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Klima- und Umweltveränderungen

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Präsentation zum Thema: "Klima- und Umweltveränderungen"—  Präsentation transkript:

1 Klima- und Umweltveränderungen
(2) Entstehung der Erde

2 Sternentstehung – Staub
Klima 30 Sternentstehung – Staub Die Sombrero-Galaxie sehen wir von der Seite – hier wir deutlich, dass Spiralgalaxien große Mengen an Staub enthalten – allerdings in sehr geringer Konzentration (Bild: R. Colombari).

3 Sternentstehung im Adlernebel – ein Blick in unsere Vergangenheit
Klima 31 Sternentstehung im Adlernebel – ein Blick in unsere Vergangenheit Fast alle Bilder der nächsten 6 Folien (bis auf das kleine Insert in Folie 29) wurden mit dem Weltraumteleskop (Hubble Space Telescope – HST) aufgenommen und sind unter: kostenlos erhältlich. Ein thematisch geordnetes Bildarchiv gibt es unter: Dunkelwolken aus Staub und Wasserstoffgas im Adlernebel M16 (~7 000 Lichtjahre entfernt im Sternbild Schlange), umgeben von jungen, leuchtkräftigen Sternen (Quelle: HST). Die sogenannten protostellaren Wolken am Oberrand der Gas- und Staubsäule (jede größer als unser Sonnensystem) sind Orte der Stern-entstehung – wie bei der Sonne vor ~4.6 Mrd. J.

4 Klima 32 Sternenentstehung Ein Lichtjahr entspricht der Strecke, die das Licht mit einer Geschwindigkeit von ca km/s in einem Jahr zurücklegt. In Kilometer ausgedrückt entspricht ein Lichtjahr einer Strecke von 9.46 Billionen Kilometer. Obwohl es der Name vermuten läßt, ist das Lichtjahr eine Entfernungs- und keine Zeiteinheit! Die Sonne ist von der Erde etwa 8 Lichtminuten entfernt, der Mond nicht einmal 1½ Lichtsekunden. Das ganze Leben eines Sterns ist durch einen Kampf der Strahlung gegen die Gravitation geprägt. Bei der Sternentstehung wechseln Phasen, in denen das Gas unter seiner eigenen Schwerkraft kollabiert und die Dichte schnell steigt, mit Gleichgewichtsphasen, in denen die Temperatur und damit der innere Druck stark anwachsen und der Gravitation entgegenwirken (Ralf Launhardt, SdW 08/2013).

5 Sternenentstehung im Orionnebel
Klima 33 Sternenentstehung im Orionnebel IR Ein Lichtjahr entspricht der Strecke, die das Licht mit einer Geschwindigkeit von ca km/s in einem Jahr zurücklegt. In Kilometer ausgedrückt entspricht ein Lichtjahr einer Strecke von 9.46 Billionen Kilometer. Obwohl es der Name vermuten läßt, ist das Lichtjahr eine Entfernungs- und keine Zeiteinheit! Die Sonne ist von der Erde etwa 8 Lichtminuten entfernt, der Mond nicht einmal 1½ Lichtsekunden. Der Orionnebel M42, Lichtjahre entfernt, enthält etwa 700 junge Sterne (IR Bild) und mindestens 150 protostellare Wolken. Einige verdampfen in der intensiven UV-Strahlung der vier hellen Sterne, die das „Trapez“ bilden. Bsp. 5 zeigt die Seitenansicht einer Akkretionsscheibe. 1AU (Astronomical unit) ist dabei Mio. km, die mittlere Entfernung Erde – Sonne Quelle: HST.

6 Dunkelwolken Trifid Nebel M20 Carina Nebel NGC3372
Klima 34 Dunkelwolken Trifid Nebel M20 Carina Nebel NGC3372 Sterngeburt in NGC3603 Die Kennbuchstaben M und NGC sind Ankürzungen für zwei Kataloge, in denen „nebelartige“ Objekte verzeichnet sind. M bezeichnet den Messier Katalog, der vom französischen Astronomen Charles Messier ( ) zusammengestellt wurde, er enthält 110 Objekte. NGC bezeichnet den „General Catalogue of Nebulae and Cluster stars“, der von dem dänischen Astronomen John Ludwig Emil Dreyer 1888 veröffentlicht wurde, er enthält etwa 8000 Objekte. Das SW Bild der Galaxie M33 wurde mit dem Teleskop am Mount Palomar (USA) aufgenommen. NGC604 in der Galaxie M33 Junge Sterne in NGC4214 Lagunennebel M8

