Stellare Nukleosynthese
|
|
- Maximilian Krüger
- vor 6 Jahren
- Abrufe
Transkript
1 Jetzt schnelle Entwicklung. Rote Riesen (z. B. Sonne) < 10 9 Jahre Immer neues nukleares Brennen wechselt mit dazwischenliegenden Phasen von Kontraktion ab. Im tieferen Inneren des Sternes werden immer schwerere Elemente aufgebaut. Dann: Verlust der äußeren Schichten Planetarische Nebel (M < 8 M ) Supernova Ende: als Weißer Zwerg, Neutronenstern oder Schwarzes Loch Folie 1 Stellare Nukleosynthese Sämtliche chemischen Elemente schwerer als He (abgesehen von Spuren von Li,Be,B) sind in Sternen entstanden Nukleosynthese: Schema zur Erklärung der Elementhäufigkeiten im Universum Fusionsprozesse sind die stellare Energiequelle, maximale Bindungsenergie bei 56 Fe erreicht Elemente schwerer als Eisen durch Neutronen- bzw. Protonen-Einfang, kein Energiegewinn mehr Folie 2 XIV.1
2 s-, r und p-prozesse Sterne als Orte der Nukleosynthese Aufbau zahlreicher Elemente, die nicht direkt aus Fusionsreaktionen stammen Hohe Flüsse an Neutronen (s-und r-prozess) bzw. Protonen für p- Prozess notwendig Aussagen über Dichten und Temperaturen, Alter einzelner Elemente, Chronometer durch radioaktiven Zerfall Aktive Forschungsrichtung der nuklearen Astrophysik Folie Endstadien massearmer Sterne IC 1295 Sterne: M< 8M haben kein Kohlenstoffbrennen Entwicklung erfolgt entlang des asympthotischen Riesenastes (engl.: Asymtotic Giant Branch, AGB) Ausgeprägte Kern-Hülle Struktur, Rote Riesen mit ausgedehnten Konvektionszonen, WZ im Zentrum AGB-Sterne: Hohe Leuchtkräfte, Massenverlust und langperiodische Pulsationen, Beispiel: MIRA Kühle Sternatmosphären: T eff <3000 K, Kondensation von Festkörpern, Staubbildung Abstoßen der Hülle, Bildung eines Planetarischen Nebels Nukleosynthese: s-prozess Elemente durch langsamen Neutroneneinfang Folie 4 XIV.2
3 Massenverlust von Roten Riesen Olofsson et al. Wechselwirkungen von Strahlung, Gas und Staubteilchen, die aus Gasphase kondensieren, staubgetriebene Winde Pulsation des Sterns (sog. Mira- Variablen, schon 1594 durch Fabricius bei o Ceti entdeckt,) lässt Atmosphäre expandieren L 10 4 L, R 300R (=Marsbahn) Kondensation der Staubteilchen wird erleichtert, Strahlungsdruck bläst Staub davon, Reibung durch Stöße mit dem Gas nimmt gesamte Hülle mit Rotation, Konvektion, Inhomogenitäten, Abschattung, Wolkenbildung, Instabilitäten, Folie 5 Zwei-Wind Modell eines PN langsamer asymmetrischer Wind-Halo des früheren Roten Riesen ~10 km/s schneller sphärischer Wind ~2000 km/s äußere Stoßwelle Zentralstern heiße Windschale innere Stoßwelle expandierende PN-Schale ~25 km/s Kwok, 1982 Kahn & West, 1985 Folie 6 XIV.3
4 s-prozess Langsamer Einfang von Neutronen: slow neutron capture, d.h. β - -Zerfall findet zwischen den n-einfängen statt, Tal der stabilen Kerne Wechselspiel von β - -Zerfall und n-einfang: Verzweigungspunkte geben Hinweise auf Temperatur und Dichte s-prozess findet in Roten Riesen statt Bildung von A = 90 bis A = 204, bei Temperaturen zwischen 2.8 und K, Neutronendichten von cm -3 Jeder 56 Fe-Saatkern fängt im Mittel 15.1 Neutronen ein % der vorhandenen 56 Fe-Kerne genügen als Ausgangssaat, um solare s- Häufigkeiten zu erklären Folie 7 Weiße Zwerge in M pc 0.2 pc HST und VLT: Kugelhaufen in Einzelsterne aufgelöst, detaillierte Farben-Helligkeits-Diagramme möglich Spektrale Fits: Elementhäufigkeiten der Weißen Zwerge Folie 8 XIV.4
5 Weiße Zwerge (in M4) Weiser Zwerg (WZ): Endstadium eines sonnenähnlichen Sterns Kollaps des stellaren Kerns, extrem kompaktes Objekt, R 10000km bei M=1M Dichte etwa 1 Tonne/cm 3 Chandrasekhar'sche Grenzmasse: 1.44 M R ~ M -1/3 Sirius B mit T eff 30000K M4: Nächster Kugelhaufen in Entfernung von d = 2.2 kpc Schätzung: etwa Weiße Zwerge (von Sternen) [Fe/H] = -1.2 Folie 9 HST: SNe bei hoher Rotverschiebung Supernovae vom Typ I Doppelstern: Akkretion von Masse auf einen Weißen Zwerg, keine oder kaum Wasserstoff- Linien beobachtet Energien: E kin erg, v e km/s Zerstörung des Weißen Zwerges durch thermonukleare Reaktion, Zünden von Kohlenstoff Modell: WZ an der Chandrasekhar-Grenzmasse von 1.44 M, Akkretionsrate: M /Jahr Zeitskala der Explosion etwa 1 Sekunde, kein Neutronenstern als Überrest Auftreten in allen Galaxientypen, insbesondere in Elliptischen Galaxien Fundamentale Rolle bei der extragalaktischen Entfernungsbestimmung, da ziemlich einheitliche maximale Helligkeiten und Lichtkurven Relation zwischen maximaler Helligkeit und Abfall der Lichtkurve Folie 10 XIV.5
