Leuchtkräftige Blaue Veränderliche
|
|
- Andrea Frei
- vor 7 Jahren
- Abrufe
Transkript
1 Leuchtkräftige Blaue Veränderliche Die Entwicklung und Eigenschaften extrem massereicher Sterne Dr. Kerstin Weis Astronomisches Institut, Ruhr Universität Bochum
2 Definitionen und Eigenschaften von Sternen: Sterne allgemein: Masse: etwa 120 M < 10 M > 10 M massearme Sterne massereiche Sterne Leuchtkraft: Radius: Oberflächentemperatur: Kerntemperatur: Alter: L R C 1 Million - 5 Milliarden C 1 Million - 10 Milliarden Jahre Tarantel Nebel (30 Doradus)
3 Massereiche Sterne Ihr Lebensweg Anfangsmasse > 10 M (Anfangs)-Helligkeit > 104 L Gesamtlebensdauer < 30 Millionen Jahre Die Plejaden oder sieben Schwestern oder Messier 45
4 Entwicklung massereicher Sterne - Massenverlust: Jeder Stern hat einen sogennanten Sternwind. Getrieben wird dieser z.b. durch - Strahlungsdruck (Resonanzlinien, Staub) - akustische Wellen - magnetische Wellen bei massereichen Sternen ist der Strahlungsdruck die dominierende Quelle für den Sternwind APOD / Lance McVay Sonne : Sonnenwind bekannt z.b. durch Erzeugung der Nordlichter
5 Entwicklung massereicher Sterne - Massenverlust: 1 M verliert M pro Jahr 1300 A380 in der Sekunde 10 M verliert 10-8 M pro Jahr 50 M verliert M pro Jahr entwickelt 10-3 M pro Jahr 1 Erdmasse im Jahr 1 Erdmasse am Tag Dies bedeutet für massereiche Sterne z.b.: Hauptreihe : 60 M Endstadium (Wolf-Rayet Stern): 6 M er hat 54 M an seine Umgebung abgegeben! Extremer Einfluß auf Sternentwicklung!
6 Entwicklung der Sterne: Das Hertzsprung-Russell-Diagramm LBV Leuchtkraft (in Sonnenleuchtkräften) Wolf Rayet Überriesen Cepheiden Riesen 100 Hauptreihe 1 Sonne hohe T Oberflächentemperatur ( C) niedrige T
7 Entwicklung der Sterne: Das Hertzsprung-Russell-Diagramm LBV Leuchtkraft (in Sonnenleuchtkräften) eüberriesen n r te S e Wolf Rayet ic e r e h ass M Cepheiden Riesen e n r te S e m r a 100 Hauptreihe 1 e s s a M Sonne hohe T Oberflächentemperatur ( C) niedrige T
8 Massereiche Sterne und ihre Entwicklung: Hauptreihe Phase: stabiler Zustand nach der Entstehung: Gravitation und Druck halten sich die Waage Druckkraft Energie gewonnen aus Reaktion von Atomkernen: 4 Wasserstoff-Kernen zu 1 Helium-Kern 'Atomkernfusion' 4 H 1 He Dauer der Phase ist 90% der Gesamtlebenszeit Gravitation
9 Massereiche Sterne und ihre Entwicklung: Hauptreihen Phase: NGC 3603 Junger Sternhaufen mit hellen, massereichen Hauptreihensternen. Entfernung: LJ Alter etwa: 1 Million Jahre
10 Massereiche Sterne und ihre Entwicklung: Rote/Blaue Überriesenphase: nicht mehr genug Wasserstoff keine Kernreaktion mehr Druckabfall Zusammensacken erneuter Anstieg von Druck und Temperatur Stern dehnt sich zum Überriesen aus Heliumkerne bilden Kohlenstoff- und Sauerstoffkerne He C He O Wasserstoffbrennen in einer Schale um den Kernbereiche H He
11 Massereiche Sterne und ihre Entwicklung: Rote/Blaue Überriesenphase: bis hin zu Eisen kann es zu solchen Reaktion kommen Eisenkerne sind sehr stabil, man müsste Energie aufwenden um sie zur Reaktion zu bringen gibt es im Kern des Sterns bevorzugt Eisen, endet sein Leben nichts hält nun seinen Kollaps auf Zwiebelschalenmodell von massereichen Sternen am Ende der Entwicklung H He C Ne O Si Fe Wasserstoff Helium Kohlenstoff Neon Sauerstoff Silizium Eisen
12 Massereiche Sterne und ihre Entwicklung: Rote/Blaue Überriesenphase: Sternhaufen Hodge 301 Hauptreihensterne Blaue Überriesen Rote Überriesen
13 Massereiche Sterne und ihre Entwicklung: Wolf-Rayet Stern: Sterne, die massereicher sind als etwa 35M, passieren vor der Explosion die Wolf-Rayet Phase die Sterne sind besonders heiß Sternwind erhöht sich, obere Sternhüllen werden abgetragen sie sind daher oft umhüllt von ihrem eigenen alten Material Leuchtkräftige Blaue Veränderliche: die absolut massereichsten Sterne (typisch ist mehr als 50M ) durchlaufen auch diese sehr aktive Phase INFO folgt Sher#25 in NGC 2303 Hubble Heritage Image
14 Massereiche Sterne und ihre Entwicklung: Supernova: Das Leben eines massereichen Sterns endet immer mit einer Explosion, der Supernova (oder Hypernova). versiegen der Energiequelle (Atomkernreaktionen Eisen ist stabil) Gravitation gewinnt die Oberhand Stern kollabiert er explodiert als Supernova es bleibt ein Neutronenstern oder Schwarzes Loch
15 Massereiche Sterne und ihre Entwicklung: Supernova: SN2004dj in der Spiralgalaxie NGC 2403 ( LJ) Ältere Tautenburg CCD Aufnahme Entdeckung der SN 2004dj
16 Massereiche Sterne und ihre Entwicklung: Supernova, die Überreste: Restmaterial des Sterns kann bei der Expansion Geschwindigkeiten von einigen km/s erreichen Vela Digitized Sky Survey, ESA/ESO/NASA APOD: Davide De Martin N 49 Hubble Heritage Team (STScI / AURA), Y. Chu (UIUC) et al., NASA
17 Entwicklung massereicher Sterne - Anfangsmasse Sternentwicklungsrechnungen HRD Humphreys-Davidson-Limit oder Eddington-Limit Leuchtkraft L Hauptreihe Oberflächentemperatur Genfer Modelle
