ASTRONOMIE. UNTERSCHEIDUNG ASTRONOMIE - ASTROLOGIE

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  • ASTRONOMIE
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  • UNTERSCHEIDUNG ASTRONOMIE - ASTROLOGIE
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  • ASTRONOMIE ASTROLOGIE ASTRONOMIE Sternenkunde ASTROLOGIE Sternendeutung
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  • EKLIPTIK - 1 Ekliptik ist ein astronomischer Begriff. Die Ekliptik stellt die Schnittlinie der Ebene Erde-Sonne mit der Himmelskugel dar. Oder anders ausgedrckt: Die Ekliptik ist die Projektion der schein- baren Bahn der Sonne im Verlauf eines Jahres auf die Himmelskugel. Sie ist gleichzeitig ungefhr die Ebene des ganzen Sonnensystems. Alle Planeten und auch der Mond weichen nicht sehr weit von der Ekliptik ab (maximal 6).
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  • Ekliptik - 2 Wann beginnen Frhling, Sommer, Herbst u. Winter? Wie erklren sich die Jahreszeiten? Was versteht man unter den Wende- kreisen?
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  • TIERKREIS Tierkreis ist ein astrologischer Begriff. 12 gleich groe Abschnitte von je 30 Grad entlang der Ekliptik in jedem befindet sich ein Sternbild Diese beginnen mit dem Sternzeichen Widder am sog. Frhlingspunkt, jenem Punkt auf der Ekliptik, an dem die Sonne zu Frhlingsbeginn (21.3.) steht.
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  • STERNZEICHEN-STERNBILDER Die Festlegung der Tierkreissternzeichen geht ca zwei Jahrtausende zurck. Inzwischen haben sich allerdings die Sterne (aufgrund einer fr uns langsamen Bewegung der Erdachse) verschoben, wodurch z.B. im Sternzeichen Widder nun andere Sterne stehen in der Antike (Sterne, die zum Sternbild Fische zhlen) 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 Frhling im Mrz (Sternzeichen Widder).
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  • STERNBILDER Sie sind Zusammenfassungen von Fixsternen
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  • FIXSTERNE PLANETEN FIXSTERNE selbstleuchtende Objekte PLANETEN beleuchtete Objekte
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  • Polarstern 1. Mglichkeit: Achsenverlngerung 2. Mglichkeit: am Ende des kleinen Bren zwei Mglichkeiten zur Bestimmung
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  • Polarstern 3. Mglichkeit: ber 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 quatorebene
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  • Zirkumpolarsterne Wo ist der Polarstern? Hier!
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  • Olbersches Paradoxon
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  • Maeinheiten Lichtjahr : Weg, den das Licht in einem Jahr zurcklegt Parsec :Eine gebruchliche astronomische Entfernungseinheit. Sie entspricht der Entfernung, aus der die Halbachse der Erdbahn unter einem Winkel von einer Bogensekunde erscheint. 1Parsec betrgt 30857000000000 km oder 3,26 Lichtjahre. Astronomische Einheit : groe Halbachse der Erdbahn 149 Mill. km Abk.: AE
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  • 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 F 12 = G m M /r 2 F12: Kraft zwischen den Massen M und m G: Gravitationskonstante G=6,67 *10 -11 m 3 / kg s 2 m,M: Massen r: Entfernung der Massen v = H*r 1. Gesetz1. Gesetz 2. Gesetz 3. Gesetz2. Gesetz3. Gesetz
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  • 1. Keplersches Gesetz Die Planeten bewegen sich auf Ellipsen in deren Brennpunkt die Sonne steht. http://www.zum.de/Faecher/Materialien/gebhardt/astronomie/kepler.html
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  • 2. Keplersches Gesetz Der Fahrstrahl von der Sonne zum Planeten berstreicht in gleichen Zeiten gleiche Flchen. Der Flchensatz ist quivalent mit der Erhaltung des Drehimpulses. http://www.zum.de/Faecher/Materialien/gebhardt/astronomie/kepler.html
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  • 3. Keplersches Gesetz Das Verhltnis aus den 3. Potenzen der groen Halbachsen und den Quadraten der Umlaufzeiten ist fr alle Planeten konstant. a 1 3 :a 2 3 = T 1 2 :T 2 2 http://www.zum.de/Faecher/Materialien/gebhardt/astronomie/kepler.html a 1,a 2 : groe Halbsachsen T 1,T 2 : Umlaufszeiten
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  • Licht elektromagnetische Welle http://www.aip.de/~stefan/science/strahlung.pdf Wichtige Zusammenhnge c = f E=h f E B
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  • Spektren Licht: Fingerabdruck astronomischer Objekte Wie entsteht Licht?
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  • Spektrenarten kontinuierliches Spektrum Linienspektrum (Unterscheidung nach ihrem Aussehen) Wo treten diese auf?
