ASTRONOMIE. UNTERSCHEIDUNG ASTRONOMIE - ASTROLOGIE

ASTRONOMIE

UNTERSCHEIDUNG

ASTRONOMIE - ASTROLOGIE

ASTRONOMIE – ASTROLOGIE

• ASTRONOMIESternenkunde

• ASTROLOGIE

Sternendeutung

EKLIPTIK - 1Ekliptik ist ein astronomischer Begriff. Die Ekliptik stellt die Schnittlinie der Ebene Erde-Sonne mit der Himmelskugel dar. Oder anders ausgedrückt: Die Ekliptik ist die Projektion der schein-baren Bahn der Sonne im Verlauf eines Jahres auf die Himmelskugel.

Sie ist gleichzeitig ungefähr die Ebene des ganzen Sonnensystems.

Alle Planeten und auch der Mond weichen nicht sehr weit von der Ekliptikab (maximal 6°).

Ekliptik - 2Wann beginnenFrühling, Sommer,Herbst u. Winter?

Wie erklären sich die Jahreszeiten?

Was versteht man unter den Wende-kreisen?

TIERKREIS•Tierkreis ist ein astrologischer Begriff.

•12 gleich große Abschnitte von je 30 Grad entlang der Ekliptik – in jedem befindet sich ein Sternbild

•Diese beginnen mit dem Sternzeichen Widder am sog. Frühlingspunkt, jenem Punkt auf der Ekliptik, an dem die Sonne zu Frühlingsbeginn (21.3.) steht.

STERNZEICHEN-STERNBILDER

•Die Festlegung der Tierkreissternzeichen geht ca zwei Jahrtausende zurück.

•Inzwischen haben sich allerdings die Sterne (aufgrund einer für uns langsamen Bewegung der Erdachse) verschoben, wodurch z.B. im Sternzeichen Widder nun andere Sterne stehen in der Antike (Sterne, die zum Sternbild Fische zählen)

•Bereits damals bemerkte man die langsame Verschiebung und entschloss sich, das System der Sternzeichen an den Lauf der Sonne zu binden und nicht an die Sterne. Deshalb beginnt nach unserem Kalender der Frühling im März (Sternzeichen Widder).

STERNBILDER

Sie sind Zusammenfassungen von Fixsternen

FIXSTERNE – PLANETEN

• FIXSTERNE selbstleuchtende Objekte

• PLANETEN beleuchtete Objekte

http://images.google.at/imgres?imgurl=http://www.oekoimpuls.de/planeten/plan1.gif&imgrefurl=http://www.oekoimpuls.de/planeten/sterne.htm&h=188&w=250&sz=12&tbnid=4Z0iVlm4CdMJ:&tbnh=79&tbnw=105&start=60&prev=/images?q=Fixsterne&start=40&hl=de&lr=&sa=N

Polarstern

1. Möglichkeit: Achsenverlängerung

2. Möglichkeit:am Ende des kleinen Bären

zwei Möglichkeiten zur Bestimmung

Polarstern3. Möglichkeit:

über die geographische Breite Man blickt in Richtung Norden und vom Horizont ausgehend ° (geografische Breite) nach oben.

Geografische Breite: ist der Winkel zwischen Verbindungslinie Standort-Erdmittelpunkt und der Äquatorebene

Zirkumpolarsterne

Wo ist der Polarstern?

Hier!

Olbersches Paradoxon

Maßeinheiten

•Lichtjahr: Weg, den das Licht in einem Jahr zurücklegt

•Parsec:Eine gebräuchliche astronomische Entfernungseinheit. Sie entspricht der Entfernung, aus der die Halbachse der Erdbahn unter einem Winkel von einer Bogensekunde erscheint. 1Parsec beträgt 30857000000000 km oder 3,26 Lichtjahre.

•Astronomische Einheit: große Halbachse der Erdbahn

149 Mill. km

Abk.: AE

Gesetze des Universums

• Das Gravitationsgesetz

• Die drei Gesetze nach Johannes Kepler

• Das Gesetz nach Hubble

v: Geschwindigkeit der Galaxie relativ zur Erde

H: Hubble-Konstante H=75 (25) km s-1 Mpc-1

r: Entfernung von der Erde

F12 = G m M /r2

F12: Kraft zwischen den Massen M und m

G: Gravitationskonstante G=6,67 *10-11 m3 / kg s2

m,M: Massen

r: Entfernung der Massen

v = H*r

1. Gesetz 2. Gesetz 3. Gesetz

Licht – elektromagnetische Welle

http://www.aip.de/~stefan/science/strahlung.pdf

Wichtige Zusammenhänge

c = f

E=h f

E

B

Spektren

Licht: Fingerabdruck astronomischer Objekte Wie entsteht Licht?