18 Anfangsmasse Sterne > 8M aber < 35M Leuchtkraft Entwicklung massereicher Sterne HRD Oberflächentemperatur Hauptreihen O-Stern Roter Überriese (Cepheid) Supernova Sterne > 35M aber < 50M Hauptreihen O-Stern Roter Überriese Wolf-Rayet Stern Supernova Sterne > 50M Hauptreihen O-Stern Blauer Überriese Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher Wolf-Rayet Stern Supernova
19 Entwicklung massereicher Sterne chemische Zusammensetzung: weniger schwere Elemente verändern die Entwicklung der Sterne (besonderes deren Temperatur) Rechnungen von Meynet & Maeder (2005)
20 Entwicklung massereicher Sterne Rotation: Zentrifugalkraft daher veränderte Sternstruktur. Zusätzliche Kraft in Sternaufbaugleichung. Meridionale Zirkulationen Mischung effizienter, Helium und Stickstoff vom KernBrennprozess kann besser und in früherer Entwicklungsphase an die Oberfläche. Verändert Temperatur und Helligkeit, schnelleres Abtragen von Material (Wind erhöht). Meynet & Maeder (2002)
21 Entwicklung massereicher Sterne Rotation: Sterne die rotieren entwickeln sich noch weniger hin zu kühlen Temperaturen (ein stabiles Modell für 120 M fehlt) Rechnungen von Meynet & Maeder (2005)
22 Was sind Leuchtkräftige Blaue Veränderliche? O-Stern Blaue Überriesen Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher (LBV) Wolf-Rayet-Stern (WR) LBVs Sterne am LBV LBV LBV O-Stern HumphreysDavidsonLimit EddingtonLimit WR...unter Verwendung der Genfer Modellrechungen
23 Massereiche Sterne und ihre Entwicklung: Leuchtkräftige Blaue Veränderliche Phase die absolut massereichsten Sterne ( > 50 M ) durchlaufen eine sehr instabile Phase als Leuchtkräftige Blaue Veränderliche (LBVs) starke Variationen in ihrer Helligkeit, Farbe und ihrem Spektrum Gravitation und Druck halten sich nicht mehr die Waage Sterne werden instabil starker Sternwind in dieser Phase 10-3 M pro Jahr LBVs sind umhüllt von ihrem alten Sternmaterial dem LBV Nebel der LBV Phase folgt entweder eine kurze Wolf-Rayet Phase oder direkt die Explosion
24 Die Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen Photometrische Variabilität recht irreguläre Helligkeitsvariationen Amplituden von bis zu 2 Magnituden Zeitskalen von Tagen bis mehreren Jahren AG Carinae Spoon et al. (1994) R 127
25 LBVs: Photometrische & spektrale Variabilität Eine spezielle ist die Beispiel: AG Carinae (Stahl et al. 2001) S Dor Variabilität
26 LBVs: Photometrische & spektrale Variabilität S Dor Variabilität Beispiel: AG Carinae (Stahl et al. 2001)
27 LBVs: Photometrische & spektrale Variabilität S Dor Variabilität (Stahl et al. 2001)
28 LBVs: Position im HRD Hauptreihe Rote Überriesen (Weis & Duschl 2002) In dieser Phase halten sich Strahlungsdruck und Gravitation nicht mehr die Waage, der Sternwind ist erhöht, die Sterne werden leicht instabil. Photometrische und spektroskopische Variationen sind Signaturen eines LBVs. Die Sterne 'springen' im HRD. Starke Winde formen LBV Nebel.
29 LBVs Bildung von Nebeln durch starke Winde: AG Carinae HST-Aufnahme rot: Hα grün/blau: Kontinuum Größe = 0.87 x 1.16 pc vexp ~ 70 km s-1 (Weis 2005)
30 Die Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen und ihre Nebel WRA pc η Car AG Car HR Car Homunculus (Weis 2007) HD Pistol
31 LBVs und Rotation? Bipolarität in LBV Nebeln ist häufig, mindestens ~40 % (Weis 2003) Hinweis auf Rotation der Sterne, damit auch der Winde? (Weis et al. 1997) (Weis 2003)
32 NGC 3372, der Schlüsselloch Nebel und η Carinae Feld~ 1.2 x1.2 Cerro Tololo Interamerican Observatory Curtis Schmidt 1m Kleines Bild 0.9m Filter: Hα (Weis 1999)
33 NGC 3372, der Schlüsselloch Nebel und η Carinae Feld~ 1.2 x1.2 Cerro Tololo Interamerican Observatory Curtis Schmidt 1m Kleines Bild 0.9m Filter: Hα (Weis 1999)
34 NGC 3372, der Schlüsselloch Nebel und η Carinae Feld ~ 13'x13' CTIO 0.9m Kleines Bild HST (Weis 1999)
35 NGC 3372, der Schlüsselloch Nebel und η Carinae Feld ~ 13'x13' CTIO 0.9m Kleines Bild HST (Weis 1999)
36 Der LBV Stern η Carinae Der Homunkulus Nebel ~ 1950 Entdeckung ~1985 bessere Aufnahme HST Aufnahme (Gaviola 1950) Homunkulus das kleine Männchen (Duschl et al. 1995) (Weis1999)
37 NGC 3372, der Schlüsselloch Nebel und der LBV η Carinae Hubble Heritage Image (STScI/AURA) NASA Der Wegweiser im Universum zu η Carinae
38 Schlüsselloch Nebel und η Carinae Aufnahme mit dem CTIO 0.9m Teleskope in Chile 1999 (Kerstin Weis) Zeichnung von John Herschel Kap der guten Hoffnung 1847
39 LBVs: die Großen Eruptionen - Helligkeitsveränderung 2-5m in V in wenigen Tagen - einmaliges Ereignis? - Energieabgabe 1049 ergs (Humphreys et al. 1999) η Carinae verliert mehrere Sonnenmassen (20 M?) der Nebel entsteht (Herschel 1847) - Beispiele η Carinae (~1843 und 1890) P Cygni (~1600) SN 1961V SN 1954J (V12) V1 in NGC 2366? - in Energieabgabe vergleichbar einer Supernova, aber der Stern überlebt und stabilisiert sich wieder!