6 Entfernungsmessung durch SNe SN1994D SN-Explosionen sind wichtigste Methode zur Bestimmung der Hubble- Konstanten, der Expansion des Kosmos,... Systematische SN-Überwachung: 2001 sind 282 SNe in Galaxien beobachtet Typ Ia erscheint als homogene Gruppe, insbesondere im B-Band, Streuung σ<0.1 mag Vergleich von scheinbarer Helligkeit mit absoluter Helligkeit, Problem: interstellare Absorption (Staub) WZ mit 1.44M erklärt Lichtkurve und Spektrum Entfernteste Typ Ia SN im Hubble Deep Field (HDF) zeigt Rotverschiebung von z=1.7, d=3gpc Folie Endstadien massereicher Sterne Masse: M 12M, Sternentwicklung zeigt Zwiebelschalenmodell, chemische Stratifikation des Sterns Kernbrennen ist erschöpft, Kollaps des Kerns bis zu Neutronen-sterndichten Rückprall der Strömung am Kern: core-collapse Supernova, Typ II Stoßwelle durchläuft Stern, Photo-dissoziation der Kerne führt zu hohen Energieverlusten, z.b. Fe- Zerlegung: erg/0.1m Explosive Nukleosynthese: r- und p-prozess Folie 12 XIV.6
7 r-prozess Rascher Einfang von Neutronen: rapid neutron capture, d.h. kein unmittelbarer β - -Zerfall Typische Zeitskala des Einfangs etwa 10-4 s r-prozess-pfad etwa Masseneinheiten in Richtung neutronenreicher Kerne verschoben Versiegen des n-flusses, rascher β - - Zerfall in Richtung stabiler Kerne Gesamte Prozessdauer wenige Sekunden Explosive Nukleosynthese: Entsprechend hohe Neutronenflüsse nur bei Supernova-Explosionen massereicher Sterne Folie 13 Beobachtete Nukleosynthese: Al 26 -Linie im ISM Al 26 : γ-linie bei MeV, τ 1/2 =10 6 Jahre, diskrete Quellen Al 26 nur in explosiver Nukleosynthese von core-collapse SNe M Al 26 < 1 M COMPTEL Folie 14 XIV.7
8 Folie 15 Klassifikation von Supernovae Unterscheidung nach der Form der Lichtkurve und dem Vorhandensein/Abwesenheit von H-Linien Zwei Klassen von optischen SNe: Typ I: kein H vorhanden, theoretisches Modell: Doppelstern, Akkretion auf Weißen Zwerg, thermonukleare Explosion Typ II: H vorhanden, Metalle, Endstadium massereiche Sterne, Kernbereiche kollabieren, Bildung eines Neutronensterns Folie 16 XIV.8
9 Folie 17 Lichtkurven von Supernovae Typ I SNe sind leuchtkräftiger als Typ II SNe, absolute Helligkeit: M V = 19 mag Typ Ia sind ideale Standardkerzen zur extragalaktischen Entfernungsbestimmung Typ II zeigen häufig ein Plateau Langsamer Abfall der Lichtkurve von Typ Ia SNe bedingt durch γ-heizung aus radioaktivem Zerfall von 56 Ni und 56 Co Typ I finden in allen Galaxientypen statt, keine räumlich bevorzugten Gebiete Folie 18 XIV.9
10 p-prozess Auf der protonenreichen Seite der Kerne existieren 32 stabile Kerne, seltene Elemente Keine Produktion durch s- oder r-prozess möglich, da protonenreiche Kerne Hohe Dichten ρ>10 6 gcm -3 und hohe Temperaturen T> K erforderlich Bildung über (p,γ)-reaktionen Explosive Nukleosynthese in Nova- oder SN-Explosionen, Photodisintegration schwerer Kerne Neutronensterne, X-ray bursters, Thorne-Zytkow-Objekte Folie 19 Stellare Nukleosynthese: Zusammenfassung Folie 20 XIV.10
11 Supernovae vom Typ II Ende der Kernfusion: Neutronisation der Materie, Druck der entarteten Elektronen fällt weg, Kern kollabiert, sog. corecollapse SNe Energetik: E G,NS erg, E ν erg, E kin erg Rückprall der Einwärtsbewegung bei Atom-kerndichten, Ausbildung der Stoßwelle Problem: Photodisintegration der Hülle, da erg/0.1m (Fe) notwendig Neutrinoverluste dominant, NS für Neutrinos optisch dick, Bildung einer Neutrinosphäre Streuung und Energieabgabe der Neutrinos an das thermische Gas, sog. delayed explosions Folie Neutronensterne und Pulsare 1967 als periodische, gepulste Radioquellen entdeckt (daher der etwas irreführende Name) Modell: Schnell rotierender Neutronenstern mit Magnetfeld, einem Leuchtturm ähnlich Lichtzylinder: L Ω = c Perioden: Millisekunden bis einige Sekunden Perioden nehmen durch Drehimpulstransport ins Umgebungsmedium zu, typischerweise dω/ω 10-8 Periodensprünge beobachtet, sog. Sternbeben (star quakes) Folie 22 XIV.11
