Astronomie: Harmonic Drive

Gehört zu: Astronomie, Astronomische Montierungen
Siehe auch: HEQ5 Pro, ASIAir

Stand: 09.11.2022

Was ist ein Harmonic Drive?

In den Jahren 2021/2022 kam dieser Begriff “Harmonic Drive” auf…

Solche Astro-Montierungen sind also recht neu und haben deswegen wohl einige Kinderkrankheiten….

Statt auf den klassischen Antrieb mit Schneckenrad setzte die RST135 auf ein sog. Strain wave gear (Well-Getriebe). Bewährt haben sich diese Antriebe in der Industrie bei Industrierobotern.

The German company Harmonic Drive SE manufactured the first series-produced gears under the product name or registered trademark Harmonic Drive.

Gear = Getriebe

Jetzt zeigte Trevor von Astrobackyard seine Montierung ZWO AM5

Harmonic Drives sind teuer (>2000 Euro)

Harmonic Drives funktionieren ohne Gegengewicht und sind deswegen leichter und als mobile Montierung besser geeignet. Das Gegengewicht wird nicht so nötig gebraucht, weil das Getriebe ein sehr hohes Drehmoment (torque) liefert.

Eine Harmonic Drive Montierung kann leichter umkippen, da ohne Gegengewicht der Schwerkpunkt stark vom geometrischen Mittelpunkt abweicht.

Hersteller:

  • Rainbow Astro: Rainbow RST 135
  • HobyM crux 140       (Cuiv hat es retourniert)
  • ArteSky BH17-H
  • ZWO AM5    (mit ASIAir gut, sonst: ASCOM-Treiber schlecht: nur eine Verbindung)
  • Sharpstar Mark III
  • iOptron HEM27

Physik: Einstein Spezielle Relativitätstheorie

Gehört zu: Physik
Siehe auch: Allgemeine Relativitätstheorie, Raum-Zeit-Diagramme
Benutzt: WordPress-Plugin Latex, Grafiken aus Github

Stand: 12.11.2023

Überschneidungen mit: Relativitätstheorie

Die Spezielle Relativitätstheorie

Albert Einstein (1879-1955) hat 1905 die sog. “Spezielle Relativitätstheorie” (SRT) formuliert. Sie basiert lediglich auf zwei Postulaten:

  • Die physikalischen Gesetze sind gleich in allen Intertialsystemen
  • Die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum ist gleich in allen Intertialsystemen

Diese Gleichberechigung aller Intertialsysteme wird durch die Gravitation zunichte gemacht. Deshalb entwickelte Einstein die SRT später weiter zur ART.

Die Koordinaten von Ereignissen in zwei Inertialsystemen S (t,x,y,z) und S’ (t’,x’,y’,z’), die sich relativ zueinander mit der konstanten Geschwindigkeit u  bewegen, kann man mit Formeln umrechnen, die man Lorentz-Transformationen nennt.

Einstein gelingt es, diese Lorentz-Transformationen aus den o.g. Postulaten und der Homogenität und der Isotropie des Raumes herzuleiten.
Aber diese Herleitung ist mühsam und ich zeige sie deshalb hier nicht.

Aus diesen Lorentz-Transformationen ergeben sich einige, sog. relativistische,  Phänomene:

  • Zeitdilatation
  • Längenkontraktion
  • Relativistische Geschwindigkeitsaddition
  • Relativistische Massen und Energien
  • ….

Wie man die Zeitdilation und die Längenkontraktion aus den Lorentz-Transformationen herleiten kann, zeigt beispielsweise das YouTube-Video von MathePunk.

Koordinaten-Transformation

Zur Vereinfachung nehmen wir an:

  • Nur eine Raumdimension: x
  • Die Koordinatenachsen der beiden Inertialsystem S und S’ seinen parallel zueinander und der Ursprung sei zur Zeit t=0 der gleiche
  • Die konstante Bewegung der beiden Inertialsysteme S und S’ gegeneinander erfolge  in x-Richtung

Mit dieser Vereinfachung erhalten wir ziehmlich einfache Transformationsgleichungen, die man auch “spezielle” Lorentz-Transformation nennt.

Der Lorentz-Faktor

In den folgenden Formeln kommt immer wieder ein Faktor vor, den wir “Lorentz-Faktor” nennen und mit dem griechischen Buchstaben Gamma schreiben:

\( \Large\gamma = \frac{1}{\sqrt{1-\frac{u^2}{c^2}}} \\ \tag{1} \)

Wobei u  die konstante Geschwindigkeit ist, mit der sich die beiden Bezugssysteme (Inertialsysteme) relativ zueinander bewegen.