40 Große Eruptionen von LBVs : Große Eruptionen können in weit entfernten Galaxien beobachtet werden Sie sind Signaturen eines einzelnen Sterns in Galaxien, in denen sonst keine Sterne aufgelöst werden können! Was aber verursacht solche Ausbrüche? SN 1997bs SN 1999bw SN 1999bw SN 2001ac SN 2000ch 2000ch SN (Weis 2005)
41 Instabilitäten: ε-mechnismus Energieproduktion (ε) im Stern durch Kernreaktionen kann beschrieben werden mit ε~ T n n ~ 6 pp-kette n ~ 15 CNO-Zyklus n > 30 in höheren Brennen Eine kleine Temperaturschwankung erhöht die Energieproduktion stark!! zusätzliche Energie kann nicht schnell genug abgeführt werden Wärmestau wird aufgebaut Sternhülle wird beschleunigt und angehoben Vorgang kann zyklisch werden: Pulsation Pulsation bzw. Schwingung kann sich aufschaukeln Ausbruch/Hüllenabwurf
42 Instabilitäten: κ-mechnismus Energietransport abhängig von Opazität κ (diese ist abhängig von z.b. chem. Zusammensetzung, Ionisationszustand, Temperatur) erhöhte Opazität z.b. Temperaturänderung im Stern Wärmestau wird aufgebaut Sternhülle beschleunigt und angehoben Vorgang kann zyklisch werden: Pulsation Streng periodisch ist dies bekannt von den Cepheiden Sternen. Pulsation bzw. Schwingung schaukeln sich auf Ausbruch/Hüllenabwurf
43 η Carinae: die Außenbereiche Durchmesser 1' oder 0.6 pc HST F658N entspricht [N II]-Emission (Weis et al. 2003)
44 Kinematik Analyse: Echelle mit cross-diperser, Idee : Verwende keinen cross disperser sondern einen Filter, z.b. Hα. Resultat: Man bekommt nur eine Ordnung in dem Bereich, den der Filter abdeckt. Vorteil: Der räumliche Spalt kann erheblich größer sein.
45 Kinematik Analyse: 500 km/s [NII] Hα [NII] * x Spektrum, mit einem Spektralbereich von 75 Å, beinhaltet 3 Linien. Dafür aber ist das Spektrum hoch aufgelöst, 0.08 Å oder 10km /s und der Spalt 4' lang, statt der sonst üblichen wenigen Bogensekunden. (Weis 1999)
46 Der LBV Stern η Carinae Struktur ist bipolar Größe und Expansionsgeschwindigkeit: Homunkulus 0.2 Parsek bzw. 0.7 LJ VExpansion ~ 600 km/s (Weis 1999) 'outer ejecta' 0.6 Parsek bzw. 2 LJ VExpansion bis 2500 km/s
47 Kinematik des äußeren Nebels von η Carinae km/s arcsec arcsec Weis (1999) CTIO 4m Echelle Auflösung: 14 km/s
48 η Carinae optische Bilder & Kinematik Weis (2001) Vmax ~ bis km/s Vtypisch ~ ± km/s Bipolarer Nebel außen und innen
49 LBVs der Fall: η Carinae Periodizität (5.5 Jahre) Seit einigen Jahren zeigt η Carinae eine streng periodische Veränderung der hochangeregten Linien, dies ist keine einfache Temperaturänderung einer S Dor Variabilität! (Zanella et al. 1984) Hüllen Ejektion (Pulsation) (Zanella et al. 1984) oder Doppelsternsystem (nicht auflösbar) (Damineli et al ) Nächstest 'event' ~ PI: Weis CoI: Bomans, Stahl, Hartman, Gull, Nielson, Vieira-Kober
Sterne, Galaxien und das Universum
Sterne, Galaxien und das Universum Teil 5: Das Ende der Sterne Peter Hauschildt yeti@hs.uni-hamburg.de Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg 112 21029 Hamburg 18. April 2017 1 / 56 Übersicht Sterne mit geringer
MehrHighlights der Astronomie. APOD vom : Carinae Massereiche Sterne, Vorläufer von Supernovae
Highlights der Astronomie APOD vom28.11.04: Carinae Massereiche Sterne, Vorläufer von Supernovae was sehen wir? 2 große, symmetrische Wolken innere Struktur, dunkle Streifen räumliche Vorstellung einer
MehrSupernovae. Peter H. Hauschildt. Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg Hamburg
Supernovae Peter H. Hauschildt yeti@hs.uni-hamburg.de Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg 112 21029 Hamburg sn.tex Supernovae Peter H. Hauschildt 16/2/2005 18:20 p.1 Übersicht Was ist eine Supernova? Was
MehrSupernova. Katastrophe am Ende eines Sternenlebens W. Stegmüller Folie 2
Supernova Katastrophe am Ende eines Sternenlebens 15.01.2008 W. Stegmüller Folie 1 Supernovae Eine Supernova ist das schnell eintretende, helle Aufleuchten eines Sterns am Ende seiner Lebenszeit durch
Mehr13. Aufbau und Entwicklung der Sterne
13.1 Sterngeburt Kollaps von interstellaren Gaswolken (dunkle oder leuchtende Nebel) Kalte globules 5-15K Folie 1 Sternentstehung Interstellare Wolken: Fragmentation notwendig, da Jeans- Masse in interstellaren
Mehr13. Aufbau und Entwicklung der Sterne Sterngeburt Kollaps von interstellaren Gaswolken (dunkle oder leuchtende Nebel) Kalte globules 5-15K
13.1 Sterngeburt Kollaps von interstellaren Gaswolken (dunkle oder leuchtende Nebel) Kalte globules 5-15K Folie 1 Sternentstehung Interstellare Wolken: Fragmentation notwendig, da Jeans- Masse in interstellaren
MehrSternhaufen. Geburtsorte der Materie. Dr. Andrea Stolte. I. Physikalisches Institut Universität Köln
Sternhaufen Geburtsorte der Materie Dr. Andrea Stolte I. Physikalisches Institut Universität Köln Ringvorlesung Astronomie 13. Januar 2010 1 Sternhaufen -- Geburtsorte der Materie I. Am Anfang waren Wasserstoff
MehrKosmische Blinklichter
Kosmische Blinklichter Vortrag für ASVG Nadine Amlacher Mittwoch, 4.Juni 2008 Ablauf Einleitung Theorie Auswertung Resultate Diskussion & Fragen Einleitung Aufgabenstellung Matura-Arbeit: Entfernungsbestimmung
MehrAufgaben Astrophysik
Helligkeiten 1. Berechnen Sie die absolute Helligkeit unserer Sonne (m = 26, m 8) 2. 1923 wurden im Andromeda-Nebel veränderliche Sterne mit m = 20 m entdeckt. Von diesen Veränderlichen vermutete man,
MehrModerne Instrumente der Sternbeobachtung
Moderne Instrumente der Sternbeobachtung Sternentstehung/ Sternentwicklung (Steffen Fuhrmann) Sternbeobachtung (Jan Zimmermann) 0. Gliederung 1. historische Entwicklung 2. Definitionen 3. Entstehung eines
MehrSonnenmasse Sonnenleuchtkraft Oberflächentemperatur der Sonne Lichtgeschwindigkeit Atomare Masseneinheit Elektronenvolt
Sommersemester 2007 Beispielklausur Musterlösung Allgemeine Regeln Die Bearbeitungszeit der Klausur beträgt eine Stunde. Außer eines Taschenrechners sind keine Hilfsmittel erlaubt. Alle Fragen sind zu
MehrDie Milchstraße. Sternentstehung. ( clund Observatory, 1940er) Interstellare Materie (ISM) W. Kley: Theoretische Astrophysik 1
Die Milchstraße ( clund Observatory, 1940er) Interstellare Materie (ISM) W. Kley: Theoretische Astrophysik 1 Die Galaxie M74 (NGC 628) Sternbild: Fische Abstand: 35 Mio. LJ. Rot: sichtbares Licht - ältere
MehrWie lange leben Sterne? und Wie entstehen sie?
