsamer Neutronen)

• Kobald, Nickel, Kupfer, ...

Explosive Umgebung (Supernovaexplosionen)

r-Prozess (rapid: Einfang schneller Neutronen)

• Platin, Gold, ...

• Erzeugt 50% der schweren Elemente

p-Prozess (Einfang von Protonen: hohe Energie notwendig wegen

Abstoßung durch positive Ladung)

Sterne schwerer als 8 Sonnenmassen explodieren am Ende als

Supernova (Typ 2)

• Der meiste Sauerstoff, ein Drittel des Eisens

Massearme Sterne in Doppelsternsystemen: Supernova 1a

• Kaum Sauerstoff, viel Eisen

Schwere Elemente

Anreicherung der Elemente

Lebenszyklus der Sternpopulationen

Aus Gas entstehen Sterne mit gleicher

Elementzusammensetzung

Entwickelte Sterne geben schwere Elemente an ISM ab

Nächste Sterngeneration hat höheren Anteil an schweren

Elementen

Sternentstehungsgenerationen

Population III: nur H,He

Bisher nicht beobachtet: bei Rotverschiebung z=10 erwartet

Masse = 100 – 200 Sonnenmassen, sehr kurze Lebensdauer

Population II:

Masse schwerer Elemente im Promillebereich oder weniger

Kugelsternhaufen, Halosterne, Zwerggalaxien

Population I:

Wie Sonne: ca. 2% schwere Elemente

Junge Sterne, Großteil der Scheibensterne, offene Sternhaufen

Lokales Scheibenmodell (A. Just)

Vertikale Struktur der Scheibe

Jede Sternpopulation ist im dynamischen Gleichgewicht

Vertikale Dynamik (Schwingungen) unabhängig von der Rotation in

der Scheibe

Dichteverteilung ↔ Geschwindigkeitsverteilung

Gravitationsfeld

Scheibensterne

Gas ISM

Dunkle Materie

Dynamische Entwicklung

Geschwindigkeitsstreuung wächst

Sternentwicklung

Obere Hauptreihe im Mittel jünger

Dichteprofile

Alte Populationen haben größere Skalenhöhe

Andere Spiralgalaxie von der Kante gesehen: NGC 891: J,H,K (nahes

Infrarot, 2MASS)

SS2013 Astronomie für Nicht-Physiker: Fendt/Fohlmeister/Just

Sonnenumgebung

Sternentstehungsgeschichte SFR

Anteil alter/junger Sterne umstritten

Hernandez et al. 2000

Hipparcosdaten

Rocha-Pinto et al. 2000:

Atmosphärenaktivität

Cignoni et al. 2006:

Keine Skalenhöhenkorrektur

Aumer & Binney 2009

SFR~exp(-t/8.5Gyr)

Problem: Alter von Hauptreihensternen schwer bestimmbar

Analytisches JJ-Modell

Just & Jahreiß, MNRAS 402, 461 (2010)

Modellierung der vertikalen Struktur in der Sonnenumgebung

Annahmen

SFR(t) + σW(Alter) + [Fe/H](t)

Beobachtungen

Geschwindigkeitsverteilungen f(|W|) der Hauptreihensterne

Timing durch Hauptreihenlebensdauer

Metallizitätsverteilung (Eisen) der G-Sterne (GCS Survey)

Ergebnisse

vertikale Dichteprofile: ρ(z,Alter)

Altersverteilungen

[Fe/H]-Verteilungen

Kinematik ober/unterhalb der Mittelebene

Sternentwicklung (Hauptreihe)

Geschwindigkeitsverteillungen

Relativer Anteil der vertikalen Geschwindigkeit

fMS(|W|)

MV<0.5

1,2,…,6,8

McCormick

Methode

Für ein Paar SFR(t) + σW(Alter)

Berechnung der vertikalen Profile und der Altersverteilung

Lokale Geschwindigkeitsverteilungen fMS(W) für jedes MV

Vergleich mit den beobachteten Verteilungen

Anpassen der Funktionen SFR(t) + σW(Alter)