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  • 1. Mglichkeit zur Erzeugung: Brechung (Spektrometer) http://www.eduvinet.de/gebhardt/astronomie/spektrum.html DISPERSION (Brechung)
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  • 2. Mglichkeit zur Erzeugung: Beugung
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  • 1. Typ: Emissionsspektrum Jede Atomsorte hat ihr charakteristisches Spektrum Hg
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  • 2.Typ: Absorptionsspektrum Natriumdampf absorbiert bestimmte Farben (Frequenzen) sie fehlen im Spektrum Gitter oder Prisma Fraunhofersche Linien des Natriumdampfs
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  • Spektrum der Sonne mit Fraunhoferschen Linien
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  • ZUORDNEN VON SPEKTRALTYPEN O neutrales und ionisierte HeG H und K am strksten (daneben: Fe, Na, Mg) A H dominiert Quelle: aus Planeten Sterne - Weltinseln Absorptionsspektren sind Fingerabdrcke der Lichtquellenobjekte
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  • 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 durchluft er?
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  • http://people.freenet.de/afk/sternentstehung.htm Sternentstehung Ein Stern, was ist das berhaupt? Eine Kugel aus sehr heiem Gas von ihrer Schwerkraft zusammengehalten in ihrem Innern Wrme und Strahlung erzeugt Wasserstoff wird in Helium verwandelt Gleichgewichtszustand: Schwerkraft Strahlungsdruck
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  • http://people.freenet.de/afk/sternentstehung.htm Sternentstehung Ausgangssituation Es beginnt mit einer Moleklwolke - mit unter bis zu 300LJ gro - 1Mio Sonnenmassen schwer - besteht vor allem aus molekularem Wasserstoff und Helium Schwere Elemente sind als Staub vorhanden
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  • http://people.freenet.de/afk/sternentstehung.htm Sternentstehung Staub Woher kommt der Staub? Urknalltheorie: keine hheren Elemente als Helium An ihrem Lebensende fallen Sterne in sich zusammen: - Erzeugung hoher Drcke -> Fusion im Innern -> hhere Elemente werden gebildet - Je schwerer der Stern -> schwerere Elemente (maximal Eisen) werden gebildet - Bei einer Supernova- Explosion: Elemente bis Uran Bedenke: Eisen, das im Hmoglobin unseres Blutes den Sauerstoff zu den Zellen transportiert, ist im Inneren eines groen Sterns entstanden
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  • http://people.freenet.de/afk/sternentstehung.htm Sternentstehung Stufe 1 Bildung von Protosternen durch - unregelmige Massenverteilung oder - Stosswellen von Sternexplosionen -> Gravitation fhrt zu Kontraktionen 2 Effekte bei Kontraktion: - Erwrmung - Erhhung der Rotationsgeschwindigkeit
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  • 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 wrde Stern zerstren Bildung von Doppelsternen oder Planetensystemen Sternentstehung
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  • http://people.freenet.de/afk/sternentstehung.htm Sternentstehung Stufe 2 Ab einer Masse von etwa 10% der Sonnenmasse zndet im Inneren des Sterns erstmals eine Kernreaktion (T>10 7 K) -> Deuterium wird in Helium verwandelt -> Gasdruck steigt -> Sterngrsse ergibt sich aus dem Gleichgewicht zwischen Gas- und Gravitationsdruck
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  • http://people.freenet.de/afk/sternentstehung.htm Sternentstehung Stufe 2 Fr einen Stern von der Gre unserer Sonne dauert es etwa 10 6 Jahre bis es zur Kernfusion kommt Die Kernfusion hlt bei solchen Sternen etwa 10 10 Jahre an Sterne im Zustand Gasdruck=Gravitationsdruck sind im HRD Hauptreihensterne
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  • http://people.freenet.de/afk/sternentstehung.htm Endstadien von Sternen Er leuchtet weiterhin sehr hell 10% des Wasserstoffs verbraucht: Bildung eines schweren He-Kerns H-Fusion wandert nach aussen Aufblhung bis 100-fache Ausdehnung roter Riese He-Kontraktion erhht die Temperatur auf ~10 8 K Fusion des He zu Kohlenstoff Das Deuteriumbrennen klingt ab Wasserstoff verbraucht - Stern verdichtet sich weiter
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  • http://people.freenet.de/afk/sternentstehung.htm Endstadien Stufe 3 Roter Riese ber das weitere Endstadium entscheidet die MASSE - Masse Weisser Zwerg - Masse >1,4 Sonnenmassen -> Neutronenstern - Masse >2,5 Sonnenmassen -> schwarzes Loch
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  • http://people.freenet.de/afk/sternentstehung.htm Unsere Sonne Hauptreihenstern: 11.000 Mill. = 11 Mrd. bergangsphase: 700 Mill. Roter Riese: 600 Mill. Beginn des He-Brennens: 110 Mill. He-Schalenbrennen: 20 Mill. Instabile Phase: 400.000 Jahre bergang zu Weiem Zwerg mit Planetarischem Nebel: 100.000 Jahre (Angaben in Jahren)
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  • Supernova 23. Feber 1987: astronomisches Jahrhundertereignis in der Magellanschen Wolke Das Ende eines Sterns De