Wie lange leben Sterne? und Wie entstehen sie? Neue Sterne Neue Sterne Was ist ein Stern? Unsere Sonne ist ein Stern Die Sonne ist ein heißer Gasball sie erzeugt ihre Energie aus Kernfusion Planeten sind
MehrDer Pistolenstern. der schwerste Stern der Galaxis?
Der Pistolenstern der schwerste Stern der Galaxis? Der Name! Der Pistolenstern liegt in einer dichten Staub- und Gaswolke eingebettet nahe des galaktischen Zentrums. Die Form dieser Staub- und Gaswolke
MehrEinführung in die Astronomie und Astrophysik II
Einführung in die Astronomie und Astrophysik II Teil 3 Jochen Liske Hamburger Sternwarte jochen.liske@uni-hamburg.de Astronomische Nachricht der letzten Woche Astronomische Nachricht der letzten Woche
MehrAstronomische Einheit
Einführung in die Astronomie ii Sommersemester 2016 Musterlösung Nützliche Konstanten Astronomische Einheit Parsec Gravitationskonstante Sonnenmasse Sonnenleuchtkraft Lichtgeschwindigkeit Hubble Konstante
MehrSterne, Galaxien und das Universum
Sterne, Galaxien und das Universum Teil 3: Nebel + Sternentstehung Peter Hauschildt yeti@hs.uni-hamburg.de Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg 112 21029 Hamburg 18. April 2017 1 / 40 Übersicht Interstellare
MehrKugelsternhaufen die einfachsten Sternsysteme. Farben, Helligkeit und Alter der Sterne
Kugelsternhaufen die einfachsten Sternsysteme Farben, Helligkeit und Alter der Sterne Max Camenzind Akademie Heidelberg Sept. 2015 Messier Objekte Offene Sternhaufen: enthalten 10-1000 Sterne lohse Strukturen
MehrSterne, Galaxien und das Universum
Sterne, Galaxien und das Universum Teil 4: Leben nach der Hauptreihe Peter Hauschildt yeti@hs.uni-hamburg.de Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg 112 21029 Hamburg 18. April 2017 1 / 49 Übersicht auf dem
Mehr3.5.5 Sternentstehung und -entwicklung
3.5.5 Sternentstehung und -entwicklung Energiefreisetzung in Sternen durch Kernfusion Problem 1: Energieerzeugung muss irgendwann begonnen haben Wie entstehen Sterne? Problem 2: Irgendwann ist der Kernbrennstoff
MehrEntwicklung massereicher Sterne
Entwicklung massereicher Sterne Eugenia Litzinger Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg 23.11.2009 Inhaltsverzeichnis Entstehung eines massereichen Sternes Definition Entstehungsort Grundgleichungen
MehrPlanetarische Nebel Wolfgang Stegmüller Seite 2
Planetarische Nebel Planetarische Nebel! Ein planetarischer Nebel ist ein astronomisches Objekt und besteht aus einer Hülle aus Gas und Plasma, das von einem alten Stern am Ende seiner Entwicklung abgestoßen
MehrVom Sterben der Sterne
Vom Sterben der Sterne Weiße Zwerge, Neutronensterne und Schwarze Löcher Franz Embacher http://homepage.univie.ac.at/franz.embacher/ franz.embacher@univie.ac.at Fakultät für Physik Universität Wien Vortrag
MehrExkurs: Veränderliche Sterne (6)
Exkurs: Veränderliche Sterne (6) Einführung: Pulsationsveränderliche In bestimmten Phasen ihrer Entwicklung sind Sterne nicht stabil, sondern oszillieren um einen Gleichgewichtszustand. Solche Sterne nennt
MehrAstrophysik II. Schwerpunkt: Galaxien und Kosmologie. Vorlesung 5: Entfernungsbestimmung und Aktive Galaxien
Astrophysik II Schwerpunkt: Galaxien und Kosmologie Bachelor Physik mit (Nebenfach) Astronomie Wintersemester 2017/18 Dr. Benjamin Moster Vorlesung 5: Entfernungsbestimmung und Aktive Galaxien 1 Letzte
MehrSterne in Symbiose Das Drama enger Paare. Sterne in Symbiose - Paare. Inhaltsverzeichnis. Definitionen
Inhaltsverzeichnis Sterne in Symbiose Das Drama enger Paare Sterne in Symbiose - Helena A. Sternkopf Das 12 Drama enger 03.12.2010 Paare Allgemeines Definitionen Das Hertzsprung Russell Diagramm Entwicklungsweg
MehrAstronomische Einheit. d GC = 8kpc R(t e ) z + 1
Einführung in die Astronomie ii Sommersemester 2010 Musterlösung Allgemeine Regeln Die Bearbeitungszeit der Klausur beträgt eine Stunde. Außer eines Taschenrechners sind keine Hilfsmittel erlaubt. Alle
MehrSternentwicklung. Sternentwicklung
