Astronomie II (online-kurs)

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KAPITEL 3. ENDSTADIEN DER STERNENTWICKLUNG 32 Jahr Beobachter “ Entdeckung ” 1054 Chinesen Supernova im Krebsnebel beobachtet 1572 T. Brahe beobachtet eine Supernova 1932 J. Chadwick entdeckt das Neutron 1932 L. Landau & andere nehmen die Existenz von Neutronensternen an 1934 W. Baade & F. Zwicky verbinden Supernova’s durch einen Gravitationskollaps mit den Neutronensternen 1935 R. Oppenheimer & G. Volkoff berechnen erste Neutronensternstruktur 1939 R. Oppenheimer & G. Volkoff Rechnungen und Modelle 1946 G. Gamow entwickelt Nukleosynthese, die schwerere Elementerzeugung durch Supernovas erfordert 1967 J. Bell & A. Hewish entdecken ersten Pulsar 1969 Pulsar im Krebs-Nebel, Vela entdeckt 1973 R. Hulse & J. Taylor entdecken erste Zwillingspulsare 1987 Supernova in Großer Magellanscher Wolke (SN-1987A) 1987 Neutrinodetektoren sammeln 19 Neutrinos von der Supernova SN-1987A 1995 Nijmegen Datenbasis Zusammenstellung von > ∼5000 nn Wirkungsquerschnitten führt zu modernennn-Potentialen und Zustandsgleichungen 1996 RXTE kHz Oszillationen (QPQ) in X-Ray Binaries 1997 BeppoSAX Gamma Ray Burst mit Nachleuchten bei z > ∼ 1 Abstrahlung von Synchrotonstrahlung wurde beobachtet 1998 Supernovareste passen zu Daten des polaren Eiskerns (NO3 − -Spitzen)
Kapitel 4 Sternsysteme 4.1 Milchstraße, Hubble-Klassifikation 4.1.1 Entfernungen im Weltall AE Entfernung Erde - Sonne 1.49 × 10 8 km ly Lichtjahre 9.46 × 10 12 km pc Längeneinheit, die zu einer jährlichen Parallaxe von 1 ” gehört 30.84 × 10 12 km Insbesondere gilt dann zwischen den Größen 1 pc = 206265 AE, 1 pc = 3.26 ly. 4.1.2 Strahlungsquellen in der Milchstraße Um die Struktur der Milchstraße zu erkunden, wurden Messungen in allen Wellenlängenbereichen durchgeführt. Die folgende Auflistung zeigt eine Zuordnung zwischen den Wellenlängen, den Meßgeräten (M), den zugrunde liegenden physikalischen Effekten (E) und daraus gewinnbaren Informationen (I). Radioastronomie - (1 mm - 20 m) M: Radioteleskope, z.B. 100m-Teleskop Effelsberg/Eiffel (D), VLA Socorro, New Mexico (USA) E: z.B. Hyperfeinstrukturübergang des H (21cm-Linie) I: räumliche Verteilung des Interstellaren Gases, Hintergrundstrahlung Infrarotastronomie - (0.001 mm - 1 mm) M: Teleskop + IR-empfindlicher Film, DIRBE-Instrument auf dem COBE-Satelliten E: thermische Strahlung, Streulicht I: räumliche Verteilung des interstellaren Staubes, HII - Regionen Optische Astronomie - (400 nm - 800 nm) M: Teleskope, z.B. Keck-Teleskop, Mauna Kea/Hawaii (USA) E: leuchtende Sterne, Rekombinationsstrahlung I: Sternverteilung und Sterntypen HII-Regionen (Sternentstehungsgebiete) 33
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Seite 55: ANHANG A. 55 Wir können nun auch d

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