Dieser Gamma-Faktor ist also immer größer als 1. Das bedeutet: Multiplizieren mit Gamma macht einen Wert größer, dividieren durch Gamma macht einen Wert kleiner,

Lorentz-Transformation

Die Umrechung der Koordinaten x und t zwischen diesen beiden Bezugssystemen nennt man (spezielle) Lorentz-Transformation:

\( x’ = \gamma (x – u t) \tag{2}\\ \) \( t’ = \gamma (t – \Large\frac{u}{c^2} x ) \tag{3}\\\) \( x = \gamma (x’ + u t’) \tag{4}\\ \) \( t = \gamma (t’ + \Large\frac{u}{c^2} x’) \tag{5} \\ \)

Raumzeit

In Gleichung (3) sieht man, dass die Zeit im System S’ auch abhängig von der Raumkoordinate ist; d.h. die Zeit vergeht unterschiedlich an unterschiedlichen Orten im Raum. Deswegen spricht man von der “Raumzeit”.

Längenkontraktion

Wir haben ein Objekt, dessen Länge wir im “bewegten” Bezugssystem S’ bestimmen indem wir gleichzeitig den Anfangspunkt (x’1) und den Endpunkt (x’2) messen:
\( \Delta x’ = {x’}_2 – {x’}_1 \)

Die Frage ist nun, welche Länge ein Beobachter im “ruhenden” Bezugssystem S zur Zeit t1 = t2 bestimmen wird.

Nach Gleichung (2) gilt:

\( \Delta x’ =  {x’}_2 – {x’}_1 = \gamma (x_2 – x_1 – u (t_2 – t_1))\\\)

Da die Messung der beiden x-Koordinaten im System S gleichzeitig stattfindet, gilt also t2 – t1 = 0. Also:

\( \Delta x’ = \gamma \cdot \Delta x \)
bzw.
\( \Delta x = \Large\frac{\Delta x’}{\gamma}  \)
Zusammenfassung

  • Strecken in einem bewegten Bezugssystem S’ erscheinen für den ruhenden Beobachter S verkürzt.
  • Vereinfacht: Bewegte Stecken sehen kürzer aus (aus Sicht des ruhenden Beobachters).
  • Für die Längenkontraktion gilt:   \( \Delta x = \frac{\Delta x’}{\gamma} \)
  • Die Längenkontraktion findet nur in Bewegungsrichtung statt.

Zeitdilatation

Wir haben einen Prozess dessen Zeitdauer wir im “bewegten” Bezugssystem S’ bestimmen indem wir die Startzeit (t’1) und die Endezeit (t’2) messen (also die sog. Eigenzeit):

\( \Delta t’ = {t’}_2 – {t’}_1 \\\)

Die Frage ist nun, welche Zeitdauer ein Beobachter im “ruhenden” Bezugssystem S bestimmen wird.
Nach Gleichung (5) gilt:

\( \Delta t = t_2 – t_1 = \gamma ({t’}_2 – {t’}_1 + \frac{u}{c^2}({x’}_2 – {x’}_1 )) \)

Da der gemessene Prozess in S’ ortsfest ist, gilt also x’2 – x’1 = 0. Also:

\( \Delta t = \gamma \cdot \Delta t’  \)
Zusammenfassung

  • Eine Uhr im “bewegten” Bezugssystem S’ erscheint für einen “ruhenden” Beobachter S langsamer zu gehen.
  • Vereinfacht: Bewegte Uhren gehen langsamer (aus Sicht des ruhenden Beobachters).
  • Der Zusammenhang zwischen Zeit im ruhenden System S und der Zeit im bewegten System S’ ist \(  \Delta t = \Delta t’ \cdot \gamma \)

Relativistische Addition von Geschwindigkeiten

Relativ zu einem “ruhenden” Beobachter (Inertialsystem) S möge sich ein zweiter Beobachter (Intertialsystem) S’ mit der konstanten Geschwindigkeit u in x-Richtung bewegen.