Übersicht Nebel Vor- n Stadium Endstadium n Stadium Nach- n Stadium Nebel & Vor-n Stadium Entstehung Eigentlich ist die Entstehung eines Sternes unwahrscheinlich, da Dichte der Atome zu gering Temperaturen
MehrSterne. Eine kurze Zusammenfassung des Sternenlebens. Jörn Lenhardt. Das Leben der Sterne
Sterne Eine kurze Zusammenfassung des Sternenlebens Jörn Lenhardt Willkommen Entstehung 1/5 Riesige Gas- und Staubwolken Fast Vakuum Durch Gravitation (Schwerkraft) wird die Wolke zusammengehalten Die
MehrVersuchsanleitung zum Astrophysikalischen Praktikum Standardkerzen: Entfernungsbestimmung von M100
Versuchsanleitung zum Astrophysikalischen Praktikum Standardkerzen: Entfernungsbestimmung von M100 In dieser Aufgabe bestimmen Sie anhand gegebener Lichtkurven von Cepheiden in der Spiralgalaxie M100 im
MehrDas Rätsel der rasenden Sterne. Uli Heber
Das Rätsel der rasenden Sterne Uli Heber Erlangen, 25.2.2010 t Übersicht Spiralgalaxien Die Milchstraße Wie messen wir die Bewegung von Sternen? Entdeckung der rasenden Sterne Das schwarze Loch im Zentrum
MehrKosmologie und Astroteilchenphysik
Kosmologie und Astroteilchenphysik Prof. Dr. Burkhard Kämpfer, Dr. Daniel Bemmerer Einführung in die Kosmologie Weltmodelle und kosmologische Inflation Thermische Geschichte des Universums Urknall-Nukleosynthese
MehrAstronomie für Nicht Physiker SS 2013
Astronomie für Nicht Physiker SS 2013 18.4. Astronomie heute (Just, Fendt) 25.4. Sonne, Erde, Mond (Fohlmeister) 2.5. Das Planetensystem (Fohlmeister) 16.5. Teleskope, Instrumente, Daten (Fendt) 23.5.
MehrSternentwicklung und das Hertzsprung-Russel-Diagramm
Sternentwicklung und das Hertzsprung-Russel-Diagramm Workshop MNU-Tagung Leipzig 2016 Technische Universität Dresden Dr. rer. nat. Frank Morherr Entwicklung der Sterne Sternentwicklung Weißer Zwerg Schwarzes
MehrRote Riesensterne Wie Amateure und Profis in der Forschung
Rote Riesensterne Wie Amateure und Profis in der Forschung zusammenarbeiten Dr. Stefan Uttenthaler, Wissenschaftsfonds FWF, Wien Linzer Astronomische Gemeinschaft, 17.02.2014 Über mich... Aus Oberösterreich
MehrAnreicherung der interstellaren Materie mit schweren Elementen. Supernovae
Anreicherung der interstellaren Materie mit schweren Elementen Supernovae Unser heutiges Thema... Sterne können exotherm nur Elemente bis Eisen (Z=26) in ihrem Inneren regulär fusionieren. Wie gelangen
MehrSterne, Galaxien und das Universum
Sterne, Galaxien und das Universum Teil 2: Physikalische Eigenschaften der Sterne Peter Hauschildt yeti@hs.uni-hamburg.de Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg 112 21029 Hamburg 18. April 2017 1 / 48 Übersicht
MehrSterne, Galaxien und das Universum Teil 2: Physikalische Eigenschaften der Sterne
Sterne, Galaxien und das Universum Teil 2: Physikalische Eigenschaften der Sterne Peter H. Hauschildt yeti@hs.uni-hamburg.de Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg 112 21029 Hamburg part02.tex Sterne, Galaxien
MehrVERGLEICH AMATEURAUFNAHMEN VERSUS PROFESSIONELLE ASTROFOTOS. von Rudolf Dobesberger
VERGLEICH AMATEURAUFNAHMEN VERSUS PROFESSIONELLE ASTROFOTOS von Rudolf Dobesberger DIE KONTRAHENTEN Das Profiteleskop Internationale Amateur Sternwarte - Der Herausforder 0,5m Spiegel Keller Astrograph
Mehr2. Sterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm
2. Sterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm Wie entstand die Astrophysik? Sternatmosphäre Planck-Spektrum Spektraltyp und Leuchtkraftklasse HRD Sternpositionen im HRD Die Sterne füllen das Diagramm nicht
MehrExkurs: Veränderliche Sterne (5)
Exkurs: Veränderliche Sterne (5) Symbiotische Sterne Symbiotische Sterne (engl. symbiotic stars) sind Doppelsternsysteme und eine Untergruppe veränderlicher Sterne. Sie bestehen aus einem Riesenstern und
MehrVeränderliche Sterne Pulsierende Sterne Entfernungsbestimmung. Pulsierende Sterne. Scheinseminar Astroteilchenphysik Dominik Kießling. 6.
