Astronomie: NGC 6334 Katzenpfoten-Nebel

Gehört zu: Beobachtungsobjekte
Siehe auch: HII-Regionen, Eta-Carinae-Nebel, Filter, Nebel, Namibia, Meine Astrofotos
Benutzt: Fotos aus Google Drive

Stand: 22.12.2022

NGC 6334 den sog. Katzenpfoten-Nebel ist ein Emissionsnebel im Skorpion.

Er ein klassisches H-Alpha-Objekt für kleinere Teleskope.

  • Scheinbare Helligkeit von ??? mag
  • Scheinbare Ausdehnung von 35′ x 20′
  • NGC 6334 ist ein Emissionsnebel und strahlt vorwiegend in H alpha.
  • Entfernung 5500 Lichtjahre.

Bei meinem ersten Aufenthalt in Namibia im September 2017 habe ich ein erstes Foto von NGC 6334 erstellen können. Zwei Jahre später 2019 habe ich es dann noch schöner mit einem Tri-Narrowband-Filter gemacht:

Abbildung 1: NGC6334 Katzenpfoten-Nebel (Google Drive: 20190829_2867-2926_Katzenpfoten_5_beschriftet.jpg)

Diese Fotografie habe ich von Kiripotib, Namibia geschossen. Dabei hat ein Tri-Narrowband-Filter geholfen.

Astrofotografie: Emissionsnebel

Gehört zu: Welche Objekte
Siehe auch: Galaxien, Sternhaufen, Liste meiner schönsten Astro-Fotos, Scheinbare Helligkeit

Stand: 4.2.2022 (Flächenhelligkeit)

Nebel: Emissionsnebel

Nebel sind ein lohnendes Beobachtungsobjekt in lichtverschmutzen Orten. Als Astro-Anfänger in Hamburg-Eimsbüttel möchte ich mit meiner Ausrüstung Astrofotos von Objekten machen, die trotzdem Eindruck schinden (zumindest bei mir selbst). Als ich mich fragte, welche Objekte ich aus der lichtverschmutzten Großstadt Hamburg heraus mit meinen bescheidenen Mitteln fotografieren könnte, blieb eines als gut möglich übrig: Sterne (also keine Nebel, keine Galaxien).

Als für mich lohnenswerte Beobachtungsobjekte kommen also schöne Sternhaufen und Doppelsterne infrage. Sternhaufen kann ich mit der Digitalkamera (kürzere Brennweiten) gut fotografieren; Doppelsterne werden meist erst im Teleskop mit längerer Brennweite gut getrennt.

Einige “Experten” empfahlen auch den Einsatz von Filtern gegen die Lichtverschmutzung, was sich bei Emissionsnebeln (z.B. Pacman-Nebel s.u.) tatsächlich als hilfreich erwies.

Welche Nebel?

Liste von für meine Ausrüstung interessanten Emissionsnebel

Meine Kriterien: Größer als 10′ und heller als 8,0 mag

Emissionsnebel können sehr groß sein, so ist z.B. der Nordamerikanebel (NGC7000).

Die Helligkeit, die als sog. “Visuelle Helligkeit” angegeben wird, ist immer die Gesamthelligkeit. Bei flächigen Objekten verteilt sich diese Helligkeit auf die Fläche des Objekts. Die Flächenhelligkeit wird in der Astronomie üblicherweise in mag/arcmin² gemessen.

Bei einer Gesamthelligkeit von m (in Magnituden) und einer Fläche von F (in arcmin2) ergibt sich als Flächenhelligkeit:

\( B_{mag} = m  + 2,5 \log{F} \\ \)

Einzelheiten dazu: Scheinbare Helligkeit, Flächenhelligkeit

Siehe auch:  https://de.wikipedia.org/wiki/Fl%C3%A4chenhelligkeit und https://de.wikipedia.org/wiki/Liste_diffuser_Nebel

Tabelle 1: Meine Emissionsnebel

Typ Katalog Name Ausdehnung
Fläche
Visuelle Helligkeit Flächen- Helligkeit [mag/arcmin2] Sternbild Bemerkungen Status
Gas-Nebel M8 Lagunen-Nebel 60′ x 40′ 6,0 mag 14,48 Sgr Namibia. Lagunen-Nebel Foto
Gas-Nebel M17 Omega-Nebel 40′ x 30′ 6,0 mag 13,73 Sgr NGC 6618, Omega-Nebel, Emissionsnebel – sehr hell – Sternbild Schütze
Gas-Nebel M20 Trifid-Nebel 20′ x 20′ 6,3 mag 12,83 Sgr Namibia. NGC 6514, Emissions- und Reflexionsnebel im Sternbild Schütze. Foto
Planetarischer Nebel M27 Hantel-Nebel 8,0′ x 5,7′ 7,5 mag Vul
Emissions-Nebel M42 Orion-Nebel 85′ x 60′ 4,0 mag Ori Orionnebel, der Klassiker. Emission & Reflexion
Planetarischer Nebel M57 Ringnebel Leier 1,4′ x 1′ 8,8 mag Lyr Ringnebel in der Leier, klassischer planetarischer Nebel, aber sehr klein
Gas-Nebel NGC 281 Pacman-Nebel 35′ x 30′ 7,4 mag Cas Emissionsnebel Foto
Gas-Nebel NGC 2237 Rosetten-Nebel 80′ x 60′ 6,0 mag Mon Diffuser Emissionsnebel mit eingebettetem offenen Sternhaufen
Gas-Nebel NGC 3372 Eta-Carinae 120′ x 120′ 3.0 mag Car Namibia.
Gas-Nebel NGC 6334 Katzenpfoten 35′ x 20′ 8.7 mag Sco Namibia. Emissionsnebel Foto
Supernova-Rest NGC 6992 ff. Cirrus 180′ 7,0 mag Cyg Cirrus-Nebel, Schleier-Nebel
Gas-Nebel NGC 7000 Nordamerika 120′ x 100′ 3,4 mag Cyg Nordamerika-Nebel – Klassiker – groß Foto
Planetarischer Nebel NGC 7293 Helix-Nebel 16′ x 28′ 7,6 mag Aqr Dekl=-21°, Beobachtung: Okt/Nov Foto
Gas-Nebel IC 1318 Schmetterlings-Nebel 50′ x 30′ Cyg Emissionsnebel und H-II-Gebiet
Gas-Nebel IC 2944 Running Chicken 40′ x 20′ 4,5 mag Cen Namibia. Der Nebel resultiert aus einer H-II-Region der Milchstraße Foto
Gas-Nebel NGC7380 Wizzard-Nebel 20′ 7,2 mag Cep Hamburg, auch genannt: Harry Potters Goldener Schnatz Foto
Gas-Nebel IC 1805 & IC1848 Heart and Soul 60′ & 40′ 6,5 mag Cas Hamburg, Klassiker, sehr großer Doppelnebel Foto
Gas-Nebel NGC1499 California Nebula 160′ x 40′ 5,0 mag Per Hamburg, sehr großer HII Nebel Foto

Astrofotografie: NGC 253 Silver Dollar Galaxie

Gehört zu: Welche Objekte?
Siehe auch: Galaxien, Deep Sky Objekte, Namibia, Meine Astrofotos
Benutzt: Fotos aus Google Drive

Stand: 22.12.2022

Die Silver Dollar Galaxis

NGC 253, genannt “Silver Dollar Galaxy”, im Sternbild Sculptor ist das klassische klassische “Anfängerobjekt” auf der Südhalbkugel.