Spektrenarten

kontinuierliches Spektrum

Linienspektrum

(Unterscheidung nach ihrem Aussehen)

Wo treten diese auf?

1. Möglichkeit zur Erzeugung:Brechung

(Spektrometer)

http://www.eduvinet.de/gebhardt/astronomie/spektrum.html

DISPERSION (Brechung)

2. Möglichkeit zur Erzeugung:Beugung

1. Typ: Emissionsspektrum

Jede Atomsorte hat ihr charakteristisches Spektrum

Hg

2.Typ: Absorptionsspektrum

Natriumdampf absorbiert bestimmte Farben (Frequenzen) – sie fehlen im

Spektrum

Gitter oder Prisma

Fraunhofersche Linien des Natriumdampfs

Spektrum der Sonne

mit Fraunhoferschen Linien

ZUORDNEN VON SPEKTRALTYPEN

O neutrales und ionisierte He G H und K am stärksten (daneben: Fe, Na, Mg)

A H dominiert Quelle: aus Planeten – Sterne - Weltinseln

Absorptionsspektren sind Fingerabdrücke der Lichtquellenobjekte

http://people.freenet.de/afk/sternentstehung.htm

Sternentstehung

• Auch heute 10-20 Mrd Jahre nach Entstehung des Universums bilden sich stets neue Sterne.

• Welche Entwicklungsstadien durchläuft er?


Sternentstehung

Ein Stern, was ist das überhaupt?

• Eine Kugel aus sehr heißem Gas• von ihrer Schwerkraft zusammengehalten • in ihrem Innern Wärme und Strahlung erzeugt• Wasserstoff wird in Helium verwandelt • Gleichgewichtszustand:

Schwerkraft – Strahlungsdruck


Sternentstehung

Ausgangssituation

• Es beginnt mit einer Molekülwolke

- mit unter bis zu 300LJ groß

- 1Mio Sonnenmassen schwer

- besteht vor allem aus molekularem Wasserstoff und Helium

• Schwere Elemente sind als Staub vorhanden


SternentstehungStaub

Woher kommt der Staub?

• Urknalltheorie: keine höheren Elemente als Helium• An ihrem Lebensende fallen Sterne in sich

zusammen:

- Erzeugung hoher Drücke -> Fusion im Innern -> höhere Elemente werden gebildet

- Je schwerer der Stern -> schwerere Elemente (maximal Eisen) werden gebildet

- Bei einer Supernova- Explosion: Elemente bis Uran

Bedenke: Eisen, das im Hämoglobin unseres Blutes den Sauerstoff zu den Zellen transportiert, ist im Inneren eines großen Sterns entstanden


Sternentstehung

Stufe 1

• Bildung von Protosternen durch - unregelmäßige Massenverteilung oder - Stosswellen von Sternexplosionen

-> Gravitation führt zu Kontraktionen

2 Effekte bei Kontraktion: - Erwärmung - Erhöhung der Rotationsgeschwindigkeit

Rotation einer Galaxie

•Keime verdichten sich, wobei sie immer schneller rotieren

•Dieser Vorgang dauert je nach dem etwa 100 000 bis 1Million Jahre

•Drehimpulserhaltung bewirkt

Rotationsgeschwindigkeit steigt mit Kontraktion

Fliehkraft würde Stern zerstören

Bildung von Doppelsternen oder Planetensystemen

Sternentstehung


Sternentstehung

Stufe 2 • Ab einer Masse von etwa 10% der Sonnenmasse zündet

im Inneren des Sterns erstmals eine Kernreaktion (T>107 K)

-> Deuterium wird in Helium verwandelt

-> Gasdruck steigt

-> Sterngrösse ergibt sich aus dem Gleichgewicht zwischen Gas- und Gravitationsdruck


SternentstehungStufe 2

• Für einen Stern von der Größe unserer Sonne dauert es etwa 106 Jahre bis es zur Kernfusion kommt

• Die Kernfusion hält bei solchen Sternen etwa 1010 Jahre an

• Sterne im Zustand Gasdruck=Gravitationsdruck sind im HRD Hauptreihensterne


Endstadien von Sternen

• Er leuchtet weiterhin sehr hell• 10% des Wasserstoffs verbraucht:

