Loading presentation...

Present Remotely

Send the link below via email or IM

Copy

Present to your audience

Start remote presentation

  • Invited audience members will follow you as you navigate and present
  • People invited to a presentation do not need a Prezi account
  • This link expires 10 minutes after you close the presentation
  • A maximum of 30 users can follow your presentation
  • Learn more about this feature in our knowledge base article

Do you really want to delete this prezi?

Neither you, nor the coeditors you shared it with will be able to recover it again.

DeleteCancel

Astrophysik

Präsentationsleistung in Physik
by

Sina Hollmichel

on 28 April 2010

Comments (0)

Please log in to add your comment.

Report abuse

Transcript of Astrophysik

Cepheiden-Methode: anhand der Leuchtkraft wird die Entfernung gemessen
scheinbare Helligkeit (m), wie hell ein Objekt von der Erde aus erscheint
Bestrahlungsstärke (E), Strahlungsleistung, die auf eine Fläche trifft (W/m^2)
Leuchtkraft (L), gesamte Strahlungsleistung eines Objektes (in Watt)
für L gibt es keine direkte Messung. Man kann aber aufgrund bestimmter Eigenschaften eines Sterns Vermutungen über dessen Leuchtkraft anstellen
Licht breitet sich kugelförmig aus -> Leuchtkraft verteilt sich auf der Oberfläche der Lichtkugel
Leuchtenergie pro m^2 -> Bestrahlungsstärke (E)
E = L/A
A = Kugeloberfläche = 4pi*r^2
=> E= L/4pi*r^2 -> r= L/4pi*E Astrophysik Linda Demir Sina Hollmichel Inhalt Definition
Entfernungsbestimmung
Sonnenflecken



Diskussion
Quellen Entstehung & Eigenschaften
Klassifizierung
Zyklen Definition Teilgebiet der Astronomie
beschäftigt sich mit den phyikalischen Grundlagen der Erforschung von Himmelserscheinungen
Teilgebiete der Astrophysik:









beruht nicht auf Laborexperimenten, keine Genauigkeit
Astrophysiker nutzen Gesetzmäßigkeiten und Methoden aus anderen Gebieten der Physik
Kosmologie (Entstehungsgeschichte des Universums)
Sterne
Sonnenphysik
Astroteilchenphysik
Kosmochemie und Nukleosynthese
Gravitationsdynamik
Schwarze Löcher
Neutronensterne
Planetensysteme Entfernungsbestimmung Sonnenflecken Entstehung & Eigenschaften entstehen durch lokale Strömungen im Magnetfeld
Bündel von Magnetfeldlinien treten aus der Photosphäre und wirbeln die Hitze des Sonneninnern an die Oberfläche
zuerst bilden sich Fackeln, danach kleine Flecken, die einige Tausend Kilometer groß sind
der vorauslaufende Fleck bildet die Penumbra, der zurückliegende die Umbra
Einzelflecken verschwinden nach ein paar Tagen, Fleckengruppen können mehrere Monate überstehen und sind immer parallel zum Sonnenäquator ausgerichtet
Sonnenoberfläche: 6000°C / Umbra: 4000°C / Penumbra: 5000 bis 5500°C Klassifizierung verschiedene Typen und Größen von Sonnenflecken, die je nach ihrer "Lebensdauer" einem Schema (Typ A bis I) folgen
Typ A: Einzelfleck, der nach einigen Tagen verschwindet
Typ B: bipolare Zweiergruppe
Typ C+D: aus Typ B sich bildende, größere Gruppe mit Penumbra
Typ E+F: Gruppe mit bis über hundert Flecken mit Penumbra, bis 200.000km Durchmesser
Typ H+I: Rüchbildung von Typ E/F zu Doppel- oder Einzelflecken Zyklen der Sonnenzyklus bezeichnet die Periode in der Häufigkeit der Sonnenflecken
Zeitraum von durchschnittlich 11Jahren, wobei es Fleckenminimas und -maximas gibt
Beginn eines Zyklus durch Vertauschung der Polarität zusammengehöriger Flecken
Nummerierung begann 1749 durch Johann R. Wolf, Stand April 2009: Übergang 23. zum 24. Zyklus Quellen Der Jugend Brockhaus
Astronomie, Gymnasiale Oberstufe, Grundstudium (Paetec)
Physik, Oberstufe, Gesamtband (Cornelsen)
Metzler Physik (Schroedel)
http://de.wikipedia.org/wiki/Astrophysik
http://www.silvia-kowollik.de/astro/allg%20astronomie/entfernungsbestimmung/index.htm
http://de.wikipedia.org/wiki/Sonnenfleck
http://www.whv.shuttle.de/whv/kaethekollwitz/astro/entfern.htm Forscher benutzen eine weitere Methode, um die Entfernung zu erreichbaren Sternen zu messen
sin a/sin (gamma/2)*r
Full transcript