7 Klima 35 Sternhaufen (1) Offener Sternhaufen aus jungen Sternen: Die Plejaden (Bild: R. Gendler)

8 Offener Sternhaufen in NGC 602 (Bildquelle: HST)
Klima 36 Sternhaufen (2) Offener Sternhaufen in NGC 602 (Bildquelle: HST)

9 Klima 37 Kernfusion Das rechte Bild zeigt denn Endpunkt der Entwicklung. Während das Wasserstoffbrennen bei der Sonne über etwa 10 Milliarden Jahre konstant Energie liefert (also noch für etwa 5 Milliarden Jahre), dauert das „Siliziumbrennen“ (das erst oberhalb von 3 Milliarden Grad zündet) nur noch wenige Stunden. Im Fall des roten Überriesen folgt unmittelbar auf das oben gezeigte Bild ein Supernova-Explosion. Im Fall der Sonne wird das Heliumbrennen noch etwa 100 Millionen Jahre dauern. Die Wasserstoffbrennzone ist zu diesem Zeitpunkt schon weit nach außen gewandert, dadurch wird sich die Sonne zu einem „Roten Riesen“ aufgebläht haben, der mindestens bis zur Venusbahn reichen wird. Die Oberflächentemperatur der Sonne hat dann zwar abgenommen (deshalb ist sie „rot“ und nicht mehr „gelb“), aufgrund der extrem vergrößerten Oberfläche wird die Leuchtkraft aber auf das Tausendfache des heutigen Werts ansteigen. Auf der Erde wird es dann sehr unwirtlich werden (aber bis dahin haben wir noch etwas Zeit). Im Inneren der Sterne wird Energie durch Kernfusion freigesetzt. Im Fall der Sonne werden je 4 Wasser-stoffkerne (Protonen) zu einem Heliumkern verschmolzen („Wasserstoffbrennen“). Das Helium sammelt sich im Zentrum als „Schlacke“. Später werden im Zentrum auch Temperaturen erreicht, bei denen das „Heliumbrennen“ beginnt, dabei wird Kohlenstoff gebildet. In roten Überriesen laufen in konzentrischen Schalen gleichzeitig verschiedene Fusionsprozesse ab, bei denen alle Elemente bis zum Eisen entstehen.

10 Klima 38 Lebenserwartung Der Krebsnebel M1 im Sternbild Stier ist der Überrest einer Supernova-Explosion, die im Jahr 1054 in China beobachtet wurde. Der Cirrus Nebel ist der Überrest eines Supernova Ausbruchs, der sich vor etwa Jahren im Sternbild Schwan ereignete. Die Supernova 1987A wurde im Jahr 1987 in der Großen Magellanschen Wolke (Large Magellanic Cloud – LMC), unser nächsten Nachbargalaxie beobachtet. Die Sonne wird noch weitere ~5 Milliarden eine ruhiges „Hauptreihen-Leben“ führen, bevor es zum Schalenbrennen und damit zum Aufblähen zu einem Roten Riesen kommt. Die Erde wird aber schon wesentlich früher unbewohnbar. Durch die Temperatur-Zunahme im Kern nimmt auch die Leuchtkraft der Sonne zu – allerdings nur um etwa 0.7 % in 100 Millionen Jahren. Dadurch wird die Erde in etwa 500 Millionen Jahren für Menschen unbewohnbar sein (Ralf Launhardt, SdW 08/2013).

11 Planetarische Nebel (1)
Klima 39 Sterbende Sterne (1) Planetarische Nebel (1) Alle Bilder: HST Bis auf kleine Spuren von Lithium und Beryllium wurden alle Elemente die schwerer als Helium sind, im Inneren von Sternen durch Kernfusion erzeugt. Eine Bildung von erdähnlichen Planeten war also erst möglich, nachdem sterbende Sterne das interstellare Medium mit schweren Elementen angereichert hatten. Planetarischer Nebel NGC6543 „Egg Nebula“ CRL2688 „Eskimo“ Nebel NGC6392 Am Ende des Lebens eines Roten Riesen werden die äußeren Schichten des Sterns abgestoßen und umgeben den Sternenrest mit einer Schale aus Staub und Gas, die das interstellare Medium mit schweren Elementen anreichert. Die Hülle wird von dem Sternenrest durch UV-Strahlung zum Leuchten angeregt. In kleinen Fernrohren sehen diese Objekte wie kleine Planetenscheiben aus – daher der Name.