Bildung eines schweren He-Kerns H-Fusion wandert nach aussen Aufblähung bis 100-fache Ausdehnung roter Riese He-Kontraktion erhöht die Temperatur auf ~108 K Fusion des He zu Kohlenstoff

Das Deuteriumbrennen klingt ab – Wasserstoff verbraucht - Stern verdichtet sich weiter


Endstadien

Stufe 3

• Roter Riese• Über das weitere Endstadium entscheidet die MASSE

- Masse <1,4 Sonnenmassen Chandrasekhargrenze -> Weisser Zwerg

- Masse >1,4 Sonnenmassen -> Neutronenstern

- Masse >2,5 Sonnenmassen -> schwarzes Loch


Unsere Sonne

• Hauptreihenstern: 11.000 Mill. = 11 Mrd.

• Übergangsphase: 700 Mill.

• Roter Riese: 600 Mill.

• Beginn des He-Brennens: 110 Mill.

• He-Schalenbrennen: 20 Mill.

• Instabile Phase: 400.000 Jahre

• Übergang zu Weißem Zwerg mit Planetarischem Nebel: 100.000 Jahre

(Angaben in Jahren)

Supernova23. Feber 1987: astronomisches Jahrhundertereignis in

der Magellan‘schen WolkeDas Ende eines Sterns – Der Stern rechts oben wies eine 40 000-mal stärkere Leuchtkraft als die Sonne auf. An ihrem Maximum erreichte sie eine 200 millionenfache Leuchtkraft der Sonne

•Supernova gibt es nur bei Sternen mit Vielfachem an Sonnenmasse (hier: 18-mal Sonnenmasse)

•Mehr Wasserstoff verbrannt -> größerer Gravitationsdruck

•Erhöhung der Dichte von 103 kg m-3 auf 106 kg m-3 -> - Temperaturanstieg: 4*107 K auf 2*108 K - Kernfusion im Inneren: He -> C - Strahlungsdruck steigt -> Ausdehnung auf 3*1011 m -> Wasserstoffbrennen verlagert sich in die äußeren Regionen

Supernova

•Gravitationsdruck steigt im Inneren -> Fusion zu schweren Elementen (C kommt bei 400 Mill. Grad zustande)

•Nach etwa 104 Jahren endet die Fusion -> Kern stürzt in sich zusammen (Dauer: wenige Zehntelsekunden) -> Temp. steigt auf einige Milliarden K(Fusion zu 56 Ni) -> durch die enorme Druckerhöhung: Stoßwelle -> äußere Schichten werden nach außen geschleudert

•Stern leuchtet einige Tage milliardenfach heller als vorher – strahlt dabei so viel Energie wie die Sonne in ihrer ganzen Lebensdauer ab

Supernova

•Wenn Energie erschöpft (keine Fusion mehr, kein Druck nach außen -> Kern erfährt durch die Gravitation hohen Druck -> T steigt auf einige Milliarden K)

•Die energiereichen Photonen (Gammaquanten) spalten die Alphateilchen (He-Kerne: 2p + 2n) auf: Fotodissoziation

•Elektronen kommen so nahe an die Alphateilchen und Protonen heran, dass sie in Neutronen (und Neutrinos) umgewandelt werden -> Neutronenstern

•Dichte: 10 Milliarden Gramm pro cm3 (Erde: 5 g/cm3)

•Dauer des Vorgangs: Bruchteile von Sekunden

•Nach einer Viertelsekunde: - Dichte: 4*1014 g/cm3 - Ausdehnung: 100 km

Endstadien

Schwarzes LochSterne mit einer Masse größer als 2,5 Sonnenmassen brechen unter dem Gravitationsdruck zusammen.

Es bildet sich eine Singularität (Voraussage der ART):Ausdehnung -> 0, Dichte -> unendlich

Die Fluchtgeschwindigkeit steigt mit sinkender Ausdehnung.Ab einem Abstand RS (Schwarzschildradius) kann dann nicht einmal mehr das Licht entweichen.Ereignishorizont – Schwarzschildradius

Hertzsprung-Russell-Diagramm

http://cassfos02.ucsd.edu/public/tutorial/HR.html

Spektralklassen

Hauptreihe


Überriesen


Rote Riesen


Weisse Zwerge


GRÖSSENVERGLEICH

Weiterführender Link:

http://abenteuer-universum.de/allgemeines/inhalt.html

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