Generelle Vorbereitungen für das Fotografieren von NGC 253

Der Standort für die Beobachtung ist Kiripotib in Namibia. Ich war dort vom 12. bis 18.9.2017.

Wann ist der günstigste Zeitpunkt; d.h. wann steht NGC 253 in Namibia schön hoch am Himmel?

  • In 2017 in Kiripotib: ab 12. September, 20:43 Uhr (h>30°)

Welche Ausrüstung soll eingesetzt werden?

  • Kamera: Canon EOS 600Da
  • Optik: APM APO 107/525 (mit Flattener/Reducer 0.85) also ein Öffnungsverhältnis von f/4.9
  • Montierung:  Fornax 51
  • Polar Alignment: vorhanden
  • Windows 10 Notebook-Computer
  • Aufnahme-Software: APT

Mit welchen Einstellungen sollen die Fotos geschossen werden?

  • Geplante Belichtungszeit: 30 x 240 Sekunden bei ISO 800
  • Probefotos ergaben, dass bei dieser Belichtung das Histogramm der Einzelfotos “gut” aussah; d.h. deutlich vom linken Rand abgesetzt und von rechten Rand noch sehr weit entfernt
  • Aufnahmeformat: Raw d.h. CR2
  • Auto Guiding mit PHD2 Guiding

Das Foto am 17.09.2017

Im Jahre 2017 war ich mit meinen astrofotografischen Übungen dann so weit und konnte in Kiripotib folgende Aufnahme gewinnen:

Abbildung 1: NGC 253 Silverdollar Galaxy im Sculptor (Google Drive: 20170917_Autosave_NGC253_SculptorGalaxy_6_beschriftet.jpg)

Astronomie: Omega Centauri

Gehört zu: Beobachtungsobjekte
Siehe auch: Sternhaufen, Namibia, Meine Astrofotos
Benutzt: Fotos aus Google Drive

Stand: 22.12.2022

Omega Centauri (auch NGC 5139) ist der größte Kugelsternhaufen in unserer Milchstraße.

Mit einer scheinbaren Hellikeit von 5,3 mag und einer scheinbaren Ausdehnung von 55′ ist er ein klassisches Objekt für kleinere Teleskope im Süden.

Omega Centauri ist ein sehr großer und sehr alter Kugelsternhaufen.

Entfernung: 17000 Lichtjahre.

Im August 2019 habe ich ein Foto des Kugelsternhaufens Omega Centauri mit meiner Canon DSLR schießen können:

Abbildung 1: Omega Centauri (Google Drive: 20190823_2193-2220_Omega_Cen_3_beschriftet.jpg)

Diese Fotografie habe ich bei richtig dunklem Himmel in Kiripotib, Namibia gemacht.

Astronomie in Namibia: Kugelsternhaufen 47 Tuc

Gehört zu: Beobachtungsobjekte
Siehe auch: Sternhaufen, Namibia, Meine Astrofotos
Benutzt: Fotos aus Google Drive

Stand: 22.12.2022

Kugelsternhaufen 47 Tuc (NGC105)

47 Tuc (auch NGC 105) ist der zweitgrößte Kugelsternhaufen in unserer Milchstraße.

Mit einer scheinbaren Hellikeit von 4,9 mag und einer scheinbaren Ausdehnung von 31′ ist er ein klassisches Objekt für kleinere Teleskope im Süden.

47 Tucanae ist ein sehr großer und sehr alter Kugelsternhaufen.

Die Entfernung zu diesem Kugelsternhaufen beträgt 15000 Lichtjahre.

Im September 2017 habe ich ein Foto des Kugelsternhaufens 47 Tuc mit meiner Canon DSLR schießen können:

Abbildung 1: NGC105 47 Tuc (Google Drive: 20170922_Autosave_5_NGC104_beschriftet.jpg)

Diese Fotografie des Kugelsternhaufens 47 Tucanae habe ich bei richtig dunklem Himmel in Kiripotib, Namibia gemacht.

Für die SEO-Analyse müssen hier viel mehr Worte steht. Weil die Astro-Fotografie in Namibia so hervorragend möglich ist, muss man dass schon mal gesehen und erlebt haben. Es ist ja ganz fantastisch dort zu sein und den wunderbaren Sternenhimmel zu betrachten. Man kann schon mit einfachen Mitteln (z.B. einer DSLR) aufregende Astro-Fotos schiessen.

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Kugelsternhaufen 47 Tuc

Astronomie: Backfokus für die ASI294MC Pro

Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: ASI294MC Pro, Flattener, Liste meiner Astro-Geräte
Benutzt: Grafiken aus GitHub

Was ist Backfokus?

Als Backfokus bezeichnet man den genauen Abstand, den die Sensor-Ebene der Kamera vom Ende des Teleskops haben muss.

Meist ist das Endstück eines Teleskops ein Flattener/Reducer bzw. ein Koma-Korrektor.

Bei der Längenberechnung werden die Gewinde nicht mitgezählt, denn die sollten ja nach dem Reindrehen “verschwunden” sein. Also immer von Flansch zu Flansch zählen.

Ich habe einen Satz von Verlängerungshülsen gekauft, die M42-Gewinde (eins innen, eins außen) haben. Damit kann ich den erforderlichen Backfokus in aller Regel erreichen.

Backfokus für die Kamera ZWO ASI294MC Pro

Bei der Kamera selbst ist die Sensorfläche 6,5 mm hinter der Vorderkante der Kamera, wo sich direkt ein M42 Aussengewinde befindet.

Da man üblicherweise ein M42 Innengewinde kameraseitig benötigt, ist ein kleiner Adapter mit M42 Innengewinde vorn und hinten erforderlich. Dieser hat eine optische Länge von 11 mm.

