Die Vorlesung behandelt Endstadien der Sternentwicklung,
Sternmodelle (Hauptreihe - Eddington, Weiße Zwerge - Chandrasekhar und
Neutronensterne - Schwarzschild) und was auf dem Weg der Entwicklung dahin davon
beobachtet werden kann (Emissions bzw. Planetarische Nebel und Supernova Überreste).
Wichtig sind diese Stadien für ein Verständnis der
Galaxienentwicklung. Dieser Zweig der Astrophysik hat gerade erst begonnen.
Unsere Vorstellung vom Universum wird von den Ergebnissen
(hier dem SDSS) einiger großer Durchmusterungen (deep surveys) revolutioniert.
Die
Struktur des Kosmos - wie sie aus dem
Sloan Digital Sky Survey folgt - ist im Anhang kurz skizziert.
Die nahe Umgebung der Sonne zur Orientierung.
Die Geschichte der Spektroskopie ist einerseits die Geschichte des Lichts und
der Quantenmechanik, andererseit die Geschichte des experimentellen und technologischen
Fortschritts der Optik (und verwandter Gebiete).
Kleine Geschichte des Lichts <PDF>
Der Crescent-Nebel (NGC 6888), gesehen von Chandra - der Zentralstern wird
bald explodieren.
Crescent-Nebel (NGC 6888)
The Pelican Nebula Ionization Front.
(4-meter telescope at Kitt Peak National Observatory)
Pelican Nebula (W80)
Der Nebel "Mz3" ähnelt einer gewaltigen Ameise.
(Weltraumteleskop Hubble)
Ameisennebel (Mz3)
Der Red Spider ähnelt einer Spinne.
(WPFC2 des Weltraumteleskops Hubble)
Red Spider (NGC6537)
Der M16 Nebel ähnelt einem Adler.
(IR Aufnahme des Weltraumteleskops ISO)
The Eagle (M16)
Die kosmologische Bedeutung der Planetarischen Nebel liegt darin, daß sie
(ähnlich den Supernova Überresten) die
Chemie ihrer Umgebung ändern (Anreicherung mit schweren Elementen).
Aus der Geburtsrate (Novae) und der Anreicherungsrate erhält man eine
Altersabschätzung - Novae selbst können als Standardkerzen zur
Bestimmung der Hubble Konstanten dienen.
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Weitere Beispiele von planetary nebulae (PNs):
Eine Sammlung (Planetarische Nebel)
ferner neue Aufnahmen von
(i) IC2149 mit dem MMTO und von
(ii) NGC6751 und NGC6210 mit dem HST.
IRAS image of the Milky Way
Seit Galilei erstmals ein Teleskop auf die Milchstraße richtete weiß man, daß diese
aus sehr vielen schwach leuchtenden Sternen (und nicht aus der Milch der Hera)
besteht.
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Sir William Huggins (1824 - 1910)
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Was sonst noch am Himmel leuchtet ahnte erstmals W. Herschel. Mit
seinem großen Spiegelteleskop entdeckte er 1811 helle Nebelflecken und Löcher
im Sternenhimmel (die vorher niemand gesehen hatte).
Wichtige Schritte im Labor:
1842 entdeckte Christian Doppler (1803 - 1853) den nach ihm benannten
Effekt. Seine Vorhersage: der Effekt tritt auch bei Licht auf.
1850 bestimmt Fizeau (mit Foucault) erstmals die Wellengeschwindigkeit des
Lichts in Materie.
Huggins identifiziert dann 1863 die
Wasserstofflinien in den Spektren naher Sterne und verifiziert Dopplers
Vorhersage.
(Da war Doppler bereits tot. Die Identifizierung beruhte auf dem Spektral -
Katalog von Kirchhoff und Bunsen). Er entdeckt ferner als erster (1864)
Emissionslinien der Nebel.
Damit war die gängige Ansicht widerlegt, daß es gar
keine eigentlichen Nebel gebe, sondern nur nichtaufgelöste Sternhaufen.
Planetarische Nebel (so genannt wegen ihres scheibenförmigen Aussehens) sind echte
Gasnebel. Mit selbstkonstruiertem Sternspektroskop wird er Pionier der
Astro--Photometrie.
Die Existenz von Staub vor Sternen war bereits 1847 von Struve aus
Sternzählungen deduziert worden (mit der korrekten Größenordnung für die
mittlere Extinktion von Av »
1m pro kpc). Aber erst durch die
Arbeiten von Trümpler (1930) wurde dies allgemein be- und anerkannt.
Die Entdeckung von Helium durch den Franzosen Janssen und den Engländer
Lockyer im Spektrum der Sonne und die spätere Identifizierung im Labor durch
den Engländer Ramsay brachte einige Chemiker auf die Idee, im Weltraum könnte
es andere Elemente als auf der Erde geben.