12 ROSAT: Vela SNR + NS Aufbau eines Neutronensterns Kristalline feste Kruste im Zentrifugalgleichgewicht Masse: 1.44 M/M 3 Radius: R 10 km Dichte vergleichbar einem Atomkern: g/cm 3 Superfluider Kern aus freien Neutronen, eventuell Quark- Gluonen-Plasma: Anzahl von Wirbeln ist quantisiert Extrem hohe Magnetfelder durch Kollaps des stellaren Magnetfeldes, sog. Magnetare mit Gauss, Gammaemission, Soft-Gamma- Repeaters: SGR Folie 23 Zusatz zu Pulsaren: Winkelgeschwindigkeit ω = 2π P (360 =2π in einer Periode) R WarummüssenPulsarekleinsein? * Oberflächengeschwindigkeit: 2πr v = P, wenn v = c also R < km 5 Pc R = = km ~ 48000km 2π 2π * Zentrifugalbeschleunigung < Schwerebeschleunigung 2 Gm z < g Rω < 2 R 2 4π Gm R < 2 2 P R GmP R < < 2 2 4π 4π 3 25 R < 0,34 10 cm R < ~ 1.000km Folie 24 XIV.12
13 HST: Zentrum von M1 Krebsnebel SN-Explosion: 4. Juli 1054 (23 Tage sichtbar, in China) beobachtet Visuelle Helligkeit: Nebel: 8.2 mag, NS: 16 mag Pulsar mit 1/30 s Direkte Expansion des Nebels beobachtet mit v = 1800km/s Pulsarwind: Produktion relativistischer Elektronen, Wechselwirkung mit dem Magnetfeld Abnahme der Rotationsenergie des Pulsars = Synchrotronstrahlung des Nebels Gepulste Strahlung vom Radio- bis Gammabereich (TeV-Quelle) Folie 25 Doppelsternsysteme Entwicklung von Sternen unterschiedlicher Masse in einem Doppelsternsystem SN-Explosion eines Partners: Frage nach der Stabilität Expansion des Begleitsterns: Ausfüllen der sog. Roche-Grenze Materieüberstrom am Lagrange (L1)-Punkt Drehimpuls: Bildung einer Akkretionsscheibe, Reibung in der Scheibe legt Akkretionsrate fest Jets entlang der Rotationsachse, Präzessionsbewegungen Folie 26 XIV.13
14 14.4 Stellare Schwarze Löcher M 3M : Kollaps stoppt nicht nach Neutronisation der Materie Schwarzes Loch ist eine Singularität im Raum-Zeit-Gefüge Schwarzes Loch vollständig durch Masse, Drehimpuls und Ladung beschrieben Beschreibung durch Allgemeine Relativitätstheorie, Lösung der Einstein'schen Feldgleichungen Sphärischer Fall: Metrik durch Schwarzschild erstmals bestimmt Am Schwarzschildradius: Entweichgeschwindigkeit = Lichtgeschwindigkeit Schwarschildradius für 1M : R s =3km Folie 27 Reibung und Drehimpulstransport ω 1 >ω 2 Reibung versucht Gradienten auszugleichen Scherströmungen in einer Keplerscheibe, da Winkelgeschwindigkeit nicht konstant, ω ~ R -3/2 Impulsaustausch durch Turbulenzelemente Magnetfelder durch mögliche Dynamoprozesse verstärkt Magnetfelder: Effektiver Drehimpulstransport, Kopplung über große Distanzen Folie 28 XIV.14
15 Akkretion auf stellare Schwarze Löcher Einige Schwarze Löcher in Doppelsternsystemen Röntgenemission: Temperatur der Scheibe ~10 7 K, variable Akkretion von Material des Begleiters Bestimmung der Parameter: Linienprofile, Stern- Entwicklung, Alter, Massenabschätzungen Massen 3M, daher keine Neutronensterne Folie 29 Akkretion: NS versus SL Rotverschiebung am Ereignishorizont gegen unendlich Emission wird röter und schwächer Akkretion auf Neutronenstern: Kinetische Energie wird auf der Oberfläche dissipiert Neutronenstern-Oberfläche als helle Röntgenquelle sichtbar Unterschiede erst bei hoher räumliche Auflösung trennbar, Interferometrie notwendig Folie 30 XIV.15
16 Schwarze Löcher in der Milchstraße Visueller Gravitationslinseneffekt: MACHO-96-BLG5 ausgelöst durch Vorbeiflug eines Schwarzen Loches, d 2kpc, M SL 6M Röntgenemission aus Akkretionsscheibe: XTE J , Eigenbewegung durch VLBI-Messungen, daraus Bewegung im galaktischen Potential, Begleiter ein K7-Stern, M SL = 6.5±0.4M Cyg X-1: P=5.6 Tage, Doppelsternsystem mit M * 20M, M SL 10M Gammaquelle: GRS (XN Aql 1992) mit M SL 10M Folie 31 XIV.16