Damit hat die so ausgestattete Kamera schon 6,5 mm + 11 mm = 17,5 mm optisch wirksamen Abstand vor der Sensorfläche.

Anschluss in Namibia an APM Apo 107/700 mit Riccardi-Reducer

Der Riccardi_Reducer hat kameraseitige ein M82-Gewinde.

Der Backfokus des Reducers ist 80 mm.

Dabei ist ein Adapter M82 -> M48 mit der Baulänge 3 mm

Dabei ist eine variable M48-Verlängerung mit der Baulänge 17-23 mm.

Soweit macht das zusammen 20-26mm; es fehlen also noch 54-60mm zum Backfokus.

Meine Kamera ZWO ASI294MC pro verfügt (s.u.) über Stücke der Gesamtlänge von 55mm. Das würde reichen…

Anschluss in Namibia an Foto-Newton mit Paracorr Komakorrektor

Der Paracorr hat kameraseitig ein M48*0,75 Aussengewinde.

Der Backfokus soll 55 mm betragen.

Anschluss in Namibia an TS APO 90/600 mit TS-Flattener 1.0x

Der TS-Flattener hat kameraseitig ein M48*0,75 Gewinde.

Der Backfokus soll 113.114 mm betragen.

Anschluss an mein Teleskop ED80/600 mit Flattener

Der Flattener hat kameraseitig ein M48*0,75-Aussengewinde.

Der Backfokus soll 55 mm betragen.

Anschluss an das Teleskop ggf. den Flattener/Reducer des Teleskops

Die Kamera ASI294MC Pro selbst hat einen M42*0.75-Aussengewinde (das wird auch T2-Gewinde genannt) als primären Anschluss.

Mit der Kamera kommen folgende Verlängerungsstücke bzw. Adapter mit:

  • M42/M42 Verlängerung um 11 mm (vor-eingebaut)
  • M42/M42 Verlängerung um 21 mm
  • M48/M42 Verlängerung um 16,5 mm

Backfocus der Kamera ohne alle Adapter: 6,5 mm
Insgesamt also 6,5 + 11 + 21 + 16,5  = 55 mm

Für alle Fälle habe ich mit zusätzlich einen Satz von M42-Verlängerungshülsen mit unterschiedlichen Längen gekauft.

Der Flattener/Reducer hat am kameraseitigen Ende ein M48*0,75 Aussengewinde…

Hinzu kommt der Adapter SKFlat von Teleskop-Service. Dieser 2-Zoll-Stutzen vorne ein M48x0.75 Innengewinde, in das man 2-Zoll-Filter schrauben kann.

Wo sollte ein Filter eingeschraubt werden?

Da mein Tri-Narrowband-Filter (2 Zoll astronomischer Filter) nicht für alle Beobachtungsobjekte verwendet werden soll, muss ich ihn immer wieder ausschrauben und einschrauben. Aber wo?

Vom Gewinde her würde der Filter zwischen Flattener und das 16.5 mm Verlängerungsstück passen. Aber das würde den Backfokus ruinieren. Der Filter muss also ganz vorne an den “Adapter SKFlat” geschraubt werden – oder wir haben eine Filterschublade (s.u.), die genau anstelle des 21mm-Stücks passt.

Das 11mm lange M42-Gewinde (s. Bild unten) scheint ziehmlich fest an der ASI-Kamera zu stecken.

Abbildung 1: Zusammenbau ASI294 mit Flattener (GitHub: Flattener02.svg)

Filterschubladen

Wenn ich in diesen Optical Train eine Filterschublade einbauen will, ohne den Backfokus zu zerstören, nehme ich am einfachsten eine sog. “ZWO-Filterschublade”, die hat dann eine optische LÄnge von genau 21mm. Die Frage ist dann noch, welchen vorderen Anschluss man hat.

Filterschublade zum Anschluss an Canon Foto-Objektive

An das M42-Innen-Gewinde des ersten (11mm) Adapters kommt dann gleich die EOS-Filterschublade, die vorne ein Canon-Bajonett hat…

Filterschublade zum Anschluss an M48-Gewinde

An das M42-Innen-Gewinde des ersten (11mm) Adapters kommt dann gleich die M48-Filterschublade, die vorne ein M48-Innen-Gewinde hat…

Mathematik: Metrik, Abstand und Geometrie

Gehört zu: Mathematik
Siehe auch: Krümmung, Vektorraum, Wirkung, Schwarzschild-Metrik, Metrik-Tensor
Benutzt: WordPress-Plugin Latex, GeoGebra Grafikrechner

Stand: 19.10.2021

Metrik, Abstand und Geometrie

Auf einer Menge M kann man eine Metrik definieren; dadurch dass man je zwei Punkten einen Abstand (relle Zahl >= Null) zuordnet.

d: M x M -> R

So eine Abstandsfunktion muss drei Axiome erfüllen, um Metrik genannt werden zu dürfen.

Oft ist den Beispielen die Menge M ein Vektorraum z.B. R2 oder R3.

Mit Hilfe einer solchen Metrik kann man eine ganze “Geometrie” definieren, also ein Regelwerk für Punkte, Geraden, Winkel, Dreiecke etc. Klassisch ist die Geometrie nach Euklid; andere Geometrien bezeichnet man als “Nicht-Euklidische Geometrie”…

Euklidische Geometrie

In der sog. Euklidischen Geometrie wird der Abstand im zweier Punkte im Raum (also die Metrik) durch den Satz des Pythagoras definiert.

Zur Berechnung des Abstands zweier Punkte verwenden wir ein Koordinatensystem z.B.  im R3 eine x-Achse, eine y-Achse und eine z-Achse:

\(\Large d((x_a,y_a,z_a),(x_b,y_b,z_b)) = \sqrt{(x_b-x_a)^2 + (y_b-y_a)^2 – (z_b-z_a)^2} \\\  \)

Dieser Abstand ist auch die Länge der geraden Strecke zwischen den Punkten a und b.