12 Planetarische Nebel (2)
Klima 40 Sterbende Sterne (2) Planetarische Nebel (2) Alle Bilder: HST Helix Nebel NGC7293 Der NGC Katalog wurde 1895 und 1908 um insgesamt ca Objekte ergänzt. Auf diese als „Index Catalogue“ bezeichnete Ergänzung wird mit den Buchstaben IC Bezug genommen. Ringnebel M47 Planetarischer Nebel IC418 Planetarischer Nebel NGC6751

13 Sterbende Sterne (3) Supernovae Alle Bilder: HST
Klima 41 Sterbende Sterne (3) Supernovae Alle Bilder: HST Überreste eines Supernova– Ausbruchs im Sternbild Schwan Der Krebsnebel M1 im Sternbild Stier ist der Überrest einer Supernova-Explosion, die im Jahr 1054 in China beobachtet wurde. Der Cirrus Nebel ist der Überrest eines Supernova Ausbruchs, der sich vor etwa Jahren im Sternbild Schwan ereignete. Die Supernova 1987A wurde im Jahr 1987 in der Großen Magellanschen Wolke (Large Magellanic Cloud – LMC), unser nächsten Nachbargalaxie beobachtet. Krebsnebel M1 Supernova 1987A in der LMC Als Supernova bezeichnet man den gigantischer Ausbruch eines massereichen Sterns nach dem Zusammenbruch (Kollaps) durch seine eigene Gravitationskraft. Während des Höhepunkts des Helligkeitsausbruchs kann eine Supernova die Leuchtkraft einer ganzen Galaxie übertreffen. Die äußeren Schichten werden abgestoßen, während der Rest zu einem Neutronenstern oder zu einem Schwarzen Loch kollabiert. Alle Elemente die schwerer als Eisen sind, wurden bei Supernova–Ausbrüchen erzeugt (die schwersten, wie Gold und Uran vermutlich sogar bei Kollisionen von binären Neutronen-Sternen).

14 Planetenentstehung – Akkretionsscheibe
Klima 42 Planetenentstehung – Akkretionsscheibe Die Bildung von erdähnlichen Planeten war erst möglich, nachdem sterbende Sterne das interstellare Medium mit schweren Elementen angereichert hatten. Rotierende Gas- u. Staubwolken kon-trahieren zu Akkretionsscheiben. Nur in der Äquatorebene der Scheibe können Gravitations- und Fliehkraft einander die Waage halten. In der Akkretionsscheibe bilden sich Protoplaneten (Quelle: Nature). Für alle Objekte außerhalb der Äquatorebene gibt es immer eine Komponente der resultierenden Kraft, die zur Äquatorebene weist.

15 Planetenentstehung – Planetesimale
Klima 43 Planetenentstehung – Planetesimale Links: Akkretionsscheibe um HL Tauri (Bild: ESO). Oben: Planetesimale in einer Akkretionsscheibe (Illustration: GEO). Durch Kollision der Planetesimale entstehen Protoplaneten.

16 Planetenentstehung – Scheibenwelt
Klima 44 Planetenentstehung – Scheibenwelt Diese Bild ist auch als „Saurons Auge“ bekannt geworden (Inset mit Dank an P. Jackson). Fomalhaut liegt, 25 Lj von der Erde entfernt, im Sternbild südlicher Fisch und ist einer der hellsten Sterne am Nachthimmel. Er wird von einer Staubscheibe umgeben, in der es einen auffälligen Ring gibt (Bildquelle: HST), dessen Zentrum nicht mit dem Zentralstern zusammenfällt – Ein deutlicher Hinweis auf einen Planeten.