Supernovae. 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
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?
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
MehrAstronomische Einheit
Einführung in die Astronomie ii Sommersemester 2016 Musterlösung Nützliche Konstanten Astronomische Einheit Parsec Gravitationskonstante Sonnenmasse Sonnenleuchtkraft Lichtgeschwindigkeit Hubble Konstante
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
MehrSterne, 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
MehrEntstehung der kosmischen Strahlung
Entstehung der kosmischen Strahlung Galaktische und intergalaktische Kosmische Strahlung Im Folgenden soll nur die Komponente der kosmischen Strahlung betrachtet werden, die nicht solaren Ursprungs ist.
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
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
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
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
MehrEndstadien massiver Sterne Supernova Typ II
Endstadien massiver Sterne Supernova Typ II Emissionsnebel - Cassiopesia A Entfernung: 11 000 Lichtjahre Beobachtet: 1950 Krebsnebel Entfernung: 6 300 Lichtjahre Beobachtet: 4. Juli 1054 Endstadien massiver
MehrNEUTRONENSTERNE. Eine Reise in die Vergangenheit. Jochen Wambach Institut für Kernphysik TU Darmstadt
NEUTRONENSTERNE Eine Reise in die Vergangenheit Jochen Wambach Institut für Kernphysik TU Darmstadt NEUTRONENSTERNE Eine Reise in die Vergangenheit Jochen Wambach Institut für Kernphysik TU Darmstadt Was
MehrSupernovae Typ Ia. Seminar zur Einführung in die Astronomie am Stefan Walter Universität Würzburg
Supernovae Typ Ia Seminar zur Einführung in die Astronomie am 11.12.2007 Stefan Walter Universität Würzburg 0.Inhalt 1. Historisches 2. Klassifikation 3. Modell und Theorie einer SN Ia 4. 5. Beobachtung,
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
MehrModerne Physik: Elementarteilchenphysik, Astroteilchenphysik, Kosmologie
Moderne Physik: Elementarteilchenphysik, Astroteilchenphysik, Kosmologie Ulrich Husemann Humboldt-Universität zu Berlin Sommersemester 2008 Kapitel 9.2 Kosmische Beschleuniger Energiespektrum Ein Teilchen
Mehr- Weisse Zwerge - Neutronensterne & Pulsare - Supernovae Ia, IIa - Gamma Ray Bursts
Astroteilchenphysik, SS 2006, Vorlesung # 5 - Endstadien von Sterne- - Weisse Zwerge - Neutronensterne & Pulsare - Supernovae Ia, IIa - Gamma Ray Bursts Crab-Pulsar Chandrasekhar G. Drexlin, EKP Hertzsprung
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 =
Mehrc) Elemente oberhalb Fe
c) Elemente oberhalb Fe Neutroneneinfang: (Z,A) + n (Z, A+1) + γ β-zerfall: (Z, A+1) (Z+1, A+1) + e + ν e s(low)-process: Rate ω n
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
MehrSchwarze Löcher. Dr. Knud Jahnke. Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg
Schwarze Löcher Dr. Knud Jahnke Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg Was ist ein Schwarzes Loch: Theorie Eine Lösung der ART Feldgleichungen: 8πG Gμ ν= 4 T μ ν c Krümmung des Raumes Energie (+Impuls)
MehrGalaktische und Extragalaktische Physik
Galaktische und Extragalaktische Physik Oskar von der Lühe Fakultät für Physik Albert-Ludwig-Universität, Freiburg i. Br. Wolfgang Dobler Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik Freiburg i. Br. GEG_01_03.doc
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
MehrWeiße Zwerge, Neutronensterne und Schwarze Löcher
Weiße Zwerge, Neutronensterne und Schwarze Löcher Werner Becker Max-Planck Institut für extraterrestrische Physik Max-Planck Institut für Astrophysik web@mpe.mpg.de http://www.xray.mpe.mpg.de/~web Was
MehrVom Urknall. bis heute Zeit. Kosmologie. Christian Stegmann Universität Erlangen-Nürnberg
Vom Urknall bis heute Kosmologie Christian Stegmann Universität Erlangen-Nürnberg Die Erde Heute einer von acht Planeten Heute Sterne Heute Die Milchstrasse Heute Voller Sterne Heute Und Nebel Heute Unsere
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
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?