Insbesondere der Chemiker Lockyer war der Meinung, daß in den Sternatmosphären
echte Elementumwandlungen (Transmutationen) stattfänden (der alte Traum der
Chemiker, erst kürzlich mit der kalten Fusion von Fleishman und Pons
wiederbelebt). Ein großes Problem war dabei in der Tat (nur mithilfe der
Bohrschen Theorie) das Fehlen bzw. das Vorhandensein bestimmter Linien (die
Anregungsbedingungen) bei Sternen zu verstehen.
Der Inder Megh Nad Saha (1893 - 1956) konnte (1921) zeigen, daß die Linien
i. w. durch einen einzigen Parameter bestimmt sind: die Temperatur T (und
nicht durch unterschiedliche Chemie der Sternatmosphären).
Ein besonders interessanter Fall liegt bei den sog. verbotenen Linien (von
Ionen der Elemente O, N, Ne, S bis Fe) vor. So wurden die beiden grünen
Nebellinien von O2+ = O++ = [O III] bei 5007 und 4959 Å ursprünglich einem
hypotetischen Element Nebulium zugeschrieben.
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1911 - 1913 Hess entdeckt die kosmischen Strahlung.
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1911 Hartmann
Die Entdeckung einer scharfen Absorptionslinie, der berühmten ruhenden
Kalziumlinie im Spektrum des spektroskopischen Doppelsternes d
Orionis durch
J. Hartmann im Jahre 1911 (verursacht durch die ISM) wurde zunächst nicht in
ihrer Tragweite richtig eingeschätzt. Als eine alternative Möglichkeit wurde
zirkumstellare Materie diskutiert. Es handelt sich hier um ein weiteres,
historisch wichtiges, Beispiel vom Beginn des 20ten Jahrhunderts für den indirekten
Nachweis von Materie. Der wirkliche Durchbruch kam hier mit der Einführung der
Photographie und es wurden viele schwächere Dunkelwolken und Nebel (von u. a.
E.E Barnard, F. Ross und M. Wolf) entdeckt.
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1927 I.S. Bowen
zeigt, daß es sich bei Nebulium um Interkombinationslinien
(magn. Übergänge 2p2 1D2 _
2p2 3P2 bzw.
2p2 1D2 _
2p2 3P1) des zweifach ionisierten O handelt.
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1930 Trümpler
Staub wurde zeitlich sogar noch vor Molekülen in unserer Milchstraße entdeckt. Der
Nachweis war indirekt: an den galaktischen Sternhaufen hatte Trümpler die
Standardkerzen der Galaxis geeicht und dabei nebenbei die interstellare
Absorption AV durch Staub bestätigt!
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1941 McKellar
Die ersten Moleküle waren CH und CN. Sie wurden bezeichnenderweise optisch in
Absorption gegen helle Hintergrund Sterne bereits 1937 (von T. Dunham Jr)
postuliert und 1941 nachgewiesen (A. McKellar). Radioastronomisch wurde die
Möglichkeit, Moleküle über ihre Hyperfeinstruktur zu identifizieren, erstmals
von Shkolvski diskutiert und an OH (mit vier Hyperfeinlinien) als erstes 1963
in Absorption von Weinreb et al. entdeckt. Kurz darauf wurde OH auch in
Emission (in der Nähe von starken Radioquellen, die Westerhout vorher entdeckt
hatte) gefunden. Die Linien sind sehr schmal, die Strahlung ist hochgradig
polarisiert und sie wurde (von Perkins, Gold und Salpeter) als Maser
interpretiert.
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1944 van de Hulst
Die Existenz einer (Spin Flip) Linie (bei 21 cm) wurde für die ISM 1944 von
van de Hulst vorhergesagt.
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1951 von Ewen und Purcell
tatsächlich nachgewiesen (und von Crampton, Kleppner und Ramsey im Labor genau
vermessen). Bis zur Entdeckung des Moleküls CO (Übergang J = 1 _ 0 mit
l
= 2,6 mm) war die 21--cm Linie das wichtigste Mittel zur Durchmusterung
der interstellaren Materie (ISM) der Galaxis.
Der direkte optische Nachweis von molekularem Wasserstoff, H2, dem
häufigsten Molekül, gelang dagegen erst 1970 (im UV bei l
= 1108 Ångstrøm,
mithilfe einer Raketenbeobachtung).
Der Nachweis von molekularem Wasserstoff, H2, geht auch heute noch indirekt,
über das Fehlen der 21 cm Linien-Emission. Begründung: da H überall vorhanden
ist, deutet die Abwesenheit der 21 cm Linie astrophysikalisch auf die Existenz
von H im molekularen Zustand hin.
Viele der von Herschel (in London) und von Messier (in Paris) entdeckten Nebel
waren tatsächlich Galaxien. Die wirklichen Nebel werden nach der modernen
Klassifikation in fünf verschiedene Typen eingeteilt.
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Endstadien der Sternentwicklung 
Galilei - Sonnenflecken