17 Terrestrische Planeten
Klima 45 Das Sonnensystem Venus Mond Merkur Erde Erde Mars Terrestrische Planeten Gasplaneten, jeweils gleicher Maßstab Saturn Die Erde ist der größte der (ähnlich aufgebauten) terrestrischen Planeten, im Vergleich mit den Riesenplaneten oder Gasplaneten (die wiederum untereinander sehr ähnlich sind) wirkt sie allerdings bescheiden (rechts oben). Das Bild rechts unten zeigt die kleineren Planeten und die größten Monde des Sonnensystems im gleichen Maßstab. Die vier größten Jupitermonde (Ganymed, Kallisto, Io und Europa), der größte Saturnmond (Titan) und der größte Neptunmond (Triton) sind alle größer als der kleinste Planet - Pluto, Ganymed und Titan sind sogar größer als Merkur. Bilder und Daten des Sonnensystems gibt es unter oder in einer deutschen Version unter Jupiter Erde Venus Mars Ganymed Titan Merkur Kallisto Neptun Uranus Io Mond Europa Triton Pluto

18 Mondentstehung – Riesenimpakt
Klima 46 Mondentstehung – Riesenimpakt Der Mond ist sehr ähnlich aufgebaut wie der Erd-mantel, das spricht für ein Entstehung in der gleichen Region des Urnebels. Der Eisenkern ist allerdings wesentlich kleiner als der der Erde und der Mond ist sehr arm an flüchtigen Substanzen. Die Gesamtheit Der Befunde kann nur mit der Impakttheorie zufrieden-stellend erklärt werden. Ein Artikel zum Impaktszenario zur Mondentstehung, die Simulations- bilder und ein paar links sind unter zu finden. Computersimulationen zur Mondentstehung: Zwei schon differenzierte Protoplaneten prallen aufeinander. Beim zweiten Aufprall (9-16) verbleibt der überwiegende Teil des Eisenkerns (blau) beim größeren Körper (Erde). Das ausgeschleuderte Mantelmaterial (rot) bildet eine Akkretionsscheibe um die Erde und schließlich den Mond.

19 Mondentstehung – Riesenimpakt
Klima 47 Mondentstehung – Riesenimpakt Ein Artikel zum Impaktszenario zur Mondentstehung, die Simulations- bilder und ein paar links sind unter zu finden. Riesenimpakt (Bildquelle: GEO). Für etwa eine Stunde leuchtete die Erde heller als die Sonne.

20 Klima 48 Entstehungszeit Nach aktuellem Wissensstand kondensierten die ersten (größeren) festen Bestandteile des Sonnen-systems vor Millionen Jahren aus dem solaren Urnebel (mit einer Unsicherheit von nur etwa 2 Millionen Jahren). Rechts: Ca/Al-reicher Einschluss des Allende-Meteoriten mit etwa 1 cm Durch-messer (~ ältestes datiertes Material). Innerhalb von nur etwa Jahren entstanden die ersten „Planeten-Embryos“. Nach etwa 10 Mio. J. war die Proto-Erde schon zu etwa 2/3 „fertig“. Nach 30 Mio. J. war die Akkretion praktisch abgeschlossen, die Proto-Erde (Gaia) war vollständig differenziert. Nach der Kollision mit einem Protoplaneten von der Größe des Mars (Theia) entstand zu diesem Zeitpunkt das Doppelsystem Erde-Mond. Alle Zeitangaben beruhen auf radiometrischer Datierung. Die Erde nimmt auch heute noch an Masse zu, in erster Linie durch Akkretion von Mikrometeoriten (0,2-0,5 mm Durch-messer). Sie wird pro Tag um etwa 50 bis 100 Tonnen schwerer. Das ergibt bei gleichbleibendem Wachstum in 4,6 Milliarden Jahren allerdings nur eine gleichmäßige Schicht von etwa 5 cm.

21 Klima 49 Bildung der Erdkruste Durch den Riesenimpakt wurde die Erde bis in große Tiefen aufgeschmolzen. Die Oberfläche kühlt langsam ab, es bildet sich eine erste Erdkruste, die aber durch Impakte immer wieder zerrissen wird (Quelle: GEO). Erstarrendes Magma im Lavasee des Erta Ale (Äthiopen) als „Modell“ für die Bildung der ersten Erdkruste. Nur auf der Erde entwickelte sich die Plattentektonik.

