Hi Vatok was den Urknall angeht und das "davor". Vergiss es dir das vorzustellen. Die Energie die zur Entstehung der Materie fürte stammte vielleicht aus "höheren Dimensionen". Es soll ja über 20 geben. Und das kann sich kein Mensch vorstellen...das gibt nur Kopfschmerzen. Die Galaxien treiben auseinander aber nicht auf ein Ziel zu. Schau dir bitte noch mal die warscheinliche Topologie des Universums an. Die treibene Kraft ist die dunkle Energie / Materie. Und das ist auch gut so, sonst würde es uns nicht geben.... wird noch erklärt. Ein Supernova Kern hat eine Temperatur von etwa 100 Milliarden Grad Celsius Das ist 6000 Mal die Temperatur im Kern der Sonne. ........ Steht aber da Vielen Dank das du den Thread gut findest, ich versuche ihn so verständlich wie möglich zu halten MFG Bak

Unser Sonnensystem Teil 5 Wasser Teil 1 Wasser ist ein essentieller Stoff der für das Leben im Universum notwendig ist. Es ist aber nicht selbstverständlich überall Wasser zu haben. Wie und warum werde ich nun versuchen hier deutlich zu machen Wasser ist eines der häufigsten Moleküle im Universum. Nachdem der Wasserstoff bereits kurz nach dem Urknall entstand, wurde der für Wasser nötige Sauerstoff erst viel später in den Sternen fusioniert. In den staubbeladenen Wolken des interstellaren Mediums verbanden und verbinden sich noch heute diese Elemente zu Wasser. Wie aber kam das Wasser auf die Erde? Entweder hat es die Erde bei ihrer Entstehung aus einer Gasscheibe mitbekommen oder es wurde durch Kometen auf die Erde gebracht. Ob beide Prozesse oder nur einer Anteil am Wasser der Erde haben, ist gegenwärtig noch nicht entschieden. Menge an Staub ist der ideale Untergrund für die Bildung von Molekülen und vor allem auch vom Wassermolekül. Kometen entstehen wahrscheinlich zusammen mit Planeten. In den Galaxien gibt es Staub- und Gaswolken, aus denen die Sterne entstehen. Solch eine Gaswolke kollabiert und wird zum Stern, um den herum eine Staub- und Gasscheibe kreist. In dieser Scheibe entstehen dann Planeten und Kometen. Aber woher kommt dieser Stoff – H2O – eigentlich? Die Antwort ist verblüffend: von den Sternen! Warum? Weil wir hier leben. Leben auf Planeten kann nur entstehen, wenn der Planet dem strahlenden Stern nicht zu nahe kommt und nicht zu weit entfernt umkreist. Klar, sonst ist es zu heiß oder zu kalt. Astronomen sprechen von der bewohnbaren Zone. Unsere Erde umkreist die Sonne in einem Abstand von rund 150 Millionen Kilometern, sie bewegt sich mitten in der bewohnbaren Zone der Sonne. Betrachtet man diese Position aber zu Zeiten, als das Sonnensystem gerade entstand, also vor rund 4,5 Milliarden Jahren, dann kommt man zu dem überraschenden Ergebnis: Es war viel zu heiß für Wasser. Die inneren Planeten hatten alle kein Wasser bei ihrer Geburt. Das Wasser kommt von Asteroiden, die aus der Region um den Jupiter stammen. Diese einige zehn oder hundert Kilometer großen Felsbrocken schlugen auf die gerade zur Felsenkugel erstarrenden Urerde ein und brachten das Wasser. Genaue Untersuchungen der Zusammensetzung des Erdwassers und ein Vergleich mit dem Wasser in Meteoriten und Kometen unterstützen dieses Modell. In den ersten 500 Millionen Jahren des Sonnensystems schlugen auf der Erde Brocken ein, die die Erde zum blauen Planeten machten. Übrigens, der Begleiter der Erde, der Mond, erzählt uns noch aus dieser dramatischen Frühphase. Die Mondoberfläche weist nämlich noch alle Narben des damaligen Flächenbombardements auf. Während auf der Erde, aufgrund ihrer inneren Hitze, längst alle Spuren verschwunden sind, zeigt uns der Mond, was damals los war. Die Erde hat viel Wasser im Vergleich zu Venus oder Mars. Das die Asteroiden ihr so viel Wasser von außen bescherten, hatte große Auswirkungen auf die