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(2) Entstehung der Erde Klima- und Umweltveränderungen Klima 28.

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Präsentation zum Thema: "(2) Entstehung der Erde Klima- und Umweltveränderungen Klima 28."—  Präsentation transkript:

1 (2) Entstehung der Erde Klima- und Umweltveränderungen Klima 28

2 Sternentstehung im Adlernebel – ein Blick in unsere Vergangenheit 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. Klima 29

3 Sternenentstehung 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). Klima 30

4 Sternenentstehung im Orionnebel 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. IR Klima 31

5 Dunkelwolken Sterngeburt in NGC3603 Carina Nebel NGC3372 Trifid Nebel M20 Junge Sterne in NGC4214NGC604 in der Galaxie M33Lagunennebel M8 Klima 32

6 Sternhaufen (1) Offener Sternhaufen aus jungen Sternen: Die Plejaden (Bild: R. Gendler) Klima 33

7 Sternhaufen (2) Offener Sternhaufen in NGC 602 (Bildquelle: HST) Klima 34

8 Kernfusion 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. Klima 35

9 Sterbende Sterne (1) Planetarischer Nebel NGC6543 Egg Nebula CRL2688Eskimo Nebel NGC6392 Planetarische Nebel (1) 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. Klima 36 Alle Bilder: HST

10 Sterbende Sterne (2) Helix Nebel NGC7293 Ringnebel M47Planetarischer Nebel IC418 Planetarische Nebel (2) Planetarischer Nebel NGC6751 Klima 37 Alle Bilder: HST

11 Sterbende Sterne (3) Überreste eines Supernova– Ausbruchs im Sternbild Schwan Krebsnebel M1Supernova 1987A in der LMC Supernovae 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). Klima 38 Alle Bilder: HST

12 Lebenserwartung Klima 39 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).


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