Scheinseminar Astroteilchenphysik Dominik Kießling 6. Mai 2010 Veränderliche Sterne Einleitung Unterklassen Abbildung: Cepheide in der Spiralgalaxie M100 aufgenommen mit dem Hubble-Teleskop. Quelle: Hubble,
Mehr6. Sterne. 6.1 Die Sterne auf der Hauptreihe Energiequelle normaler Sterne
6. Sterne 6.1 Die Sterne auf der Hauptreihe 6.1.1 Energiequelle normaler Sterne Gravitationskontraktion: 10 7 Jahre (Russell 1919) Umwandlung von Materie in Energie (basierend auf Einstein 1907): DE =
MehrTypisierung von Sternen (Teil 2) Spektraltyp F und G
Typisierung von Sternen (Teil 2) Spektraltyp F und G Sterne der Spektraltypen F und G Sterne der Leuchtkraftklasse V, die den Spektraltypen F und G zugeordnet werden, bilden die Gruppe der Sonnenähnlichen
MehrI.Physikalisches Institut. Prof. Dr. Susanne Pfalzner. Universität zu Köln
I.Physikalisches Institut Prof. Dr. Susanne Pfalzner Universität zu Köln I.Physikalisches Institut Menschlicher Eindruck: Sterne bestehen ewig Fehleinschätzung! Grund menschliches Leben kurz im Vergleich
MehrVom Urknall zur Dunklen Energie
Wie ist unser Universum entstanden und wie wird es enden? Wie werden Sterne geboren, leben und sterben dann? Woher kommen die Elemente im Universum? Einleitung Entstehung des Universums vor ungefähr 14
MehrNeutronensterne. Belegarbeit von. Steven Kirchner
Neutronensterne Belegarbeit von Steven Kirchner 2006 Inhaltsverzeichnis 1. Was ist ein Neutronenstern? 2. Die Entstehung eines Neutronensterns 3. Die Eigenschaften eines Neutronensterns 4. Das Magnetfeld
MehrFaszination Astronomie
Arnold Hanslmeier Faszination Astronomie Ein topaktueller Einstieg für alle naturwissenschaftlich Interessierten c Springer Spektrum Inhaltsverzeichnis 1 Kräfte, die das Universum bestimmen 1 1.1 Die Gravitation
MehrSternentwicklung. Ziele
Ziele DAS HERTZSPRUNG-RUSSELL DIAGRAMM Eigenschaften von Sternen. Übersicht über Sterntypen: Hauptreihe, Riesen, Zwerge, Neutronensterne. STERNSTRUKTUR UND STERNENTWICKLUNG Modelle als Schlüssel zur Kenntnis
MehrExkurs: Veränderliche Sterne (7)
Exkurs: Veränderliche Sterne (7) RR Lyrae Sterne Da sie besonders gehäuft in Kugelsternhaufen (hier M5) auftreten, nennt man sie auch Haufenveränderliche. Kurze Entdeckungsgeschichte der RR Lyrae - Veränderlichen
MehrInhaltsverzeichnis VII
Inhaltsverzeichnis 1 Kräfte, die das Universum bestimmen... 1 1.1 Die Gravitation... 1 1.1.1 Newton und der Apfel... 1 1.1.2 Wo hört die Schwerkraft auf?... 3 1.1.3 Wie das Sonnensystem zusammenhält...
Mehr6. Sterne. 6.1 Die Sterne auf der Hauptreihe
6. Sterne 6.1 Die Sterne auf der Hauptreihe 6.1.1 Energiequelle normaler Sterne Gravitationskontraktion: 10 7 Jahre (Russell 1919) Umwandlung von Materie in Energie (basierend auf Einstein 1907): E = m
MehrSterne, Doppelsterne und Be-Sterne
Sterne, Doppelsterne und Be-Sterne Astrotreff.de m.teachastronomy.com Fh-kiel.de Tagesspiegel.de Von Christian Lipgens Fernandez Inhaltsverzeichnis Entstehung von Sternen Herzsprung-Russel-Diagramm Tod
MehrEntwicklung von offenen Sternhaufen
Entwicklung 1/16 Entwicklung von offenen Sternhaufen Offene Sternhaufen entstehen also mit folgenden Eigenschaften: 1. esamtmasse mit Einzelmassen folgend der IMF. Kinematik des esamtschwerpunktes 3. Interne
MehrTübinger Sternchen. Lieber Sternfreund,
8.Ausgabe 14.Oktober 2010 Tübinger Sternchen Lieber Sternfreund, lange waren sich die Astronomen sicher die Sterne leuchten immer gleich hell. Doch manche Gestirne halten sich nicht an diese Regel. Ein
MehrTyp Ia Supernovae und Kosmologie
Regionale Uni Würzburg, 9. Oktober 2013 Typ Ia Supernovae und Kosmologie Julius-Maximilians-Universität Würzburg Wie beschreibt man das Universum? Wie ist das Universum entstanden? Woraus besteht das Universum?
MehrSpezialveranstaltung für. 1. März 2005 Universität Potsdam. Wolf-Rainer Hamann: Unser Universum
Spezialveranstaltung für Schülerinnen und Schüler 1. März 2005 Universität Potsdam Wolf-Rainer Hamann: Unser Universum Raumfahrt in der Erdumlaufbahn 02 Nur dicht über der Erdoberfläche z.b. Internationale
MehrSterne. Literatur über Sterne. Ralf Klessen. Liste von empfohlenen Büchern. Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg
Sterne Ralf Klessen Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg Literatur über Sterne Liste von empfohlenen Büchern Allgemeine Literatur Allgemeine Bücher Unsere Sonne Bild: SOHO Satellit Unsere
MehrSternhaufen-Klassifikation, Farbe und Leuchtkraft der Astropraxis. Leuchtkraft, Leistung, Infrarotexperimente, Entstehung der Elemente
Die Suche nach verborgenen Sternen In Bezug zu den SuW-Beiträgen VISTA entdeckt 96 Sternhaufen (Nachricht in 12/2011, S. 14) und Offene Sternhaufen (Welt der Wissenschaft, 8/2011, S. 30) Cecilia Scorza
MehrMassive Sterne: Gravitationskollaps-Supernovae, Neutronensterne & Pulsare
Massive Sterne: Gravitationskollaps-, & Uni Mainz Vortrag in Astroteilchenphysik im WS 10/11 18. Januar 2011 Überblick 1 Gravitationskollaps- und Entstehung von n 2 Eigenschaften von n 3 Was ist ein Pulsar?
MehrAstronomie Objekte II Nebel, Galaxien
Astronomie Objekte II Nebel, Galaxien Max Camenzind Akademie HD 2018 Inhalt Wer war Charles Messier? Messier Objekte 1 110 Objekte der Milchstraße: 300 Milliarden Sterne Weiße Zwerge Neutronensterne Schwarze
MehrSterne IV: Sternentwicklung
Sterne IV: Sternentwicklung 7 Dezember, 2006 Laura Baudis, lbaudis@physik.rwth-aachen.de Physikalisches Institut Ib, RWTH Aachen 1 Inhalt Energiereservoire, Zeitskalen Entwicklungswege im HR-Diagramm Sterne
MehrEndstadien der Sternentwicklung. Max Camenzind ZAH /LSW SS 2011
Endstadien der Sternentwicklung Max Camenzind ZAH /LSW TUDA @ SS 2011 Übersicht M in < 8 Sonnenmassen Weiße Zwerge (>1 Mrd. in Galaxis, 10.000 in Kugelsternhaufen) 8 < M in < 25 Sonnenmassen Neutronensterne
MehrInterstellares Medium
Interstellares Medium In ferner Zukunft: Alice, eine Astronautin, und ihr Kollege Bob unterhalten sich, wie es ihnen bei ihren Weltraumreisen so ergangen ist. Bob berichtet aufgeregt: Bob: "Bei unserem
MehrAstronomische Einheit. σ SB = W m 2 K 4 G= m 3 kg 1 s 2 M = kg M = kg c= km s 1. a=d/(1 e)=3.