Ein Objekt möge sich im bewegten Bezugssystem S’ mit der gleichgerichteten Geschwindigkeit w entlang der x’-Achse bewegen:

\( \Large w = \frac{\Delta x’}{\Delta t’}  \tag{6}\\\)

Im ruhenden Bezugssystem S messen wir dafür die Geschwindigkeit:

\( \Large v = \frac{\Delta x}{\Delta t}  \tag{7}\\\)

Unter Anwendung der Lorenztransformationen (4) bekommen wir:

\( \Delta x = x_2 – x _1  = \gamma ( {x’}_2 + u {t’}_2) – \gamma ( {x’}_1 + u {t’}_1) = \gamma \cdot (\Delta x’ + u \cdot \Delta t’)\tag{8}\\\)

Analog bekommen wir mit Gleichung (5):

\(  \Delta t = t_2 – t_ 1 = \gamma ({t’}_2 + \frac{u}{c^2} {x’}_2) – \gamma ({t’}_1 + \frac{u}{c^2} {x’}_1) = \gamma (\Delta t’ + \frac{u}{c^2}\cdot \Delta x’)\tag{9}\\\)

Setzen wir nun (8) und (9) in Gleichung (7) ein, so erhalten wir:

\( \Large v =\frac{\Delta x’ + u \cdot \Delta t’}{\Delta t’ + \frac{u}{c^2} \cdot \Delta x’} \\\)

Wir dividieren Zähler und  Nenner durch Δt’:

\(\Large  v = \frac{\frac{\Delta x’}{\Delta t’}+u}{1 + \frac{u}{c^2}\frac{\Delta x’}{\Delta t’}} \\\)

mit Gleichung (6) kommen wir damit zu unserem Ergebnis:

\(\Large v = \frac{w + u}{1 + \frac{u\cdot w}{c^2}} \\\)

Lichtgeschwindigkeit

Wenn sich das zu messende Objekt nun im System S’ mit Lichtgeschwindigkeit bewegt, also w = c, bekommen wir:

\(  \Large v= \frac{c + u}{1 + \frac{u \cdot c}{c^2}} = \frac{c + u}{1 + \frac{u}{c}} = \frac{c + u}{\frac{c + u}{c}} = c \\ \)

Damit misst also auch der “ruhende” Beobachter S die gleiche Lichtgeschwindigkeit wie der “bewegte” Beobachter S’; d.h. die Lichtgeschwindigkeit ist für beide Beobachter gleich.

Impuls / Massen

Der Impulserhaltungssatz ist unantastbar. Also ist

\(\Large \vec{p} = m \cdot \vec{v} \tag{10}\\\)

invariant (gleich in allen Inertialsystemen).

In zwei Intertialsystemen messen wir ja unterschiedliche Geschwindigkeiten, also muss sich die Masse entsprechend verändern damit der Impuls gleich bleibt.

\(\Large m = \gamma \cdot m_0 \\ \tag{11}\)

Energie

Bekannt ist ja die berühmte Formel:

\(\Large E = m \cdot c^2 \tag{12}\\  \)

Josef Gassner zeigt in seinem Video https://youtu.be/AJ1prUzQ878k folgende Herleitung:

Wir  linearisieren den Lorenzfaktor (Gleichung 1):

\( \Large\gamma = 1 + \frac{1}{2}\frac{v^2}{c^2} + … \tag{13} \\ \)

Das setzen wir in Gleichung (11) ein und erhalten:

\(\Large m = \gamma \cdot m_0 = m_0 + \frac{1}{2} \frac{v^2}{c^2}  \\\)

Erweitern wir das mit c2 bekommen wir:

\(\Large m \cdot c^2 = m_0 c^2 + \frac{1}{2} m_0 v^2 \\ \)

Der hintere Term ist offenbar die kinetische Ernergie und dann ist der erste Term die Ruhe-Energie. Die Gesamt-Energie ist dann also::

\( \Large E = m\cdot c^2 = \gamma^2 m_0^2 \cdot c^2 \tag{14}\\\)

Diese Formel ist wegen der Linearisierung des Lorenzfaktors eigentlich falsch, soll heissen sie gilt so nur für kleine v (klein gegenüber c). Vollständig richt lautet sie:

\( \Large E^2 = m_0^2 \cdot c^4 + p^2 \cdot c^2 \tag{15} \)

Vernachlässigung relativistischer Effekte

Relativistische Effekte, wie die oben beschriebenen, kann man vernachlässigen, wenn die Geschwindigkeiten sehr klein sind gegenüber der Lichtgeschwindigkeit, wie die Betrachtung des Lorentzfaktors zeigt.

Abbildung 1: Der Lorentzfaktor in Abhängigkeit von u/c (Github: Lorentzfaktor.svc)

In der grafischen Darstellung sieht man, dass der Gamma-Faktor bei u=0 mit 1 startet und dann mit zunehmender Geschwindigkeit u immer größer wird. So ab 90% der Lichtgeschwindigkeit geht er so richtig hoch (über 2) und dann bei u=c asymptotisch gegen Unendlich.
Das bedeutet, dass so ungefähr ab 90% der Lichtgeschwindigkeit relativistische Effekte nicht mehr vernachlässigt werden können.

Ausblick

Später formulierte Einstein die Allgemeine Relativitätstheorie (ART).