Im allgemeinen Fall nehmen wir eine parametrisierte Kurve α: [a,b] -> Rn  und definieren als Länge L der Kurve α:

\(\Large L_\alpha(a,b) = \int_a^b ||\alpha^\prime(t)|| dt \\\ \)

Siehe auch: Integralrechnung

Wir können zeigen, dass diese Längendefinition für Kurven mit der Metrik für Punktabstäde im Euklidischen Raum überein stimmt (ohne Beschänkung der Allgemeinheit: t ∈ [0,1]):

\( \alpha(t) = \left( \begin{array}{c} x_1 + (x_2-x_1) \cdot t \\\ y_1 + (y_2-y_1)\cdot t  \\\  z_1 + (z_2-z_1)\cdot t\end{array}\right)  \\\  \)

Die erste Ableitung ist:

\( \alpha^\prime(t) = \left( \begin{array}{c} (x_2-x_1)  \\\ (y_2-y_1) \\\  (z_2-z_1) \end{array}\right)  \\\  \)

Die Norm der Ableitung ist dann:

\( || \alpha^\prime(t) || = \sqrt{(x_2-x_1)^2 + (y_2-y_1)^2 + (z_2-z_1)^2} \\\ \)

Wenn wir das in die obige Längendefinition einsetzen erhalten wir:

\( L_\alpha(a,b) = \int_a^b ||\alpha^\prime(t)|| dt = \sqrt{(x_2-x_1)^2 + (y_2-y_1)^2 + (z_2-z_1)^2}  \int_0^1 dt  = \sqrt{(x_2-x_1)^2 + (y_2-y_1)^2 + (z_2-z_1)^2}  \\\ \)

Die Länge einer geraden Strecke ist also auch mit der allgemeinen Integral-Formel genauso wie nach Pythagoras oben.

Das Linienelement

Gerne verwendet man auch ein sog. Linienelement um eine Metrik zu definieren. Für die Euklidische Metrik im dreidimensionalen Raum mit einem Chartesischen Koordinatensystem (x,y,z) haben wir das Linienelement:

\( ds^2 = dx^2 + dy^2 + dz^2 \\\  \)

Was ergibt:

\( ds = \sqrt{dx^2 + dy^2 + dz^2} \\\  \)

Was für eine parametrisierte Kurve s: [a,b] -> R3 bedeutet:

\( \Large \frac{ds}{dt} = \sqrt{(\frac{dx}{dt})^2 + (\frac{dy}{dt})^2 + (\frac{dz}{dt})^2} \\\  \)

Was als Kurvenlänge von t=a bis t=b ergibt:

\( \Large L(a,b) = \int_a^b \sqrt{(\frac{dx}{dt})^2 + (\frac{dy}{dt})^2 + (\frac{dz}{dt})^2} dt \\\  \)

Wenn man nun bedenkt dass:

\(\Large  s^\prime = \frac{ds}{dt} = \left( \begin{array}{c} \frac{dx}{dt}  \\\ \frac{dy}{dt} \\\  \frac{dz}{dt} \end{array}\right) \\\  \)

ist, ergibt sich die Norm zu:

\( ||\Large s^\prime || = \sqrt{(\frac{dx}{dt})^2 + (\frac{dy}{dt})^2 + (\frac{dz}{dt})^2} \\\ \)

Eingesetzt ergibt das:

\( \Large L(a,b) = \int_a^b || s^\prime || dt \\\ \)

was genau der ersten Definition (oben) entspricht.

Man kann auch zeigen, dass die so definierte Länge einer parametrisierten Kurve bei Umparametrisierungen der Kurve gleich bleibt.

Der Metrik-Tensor

Im allgemeinen Fall drücken wir das Linienelement in einem Koordinatensystem mithilfe des “Metrik-Tensors” \(g_{\mu\nu}\) aus:

\( ds^2 = g_{\mu\nu} dx^\mu dx^\nu \\\ \)

Im Falle der Euklidischen Geometrie im R3 ist im Chartesischen Koordinatensystem der metrische Tensor:

\( g =  \left[ \begin{array}{rrr} 1 & 0 & 0\\  0 & 1 & 0 \\  0 & 0 & 1 \end{array} \right]  \\\)

Ein “Tensor” in diesem Sinne ist nichts anderes als eine (n x n)-Matrix für die man noch einige zusätzliche Regeln hat.

Weiterführende Anmerkungen

Nach der Allgemeinen Relativitätstheorie ART von Einstein, verändert die Anwesenheit von Materie den Raum, was auch “Gravitation” genannt wird.

Wir können das als eine Nicht-Euklidische Metrik verstehen, für die beispielsweise Karl Schwarzschild schon 1916 im vereinfachten Fall einer Kugelmasse (Schwarzes Loch) eine Formel gefunden hat.

Zu Veranschaulichung so einer Nicht-Euklidischen Metrik wird häufig von einer “Krümmung” der Raumzeit gesprochen. Diese “Krümmung” ist aber eigentlich nur eine andere Metrik, trotzdem stellt man sich die Abweichung von der herkömmlichen Euklidischen Metrik gern als “Krümmung” vor,

Da diese “Krümmung” (also Abweichung von der Euklidischen Metrik) aber nicht in eine weitere Dimension, sondern “in sich” d.h. als Stauchung bzw. Streckung erfolgt, würde ich gerne eine solche Abweichung durch ein Verbiegen des Koordinatengitters veranschaulichen. Also durch den optischen Vergleich der Koordinatengitter zweier Metriken.

===> Das Gitter, was ich hier meine, ist ein durch gleiche Abstände in der jeweiligen Metrik gegebenes Gitter – ist also eigentlich kein schlichtes Koordinatengitter, sondern ein Metrik-Gitter…

GeoGebra Gitternetz

Schwarzschild-Metrik

Ich habe zum Thema Schwarzschild-Metrik einen eigenen Artikel geschrieben.

 

 

Astrofotografie: ASCOM Remote Server – Alpaca

Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: ASCOM Platform
Benutzt: Fotos aus Google Drive

Stand: 22.12.2022

Der ASCOM Remote Server – Alpaca

Unter dem Begriff “Alpaca” wird seit einiger Zeit mit ASCOM über Netzwerk also in Client/Server-Architektur herumgefummelt.

Seit der ASCOM Version 6.5 ist Alpaca unter dem Namen “ASCOM Remote” offiziell dabei. Den sog. “ASCOM Remote Server” muss man zusätzlich zur ASCOM Platform herunterladen und installieren.  ASCOM Remote Clients benötigt man bei der Version 6.5 nicht mehr zusätzlich; solche Clienets sind als sog. “dynamic clients” in der ASCOM Platform enthalten.

Meine vorhandenene Remote-Lösung mit Windows-Computern und VNC

Ich habe am Teleskop (also im Felde) einen kleinen Nano-Computer von Zotex namens “ZBox01”. Dieser Computer läuft unter Windows 10 Professionel. An diesen Computer sind alle Astro-Geräte angeschlossen und auf diesem Computer läuft meine komplette Astro-Software. Schlussendlich ist dieser kleine lokale Computer in meinem häuslichen Netzwerk eingebunden und ein VNC Server läuft darauf zwecks Bedienung per Remote Control.