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
MehrKernkollapssuper novae SN Ib, Ic und II. Moritz Fuchs 11.12.2007
Kernkollapssuper novae SN Ib, Ic und II Moritz Fuchs 11.12.2007 Gliederung Einleitung Leben eines Sterns bis zur Supernova Vorgänge während der Supernova SN 1987 A r-prozesse Was ist interessant an Supernovae?
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
MehrEntstehen bei Gamma-Ray Bursts wirklich Schwarze Löcher?
Entstehen bei Gamma-Ray Bursts wirklich Schwarze Löcher? Jochen Greiner Max-Planck Institut für extraterrestrische Physik Garching Die stärksten Explosionen im Universum 6 Supernovae / Sekunde 1 Gammablitz
MehrNeutronen-Sterne Max Camenzind - Akademie HD
Neutronen-Sterne Max Camenzind - Akademie HD - 2017 Der archetypische Neutronenstern im Krebsnebel - geboren 1054 P = 33 ms Pulsar Wind Krebs- Nebel Torus Bild: HST Inhalt Die Entdeckung des Neutrons und
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
Mehr, Nikolaus Heners
03.07.2009, Nikolaus Heners 1 Merkmale der kosmischen Strahlung Spektrum Zusammensetzung Energiebetrachtung Astrophysikalische Quellen kosmischer Strahlung Leistungsfähigkeit möglicher Quellen Fermi-Beschleunigung
MehrDunkle Materie und dunkle Energie
Dunkle Materie und dunkle Energie Franz Embacher Fakultät für Physik der Universität Wien Vortrag am Vereinsabend von ANTARES NÖ Astronomen St. Pölten, 9. 9. 2011 Die Bestandteile Woraus besteht das Universum?
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
MehrMonster im All: Schwarze Löcher
Monster im All: Schwarze Löcher Jörn Wilms Institut für Astronomie und Astrophysik http://astro.uni-tuebingen.de/~wilms Inhalt 0 2 Schwarze Löcher prä-einstein post-einstein Galaktische Schwarze Löcher
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
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...
MehrVII. Zustandsgrößen der Sterne
VII. Zustandsgrößen der Sterne Stellare Zustandgrößen beschreiben die globalen Eigenschaften eines Sterns Leuchtkraft (scheinbare Helligkeit, abhängig von Distanz) Farbe Spektraltyp Effektivtemperatur
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
MehrEinführung in die Astronomie und Astrophysik II
Einführung in die Astronomie und Astrophysik II Teil 11 Jochen Liske Hamburger Sternwarte jochen.liske@uni-hamburg.de Astronomische Nachricht der Woche Fast Radio Burst zum ersten (?) Mal lokalisiert:
Mehr6.3. STABILITÄTSGRENZEN VON STERNEN 133
6.3. STABILITÄTSGRENZEN VON STERNEN 133 Abbildung 6.13: Entwicklungswege der Sterne in Abhängigkeit von ihrer Masse. 134 KAPITEL 6. STERNENTWICKLUNG und damit für den Druck: P R = 1 E R 3 V = ( ) 1/3 3
MehrSpätstadien der Sternentwicklung. Wiederholung: Entwicklung nach dem H-Brennen Altersbestimmung Supernovae Neutronensterne Pulsare Schwarze Löcher
Spätstadien der Sternentwicklung Wiederholung: Entwicklung nach dem H-Brennen Altersbestimmung Supernovae Neutronensterne Pulsare Schwarze Löcher Wiederholung: Das Brennen nach der Hauptreihe Roter Riese:
MehrNeutronensterne, Quarksterne und Schwarze Löcher
Neutronensterne, Quarksterne und Schwarze Löcher Schülervorlesung Physikalischer Verein, Frankfurt am Main 29. November 2005 Jürgen Schaffner Bielich Institut für Theoretische Physik/Astrophysik p.1 2005:
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
MehrGeochemie 1. 1. Entstehung und Häufigkeit der Nuklide/ Elemente