Iteration bis beste Lösung gefunden

Berechnung der Eisenhäufigkeiten

Anpassen der Anreicherungsgeschichte

Resultat: 4 typische Modelle A, B, C, D mit sehr unterschiedlichen Sternentstehungsgeschichten (SFR)

Eingabefunktionen

Modelle A-D

SFR(t)

σW(Alter)

Ergebnis: Dynamische Heizung gut bestimmt, aber Sternentstehungsgeschichte nicht

Vertikale Dichteprofile

Modell A

gesamt, Gas, DM, dünne Scheibe, dicke Scheibe

z=0 0,5 1kpc 1,5

Vorhersagen

MV=7,8,9 mag

Dichteprofile

normierte Profile unterschiedlicher Lebensdauer (Farbe)

Modell A-D unterschiedlich ρ(z)/sech²(z/2z0)

Modell: Sternzählungen Sloan Digital Sky Survey (SDSS)

~10 000 deg² = ¼ des gesamten Himmels

100 Millionen Sterne der Milchstraße in 5 Farbfiltern

Farbenhelligkeitsdiagramm FHD

≈ 300 000 Sterne mit b>80º

Ohne Entfernungen

Hertzsprung-Russell-Diagramm HRD

≈ 3 000 Sterne mit D<25pc

Mit Entfernungen

-0.2<g-r<1.6

zu hell

zu schwach

Hess-Diagramme

Beitrag der Komponenten (Modell A)

Scheinbare Helligkeit von Entfernung abhängig

Dünne Scheibe, dicke Scheibe, Halosterne

g (mag)

g-r (mag)

Sternzählungen

Sternzählungen senkrecht zur Scheibe

Galaktischer Nordpol (NGP: b>80°, 313 deg²)

Hess-Diagramme

Anzahldichte im Faben-Helligkeits-Diagramm N(g-r,g)

N=276.180

Farbkodierung: logarithmisch: N/deg²/ 1mag(g)/0.1mag(g-r); <1 (schwarz) – 100 (rot)

Lokale Normierung: Sonnenumgebung

Helligkeiten der Hauptreihe

Dünne Scheibe, dicke Scheibe, stellarer Halo

Fit der Sternzahlen innerhalb 25pc N25(g-r)

Scheibenmodell

Just et al. 2010, 2011

Dünne Scheibe: Sternentstehungsgeschichte und Dynamik

+Dicke Scheibe + Stellarer Halo

Dünne Scheibe

SDSS Daten Modell

Dicke Scheibe Halo +20%

Relativer Unterschied -20%

χ2-Fit :

Hess diff chi2 distr.

Modell

SDSS Daten

diff=(Daten-Modell)/Modell:

<-0.2 (schwarz) … +0.2 (rot) -10% … 0 … +10%

Modell A passt am besten: Mittlere Abweichung = 5.6%

Lokale Normierung

Test: stimmt N25(g-r)

Beitrag der 3 Komponenten: dünne, dicke Scheibe, Halo

(g-r) mag

Sonnenumgebung

Sternentstehungsgeschichte SFR

Anteil alter/junger Sterne umstritten

Hernandez et al. 2000

Hipparcosdaten

Rocha-Pinto et al. 2000:

Atmosphärenaktivität

Cignoni et al. 2006:

Keine Skalenhöhenkorrektur

Just et al. 2011:

Neue SFR(t)

Astronomie für Nicht-Physiker

Vorlesungsplan 18.4. Astronomie heute: Just, Fendt

25.4. Sonne, Erde, Mond: Fohlmeister

2.5. Das Planetensystem: Fohlmeister

16.5. Teleskope, Bilder, Daten: Fendt

23.5. Geschichte der Astronomie: Just

6.6. Sterne - Zustandsgrößen: Fendt

13.6. Sterne - Entwicklung: Fendt

20.6. Die Milchstraße: Just

27.6. Astrochemie und Leben: Fendt

4.7. Galaxien: Just

11.7. Aktive Galaxien, Quasare und Schwarze Löcher: Fendt

18.7. Urknall und Expansion des Universums: Just

25.7. Weltmodelle: Just

1.8. Besuch MPIA/LSW und HdA: Fendt

One or more black holes in galactic nuclei - mpia.de · Inhalt Entfernungsbestimmung “Das...

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