Physik: Multi-Pole Moment

Gehört zu: Physik
Siehe auch: Kosmische Hintergrundstrahlung, Fourier-Analyse
Benutzt: Grafiken von Wikipedia

Stand: 25.10.2022

Multipol-Moment

Bei einer flächigen ungleichmäßigen Verteilung einer physikalischen Größe (z.B. Elektrische Ladung) versuchen wir eine Summe von sog. Momenten zu nehmen. Wir haben dann:

  • Monopol:  Gesamtverteilung als ein Mittelwert
  • Dipol:  Verteilung in zwei Teilen
  • Quadropol: Verteilung in vier Teilen
  • Octopol: Verteilung in acht Teilen
  • etc.

Harmonische Analyse

Mathematically, the multipole moments arise from a spherical harmonic decomposition of the fluctuations in angle.

Kosmische Hintergrundstrahlung

Bei der Hintergrundstrahlung geht es ja zunächst darum, die Messwerte zu analysieren. Als Messwerte haben wir für jeden Punkt auf der Himmelskugel die dort gemessene Strahlungsintensität (bzw. Temperatur). Daraus machen wir zunächst eine sog. “Multipol”-Darstellung und bekommen ein “Angular Power Spectrum”.  Das liefert das bekannte Bild.

Abbildung 1: Leistungsspektrum der CMB (Copyright Wikipedia: PowerSpectrumExt.svg)

Leistungsspektrum (Copyright Wikipedia)

Leistungsspektrum (Copyright Wikipedia)

Dieses “Angular Power Spectrum” gilt es dann zu analysieren. Dabei kommt soetwas wie eine “Harmonische Analyse” über die Sphäre ins Spiel…

 

 

Astronomie: iTelescope

Gehört zu: Astronomie, Teleskope
Siehe auch: Beobachtungsorte, Remote Control, Using Remote Telescopes

Stand: 22.10.2022

Astrofotografie mit Remote Telescopes beim Anbieter iTelescope

Ich möchte einmal sog. Remote Telescopes – Remote Observatories – ausprobieren, weil mir das mit eigenen Geräten hier in Hamburg alles recht aufwendig vorkommt.

Im Dezember 2016 habe ich mir deshalb mal einen “Starter-Trial” bei http://www.itelescope.net gegönnt.

Das Einloggen in ein Telescope erfolgt mit dieser URL:  http://go.itelescope.net

Die Benutzung der Remote Teleskope wird in einem Punktesystem abgerechnet. Contine reading

Mathematik: Taylor-Entwicklung & Fourier-Entwicklung

Gehört zu: Mathematik
Siehe auch: Hintergrundstrahlung, MP3-Format, Multipol-Moment, Variationsrechnung

Stand: 24.10.2022

Taylor-Entwicklung – Fourier-Entwicklung

Wir versuchen eine kompliziertere Funktion in eine Summe einfacherer zu zerlegen.

Bei der Taylor-Entwicklung (Brook Taylor 1685 -1731) betrachten wir einen Punkt der Funktion und wollen in der Umgebung dieses Punktes die Funktion “vereinfachen”, dadurch dass wir sie als Summe aus einfacheren Funktionen annähern und im Grenzwert sie damit genau darstellen.

Bei der Fourier-Entwicklung (Jean Baptist Joseph Fourier 1768 – 1830) betrachten wir eine periodische Funktion und wollen diese für eine Periode durch eine Summe einfacherer periodischer Funktionen approximieren (im Grenzwert genau darstellen).

Taylor-Entwicklung

Wir wollen hier eine Funktion y=f(x) in der Nähe einer Stelle x0 durch eine Potenzreihe annähern:

\( f(x) = f(x_0) + a_1 (x-x_0) + a_2 ( x – x_0)^2 + a_3 (x – x_0)^3 + \ldots \\ \)

Das ist eine Linearkombination der Potzenzen (Monome genannt).

Die Koeffizienten in dieser Taylor-Entwicklung kennen wir: \(a_i = \frac{f^{(i)}(x_0)}{i!} \) damit ist:

\( f(x) = f(x_0) + f^\prime(x_0) (x-x_0) + \frac{f^{\prime\prime}(x_0)}{2!} ( x – x_0)^2 + \frac{f^{(3)}(x_0)}{3!} (x – x_0)^3 + \ldots \\ \)

Bleibt x in der Nähe von x0, so ist (x-x0) klein und wir können näherungsweise die Tayler-Entwicklung irgendwann abbrechen – wenn es genauer sein soll, müsen wir weitere Terme hinzunehmen.