Einführung in die Astronomie I Wintersemester 2007/2008 Beispielklausur Musterlösung Allgemeine Regeln Die Bearbeitungszeit der Klausur beträgt eine Stunde (60 Minuten). Außer eines Taschenrechners sind
Mehr1. Was ist ein Brauner Zwerg? Definition, Physik, Entwicklung, Aufbau, Spektralklassen
Braune Zwerge Gliederung 1. Was ist ein Brauner Zwerg? Definition, Physik, Entwicklung, Aufbau, Spektralklassen 2. Suche Kriterien zur Unterscheidung, Suche in Sternhaufen, im Feld, als Begleiter massearmer
MehrXI. Sternentwicklung
XI. Sternentwicklung Entwicklungszeitskalen Änderungen eines Sterns kann sich auf drei Zeitskalen abspielen: 1) nukleare Zeitskala t n = Zeit, in der der Stern seine Leuchtkraft durch Kernfusion decken
MehrBeobachtungen zur Nukleosynthese
Vortrag zum Kompaktseminar: Das frühe Universum an der Universität Tübingen Beobachtungen zur Nukleosynthese Hermann Dautel 24. März 2004 Betreut von Jörn Wilms Gliederung: - Einleitung - Lithium-Häufigkeit:
MehrDie Entwicklung des Universums
Die Entwicklung des Universums Thomas Hebbeker RWTH Aachen September 2003 Grundlegende Beobachtungen Das Big-Bang Modell Die Entwicklung des Universums 1.1 Blick ins Universum: Sterne und Galaxien Die
MehrUrknall und Entwicklung des Universums
Urknall und Entwicklung des Universums Thomas Hebbeker RWTH Aachen University Dies Academicus 11.06.2008 Grundlegende Beobachtungen Das Big-Bang Modell Die Entwicklung des Universums 1.0 Blick ins Universum:
MehrReise in das Weltall bis zurück. zum Urknall
Reise in das Weltall bis zurück zum Urknall Reise in 3 Stufen - unser Wohnhaus (Planetensystem) - unsere Heimatinsel (Milchstraßengalaxie) - bis zum Ursprung der Welt (Urknall) Von September 2003 bis September
MehrCuno Hoffmeister t Gerold Richter Wolfgang Wenzel. Veränderliche. Sterne. 3., überarbeitete Auflage. Mit 170 Bildern und 64 Tabellen
Cuno Hoffmeister t Gerold Richter Wolfgang Wenzel Veränderliche Sterne 3., überarbeitete Auflage Mit 170 Bildern und 64 Tabellen Johann Ambrosius Barth Leipzig 1990 Inhalt Vorwort 9 Aus dem Vorwort zur
MehrVeränderliche Sterne
Veränderliche Sterne Hans-Jürgen Otto FSU Jena 24. November 2008 Inhalt 1 Was sind Veränderliche? 2 Pulsierende Veränderliche 3 Bedeckungsveränderliche 4 Eruptive Veränderliche 5 Quellen Inhalt 1 Was sind
MehrSternenentwicklung. Sternenentwicklung. Scheinseminar Astro- und Teilchenphysik SoSe Fabian Hecht
Fabian Hecht 29.04.2010 Physikalische Grundlagen des Sternenaufbaus Motivation nur beschreibbar mit Wissen über Sternenaufbau 4 Zentrale Grundgleichungen zusammen mit Zustandsgleichungen und Zusammensetzung
MehrStandard Sonnenmodell
Standard Sonnenmodell Max Camenzind Akademie HD - Juli 2016 Inhalt Sonnenmodell Die Sonne in Zahlen Aufbau der Sonne Die Sonne im Gleichgewicht Woher stammt die Energie? Nukleare Prozesse im Sonnenkern
MehrHERTZSPRUNG RUSSELL DIAGRAMM
Vortrag beim PEGASUS-Monatstreffen am 25. August 2016: Das Hertzsprung-Russell- Diagramm zusammengestellt und vorgestellt von Hans Hubner HERTZSPRUNG RUSSELL DIAGRAMM Das HERTZSPRUNG- RUSSELL- DIAGRAMM,
MehrSterne Sterne: Geburt Leben Tod Lebenszyklen von Feuerbällen
Sterne Sterne: Geburt Leben Tod Lebenszyklen von Feuerbällen 09.01.2008 Gymnasien für Erwachsene - Haller 1 Wie viele??? Weißt du, wieviel Sternlein stehen an dem blauen Himmelszelt? 09.01.2008 Gymnasien
MehrPhysik der Sterne und der Sonne
Physik der Sterne und der Sonne von Prof. Dr. Helmut Scheffler Landessternwarte Heidelberg-Königsstuhl und Universität Heidelberg und Prof. Dr. Hans Elsässer Max-Planck-Institut für Astronomie Heidelberg
MehrWiederholung: Typen von Supernovae
Supernova-Überreste Wiederholung: Typen von Supernovae Thermonukleare Supernovae Immer Doppelsterne mit einem Weißen Zwerg als kompakten Begleiter Explosives C/O-Brennen, welches den Weißen Zwerg zerstört...
MehrDas Interstellare Medium Der Stoff zwischen den Sternen
Das Interstellare Medium Der Stoff zwischen den Sternen Lord of the Rings Sonne Roter Überriese Nördliche Hemisphäre Nördliche Hemisphäre Südliche Hemisphäre Die 150 nächsten Sterne 60 Lichtjahre
MehrModerne Physik: Elementarteilchenphysik, Astroteilchenphysik, Kosmologie
Moderne Physik: Elementarteilchenphysik, Astroteilchenphysik, Kosmologie Ulrich Husemann Humboldt-Universität zu Berlin Sommersemester 2008 Klausur Termine Prüfungsordnung sieht zweistündige Klausur vor
MehrKosmologie im dunklen Universum
Kosmologie im dunklen Universum Dr. Robert W. Schmidt Zentrum für Astronomie Universität Heidelberg Lehrerfortbildung Bayreuth 14.10.2010 Literatur Es gibt viele, viele Bücher, Internetseiten, Movies etc.