Mein “Bedien-Computer” ist in der warmen Stube und ebenfalls mit meinem häuslichen Netzwerk verbunden. Auf diesem Computer ist keine Astro-Software installiert; lediglich per VNC Client kann ich mich auf den draussen am Teleskop befindlichen Nano-Computer aufschalten und ihn “remote” bedienen.

Diese Lösung gefiel mich von der Architektur her eignetlich nicht so sehr – schließlich muss der Nano-Computer draussen am Teleskop die ganze Arbeit machen. Aber diese Architektur ist total simpel und hat keine zusätzliche Komplexität und keine zusätzlichen Fehlermöglichkeiten.

Bekannte Schwachstellen meiner oben beschriebenen Remote-Lösung können sein:

  • Der draussen befindliche Nano-Computer muss stabil mit dem Nerzwerk verbunden sein (WLAN oder Kabel)
  • Der Remote Desktop Mechanismus muss stabil funktionieren. Ich verwende Tight VNC  (nicht TeamViewer und auch nicht Microsoft Remote Desktop)
  • Die Video-Übertragung vom Nano-Computer über VNC auf den häuslichen Computer muss leistungsfähig genug sein (für das, was ich astronomisch machen möchte)

Da ich nun von dem neuen ASCOM Remote gehört habe, möchte ich das einmal ausprobieren – vielleicht ist das ja auch für mich die Zukunft. Vom Grundsatz erkenne ich bei ASCOM Remote Server schon einmal folgende Restriktionen:

  • Astro-Geräte werden nur über die ASCOM-Treiber angesprochen (sog. “native” Treiber gehen nicht)
  • Eine Video-Übertragung ist (zur Zeit?) nicht möglich

ASCOM Remote: Installation und Konfiguration

Wie man ASCOM Remote auf so einer reinen Windows-Landschaft (wie oben beschrieben) aufbaut, habe ich den begeisterten Videos der ASCOM-Super-Freaks (z.B. der gute Robert B. Denny) leider nicht entnehmen können. Folgendes habe ich dann aber durch Trail and Error herausfinden können:

Auf dem Nano-Computer (=”Server”)

  1. ASCOM Remote Server auf dem Nano-Computer installieren. Der heist bei den ASCOM-Freaks jetzt “der Server”.
  2. Auf diesem (kleinen) Server auch die ASCOM-Platform 6.5 installieren
  3. Auf diesem (kleinen) Server auch die ASCOM-Treiber meiner Astro-Geräte instllieren (HEQ5 Pro, GP-CAM, ZWO ASI 294MC Pro, PegasusAstro Dual Mode Focusser)
  4. Astro-Geräte mit dem (kleinen) Server per Kabel verbinden
  5. Den ASCOM Remote Server auf dem Nano-Computer starten

Auf dem häuslichen “Bedien-Computer” (=”Client”)

  1. ASCOM-Platform 6.5 installieren
  2. Astro-Sofware installieren (APT, PHD2 Guiding, SharpCap,…)
  3. dann Geräte über ASCOM verbinden, also über den ASCOM Chooser as Gerät den “ASCOM Remote Client 1” auswählen…

Für jeden Geräte-Typ gibt es einen “Chooser”. Beispielsweise den ASCOM Camera Chooser:

Abbildung 1: ASCOM Camera Chooser (Google Drive: ASCOM_Remote_11.jpg)

Erst wenn man den “ASCOM Remote Client 1” aus dem Drop-down ausgewählt hat, werden die Schaltflächen “Properties…” und “OK” aktiv.

(Man könnte auch oben in der Meüleiste auf “Alpaca” klicken und ein Discovery durchführen. Dann könnte man möglicherweise mit dynamischen clients arbeite, was bei mir aber leider nicht funktioniert hat. Dazu der Link: https://ascom-standards.org/Help/Platform/html/e3870a2f-582a-4ab4-b37f-e9b1c37a2030.htm)

Nun Klicken wir auf die Schaltfläche “Properties” und es erscheint das Konfigurations-Fenster für eine Kamera – evtl. sieht man dieses neue Fenster nicht, wenn es hinter anderen größeren fenstern versteckt ist…

Abbildung 2: ASCOM Camera Chooser Properties (Google Drive: ASCOM_Remote_12.jpg)

Erst wenn wir dieses Fenster gefunden haben und dort auf “OK” geklickt haben, geht es weiter. Das Fenster schießt sich und das kleine Fenster des ASCOM Camera Choosers wird wieder sichtbar.

Und es passiert nichts, und wir warten, und es passiert nichts.

Erst wenn wir in diesem keinen Fenster des “ASCOM Camera Choosers” erneut auf “OK” klicken geht es wirklich weiter.

Dann sehen wir in unserer Astro-Software (hier im Beispiel APT) wie sich die Astro-Geräte am Nano-Computer (der “Server”) mit der Astro-Software auf dem häuslichen Bedien-Computer (der “Client”) verbinden:

Abbildung 3: APT Remote Connect (Google Drive: ASCOM_Remote_13.jpg)

Mein Fazit

Allerdings ist ASCOM Remote für mich noch nicht routinemäßig nutzbar denn:

  • Meine Kamera ZWO ASI294MC Pro wird so nur über den ASCOM-Treiber verbunden und kann die Video-Funktionen des Windows-Treibers (“native”) nicht nutzen.
  • ASCOM-Remote kann generell Video-Bilder nicht übertragen
  • Für meine DSLR Canon EOS 600Da gibt es noch nicht einmal einen ASCOM-Treiber – aber APT kann “native” damit arbeiten

Also bleibe ich bei meiner Remote-Lösung mit VNC.

Astronomie: Die Schwarzschild-Metrik

Gehört zu: Physik
Siehe auch: Vektorraum, Relativitätstheorie, Schwarze Löcher, Gravitation, Sphärische Trigonometrie, Metrik
Benutzt: Latex-Plugin für WordPress, Grafiken von Github

Stand: 28.11.2021

Schwarzschild-Metrik

Den Einfluss der Gravitation auf die Metrik (aka Krümmung) der Raumzeit kann man z.B. an einem Schwarzen Loch studieren. Dafür hat Karl Schwarzschild (1873 – 1916) schon einfache Formeln gefunden (als Lösung der Einsteinschen Feldgleichungen in einem speziellen Fall).

Schwarzschild behandelt das Gravitationsfeld einer Punktmasse bzw. einer homogenen kugelförmigen Masse (nicht rotierend und nicht elektrisch geladen).
Zur Beschreibung werden sich dann besonders gut Kugelkoordinaten eignen.