Geochemie 1 1. Entstehung und Häufigkeit der Nuklide/ Elemente Atome (Elementare Bausteine der Materie) Masse eines Atoms ist im Kern konzentriert (Neutonen + Protonen) Elektronenhülle dominiert das Eigenvolumen
MehrEinführung in die Astronomie und Astrophysik II
Einführung in die Astronomie und Astrophysik II Teil 6 Jochen Liske Hamburger Sternwarte jochen.liske@uni-hamburg.de Astronomische Nachricht der letzten Woche Mondillusion Mondillusion Astronomische Nachricht
MehrSchwarze Löcher Staubsauger oder Stargate? Kai Zuber Inst. f. Kern- und Teilchenphysik TU Dresden
Schwarze Löcher Staubsauger oder Stargate? Kai Zuber Inst. f. Kern- und Teilchenphysik TU Dresden 6.12.2014 Das Leben des Albert E. - Relativitätstheorie Das Leben der Sterne Schwarze Löcher Wurmlöcher
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
MehrSchwarze Löcher Staubsauger oder Stargate? Kai Zuber Inst. f. Kern- und Teilchenphysik TU Dresden
Schwarze Löcher Staubsauger oder Stargate? Kai Zuber Inst. f. Kern- und Teilchenphysik TU Dresden 4.12.2010 Das Leben des Albert E. - Relativitätstheorie Das Leben der Sterne Schwarze Löcher Wurmlöcher
MehrDIE SUPERNOVA 1054 UND WAS VON IHR ÜBRIG BLIEB
1 DIE SUPERNOVA 1054 UND WAS VON IHR ÜBRIG BLIEB Wolfgang Krispler / Alexander Krombacher Wals 29.05.2015 2 WAS EUCH HEUTE ERWARTET 1. Supernovae 2. Neutronensterne 3. Der Krebsnebel 4. Pulsare Untersuchungen
MehrDie Urknalltheorie. KIT Universität des Landes Baden-Württemberg und nationales Forschungszentrum in der Helmholtz-Gemeinschaft.
Die Urknalltheorie KIT Universität des Landes Baden-Württemberg und nationales Forschungszentrum in der Helmholtz-Gemeinschaft www.kit.edu Überblick 2 Allgemeine Relativitätstheorie Die Väter der Urknalltheorie
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
MehrNeutrinoquellen im Kosmos: Supernovae Martina Davids
Neutrinoquellen im Kosmos: Supernovae Martina Davids Betreuer: Prof. M. Tonutti Neutrino-Seminar, RWTH Aachen, WS Gliederung Supernovae - Typen und Ablauf Cherenkovdetektoren: Funktionsweise Beispiele:
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
MehrSupernovae Explosionsmechanismen
Supernovae Explosionsmechanismen Victoria Grinberg La Villa - 31.08.2006 1 Inhaltsüberblick Klassifizierung und Explosionsmechanismen Supernovae vom Typ Ia Vorläuferstern Explosion zusätzliche Betrachtungen
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
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
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
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
MehrDie Entstehung der Elemente
Die Entstehung der Elemente Ein Vortrag von Shin-Gyu Kang, Birger Buttenschön, Marco Knutzen, Ole Ammon Staack, Frank Schlotfeldt und Alexander Sperl Kiel, 10. Juni 2005 Inhalt Einleitung und Übersicht
MehrDer Lebensweg der Sterne
Der Lebensweg der Sterne Wahrscheinlich durch die Überreste einer nahen Supernova konnte sich die Sonne samt Planeten bilden. Nach einem Milliarden Jahre langen Leben bläht sie sich nachdem der Wasserstoff
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
MehrMasterseminar I Supernovae und das expandierende Universum
Masterseminar I Supernovae und das expandierende Universum Yilmaz Ayten 1 23. Juni 2013 1 yayten@students.uni-mail.de 1 2 Inhaltsverzeichnis 1 Motivation 3 2 Supernovae 3 2.1 Kernkollapssupernovae............................