22 Narben der Planetenentstehung
Klima 50 Narben der Planetenentstehung Krater mit ~ 80 km Durch-messer auf der Rückseite des Mondes (Apollo 11). Gezeitenkräfte haben bewirkt, daß der Mond der Erde stets dieselbe Seite zuwendet. Auf der Vorderseite des Mondes findet man zwei Arten von Geländetypen. Die stark mit Kratern zerklüfteten, hellen Hochländer (oder terrae -> Länder) und die dunkleren, jüngeren, weniger mit Kratern übersäten maria (dt. Meere). Der Begriff Meteor bezeichnet nur die Leuchtspur am Himmel. Ein Meteorit ist der Körper, der auf der Erde (oder sonst wo) eingeschlagen ist und eventuell einen Krater erzeugt hat. Asteroiden sind Kleinplaneten, von denen die meisten die Sonne zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter umkreisen. Einige tausend Asteroiden sind bekannt. Der größte ist Ceres mit einem Durchmesser von 933 km. Die Grenze zwischen Meteoriten und Asteroiden ist fließend, beide bestehen überwiegend aus Gestein und Metall, Kometen zu einem großen Teil aus Eis. Unmittelbar nach ihrer Entstehung waren die jungen Planeten einem heftigen Bombardement von übriggebliebenen Planetesimalen (Asteroiden, Meteoriten und Kometen) ausgesetzt. Auf den Planeten und Monden ohne Atmosphäre (wie z.B. Erdmond – links und Merkur – rechts) sind die Spuren dieser Einschläge noch heute deutlich sichtbar. Diese Einschläge lieferten aber auch Teile des Wassers der Ozeane und organische Verbindungen. Die „Meere“ des Mondes sind Spuren der heftigsten Impakte.

23 Narben der Planetenentstehung
Klima 51 Narben der Planetenentstehung Quelle: NASA Das Südpol-Aitken Becken auf der (für uns unsichtbaren) Rückseite des Mondes hat einen Durch-messer von etwa km. Die Maria sind nahezu kreisförmig und entstanden in der Frühzeit des Mondes, als große Asteroiden auf seiner Oberfläche einschlugen und sich die Becken in der Folge mit Basalt füllten. Die Rückseite unterscheidet sich von der Vorderseite insofern ganz wesentlich, als sie keine großen Maria-Becken aufweist. Quelle: GEO

24 Narben der Planetenentstehung
Klima 52 Narben der Planetenentstehung Quelle: NASA Vesta (573 km × 557 km × 446 km) ist der zweitgrößte Asteroid im Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter (Pallas ist ein bisschen größer, hat aber eine geringere Masse; Ceres ist noch größer, wird aber als Zwergplanet geführt (annähernd kugelförmig, Äquatordurchmesser 963 km)). Vesta ist differenziert und hat einen Eisenkern. Am Südpol ist ein riesiger Krater – Rheasilvia – mit 505 km Durchmesser (!) und einem 23 km hohen Zentralberg (!).

25 Bausteine des Planetensystems
Klima 53 Bausteine des Planetensystems Tschurjumow-Gerassimenko (~4 km x 4.5 km, besser bekannt als “Tschuri”) ist ein (erwachter) Kometenkern. Er wird derzeit von der Europäischen Rosetta Mission besucht, die mit Philae sogar eine Landung geschafft hat (Bilder: ESA).

26 Planetesimale auf Kollisionskurs
Klima 54 Planetesimale auf Kollisionskurs <http://www.astronews.com/news/artikel/2013/02/ shtml> "Der Asteroid hatte einen Durchmesser von ungefähr 17 Metern und wog etwa Tonnen", so die Analyse von Professor Peter Brown von der kanadischen University of Western Ontario. "Er traf die Erdatmosphäre mit einer Geschwindigkeit von Kilometern pro Stunde und brach in einer Höhe von 19 bis 24 Kilometern auseinander. Die resultierende Explosion hatte eine Stärke von mehr als 470 Kilotonnen TNT", Am explodierte ein gerade einmal 17 m großer Meteoroid über dem Ural – mit der etwa 30fachen Energie der Hiroshima-Bombe (Bilder: Alex Alishevskikh, Velentin Kazako, RMES).


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