Schwarzschilds Lösung der Einsteinschen Feldgleichungen

Hierzu habe ich bei Youtube gefunden: https://www.youtube.com/watch?v=3NFqXgH-4tg

Die Einsteinschen Feldgleichungen in der Allgemeinen Relativitätstheorie lauten ja bekanntlich (wenn wir den Term mit der kosmologischen Konstante gleich weglassen):

\( \Large R_{\mu \nu} – \frac{1}{2} R g_{\mu \nu} = \frac{8 \pi G}{c^4}  T_{\mu \nu}   \)

Unter dem “Lösen” dieser Tensor-Gleichung verstehen wir Folgendes: Der Engergie-Impuls-Tensor \( T_{\mu \nu} \) sein irgendwie gegeben, gesucht ist dann der Metrik-Tensor \(g_{\mu \nu} \) wenn wir weiter davon ausgehen, dass der Ricchi-Tensor und der Ricchi-Skalar sich aus dem Metrik-Tensor ergeben.

Bei der sog. Schwarzschild-Lösung betrachten wir nur den Raum ausserhalb eines Massekörpers und gehen davon aus, dass der Energie-Impuls-Tensor dort Null ist; sog. “Vakuum-Lösung”. Wir haben dann also “nur” noch zu lösen:

\( \Large R_{\mu \nu} – \frac{1}{2} R g_{\mu \nu} = 0  \)

Wir erhalten die Spuren der Tensoren (Matrizen), wenn wir die Gleichung mit dem inversen Metrik-Tensor \( g^{\mu \nu} \) multiplizieren:

\( \Large R_{\mu \nu} g^{\mu \nu} – \frac{1}{2} R g_{\mu \nu}  g^{\mu \nu}= 0  \)

Die Spuren sind dann:

\(\Large R_\mu ^\mu – \frac{1}{2} R \, \delta_\mu ^\mu = 0 \)

Da die Spur des Ricchi-Tensors der Ricchi-Skalar ist, bleibt also:

\( \Large R – \frac{1}{2} R \cdot 4 \)

Also ist auch der Ricchi-Skalar Null und es bleibt von der obigen Einsteinschen Feldgleichung nur noch übrig:

\( \Large R _{\mu \nu} = 0 \)

Zur Lösung dieser Gleichung suchen wir also einen Metrik-Tensor \(g_{\mu \nu} \) zu dem wir “Connection Coeffizienten” \( \Gamma_{\mu \nu}^\sigma \) ermitteln können, aus denen sich dann ein solcher Ricchi-Tensor \( R_{\mu \nu} \) ergibt.

Einfache Lösung mit Schul-Physik

Dazu habe ich ein sehr gutes Papier im Internet gefunden unter: http://www.phydid.de/index.php/phydid-b/article/viewFile/336/454

Das Linienelement der Minkowski-Metrik in kartesischen Koordinaten ist:

\( ds^2 = c^2 t^2 – (dx^2 + dy^2 + dz^2) \)

In Kugelkoodinaten (r, θ, φ) wäre das:

\( ds^2 = c^2 t^2 – \left(dr^2 + r^2 d \theta^2 + r^2 \sin^2{\theta} d\phi^2\right) \)

Wegen der Kugelsymmetrie sind die Winkel “Länge” und “Breite” uninteressant. Von Interesse ist nur noch die radiale Raum-Dimension r und die Zeit-Dimension t. Ein Raum-Zeit-Diagramm in diesen Koordinaten (r und t) ist also in der linken Hälfte (r < 0) leer und das Metrik-Gitter hätte bei r = RS eine Singularität.

\( ds^2 = c^2 dt^2 – dr^2 \)

Als Lösung der Einsteinschen Feldgleichungen für den Spezialfall einer einzigen kugelsymmerischen Masse (M) hat Schwarzschild eine Metrik gefunden mit folgendem Linienelement in der radialen Dimension von (für r > RS) :

\( \Large d s^2 =  g_{rr} \cdot d r^2 = \frac{1}{1 – \frac{R_S}{r}} \cdot d r^2 \)

Mit dem Schwarzschild-Radius von:

\( \Large R_S = \frac{2 \cdot G \cdot M}{c^2} \\ \)
Anders als beim Euklidischen Linienelement ist hier der Vorfaktor grr (Element im Metrik-Tensor g) nicht mehr konstant, sondern seinerseits eine Funktion von r.

In dieser Metrik (Schwarzschild-Metrik) wäre also der Abstand von r1 bis r2 nicht r2 – r1 sondern größer; nämlich:

\( \Delta R = \Large \int\limits_{r_1}^{r_2} \frac{dr}{\sqrt{1 – \frac{R_S}{r}}} = \left[ r \sqrt{1 – \frac{R_S}{r}} + \frac{R_S}{2} \ln{\frac{1+\sqrt{1-\frac{R_S}{r}}}{1-\sqrt{1-\frac{R_S}{r}}}} \right]_{r_1}^{r_2} \)

Dieses Integral habe ich kopiert aus: https://physik.cosmos-indirekt.de/Physik-Schule/Schwarzschild-Metrik

GeoGebra Blatt 2: ds/dr

Kruskal-Szekeres-Koordinaten

Sind Koordinaten für die Schwarzschild-Metrik, die am Ereignishorizont (r=RS) nicht singulär werden und deswegen gern für die Beschreibung Schwarzer Löcher eingesetzt werden.

Von Arstoteles zur Stringtheorie

Herr Gassner beschreibt in seinem Youtube-Video “Von Aristoteles zur Stringtheorie – Folge 20” als Linienelement:

\( ds^2 = -(1-\frac{R_S}{r}) c^2 t^2 + \frac{1}{1 – \frac{R_S}{r} }dr^2 \)

Wobei der Schwarzschildradius gegeben ist durch:

\( R_S = \frac{2 G M}{c^2} \)

Damit reduzieren wir die Koordinaten auf nur eine Raum-Koordinate und die Zeit-Koordinate, wie wir das weiter unten auch vollständig analytisch aus dem Schwarzschild-Tensor ableiten.

Im obigen Papier wird eine “Senkrechte” betrachtet und das Linienelement der Schwarzschild-Metrik bestimmt. Wenn man dieses Linienelement integriert (numerisch) und dem Euklidischen Abstand gegenüberstellt, bekommt man folgendes Bild:

Abbildung 1: Schwarzschild-Metrik (Github: Schwarzschild-Metrik-02.svg)

Schwarzschild-Metrik in der “Senkrechten”

Ein erster Schritt zum Verständnis ist der Begriff der “Metrik”, der zwei Punkten in einem Vektorraum (oder auch Riemann Raum) einen Abstand zuordnet.