Atmosphäre. Es regnete Jahrtausende, der Regen wusch fast alles an Kohlendioxid aus der Atmosphäre, es entstanden Kalkgesteine. Der Treibhauseffekt der Urerde wurde immer schwächer und unserer Erde blieb das Schicksal der Venus erspart. Dort ist es 450 Grad Celsius heiß. Letztlich kommt das Wasser auf der Erde aus der Gaswolke, aus der sich das Sonnensystem bildete. Da bildeten Sauerstoff- und Wasserstoffatome die Wassermoleküle. Der Sauerstoff, den wir atmen und trinken, kam von explodierten Sternen. Wie alle chemischen Elemente, die schwerer sind als Helium wurde auch der Sauerstoff in Sternen erzeugt und mittels gewaltiger Explosionen ins Universum geschleudert, wo er sich zu Gaswolken verdichtete. Wie Wasser entsteht In Kometen und interstellaren Wolken ist der Ausgangsstoff des Wassers das positiv geladene Hydronium-Ion H3O+. Dieses Molekülion lässt sich von der Erde aus mit Teleskopen nachweisen. In den kosmischen Wolken fliegen normalerweise auch negativ geladene Elektronen umher, so dass es häufig zu Zusammenstößen kommt. Dabei wird das Hydronium-Ion zu dem neutralen aber instabilen Radikal H3O, das sofort zerfällt. "Hierfür stellt die Natur drei Möglichkeiten zur Wahl", erklärt Andreas Wolf: Entweder entsteht H2O plus H, OH plus H2 oder OH plus zwei H-Atome. Ein Ziel der aktuellen Forschung ist es herauszufinden, mit welcher Häufigkeit die drei Zerfallsarten auftreten und Wasser entsteht. Am häufigsten, nämlich zu 71 Prozent, zersplittert das Hydronium-Ion jedoch in die drei Bestandteile OH plus zwei H-Atome. Warum das so ist, können die Forscher jetzt erklären. Wenn sich das Elektron an das Ion anlagert, wird dabei Bindungsenergie frei. Diese nimmt das gesamte Molekül auf und fängt an zu schwingen, ähnlich wie eine Spiralfeder, die man spannt und loslässt. "Wir haben zur Überraschung aller herausgefunden, dass die Moleküle mit der maximal möglichen Energie schwingen", sagt Wolf. Damit ist jedes Molekül bei der Elektronenanlagerung kurz vor dem Zerreißen und zerbricht eben eher in drei als in zwei Teile. Die hohe Schwingungsenergie lässt sich auch in eine Temperatur umrechnen. Dabei kommen die Physiker auf 60.000 Grad Celsius: Wasser kommt also heiß in die Welt. Woher kommt unser Wasser Teil 1 Teil 2 Die vier Elemente Wo ist das Wasser im Universum http://www.youtube.com/watch?v=RTYH5RbQXu0 Die vier Elemente - Woher kommt das Wasser http://www.youtube.com/watch?v=ZUC8_vcR2Eg Die vier Elemente - Was ist Wasser http://www.youtube.com/watch?v=2OHPi0me0OI Also ...wenn ihr mal wieder ein Glas Wasser trinkt.... denkt daran woher es kommt und wie es entstanden ist Aber das ist nicht die einzige Geschichte wie Wasser warscheinlich auf die Erde gekommen ist ....mehr dazu morgen.... MFG Bak

Unser Sonnensystem Teil 4 So leute was haben wir heute....wir müssen uns leider erst um den Drehimpuls kümmern. Drehimpulserhaltung Der Drehimpuls ist eine physikalische Erhaltungsgröße und nimmt eine ähnlich zentrale Stellung wie die Energie oder Ladung ein. Jeder sich drehende Körper speichert Drehimpuls und gibt Drehimpuls ab, wenn sich die Drehung verlangsamt. Die international verwendete Einheit für den Drehimpuls ist Newtonmeter. Veraltete Bezeichnungen für den Drehimpuls eines Objekts sind Drall, Schwung oder Impulsmoment. Der Drehimpuls hat die gleiche Dimension wie die Wirkung. Die Angabe eines Drehimpulses bezieht sich immer auf einen Punkt. Bei sich drehenden Objekten wird meist, ohne dass dies ausdrücklich erwähnt wird, ein Punkt auf der Achse gewählt, um die das betrachtete Objekt rotiert. Um den Drehimpuls eines Körpers zu ändern, muss ein Drehmoment auf den Körper wirken. Wie man sieht, dreht sich der Prof, wenn er beim Rad die Position ändert. Drehsessel Da bei der Kontraktion der Drehimpuls