MehrEine neue Ära der Astronomie hat begonnen
Eine neue Ära der Astronomie hat begonnen Vor gut zwei Jahren (14.9.2015) konnten zum ersten Mal Gravitationswellen bei der Verschmelzung zweier Schwarzer Löcher beobachtet werden. Das war fast genau 100
MehrEndstadien der Sternentwicklung
Endstadien der Sternentwicklung Prof. Dr. Werner Becker & Dipl. Phys. Mike G. Bernhardt Max-Planck Institut für extraterrestrische Physik Max-Planck Institut für Astrophysik web at mpe-mpg.de http://www.xray.mpe.mpg.de/~web
MehrQuellen von Gamma- und Röntgenstrahlung
Quellen von Gamma- und Röntgenstrahlung Übersicht Ein paar Fakten Kontinuierliche Gamma-Strahlungsquellen (GRS) Gamma-Strahlen-Blitze (Gamma-Ray-Bursts (GRB)) Röntgen-Quellen 2 Ein paar Fakten 3 Ein paar
MehrDie Spektren der hellsten Wolf-Rayet-Sterne im Sternbild Cygnus. (v. Bernd Hanisch, Lebus, Frankfurt/Oder
Die Spektren der hellsten Wolf-Rayet-Sterne im Sternbild Cygnus (v. Bernd Hanisch, Lebus, Frankfurt/Oder Wolf-Rayet-Sterne (WR-Sterne), benannt nach den beiden französischen Astronomen C.J. Wolf (1827-1918)
Mehr1 Astronomie heute: Grundbegriffe
Sternhaufen: -> Sub-Systeme der Milchstraße (der Galaxien) durch Gravitation gebundene Sternsysteme 1000-1000000 Sterne offene Haufen : wenig gebunden, jung (Mio Jahre), lösen sich mit der Zeit auf Kugelsternhaufen
MehrSternentwicklung (4) Wie Sterne Energie erzeugen Energietransport Triple-Alpha-Prozeß
Sternentwicklung (4) Wie Sterne Energie erzeugen Energietransport Triple-Alpha-Prozeß Wasserstoffbrennen Der Bethe-Weizsäcker-Zyklus Synonym: CNO Zyklus H. Bethe, C.-F. von Weizsäcker 1939 Benötigt Kohlenstoff
MehrMessung der kosmischen Expansion mittels Supernovae. Benedikt Hegner
Messung der kosmischen Expansion mittels Supernovae Benedikt Hegner 14.07.2003 Inhalt Erste Hinweise Was ist eine Supernova? Kosmologische Modelle Aktuelle Beobachtungen Diskussion Erste Beobachtungen
MehrElliptische Galaxien. Max Camenzind Akademie HD Oktober 2015
Elliptische Galaxien Max Camenzind Akademie HD Oktober 2015 Messier 96 / WFC3 HST / Staub & HII Ellipsen im Virgo-Haufen Messier 87 Jungfrau Zentralgalaxie im Virgohaufen Radialgeschw 1266 km/s Entfernung:
MehrI.Physikalisches Institut. Prof. Dr. Susanne Pfalzner. Universität zu Köln
I.Physikalisches Institut Prof. Dr. Susanne Pfalzner Universität zu Köln I.Physikalisches Institut Menschlicher Eindruck: Sterne bestehen ewig Fehleinschätzung! Grund menschliches Leben kurz im Vergleich
MehrSterne, Galaxien und das Universum
Sterne, Galaxien und das Universum Teil 7: Galaxien Peter Hauschildt yeti@hs.uni-hamburg.de Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg 112 21029 Hamburg 18. April 2017 1 / 55 Spiralgalaxie (NGC 1365) 2 / 55 Übersicht
Mehr3. Stabilität selbstgravitierender Kugeln
3. Stabilität selbstgravitierender Kugeln Stabilisierungsproblem Virialsatz Druck und Zustandsgleichungen Lane - Emden - Gleichung Weiße Zwerge, Braune Zwerge und Planeten Neutronensterne Energieerzeugung
MehrUnser Universum: Vergangenheit & Zukunft
Unser Universum: Vergangenheit & Zukunft B. Kämpfer Forschungszentrum Rossendorf + TU Dresden Veränderliche Welt: kosmische Expansion Sterne: Vergehen & Werden chemische Elemente Alles fließt 1 AE = 1,5
MehrVon Weißen Zwergen, Neutronensternen und Schwarzen Löchern
Von Weißen Zwergen, Neutronensternen und Schwarzen Löchern Was uns die Endstadien der Sterne über die Naturgesetze sagen Franz Embacher http://homepage.univie.ac.at/franz.embacher/ franz.embacher@univie.ac.at
MehrSpektren von Himmelskörpern
Spektren von Himmelskörpern Inkohärente Lichtquellen (Prof. Dr. Thomas Jüstel) Anja Strube, 04.06.2014 Inhalt Einführung o Messung von Sternspektren o Spektralklassen der Sterne o Leuchtkraftklassen o
MehrDie Macht der Gravitation vom Leben und Sterben der Sterne
Die Macht der Gravitation vom Leben und Sterben der Sterne Franz Embacher http://homepage.univie.ac.at/franz.embacher/ franz.embacher@univie.ac.at Fakultät für Physik Universität Wien Vortrag am GRG17
Mehr100 Jahre Hertzsprung-Russell Diagramm
100 Jahre Hertzsprung-Russell Diagramm Max Camenzind - Akademie HD Mai 2017 Die Gründerväter Einar Hertzsprung 1873-1967 Henry Norris Russell 1877-1957 Nach einem 1898 abgeschlossenen Chemiestudium arbeitete
MehrGalaktische und Extragalaktische Physik. Oskar von der Lühe Fakultät für Physik Albert-Ludwig-Universität, Freiburg i. Br. Wintersemester 2000 / 2001
WS 2000/01 Oskar von der Lühe Fakultät für Physik Albert-Ludwig-Universität, Freiburg i. Br. Wintersemester 2000 / 2001 GEG_01s.doc Seite 1-1 19.02.02 1 Überblick 1.1 Hierarchien der Strukturen im Universum
MehrNeues aus Kosmologie und Astrophysik 1.0
Neues aus Kosmologie und Astrophysik 1.0 Unser Universum Sterne und Galaxien Hintergrundstrahlung Elemententstehung Das Big-Bang-Modell Prozesse im frühen Universum Fragen und Antworten (?) Dunkle Materie
Mehr