Der Sinn einer solchen Taylor-Entwicklung ist häufig, dass die entstandene Potenzreihe einfacher zu handhaben ist als die Originalfunktion (z.B. in Formeln, z.B. die Ableitungen,…)

Physiker brechen gern nach dem zweiten Term ab und nennen das eine Linearisierung oder Approxmation erster Ordnung; also:

\( f(x) = f(x_0) + f^\prime(x_0)(x-x_0) \\\)

Das machten wir – schon in der Schule – beim Fadenpendel.

Und auch Einstein machte das bei seiner berühmten Formel E = mc2 .

In der Tat zeigt die Mathematik, unter bestimmten Voraussetzungen konvergiert diese Taylor-Reihe. Also

\( f(x) = \sum\limits_{i=0}^{\infty}{\frac{f^{(i)}(x_0)}{i!}} (x-x_0)^i\\\)

Fourier-Entwicklung

Wir betrachten eine etwas kompliziertere Funktion f(t); z.B. ein elektrisches oder akustisches Signal im Zeitverlauf. Die Funktion soll aber periodisch sein; etwa mit der Periode [-π,+π] (das wird gern genommen).

Wir wollen die Funktion durch eine Reihe von Sinus- und Cosinus-Funktionen, also durch Schwingungen, annähern:

\( f(t) = \frac{a_0}{2} + \sum\limits_{k=1}^\infty(a_k \cos(kt)+ b_k \sin(kt)) \\ \)

Das ist eine Linearkombination von Sinussen und Cosinussen verschiedener Frequenzen (und Amplituden).

Der Sinn so einer Fourier-Entwicklung ist jetzt primär nicht, dass das Ergebnis “einfacher” wäre, sondern man möchte etwas herausbekommen über die Original-Funktion; beipielsweise wenn die Original-Funktion ein akustisches Signal ist (siehe MP3-Format).

Die Ermittlung der Fourier-Koeffizienten ak und bk nennt man auch Fourier-Analyse. Fourier selbst fand als analytische Lösung:

\( a_k = \frac{1}{\pi}\int\limits_{-\pi}^{+\pi} f(t) cos(kt) dt \\\)

und

\( b_k = \frac{1}{\pi}\int\limits_{-\pi}^{+\pi} f(t) sin(kt) dt \\\)

Eine Deutung so einer Fourier-Analyse ist, dass wir eine Funktion f(t) untersuchen und die Anteile verschiedener Frequenzen ermitteln. Man spricht deshalb auch von einem Frequenz-Spektrum…

Wenn wir die Fourier-Entwicklung nach dem n-ten Term abbrechen, schreiben wir:

\( F_n  f(t) = \frac{a_0}{2} + \sum\limits_{k=1}^n(a_k \cos(kt)+ b_k \sin(kt)) \\ \)

Das nennen wir “Fourier-Polynom n-ten Grades zu f”  (Sprachgebrauch, obwohl das kein Polynom im üblichen Sinne ist).

Statt Fourier-Analyse wird auch gern die Bezeichnung Harmonische Analyse verwendet.

Komplexe Zahlen

Gerne wird die Fourier-Analyse auch mit Komplexen Zahlen erklärt. So hilft die Eulerschen Formel dabei statt Sinus und Cosinus “einfach” eine Exponatialfunktion zu verwenden:

\(  e^{i  \cdot \phi} = \cos \phi+i \cdot \sin \phi \\\)

Damit entwickeln wir:

\( f(t) = \sum\limits_{k \in Z} c_k \cdot e^{ikt} \\\)

Was dann in der Regel zu komplexen Fourier-Koeffizenten ck führt.

Wir unterscheiden zwischen Fourier-Analyse und Fourier-Transformation…

Diskrete Fourier-Analyse

In der Praxis kennt man die Funktion f(t) meist nicht analytisch (also als Formel), sondern hat “nur” die Funktionswerte an diskreten Stellen. Man kommt dann zu einer sog. Diskreten Fourier-Transformation (DFT).

xyz

 

 

 

Mathematik: GeoGebra

Gehört zu: Data Science
Siehe auch: Python, Thermodynamik, Raumkrümmung, Robin Glover, Jeans-Kriterium, Hydrostatisches Gleichgewicht , Data Science

Stand: 04.06.2024

Die Software GeoGebra Classic

Online-Aufruf:   https://www.geogebra.org/classic

GeoGebra Lokal

Download von: https://www.geogebra.org/download?lang=de

Versionen:   6.0.735

Installation: Lokal auf ComputerAcerBaer (Ordner Programmierung)

Lokaler Aufruf: C:\Users\rubas\AppData\Local\GeoGebra_6\Update.exe –processStart=”GeoGebra.exe”

Benutzung von GeoGebra Classic

Wenn man Dateien Online speichern will, benötigt man ein Konto bei GeoGebra und dann muss man sich da anmelden.