erhalten bleiben muss, hat sich eine schon minimal existierende Rotation des kollabierenden Nebels erhöht, ähnlich wie eine Eiskunstläuferin durch Anlegen der Arme als Pirouetteneffekt eine schnellere Rotation erreicht. Die dabei entstehenden, nach außen wirkenden Fliehkräfte führten dazu, dass sich die Wolke zu einer rotierenden Akkretionsscheibe ( protoplanetare Scheibe ) formte. Offene Fragen Auch wenn die Grundprinzipien der Planetenentstehung bereits als weitgehend verstanden gelten, gibt es doch noch zahlreiche offene und nicht unwesentliche Fragen. Eines der Probleme ist die paradox erscheinende Verteilung des Drehimpulses auf die Sonne und die Planeten, denn der Zentralkörper enthält fast 99,9 % der Masse des gesamten Systems, besitzt aber nur etwa 0,5 % des Drehimpulses; der Hauptanteil daran steckt im Bahndrehimpuls ihrer Begleiter. Warum rotieren Himmelskörper? Teil 1 Teil 2 Wie ist das Sonnensystem entstanden? http://www.youtube.com/watch?v=NxTDNEZvaCk Teil 1 http://www.youtube.com/watch?v=XgbZI0rZZPc&feature=related Teil 2 So ist auch die Neigung der Äquatorebene der Sonne gegenüber der mittleren Bahnebene der Planeten von etwa 7° ein Rätsel. Aufgrund ihrer überaus dominierenden Masse dürfte die Sonne (anders als zum Beispiel die Erde) durch die Wechselwirkung mit ihnen kaum ins Taumeln geraten. Möglicherweise hatte sie in ihrer Frühzeit einen Zwergstern als Begleiter oder erhielt „Besuch“ von einem Nachbarstern des ursprünglichen Sternhaufens, der durch seine Anziehung die protoplanetare Scheibe um etwa 7° kippte, während die Sonne aufgrund ihrer geringen räumlichen Ausdehnung weitgehend unbeeinflusst blieb. Außerdem muss die Allgemeingültigkeit der Aussagen über die Entstehung von Planetensystemen angezweifelt werden, da auch Exoplaneten entdeckt wurden, deren Bahnen entgegen der Rotation ihres Zentralsterns verlaufen, was nach dem oben beschriebenen Modell nicht möglich wäre. Das ist krass..... Besuch von einem Nachbarstern und eine eventuelle Supernova in der Frühzeit unseres Sonnensystemes. Und das wichtigste dabei ist, dass diese Besucher die Bahnen der Planeten gar nicht oder kaum beeinflusst haben, aber trotzdem eine wichtige Rolle spielten. Unsere Sonne ist ja ein Klasse G Stern. Also sahen die Astronomen andere Klasse G Sonnen an, alte wie junge. Und in beiden Fällen zeigte sich, dass in der Akkretionsscheibe unheimlich viele Asteroiden waren. In solchen Systemen kann sich kein Leben bilden da ständig Asteroiden auf den Planeten einschlagen. Das heisst: Die Supernova und / oder der vorbeiziehende Stern haben einen bestimten Teil des Staubes der protoplanetare Scheibe hinaus gefegt, so das sich keine Asteroiden bilden konnten. Tja, wieder mal ein " Zufall " mehr. Wo wir doch der " Normalfall " der Milchstrasse sind. MFG Bak

Hi Citruzz Schwarze Löcher sind zur Zeit nicht das Thema. Bitte warte bis sie drann kommen. Und kommentier dann, damit der Kontext des Threads gewart bleibt. Und wenn andere es wirklich besser wissen, bitte akzeptier dieses Wissen .... es beruth auf wissentschaftlichen Fakten und nicht an ..... ich glaube aber.... Ansonsten kann ich dir den Nachbarthread empfehlen " Star Wars und die Wirklichkeit" im Forum nebenan... Dort kann man lustig drauf los diskutieren auch wenn vieles nicht stimmt ..... MFG Bak

