Klima- und Umweltveränderungen (2) Entstehung der Erde

Sternentstehung im Adlernebel – ein Blick in unsere Vergangenheit Klima 29 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: http://www.stsci.edu/ kostenlos erhältlich. Ein thematisch geordnetes Bildarchiv gibt es unter: http://oposite.stsci.edu/pubinfo/Subject.html 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 30 Sternenentstehung Ein Lichtjahr entspricht der Strecke, die das Licht mit einer Geschwindigkeit von ca. 300 000km/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).

Sternenentstehung im Orionnebel Klima 31 Sternenentstehung im Orionnebel IR Ein Lichtjahr entspricht der Strecke, die das Licht mit einer Geschwindigkeit von ca. 300 000km/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, 1 500 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 149.6 Mio. km, die mittlere Entfernung Erde – Sonne Quelle: HST.

Dunkelwolken Trifid Nebel M20 Carina Nebel NGC3372 Klima 32 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 (1730 - 1817) 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

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

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

Klima 35 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.

Planetarische Nebel (1) Klima 36 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.

Planetarische Nebel (2) Klima 37 Sterbende Sterne (2) Planetarische Nebel (2) Alle Bilder: HST Helix Nebel NGC7293 Der NGC Katalog wurde 1895 und 1908 um insgesamt ca. 5000 Objekte ergänzt. Auf diese als „Index Catalogue“ bezeichnete Ergänzung wird mit den Buchstaben IC Bezug genommen. Ringnebel M47 Planetarischer Nebel IC418 Planetarischer Nebel NGC6751

Sterbende Sterne (3) Supernovae Alle Bilder: HST Klima 38 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 50 000 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).

Klima 39 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 50 000 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).