Man sagt auch, dass ein Raum durch eine Metrik eine “Geometrie” bekommt und spricht so vom “Euklidischen Raum” bzw. der “Euklidischen Geometrie”, wenn man die “Euklidische Metrik” verwendet.

Allgemein definiert man den Abstand zweier Punkte  \(\vec{a}\) und \(\vec{b}\) im Vektorraum durch die Länge der Differenz:

\( \Large Abstand =  || \vec{a}  – \vec{b} ||   \)

Metriktensor

Chartesische Koordinaten

Link: Josef M. Gaßner (18) Tensor Feldgleichung  https://youtu.be/keQUeGEkCtQ

Der “Metriktensor” ist ganz einfach eine Matrix mit deren Hilfe wir die Länge eines jeden Vektors definieren können. Beispielsweise in einem drei-dimensionalen Koordinatensystem:

\(\Large g =  \left[ \begin{array}{rrr} g_{11} & g_{12} & g_{13}\\  g_{21} & g_{22} & g_{23} \\  g_{31} & g_{32} & g_{33} \end{array} \right]  \\\)

Nicht jede belibige solche Matrix (Tensor) definiert eine Metrik. Die definierte Metrik muss (1) unabhängig vom Koordinatensystem sein (2) Die definierte Metrik muss den allgemenen Metrik-Axiomen genügen.

Mit Hilfe eines solchen Metriktensors definieren wir dann die Länge des Vektors \(\vec{x}\) ganz einfach als Matrixprodukt:

\(\Large || \vec{x} ||^2  =  \left[ \begin{array}{c} x_1 & x_2 & x_3  \end{array} \right]  g  \left[ \begin{array}{c} x_1 \\\ x_2 \\\ x_3  \end{array} \right] \\\)

In einem Koordinatensystem ergibt sich die Länge als:

\( \Large ||  \vec{x} ||^2 =  \sum\limits_{ij} x_i  \cdot x_j \cdot g_{ij} \\ \)

Oder als Linienelement geschrieben heisst das (mit Einsteinscher Summenkonvention):

\(d s^2 = dx^i \cdot dx^j \cdot g_{ij} \\ \)

So ein infenitesimales Linienelement brauchen wir immer dann, wenn die gij nicht konstant sind, sondern noch von den Koordinaten xi in irgendeiner Form abhängen (also ortsabhängig). Wir müssten dann nämlich ggf. integrieren…

Je nach Koordinatensystem wird die Euklidische Metrik wird durch andere Metriktensoren definiert.
In Chartesischen Koordinaten wäre der Metriktensor für die Euklidische Metrik/Geometrie (also das Kronecker Delta)…

\(\Large g_{chartesisch} =  \left[ \begin{array}{rrr} 1 & 0 & 0\\  0 & 1 & 0 \\  0 & 0 & 1 \end{array} \right]  \\\)

Womit wir die Euklidische Länge (und damit den Abstand) wie klassich haben:

\( \Large ||  \vec{x} ||^2 =  \sum\limits_{i} x_i^2  \)

Andere Koordinatensysteme

Je nach dem, welches Koordinatensystem wir wählen, bekommen wir einen anderen Metriktensor, denn die Basisvektoren sind ja die Tangenten an die Koordinatenlinien.
Beispielsweise haben wir:

In Polar-Koordinaten \((r, \vartheta) \) wäre der Metriktensor für die Euklidische Metrik/Geometrie:

\(\Large g_{polar} =  \left[ \begin{array}{rr} 1 & 0 \\  0 & r^2  \end{array} \right]  \\\)

Schon bei diesem einfachen Beipiel sehen wir, das die Komponenten des Metriktensors nicht konstant sind, sondern vom Punkt im Raum abhängig sind.
Das Linienelement wäre dann:

\(d s^2 = dr^2 + r^2 \cdot d \vartheta^2 \\ \)

In Zylinder-Koordinaten \((r, \vartheta, z) \) wäre der Metriktensor für die Euklidische Metrik/Geometrie:

\(\Large g_{zylinder} =  \left[ \begin{array}{rrr} 1 & 0 & 0\\  0 & r^2 & 0 \\  0 & 0 & 1 \end{array} \right]  \\\)

Das Linienelement wäre dann:

\(d s^2 = dr^2 + r^2 \cdot d \vartheta^2 + d z^2\\ \)

In Kugel-Koordinaten \((r, \vartheta, \varphi) \) wäre der Metriktensor für die Euklidische Metrik/Geometrie:

\(\Large g_{kugel} =  \left[ \begin{array}{rrr} 1 & 0 & 0\\  0 & r^2 & 0 \\  0 & 0 & (r \cdot \sin{\vartheta})^2 \end{array} \right]  \\\)

Das Linienelement wäre dann:

\(d s^2 = dr^2 + r^2 \cdot d \vartheta^2 + r^2 \cdot (\sin{\vartheta})^2 \cdot d \varphi^2\\ \)

Schwarzschild-Metrik für die Dimension “Senkrechte”

Wenn wir die “Raumkrümmung” durch eine (große) Masse verstehen wollen, können wir am einfachsten mit einem sog. “Schwarzen Loch” anfangen, denn da hat Karl Schwarzschild (1873 – 1916) schon eine Lösung der Einsteinschen Feldgleichungen für uns parat.

Die Schwarzschild-Metrik wird klassischerweise in Kugelkoordinaten dargestellt. Zur Vereinfachung wollen wir zunächst nur eine (Raum-)dimension betrachten: den Abstand r gemessen vom Mittelpunkt eines Objekts mit dem Radius RS. Dieses r bezeichnen wir als “die Senkrechte”.

Der Schwarzschild-Radius eines jeden Objekts der Masse M (in der Senkrechten) berechnen wir zu:

\( R_S = \frac{2 \cdot G \cdot M}{c^2} \\ \)

Dazu müssen wir den Metriktensor bestimmen.

\( g_{rr} = \frac{d s^2}{d r^2} \)

Von dieser unbekannten Funktion können wir uns zwei Werte leicht klar machen:

  • Bei r gegen unendlich geht der Wert gegen 1.
  • Bei r gegen RS geht der Wert gegen unendlich.