Das Sonnensystem Teil 3 So .. nun haben wir eine ganze Menge durchgenommen, aber wir sind noch nicht am Ende was unser Sonnensystem angeht. Was haben wir heute.... Planetare Migration Der Begriff planetare Migration bezeichnet die Bahnänderung eines Planeten während der Entstehung eines Planetensystems um einen Zentralstern. Da es sich um ein theoretisches Modell handelt, gibt es allerdings keine einheitliche Definition. Zustande kommt die planetare Migration durch eine komplexe Wechselwirkung eines Planeten mit seiner Umgebung (andere Planeten, Planetesimale, Gas einer protoplanetaren Scheibe). Durch zufällige Ereignisse auftretende Bahnänderungen, beispielsweise durch Kollisionen, fallen allerdings nicht unter den Begriff. Die Entdeckung von Exoplanetensystemen, in denen jupiterähnliche Himmelskörper sternnahe Bahnen von nur einigen Sternradien besitzen (sog. „Hot Jupiters“, 51 Pegasi b besitzt eine große Halbachse von a = 0,05 AE), hat eine Diskussion über das Entstehungsmodell von Planetensystemen ausgelöst. Viele Astronomen sind der Meinung, dass Gasriesen ein paar astronomische Einheiten (AE) von dem Zentralgestirn entfernt, hinter der sogenannten Eislinie entstehen. Das ist diejenige Entfernung vom Zentralstern, ab der Wasserstoffverbindungen in fester Form existieren können. Im Entstehungsprozess müssten sich diese Planeten in Richtung Zentralgestirn bewegt haben. Bellerophon or 51 Pegasi b extrasolar planet Ein Erklärungsversuch, der ohne Migration auszukommen versucht, ist beispielsweise die „Jumping-Jupiter-Theorie“. Diese besagt, dass es durch das gleichzeitige Entstehen einiger Gasriesen in einem Planetensystem zu gravitativen Wechselwirkungen untereinander kommt. Simulationen zeigen, dass diese Prozesse zu instabilen Bahnen führen würden, zu Kollisionen der Planeten untereinander, Akkretion durch den Protostern oder auch zum Verlassen des Planetensystems, weswegen die Entstehung der Hot Jupiters auf diese Weise als unwahrscheinlich gilt. Ein anderer Ansatz ist die planetare Migration. Diese beschreibt in der Entwicklung eines Planetensystems die Wechselwirkungen der protoplanetaren Scheibe mit dem Planeten selbst, was zu Bahnänderungen führen kann. Es gibt drei verschiedene Weisen, wie die Planetenscheibe mit dem Planeten wechselwirken kann. Diese sind in drei Typen der Migration unterteilt, die im unteren Abschnitt noch weiter erläutert werden. Zwar kann man mit der Migrationstheorie Bahnverkleinerungen (z. B. beim Jupiter) und Bahnvergrößerungen (z. B. bei Uranus und Neptun) während der Entstehungsphase die heutige Position der Planeten erklären , dennoch ist die Migration nur eine Theorie, die in der Fachwelt zwar allgemein anerkannt ist, aus Mangel an direkten Beobachtungsmöglichkeiten jedoch noch nicht direkt bewiesen werden konnte. Im Speziellen kann man die Migrationstheorie auch auf beispielsweise das Late Heavy Bombardment (LHB) oder die Herkunft der Trojaner anwenden und aus Simulationen brauchbare Ergebnisse ziehen. Als Großes Bombardement wird eine Zeit während der Entwicklung des Sonnensystems bezeichnet, in der auf die noch jungen inneren Planeten (die Gesteinsplaneten Merkur, Venus, Erde, Mars) und den Erdmond zahlreiche große Asteroiden und andere Restkörper der Planetenbildung stürzten. Diese Epoche wird auf die Zeit vor etwa 4,1 bis 3,8 Milliarden Jahren angesetzt. Sie hatte großen Einfluss auf die Oberflächengestalt des Mondes und auf die ersten Entwicklungsstufen des irdischen Lebens. Viele der einschlagenden Körper waren Planetesimale mit Größen zwischen 1 und 50 km. Trojaner sind im weiteren Sinn Asteroiden, die einem Planeten in seiner Bahn um das Zentralgestirn vorauseilen bzw. folgen. Im engeren Sinne sind es die zwei Gruppen von Asteroiden, die die Sonne auf der gleichen Bahn wie der Jupiter umkreisen, ihm jedoch mit einem mittleren Abstand von 60° vorauseilen beziehungsweise nachfolgen Standardmodell der Planetenentstehung Der Ursprung dieser Theorie liegt in den sog. großen molekularen Wolken , die hauptsächlich aus Gas (99 % Wasserstoff, Helium) und Staub (Silikate, Kohlenstoff) bestehen und durch ihre Eigengravitation eine Kompression erfahren, bis sie schließlich in kleinere 