Sternhaufen. Geburtsorte der Materie. Dr. Andrea Stolte. I. Physikalisches Institut Universität Köln

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1 Sternhaufen Geburtsorte der Materie Dr. Andrea Stolte I. Physikalisches Institut Universität Köln Ringvorlesung Astronomie 13. Januar

2 Sternhaufen -- Geburtsorte der Materie I. Am Anfang waren Wasserstoff und Helium II. Die Erde - Gemisch höherer Elemente III. Kernfusion in Sternen IV. Lebenszyklus massereicher Sterne V. Die jüngsten Sternhaufen der Milchstraße 2

3 I. Am Anfang waren Wasserstoff und Helium 3

4 4

5 I. Am Anfang waren Wasserstoff und Helium Nach dem Urknall... Sekunde 1: Materie-Überschuss Sekunde 10: Entstehung von Protonen & Neutronen Entstehung von Elektronen Kernfusion Entstehung von Atomkernen: 75 % Wasserstoff 25 % Helium in Spuren Lithium, Beryllium... nach 5 Minuten: Ende! Jahre Atomkerne + Elektronen = stabile Atome 5

6 I. Am Anfang waren Wasserstoff und Helium Astronomisches Periodensystem der Elemente: H 75 % He 25 % Kernfusion in Sternen Supernovae 6

7 II. Die Erde - Gemisch höherer Elemente 7

8 II. Chemische Zusammensetzung der Erde Universum H He? Erde H He O Mg Al Si Ca Fe Ni Washington 1925 Erde: Chemische Zusammensetzung Element Anteil (in Gewichts-%) Eisen 39, % Sauerstoff 27, % Silicium 14, % Magnesium 8, % Nickel 3, % Calcium 2, % Aluminium 1, Schwefel 0, Natrium 0, Cobalt 0, Chrom 0, Kalium 0, ? Phosphor 0, Mangan 0, Kohlenstoff 0, ? Titan 0, Berechnungsversuch von H. S. Washington, ( Am. Journal of Science 1925) Rechte Spalte: Mason & Moore 1985, Javoy

9 II. Alle Elemente bis Eisen: Kernfusion in Sternen Vollständiges Periodensystem der Elemente: Kernfusion in Sternen Supernovae 9

10 II. Chemische Zusammensetzung der Erde Universum H He Erde H He O Mg Al Si Ca Fe Ni Washington 1925 Erde: Chemische Zusammensetzung Element Anteil (in Gewichts-%) Eisen 39, % Sauerstoff 27, % Silicium 14, % Magnesium 8, % Nickel 3, % Calcium 2, % Aluminium 1, Schwefel 0, Natrium 0, Cobalt 0, Chrom 0, Kalium 0, ? Phosphor 0, Mangan 0, Kohlenstoff 0, ? Titan 0, Berechnungsversuch von H. S. Washington, ( Am. Journal of Science 1925) Rechte Spalte: Mason & Moore 1985, Javoy 1999 Die Babylonier kannten Meteorite als seltene Gebilde; aus alten Inschriften wissen wir, dass man sie als das vom Himmel Gefallene bezeichnete (Eisen altägyptisch: Metall vom Himmel; griechisch sideros = Eisen entspricht dem lat. sidera für Sterne, Gestirne). U. Neumann, Uni Tuebingen, Gesteinssammlung 10

11 II. Chemische Zusammensetzung des menschlichen Körpers Mensch Frühes Universum Sternenstaub Der Mensch ist nicht nur aus Erde gemacht H He C N O P Mg Al Si Ca Fe Ni Erde 10 0 H He C N O P Mg Al Si Ca Fe Ni 11

12 II. Chemische Zusammensetzung der Sonne Sonne 2 % Metalle Zur Zeit der Sonnenentstehung vor 4.5 Mrd Jahren war das Universum bereits stark angereichert H He C N O P Mg Al Si Ca Fe Ni Erde Wir sind alle Sternenstaub. Aber woher??? 10 0 H He C N O P Mg Al Si Ca Fe Ni 12

13 III. Kernfusion in Sternen 13

14 III. Kernfusion in der Sonne Proton-Proton-Zyklus 1938 Hans Bethe 4H 4 He + 2e + + 2ν + γ 14

15 III. Kernfusion in sonnenähnlichen Sternen CNO-Zyklus Bethe-Weizaecker-Zyklus Hans Bethe in Cornell Carl Friedrich von Weizäcker 12 C + 4H 12 C + 4 He + 2e + + 2ν + γ 15

16 III. Kernfusion in sonnenähnlichen Sternen Astronomisches Periodensystem der Elemente: H 75 % He 25 % Roter Überriese 16

17 III. Kernfusion in verschiedene Stern-Typen Supernova über 10 Milliarden Silizium Eisen Sauerstoff Schwefel, Phosphor, Silizium, Mg Kohlenstoff Natrium, Neon, Magnesium Helium Kohlenstoff CNO-Zyklus Proton-Proton über 1.5 Milliarden bis 1.5 Milliarden Millionen Millionen Millionen 5-15 Millionen 17

18 IV. Lebenszyklus der Sterne 18

19 IV. Lebenszyklus der Sterne Beteigeuze - die nächste Supernova von der Erde aus? ESO, P.Kervella, Digitized Sky Survey 2, A. Fujii 19