Diese beiden Eigenschaften hat folgende Funktion (geraten bzw. als “Regression” durch zwei Punkte konstruiert):

\( g_{rr}(r) = \Large \frac{1}{1 – \frac{R_S}{r}} \\ \)

Unser Linienelement wäre damit also:

\( d s^2 = \Large \frac{1}{1 – \frac{R_S}{r}} \cdot d r^2 \)

In dieser Metrik wäre also der Abstand von r1 bis r2 nicht r2 – r1 sondern größer; nämlich:

\( \Delta R = \Large \int\limits_{r_1}^{r_2} \frac{dr}{\sqrt{1 – \frac{R_S}{r}}} = \left[ r \sqrt{1 – \frac{R_S}{r}} + \frac{R_S}{2} \ln{\frac{1+\sqrt{1-\frac{R_S}{r}}}{1-\sqrt{1-\frac{R_S}{r}}}} \right]_{r_1}^{r_2} \)

Dieses Integral habe ich kopiert aus: https://physik.cosmos-indirekt.de/Physik-Schule/Schwarzschild-Metrik

Schwarzschild-Metrik für die Dimension “Zeit”

Wenn wir nur die Dimension “Zeit” betrachten, ist im Metriktensor:

\( \Large g_{tt} = \frac{d \tau^2}{d t^2} \)

Von dieser unbekannten Funktion können wir uns zwei Werte leicht klar machen:

  • Bei r gegen unendlich geht der Wert gegen 1.
  • Bei r gegen RS geht der Wert gegen 0

Diese beiden Eigenschaften hat folgende Funktion (geraten bzw. als “Regression” durch zwei Punkte konstruiert):

\( g_{tt}(r) = \Large 1 – \frac{R_S}{r} \\ \)

Schwarzschild-Tensor

Der Metriktensor der Schwarzschild-Metrik wäre vollständig:; d.h. mit den Kugel-Koordinaten \( (ct, r, \vartheta, \varphi) \) :

\(\Large g_{\mu \nu} =  \left[ \begin{array}{rrrr} 1 – \frac{R_S}{r} & 0 & 0 & 0\\  0 & – \frac{1}{1- \frac{R_S}{r}} & 0 & 0 \\  0 & 0 & -r^2 & 0 \\ 0 & 0 & 0 & (r \cdot \sin{\vartheta})^2 \end{array} \right]  \\\)

Wenn man dabei jetzt nur die ersten beiden Dimesionen, also die Zeit und den radialen Abstand vom Mittelpunkt betrachte, also die Winkel \(\varphi\) und \(\vartheta\) ausser acht lässt; d.h. konstant lässt, erhält man als so vereinfachjte Sicht:

\(\Large g_{\mu \nu} =  \left[ \begin{array}{rr} 1 – \frac{R_S}{r} & 0 \\  0 & – \frac{1}{1- \frac{R_S}{r}}   \end{array} \right]  \\\)

Wie in https://youtu.be/ZS22sw4NRDY

Damit haben wir die Schwarzschild-Metrik auf eine Raumdimension (r) und die Zeitdimension (ct) reduziert und können uns an einem zweidimensionalen Raum-Zeit-Diagramm verdeutlichen, was da bei einem Schwarzen Loch nach Schwarzschild geschieht.

xyz

 

 

 

Astronomie: Schwarzes Loch – Black Hole

Gehört zu: Kosmologie
Siehe auch: Entfernungsbestimmung, Gravitation, Schwarzschild-Metrik, Hertzsprung-Russel-Diagramm

Stand: 28.9.2022

Was ist ein Schwarzes Loch?

Ein Schwarzes Loch ist ein Körper, der an seiner Oberfläche eine so starke Gravitation hat, dass die “Fluchtgeschwindigkeit” größer als die Lichtgeschwindigkeit ist. Demnach kann kein Licht und auch keine elektromagnetische Strahlung ein solches Schwarzes Loch verlassen.

Diese Fluchtgeschwindigkeit beträgt bekanntlich:

\( v^2 = \frac{2 G M}{R} \)

Es kommt also darauf an, ein sehr starkes Gravitationsfeld zu haben. Je näher ich an eine Masse herankomme, desdo stärker wird das Gravitationsfeld – wenn die Masse gleich bleibt; d.h. man müsste die Masse stark komprimieren. Wenn ich eine Masse so stark komprimiere, dass der sog. Schwarzschild-Radius erreicht wird, kann Licht nicht mehr entkommen. Diesen Schwarzschild-Radius nennt man auch den Ereignishorizont.

\(\Large R_S = \frac{2 G M}{c^2} \)

Beispiel: Um unsere Sonne (Radius 700.000 km) zu einem Schwarzen Loch zu machen, müsste man sie auf einen Radius von 3 km komprimieren.

Obwohl Karl Schwarzschild schon in 1916 die Gravitation solcher “Schwarzer Löcher” beschrieben hat, wurde der Begriff “Schwarzes Loch” erst 1967 von John Wheeler geprägt.

Das Innere von Schwarzen Löchern

xyz da soll eine Singularität sein xyz

Entstehung von Schwarzen Löchern

Man unterscheidet verschiedene Arten von Schwarzen Löchern:

  • Stellare Schwarze Löcher   (Supernovaexplosion, Gravitationskollaps)
  • Supermassive Schwarze Löcher  (Zentren von Galaxien)
  • Primordiale Schwarze Löcher   (spekulativ: Urknall)

Stellare Schwarze Löcher

Stellare Schwarze Löcher entstehen aus Sternen. Es müssen im Universum also zunächst einmal Sterne entstanden sein und am Ende der “Lebenszeit” eines Sterns kann u.U. ein “stellares” Schwarzes Loch entstehen.

Ein Stern in der Endphase seines “Lebens” wird erst zu einem “Roten Riesen” und dann, wenn keine Kernfusion im Inneren mehr stattfindet, kollabiert er unter der Kraft seiner eigenen Gravitation. In Abhängigkeit von der Restmasse können unterschiedliche Stadien erreicht werden:

  • Restmasse <= 1.44 Sonnenmassen (sog. Chandrasekhar-Grenze): Weisser Zwerg
  • Restmasse > 1.44 Sonnenmassen: Nach Supernova entsteht ein Neutronenstern
  • Restmasse > 2.5 Sonnenmassen: Schwarzes Loch

Supermassive Schwarze Löcher

Supermassive Schwarze Löcher (im deutschen ganz korrekt eigentlich “super massereiche” Schwarze Löcher genannt) befinden sich im Zentrum von Galaxien…

Wie entstehen solche Supermassive Schwarze Löcher im Zentrum von Galaxien?

Primordiale Schwarze Löcher

sollen Schwarze Löcher sein, die bereits vor der Entstehung von Sternen, gleich nach dem Urknall (d.h. primordial) aus dem heißen Plasma auf Grund von Dichteschwankungen entstanden sein….