Das GeoGebra-Menü gekommt man, wenn man rechts oben auf das “Hamburger-Menü” klickt.

Dann funktioniert im GeoGebra-Menü “Datei -> Öffnen”

Wir können GeoGebra-Dateien auch auf unserem lokalen Computer speichern (Dateinamen: *.ggb).

Wir können GeoGebra-Grafiken als SVG-Dateien exportieren: Hamburger-Menü -> Herunterladen als…

Beispiel: Sonnensystem

Name Große Halbachse (AE) Umlaufszeit (Jahre)
Merkur 0,387 0,2409
Venus 0,7233 0,6160
Erde 1,000 1,0000
Mars 1,524 1,8809
Jupiter 5,204 11,9
Saturn 9,582 29,5
Uranus 19,201 84,01095
Neptun 30,178 164,7885

Astronomie: Hydrostatisches Gleichgewicht

Gehört zu: Astronomie, Sternenentwicklung
Siehe auch: Hertzsprung-Russel-Diagramm, Roter Riese, Ideales Gas
Benutzt: Latex-Plugin für WordPress, SVG-Grafik aus Github

Stand:13.10.2022

Hydrostatisches Gleichgewicht

Sterne sind ja Gaskugeln, die sich auf der Hauptreihe des HRD im Hydrostatischen Gleichgewicht befinden.
Dazu müssen sich alle wirkenden Drücke ausbalacieren.

Zu den in Sterninneren wirkenden Drücken gehören: Gravitationsdruck, Gasdruck, Strahlungsdruck, der Druck durch die Fliehkraft,…

Mit diesen verschiedenen Drücken, die im Inneren eines Sterns wirken, wollen wir uns nun beschäftigen.

Gravitationsdruck

Annahmen: Wir betrachten eine Kugel mit Radius R, einer Gesamtmasse von M und zur weiteren Vereinfachung einer konstanten Dichte \(\rho\).

Wir möchten wissen, wie sich im Sterninneren der Druck P(r) in Abhängigkeit von der Entfernung r vom Sternzentrum (r=0) verhält.
Offensichtlich ist an der Oberfläche P(R)=0.

Da die betrachteten physikalischen Größen sich in Abhängigkeit von r ändern können, berechnen wir alles zuerst für infenitesimal dünne Kugelschalen (mit festem r) und müssen dann diese Kugelschalen aufsummieren (integrieren).

Eine Kugelschale

Eine Kugelschale vom Radius r (0 <= r <= R), einer Fläche von Fläche(r) und der infenitesimalen Dicke von dr hat ein Masse von:

\( dm = Fläche(r) \cdot dr \cdot \rho \tag{1}\\ \)

Die nach innen gerichtete Anziehungskraft auf diese Kugelschale ist einfach die Anziehungskraft der Sternmasse im Inneren der Kugelschale (Newtons Schalensatz).

Die Masse innerhalb der Kugelschale vom Radius r ist:

\(  m(r) = Volumen(r) \cdot \rho = \frac{4}{3} \pi r^3 \rho \tag{2} \\ \)

Auf diese Kugelschale vom Radius r wirkt also eine Anziehungskraft von:

\( f(r) = – G \frac{m(r) dm}{r^2}  \tag{3} \\\)

Damit ist der gravitative Druck dieser Kugelschale:

\( dP = \frac{f(r)}{Fläche(r)} = -\frac{G\frac{m(r) dm}{r^2}}{Fläche(r)}  \tag{4}\\\)

Nun setzten wir den oben gefundenen Ausdruck für dm aus Gleichung (1) hier ein:

\( dP = -\frac{G \cdot m(r) \rho \cdot dr}{r^2} \tag{5}\\\)

Dann setzten wir noch die oben gefundene Funktion m(r) aus Gleichung (2) hier ein:

\( dP = -\frac{G \cdot \frac{4}{3} \pi r^3 \rho \cdot \rho \cdot dr}{r^2} \tag{6}\\ \)

und bekommen schießlich als Gradienten des Gravitationsdrucks:

\( \frac{dP}{dr} = -\frac{4}{3} G \cdot \rho^2 \cdot r \tag{7}\\\)

Dies können wir nun aufsummieren (integrieren) zu:

\( P(r) = – \frac{2}{3} \pi G \rho^2 \cdot r^2+ const. \tag{8}\\\)

Aus der Randbedingung P(R) = 0  erhalten wir die Integrationskonstante und schließlich:

\( P(r) = \frac{2}{3} \pi G \rho^2 R^2 – \frac{2}{3} \pi G \rho^2 r^2  = \frac{2}{3} \pi G \rho^2 (r^2 – R^2) \tag{9}\\ \)

Diesen Verlauf des Gravitationsdrucks im Inneren eines Sterns können wir grafisch mit GeoGebra darstellen, dann als SVG-Datei exportieren und diese dann in unseren WordPress-Betrag einbauen (s.u.).