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
MehrDie beschleunigte Expansion
Die beschleunigte Expansion Franz Embacher Fakultät für Physik Universität Wien Vortrag im Rahmen von University Meets Public VHS Meidling, 12. 3. 2012 Nobelpreis 2011 an Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt
MehrEndstadien der Sternentwicklung
Endstadien der Sternentwicklung Scheinseminar Astro- und Teilchenphysik (WS 2009/10) Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg Thomas Gabor 07. Dezember 2009 Thomas Gabor Endstadien der Sternentwicklung
MehrEndstadien der Sternentwicklung
Endstadien der Sternentwicklung Scheinseminar Astro- und Teilchenphysik (WS 2009/10) Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg Thomas Gabor 07. Dezember 2009 Thomas Gabor Endstadien der Sternentwicklung
Mehr8. Die Milchstrasse Milchstrasse, H.M. Schmid 1
8. Die Milchstrasse Die Galaxis unsere Milchstrasse ist eine grosse Spiralgalaxie (oder Scheibengalaxie) mit folgenden Parametern: Hubble Typ SBc (ausgedehnte Balkenspirale) Masse ca. 10 12 M S Anzahl
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
MehrAKKRETION oder WOHER KOMMT DIE ENERGIE? Bild: NASA von Jonas Morgenweg
AKKRETION oder WOHER KOMMT DIE ENERGIE? Bild: NASA von Jonas Morgenweg Struktur des Vortrags I. Was ist Akkretion II. Abschätzung zur Leuchtkraft III. Eddington-Leuchtkraft IV. Akkretion im Binärsystem:
MehrSupernovae. Felicia Krauÿ. 20. Mai 2010
20. Mai 2010 Inhaltsverzeichnis 1 Historisch 2 3 4 5 6 7 8 Historisch Wortherkunft Übersicht SN 1054 Tycho Brahe: SN 1572 Nova (lateinisch): neu Brahe: De nova et nullius ævi memoria prius visa Stella
MehrKerne und Sterne. (Was verbindet Mikro- und Makrokosmos?) Andreas Wagner. Institut für Kern- und Hadronenphysik. Andreas Wagner
Kerne und Sterne (Was verbindet Mikro- und Makrokosmos?) PLOPP SUPERNOVA He H Li SONNE SONNENSYSTEME GALAXIEN C Fe O N U Moderne Astronomie: Infrarot-, Radio-, Optische, Röntgen-, Gamma-, Neutrino- Klassische
MehrWie schwarz sind schwarze
Wie schwarz sind schwarze Löcher Andreas Wipf Friedrich-Schiller-Universität Jena c Joe Bergeron Halle, Juni 2005 1 John Michell (1784) (Brief an Cavendish) Es könnte dunkle Sterne geben, bei denen die
MehrNeutronensterne, Quarksterne und Schwarze Löcher
p.1 Neutronensterne, Quarksterne und Schwarze Löcher Night of Science Johann Wolfgang Goethe Universität, Frankfurt am Main 29. 30. Juni 2006 Jürgen Schaffner Bielich Institut für Theoretische Physik/Astrophysik
MehrEinführung in die Physik der Neutronensterne. I. Sagert Institut für Theoretische Physik/ Astrophysik Goethe Universität, Frankfurt am Main
Einführung in die Physik der Neutronensterne I. Sagert Institut für Theoretische Physik/ Astrophysik Goethe Universität, Frankfurt am Main Leben und Sterben von Sternen Supernova Geburt eines Neutronensterns
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...
Mehr3. Stabilität selbstgravitierender Kugeln
3 Stabilität selbstgravitierender Kugeln Stabilisierungsproblem Virialsatz Druck und Zustandsgleichungen Lane - Emden - Gleichung Weiße Zwerge, Braune Zwerge und Planeten Neutronensterne Energieerzeugung
MehrKeine Welt ohne explodierende Sterne. Bruno Leibundgut Europäische Südsternwarte (ESO)
Keine Welt ohne explodierende Sterne Bruno Leibundgut Europäische Südsternwarte (ESO) Alter der Alpen Entstanden vor etwa 30 bis 35 Millionen Jahren Dinosaurier haben die Alpen nie gekannt! (vor 65 Millionen
MehrSchwarze Löcher in Zentren von Galaxien
Schwarze Löcher in Zentren von Galaxien Zentrales Schwarzes Loch der Milchstrasse Zusammenhang SMBH-Bulge Einführung in die extragalaktische Astronomie Prof. Peter Schneider & Dr. Patrick Simon Zentrales
MehrGalaxien, Quasare, Schwarze Löcher. Dr. Knud Jahnke Astrophysikalisches Institut Potsdam
Galaxien, Quasare, Schwarze Löcher Dr. Knud Jahnke Astrophysikalisches Institut Potsdam Die Augen der Astronomen Die Augen der Astronomen Die Augen der Astronomen Die Augen der Astronomen Die Augen der
