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Astronomiefreifach HS 2001/2002 Stefan Leuthold

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Präsentation zum Thema: "Astronomiefreifach HS 2001/2002 Stefan Leuthold"—  Präsentation transkript:

1 Astronomiefreifach HS 2001/2002 Stefan Leuthold
Sternentstehung Astronomiefreifach HS 2001/2002 Stefan Leuthold

2 Interstellare Materie
Vor allem Wasserstoff Gas (H, H2, H+, H–) und Staub Sehr dünn, macht aber meiste Masse des Kosmos aus Astronomie. Sternentstehung.

3 Gaswolken Durch UV-Strahlung auf- geheizte Gaswolken leuchten (haben ein Emissions- spektrum). Kühle Gaswolken leuchten nicht, da alle Atome im Grundzustand sind (Elektron im H-Atom auf der ersten Schale). UV Astronomie. Sternentstehung.

4 Gaswolken |2 Aufheizung durch UV-Strahlung ~ n  h · n
10-12 10-10 10-14 10-8 10-6 10-4 10-2 1 102 104 106 108 1010 10-16 10-18 10-20 10-22 10-24 10-26 10-28 10-30 10-32 10-34 Sichtbar Radio Mikrowelle Infrarot Ultraviolett Rönten Gamma Strahlen Wellenlänge des Photons/m Energie eines Photons/J ~ n  h · n v   · n Astronomie. Sternentstehung.

5 Gaswolken |3 Kalte dunkle Gaswolken können trotzdem gefunden und untersucht werden: Etwa alle 11 Mio. Jahre kehrt ein H-Atom seinen Elektronenspin, wobei es in einen Grundzustand übergeht, der von seinem ursprünglichen Zustand bei -13,6 eV um 6 meV abweicht. Dabei emittiert das H-Atom ein Energiepaket im Radiowellenbereich mit der Wellenlänge 21cm. Diese Welle wird detektiert und ihre Intensität untersucht. Astronomie. Sternentstehung.

6 Interstellarer Staub Staub zwischen den Sternen besteht aus Silikaten und Eis: H20, CH4, NH3, CO2, und Kombinationen aus den anderen häufigsten Elementen N, C, H, O, S, Si. Interstellarer Staub ist «feiner» als Erdstaub. Kern ≈ 0,05 mm ø, Silikate, Eisen und/oder Graphit Mantel ≈ 0,5 mm, CO2, H20, CH4, NH3 (Eis) Oberfläche zum Teil organische Moleküle Astronomie. Sternentstehung.

7 Gas- und Staubformationen
Staub und Gas bilden Wolken wegen Gravitationskräften. Molekülwolke := Gas- und Staubwolke mit einer Masse zwischen 100 und 1 Mio. Sonnenmassen, einem Durchmesser von 15 bis 60 parsec und einer Temperatur bis zu 10 K. Bis zu 60 verschiedene Moleküle/Atome. Astronomie. Sternentstehung.

8 Nebel Eine Gas- und Staubformation nennt man auch Nebel.
Eine Wolke, welche selber leuchtet, heisst Emissionsnebel. Eine Wolke, welche nur Licht wiederspiegelt, heisst Reflexionsnebel. Planetarische Nebel haben gewisse Eigenschaften, so dass einmal ein Planet aus ihnen entstehen könnte. Astronomie. Sternentstehung.

9 Reflektiertes Licht erscheint bläulich.
(Reflexionsnebel) Emittiertes Licht erscheint oft rötlich. An manchen Stellen ist der Nebel so dick, dass er alles Licht absorbiert und schwarz erscheint.

10 Lichtdurchgang durch Nebel
Warum ein Nebel bläulich oder rötlich erscheint: Das blaue Licht wird an den vorhandenen Atomen/Molekülen stärker gestreut, deshalb kommen mehr Wellenlängen aus dem roten Bereich durch (ähnlich: Himmelsblau). Astronomie. Sternentstehung.

11 Reflektiertes Licht Transmittiertes Licht Reflexionsnebel Stern, der Nebel leuchten lässt Emissionsnebel

12 Orionnebel (Ausschnitt)

13 NGC 7293

14 Betrug durch Photos: Unechte Farben. Trifid Nebel.

15 Protoplanetarische Nebel in Orion

16 Rolle von interstellarem Staub
Interstellarer Staub «sammelt» verschiedene Moleküle und Atome, welche hängen bleiben – und dadurch grössere Verbände formen können. Da UV-Strahlung an der Oberfläche des Staubs absorbiert wird, kommt nur wenig Energie ins Innere des Staubes: Dort können komplexere Moleküle entstehen. Ist genügend Staub an einem Ort im Universum, kann die Gravitation so stark werden, dass sich aus der Wolke ein Klumpen bildet. Astronomie. Sternentstehung.

17 Herkunft der Nebel Atome und Moleküle, welche in Nebeln zu finden sind, müssen irgendwann in Sternen entstanden sein. Wahrscheinlich stammen sie aus «Explosionen», bei welchen Teile der Sternatmosphären weggeblasen worden sind. Fortgeschleuderte Sternhülle im «Schwan» Astronomie. Sternentstehung.

18

19 Katzenaugennebel

20 Sterngeburt Interstellare Materie: T ≈ 10 K, interstellarer Wasserstoff ≈ 100 K, r ≈ 1 bis 100 Atome/cm3 Ab M > 500 MSonne Kontraktion der Wolke Gravitation Druck Astronomie. Sternentstehung.

21 Sterngeburt |2 Es braucht wesentlich mehr Materie, um eine Wolke zu kontrahieren, als grosse Sterne nachher enthalten (typischerweise ≈ 100 MSonne). Grosse Wolken kontrahieren zu ganzen Sternentstehungsgebieten. Oft helfen erst Schockwellen, welche sich durch Nebel ausbreiten, dass an einem Ort per Zufall genügend Materie ist, um ein Sternentstehungsgebiet zu bilden durch Kontraktion. Astronomie. Sternentstehung.

22 NGC 6188 (Molekulare Staubwolke mit heissen jungen OB-Sternen)

23 Rosettennebel

24 Adlernebel (Ausschnitt)

25 Sternentstehungsgebiet

26 Sterngeburt |3 Eine kollabierende Wolke dreht sich von Anfang an, und wenn sie zusammenfällt und sich im Innern Sterne und evtl. Planeten bilden, bleibt der Drehimpuls erhalten. Deshalb umkreisen die Planeten die Sonne alle in der gleichen Richtung. Astronomie. Sternentstehung.

27 Sterngeburt |4 Wenn genügend potentielle Graviationsenergie in kinetische Energie (entspricht Temperaturanstieg) im Innern umgewandelt worden ist, sind die Bedingungen geschaffen, dass Kernfusion eintritt: Der Stern beginnt zu brennen. Temperatur noch zu gering, als dass von Auge sichtbar, aber Infrarot kann gemessen werden. Sonneninneres: > 15 Mio. K, > Mia. bar 61H+  4He++ + 2e+ + 2 + 2 + 21H+ Astronomie. Sternentstehung.

28 Astronomie ist schön. Credits:
Die meisten PowerPoint Graphiken sind zusammengestohlen von der Swinburne University (http://astronomy.swin.edu.au/) Die Fotos sind aus Büchern und dem Internet gestohlen. Astronomie. Sternentstehung.


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