Abbildung 1: Gravitationsdruck in einer homogenen Gaskugel (Github: Gravitationsdruck.svg)

Der Gasdruck

Zur Vereinfachung nehmen wir zunächst an, dass das Gas sich wie ein ideales Gas verhält….

\( p \cdot V = n \cdot R \cdot T \)

Der Strahlungsdruck

Die Kernfusion im inneren des Sterns erzeugt einen nach aussen gerichteten Energiestrom….

 

Astronomie: Mindmap Astrofotografie

Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: Mindmaps
Benutzt: Fotos aus Google Archiv

Stand: 10.12.2022

Mindmap Astrofotografie

Als ich mich im Jahre 2014 begann wieder mit meinem alten Schüler-Hobby, der Astronomie, auseinanderzusetzen, konnte ich mich vor so viel Neuem, garnicht mehr orientieren. Ich begann diese Mindmap zu malen:

Abbildung 1: Meine Mindmap zur Astrofotografie vom 29.9.2016 (Google Drive: Mindmap_Astrofotografie.jpg)

Mindmap_Astrofotografie.jpg

http://blog.kr8.de/astrofotografie-mond/ http://blog.kr8.de/astrofotografie-mond/ http://blog.kr8.de/astrofotografie-mond/ http://blog.kr8.de/astrofotografie-mond/

Die Links in dieser Mindmap kann ich hier in WordPress nicht so elegant realisieren.

Etwas Hilfe verspreche ich mir von: https://www.image-map.net/

Mein aktuelles Image “mindmap-astrofotografie.jpg hat die Größe von: 1223 x 904 Pixeln. Auf der Website hat das width=1024, height=773

Solange ich das noch nicht fertig umgestellt habe hier eine Liste der in der Map vorkommenden Links:

Fähigkeiten

  • Fotobearbeitung – Stacking
  • Nachführung
  • Platesolving
  • Suchen und Finden
  • Polar Alignment
  • Fokussieren
  • Beobachtungsplanung

Beobachtungsobjekte

Astronomie: Roter Riese

Gehört zu: Astronomie, Hertzsprung-Russel-Diagramm
Siehe auch: Sternentwicklung, Hauptreihe, Kernfusion

Stand: 06.10.2022

Entwicklung von Roten Riesen

Aus einem Hauptreihenstern kann sich ein sog. Roter Riese entwicken, der seinerseits durch mehrere Enwicklungsstadien geht und schließlich auch in unterschiedlichen End-Zuständen endet (Weisser Zwerg, Neutronenstern, Schwarzes Loch).

Entstehung eines Roten Riesen

Ein Stern auf der Hauptreihe des HRD fusioniert in seinem Zentrum Wasserstoff zu Helium.

Wenn der Wasserstoff komplett zu Helium fusioniert wurde, haben wir im Zentrum des Sterns Helium und weiter ausserhalb Wasserstoff (genauer gesagt ein Gemisch aus Wasserstoff 75% und Helium 25%). Das Material kann aber noch nicht weiter fusionieren, da Temperatur und Druck dafür noch zu klein sind. Die Kernfusion im Stern stoppt also komplett. Damit besteht kein Druck-Gleichgewicht mehr und der Stern kollabiert unter seiner eigenen Schwerkraft.

Durch diese Kontraktion steigt die Temperatur um Sterninneren langsam an, da sich die Sternmaterie wie ein ideales Gas verhält.. Für eine Fusion des Heliums im Zentrum bleibt es aber noch immer zu kalt – ca. 100 Mio Kelvin wären dafür erforderlich.

Diese Lebensphase des Sterns nennt man: –> Unterriese (Sub Giant)
Ein “kleinerer” Roter Riese heisst “Unterriese”. Mit “kleinerer” meint man Leuchtkraftklasse IV.

Die steigende Temperatur reicht zuerst für eine Fusion des Wasserstoffs zu Helium in der bisher inaktiven Wasserstoffhülle, wofür nur ca. 10 Mio Kelvin erforderlich sind. Damit beginnt also zunächst ein sog. Wasserstoffschalenbrennen in einer Schale um den Helium-Kern des Sterns.