20 IV. Lebenszyklus der Sterne Nebel aus angereichertem Material umhüllen massereiche Sterne ESO, P.Kervella, Digitized Sky Survey 2, A. Fujii 20

21 Beteigeuze (Illustration) Roter Überriese ~20 Sonnenmassen 10 Millionen Jahre 1 Erde / Jahr Supernova in 1, ,000 Jahren ESO, L. Calcada 21

22 Nebel aus angereichertem Material umhuellen massereiche Sterne Sterne mit mehr als 30 Sonnenmassen blasen angereichertes Material mit bis zu 60,000 km/h in die interstellare Materie Grosdidier et al / NASA 22

23 III. Fusion schwerster Elemente in Supernovae Elemente schwerer als Eisen entstehen in Supernova Explosionen Zerstoerung schwerer Eisenkerne -> Neutronen werden frei Druckwelle presst Neutronen in Atomkerne -> schwere Elemente Cassiopeia A Anno 1680 O. Krause 23

24 Supernova 1994 D in der Galaxie NGC

25 IV. Lebenszyklus der Sterne 25

26 IV. Lebenszyklus der Sterne 26

27 IV. Lebenszyklus der Sterne Alter des Universums heute Alter der Sonne heute Supernovae junge Regionen!!! 27

28 V. Die jüngsten Sternhaufen in der Milchstraße 28

29 1,000 V. Sternhaufen -- Labore voller schwerer Sterne 1000 Adler Nebel MSonne 10 MSonne 100 MSonne 2 Sternhaufen: Entstehung vieler sonnenähnlicher Sterne + weniger extremer Sterne ESO 29

30 Very Large Telescope/ESO Atacama Wueste in Chile 2MASS JHK 30

31 V. Sternhaufen -- Labore voller schwerer Sterne Orion mit Trapez 4000 Sterne 10 Supernova-Vorgänger 1 Million Jahre jung ESO 31

32 V. Sternhaufen -- Labore voller schwerer Sterne Sterne 60 Supernova-Vorgänger 1/2 Million Jahre jung M17 Nebel ESO 32

33 V. Sternhaufen -- Labore voller schwerer Sterne > Sterne 100 Supernova-Vorgänger 2 Millionen Jahre jung NGC

34 Sind massereiche Sterne überhäufig??? Westerlund 1 100,000 Sterne Röntgenbeobachtungen 80 Supernovae 4 Millionen Jahre jung!!! erhöhte Entstehungsrate massereicher Sterne? Vergleich mit fernen Galaxien! Brandner et al

35 Wie gelangen die schweren Elemente in Planeten?... auch hier liefern junge Sternhaufen die Antwort... 35

36 Entstehung der Sonne und der Planeten Emanuel Swedenborg Nebular Hypothesis "Urnebel" 1734 Immanuel Kant Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels Rotierende Urwolke 1755 Pierre-Simon Laplace Rotierender Gasball mit Eigengravitation 1796 Victor Safronov Solare Nebel-Scheiben-Modell 1972 Entstehung der Erde und Planeten 36

37 Entstehung der Sonne und der Planeten Protoplanetare Scheiben - Geburtsorte der Planeten L. Calcada / ESO 37

38 Ursonne & Entstehung der Planeten Ursonne 73 % Wasserstoff + 25 % Helium + 2 % Metalle 1. Gravitation 2. Temperatur Eis Wasser Wasser Eis Gasriesen Erdaehnliche Planeten 38

39 Protoplanetare Scheiben - Geburtsorte der Planeten Hubble Weltraum Teleskop NASA, ESA, M. Robberto, L. Ricci / ESO 39

40 Protoplanetare Scheiben - Geburtsorte der Planeten Chris O/Dell / Rice Univ. NASA 40

41 Protoplanetare Scheiben - Geburtsorte der Planeten NASA/ESA, L. Ricci / ESO 41

42 Protoplanetare Scheiben - Geburtsorte der Planeten Pat Rawlings / NASA 42

43 Protoplanetare Scheiben in den massereichsten Sternhaufen 2MASS JHK Arches Sternhaufen im Zentrum der Milchstraße mehr als 23 Protoplanetare Scheiben 43

44 Zusammenfassung Alle schweren Elemente > Helium entstehen in Sternen bis zum Eisen durch Kernfusion schwerer als Eisen in Supernovae Sterne > 8 Sonnenmassen Massereiche Sterne kurze Lebenszeiten sind ~20 mal seltener Sterne, die unseren Sternenstaub liefern, findet man nur in jungen, reichhaltigen Sternhaufen!!! 44

45 Nahe Galaxien sprühen vor Sternhaufen - Ngc

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Wasserstoff. Helium. Bor. Kohlenstoff. Standort: Name: Ordnungszahl: Standort: Name: Ordnungszahl: 18. Gruppe. Standort: Ordnungszahl: Name: H Wasserstoff 1 1. Gruppe 1. Periode He Helium 2 18. Gruppe 1. Periode B Bor 5 13. Gruppe C Kohlenstoff 6 14. Gruppe N Stickstoff 7 15. Gruppe O Sauerstoff 8 16. Gruppe Ne Neon 10 18. Gruppe Na Natrium

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