MehrWeiße Zwerge III Struktur, Massen, Radien
Weiße Zwerge III Struktur, Massen, Radien Max Camenzind - Akademie HD - Okt. 2017 Astronomie News Hurrikan Maria Arecibo Teleskop 4. SL-Merger / 14.8.2017 / z=0,11 arxiv:1709.09660 Stellare SL mergen
MehrWiederholung Sternentwicklung. Christian-Weise-Gymnasium Zittau - FB Physik - Mirko Hans 1
Wiederholung Sternentwicklung Christian-Weise-Gymnasium Zittau - FB Physik - Mirko Hans 1 stellare schwarze Löcher (Kollapsare) stellare schwarze Löcher vs. supermassive schwarze Löcher Historisches Eigenschaften
MehrModul Sternphysik Repräsentativer Fragenkatalog
Modul Sternphysik Repräsentativer Fragenkatalog Elementare Größen Definieren und erläutern Sie folgende Größen: Strahlungsstrom, scheinbare Helligkeit, absolute Helligkeit, bolometrische Helligkeit, Leuchtkraft
MehrSterne, Galaxien und das Universum
Sterne, Galaxien und das Universum Teil 6: Die Milchstraße Peter Hauschildt yeti@hs.uni-hamburg.de Hamburger Sternwarte Gojenbergsweg 112 21029 Hamburg 18. April 2017 1 / 50 Die Milchstraße 2 / 50 Übersicht
MehrVon der Hauptreihe zu PNes und Supernovae. Max Camenzind Akademie Heidelberg Mai 2014
Von der Hauptreihe zu PNes und Supernovae Max Camenzind Akademie Heidelberg Mai 2014 Entwicklung der Sterne in der Milchstraße; Entwicklung massearmer Sterne zu Roten Riesen und Planetarischen Nebeln;
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
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
MehrGalaxien-Zoo. Max Camenzind Akademie Heidelberg September 2015
Galaxien-Zoo Max Camenzind Akademie Heidelberg September 2015 Enceladus/Apod 20.09.2015 Pluto/Apod 18.09.2015 Pluto/Apod 14.09.2015 Sonne/Apod 19.09.2015 Themen Galaxien die Bausteine des Universums Die
MehrAstroteilchenphysik II
Astroteilchenphysik II Sommersemester 2015 Vorlesung # 25, 2.7.2015 Guido Drexlin, Institut für Experimentelle Kernphysik Stellare Evolution - Chandrasekhar-Limit - Supernovae Klassifikation Mechanismen
MehrGigantische Explosionen
Gigantische Explosionen Gammaastronomie - das Universum bei höchsten Energien Gernot Maier Credit: Stephane Vetter (Nuits sacrees) Kollidierende Galaxien Licht = Elektromagnetische Strahlung Welle Teilchen
MehrExperimentelle Astroteilchenphysik. Prof. Dr. Dieter Horns Dr. Tanja Kneiske
Experimentelle Astroteilchenphysik Prof. Dr. Dieter Horns Dr. Tanja Kneiske Experimentelle Astroteilchenphysik 1. Einführung und Überblick 2. Kosmische Strahlung auf der Erde 3. Kosmische Strahlung in
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
MehrInhaltsverzeichnis. III.1 Globale Eigenschaften der Sonne 175 III.2 Sonneninneres und Rotation 179
XI Inhaltsverzeichnis I Sphärische Astronomie, Sternpositionen, Astrometrie 1 I.1 Sternpositionen und Koordinatensysteme 1 I.2 Zeit 10 I.3 Sternörter 22 I.4 Änderungen von Sternpositionen 32 I.5 Astronomische
MehrGamma-Ray Bursts. Einführung in die extragalaktische Astronomie. Prof. Peter Schneider & Dr. Patrick Simon. Phänomenologie. BATSE-Beobachtungen
Phänomenologie BATSE-Beobachtungen Interpretation z-verteilung Feuerball-Modell Einführung in die extragalaktische Astronomie Prof. Peter Schneider & Dr. Patrick Simon Phänomenologie Entdeckt Simulation
MehrWiederholung Sternentwicklung. Christian-Weise-Gymnasium Zittau - FB Physik - Mirko Hans 1
Wiederholung Sternentwicklung Christian-Weise-Gymnasium Zittau - FB Physik - Mirko Hans 1 stellare schwarze Löcher (Kollapsare) Historisches stellare schwarze Löcher vs. supermassive schwarze Löcher Eigenschaften
MehrSusanne Neueder: Kernkollaps Supernovae
Universität Regensburg Naturwissenschaftliche Fakultät II Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne Susanne Neueder: Kernkollaps Supernovae 22. 5. 2007 1 Gliederung 1. Einführung 1.1. Zwei unterschiedliche
MehrDas galaktische Zentrum
Das galaktische Zentrum Tim Häckel 18. 12. 2007 Übersicht - Einführung - Struktur des galaktischen Zentrums - Eigenschaften des MBH (Massive Black Hole) - Sternentstehung und Sternpopulationen - Vergleich
Mehr