Ausserhalb der Schale expandiert der Stern dann durch den dort überwiegenden Strahlungsdruck der Fusion (des Wasserstoffschalenbrennens). Nach innen produziert das Wasserstoffschalenbrennen Helium, was den Helium Kern zunächst vergrößert. Wenn Masse des Heliumkerns schließlich die Schönberg-Chandrasekhar-Grenze erreicht, kann der Heliumkern den Gravitationsdruck von Kern und Schalenbereich nicht mehr halten und kollabiert schnell. Die durch den Kollaps frei werdende potentielle Energie (Gravitations-Engergie) wird in den Stern abgegeben und heitzt diesen enorm auf. Nun nennt man so einen Stern einen “Roten Riesen”

Diese Lebensphase des Sterns nennt man –> Roter Riese (Red Giant)
So ein “echter” Roter Riese soll dann die Leuchtkraftklasse III haben.

Link: –> https://www.youtube.com/watch?v=4xIQGbYur9Q

Das Ende eines Roten Riesen

Das Ende der Lebensphase “Roter Riese” ist erreicht, wenn im Kern das Heliumbrennen zündet (sog. Helium Flash).

Im HRD befindet sich der Stern dann am “TRGB” (Tip of the Red Giant Branch).

Unterriese oder Riese?

Der Beginn der Lebensphase “Unterriese” ist klar definiert durch den Abzweig von der Hauptreihe – also das Ende des Wasserstoffbrennens im Zentrum. Nun befindet sich der Stern auf dem sog. SGB (Sub Giant Branch) im Hertzsprung-Russel-Diagramm.

Aber wann wird aus dem Unterriesen ein Riese? Phänomenologisch ist das der Übergang von Leuchtkraftklasse IV zu Leuchtkraftklasse III, aber was passiert da astrophysikalisch im Inneren des Sterns? Es ist der Moment, wo die Masse des Heliumkerns die Schönberg-Chandrasekhar-Grenze überschreitet und der Heliumkern schnell kollabiert.

Quelle: https://astronomy.stackexchange.com/questions/21157/when-exactly-does-a-sub-giant-become-a-red-giant

Yerkes-Leuchtkraftklassen

Die Yerkes-Leuchtkraftklassen, auch als Yerkes- oder MK-System bekannt, bezeichnen eine gebräuchliche Einteilung der Sterne nach ihrer Leuchtkraft und ihrem Spektraltyp. Dieses Einteilungsschema geht auf W.W. Morgan und P.C. Keenan zurück. Danach gibt es die Klassifikation in Leuchtkraftklassen:

  • Ia: Hyperriesen
  • Ib: Überriesen
  • II: Helle Riesen
  • III: Riesen
  • IV: Unterriesen
  • V: Hauptreihe
  • VI: Unterzwerge

Quelle: https://www.spektrum.de/lexikon/astronomie/yerkes-leuchtkraftklassen/539

Astronomie: ZWO Filter Drawer for Canon

Gehört zu: Astronomie, Astrofotografie
Siehe auch: Liste meiner Astro-Geräte, Backfokus, Filter, Filterschublade für M42

Stand: 16.3.2025

Am 5.11.2021 habe ich bei Teleskop-Service eine Filterschublade ZWO-FD-EOS erworben.

Die ist speziell für Canon-Fotoojektive gedacht. Vorderer Anschluss ist ein Canon EF Bajonett; hinten ist ein M42*0,75/M48 Aussengewinde.

Mit einer optischen Länge von 21mm passt das Teil perfekt mit meiner Astro-Kamera ZWO ASI294MC Pro zusammen. Allerdings ist es ein rein mechanischer Adapter, der also keine Elektronik enthält mit der man z.B. fokusieren könnte (im Gegensatz zum AstroMechanics-Teil).

Mit einem zusätzlichen Adapter passen auch Nicht-Canon-Optiken  (z.B. Foto-Objektive, Teleskope) an diese Filterschublade:

  • mit einem kurzen Adapter OM-EOS mein Foto-Objektiv Olympus 135mm
  • mit einem Adapter T2-Canon mein “großes” Teleskop ED80/600,

Ich habe dann zwar keine Elektronik aber einen mechanischen Anschluss und den Vorteil der Flexibilität einer Filterschublade.

Bei einem Anschluss an ein Foto-Objetiv kommt es ja wesentlich auf die Fokussierung bis unendlich an.

Link: https://www.teleskop-express.de/de/filter-254/filterrad-filterschublade-filterschieber-120/zwo-filterschublade-fuer-eos-objektive-passend-fuer-2-filter-12422

Abbildung 1: Filterschublade für Canon EOS (Github: Filterschublade-EOS.svg)

Filterschublade EOS