'Kerne' fragmentieren. Solche Kerne können Ausdehnungen von einigen tausend AE erreichen und kollabieren schließlich nach dem Jeans-Kriterium. Es entsteht ein Protostern inmitten der Wolke, der die gravitativen Eigenschaften des Systems dominiert. Insbesondere handelt es sich für die umgebende Materie um ein Zentralkraftfeld, in dem Drehimpulserhaltung gilt. Diese verhindert zum Beispiel, dass die ganze Materie einfach in den Stern fällt, weil sie von ihm angezogen wird. Vielmehr entwickelt sich aus der Wolke nun eine stabile rotierende Scheibe (protoplanetare Scheibe), in der Drehimpuls durch die Viskosität von Turbulenzen und viskose Reibung von innen nach außen „transportiert“ werden kann (in unserem Sonnensystem tragen Jupiter und Saturn zum Beispiel 99 % des gesamten Drehimpulses, während die Sonne nahezu die ganze Masse ausmacht) Planetary System Formation Simulation (200 AU View) So bewegen sich die inneren Teile der Scheibe weiter nach innen und werden schließlich vom Stern akkretiert, während die äußeren Teile durchaus von diesem Schicksal verschont bleiben können. Auf diese Weise entsteht ein komplexes hydrodynamisches System welches eine Sedimentation und Drift der nun immer stärker wachsenden Festkörper ermöglicht. Bei einer Größe von einigen Metern bis zu einigen Kilometern spricht man von Planetesimalen. Ab dieser Größe dominieren die Planetesimale durch ihre eigene Gravitation das Geschehen in ihrem Umfeld, zum Beispiel fangen sie umgebende, kleinere Planetesimale ein, und zwar immer effizienter, je größer sie werden (deswegen nennt man diese Phase „Runaway-Wachstum“). Irgendwann haben sich auf diese Weise einige wenige sog. planetare Embryonen gebildet, die ihre Umgebung gravitativ dominieren, und die Materie sowie Gas aus der protoplanetaren Scheibe (im Fall von Gasriesen) akkretieren (sogenanntes „oligarchisches Wachstum“ und Isolation der Embryonen). Jedoch müssen die Planeten nicht an dem Ort, an dem wir sie heute beobachten, entstanden sein. So beobachtete man zum Beispiel mit 51 Pegasi b einen jupiterähnlichen Gasriesen nur wenige Sternradien vom Zentralgestirn entfernt. Die Entstehung eines so massiven Objektes so nahe an einem Stern wäre mit diesen sogenannten in-situ-Theorien nur sehr schwer erklärbar, weswegen man annimmt, dass die Planeten in der Endphase ihrer Entstehung unter bestimmten Bedingungen Veränderungen ihrer Umlaufbahn erfahren können. Dieses Phänomen bezeichnet man als planetare Migration. Die verschiedenen Arten der Migration werden von den meisten Astronomen in drei Typen eingeteilt: Typ 1 Das Objekt (Planetesimal oder Planetenembryo) interagiert mit seinen selbst verursachten Dichtewellen, die entstehen, weil sich das umgebende Gas mit einer höheren Geschwindigkeit bewegt als der Keplerschen Umlaufgeschwindigkeit. Dies beschleunigt das Gas aufgrund der gravitativen Wirkung des Protoplaneten und es entstehen Druck- und Dichtewellen, die sich mit dem Protoplaneten bewegen. Wegen der Asymmetrie auf der sternab- bzw. zugewandten Seite resultiert dies in einer Nettokraft auf den Planeten, der seine Bahn verändert. Typ 2 Protoplaneten öffnen durch Akkretion umliegender Materie eine Lücke in der Gasscheibe, es entsteht eine Region geringerer Dichte in der „feeding zone“ des Planeten. Der Protoplanet wird in dieser Lücke eingeschlossen. Da sich das Gas im Verlauf des Planetenentstehungsprozesses nach innen bewegt, folgt die Lücke nach und der Protoplanet migriert nach innen. Typ 3 Instabilitäten in der Planetenscheibe (Wechselwirkungen zwischen den Planeten) führen zu einer Bahnabweichung innerhalb weniger Umläufe des Planeten. Wenn ein Planet oder Planetesimal seine Bahn zu sehr ändert und aus dem System verlorengeht (also das Sonnensystem verlässt oder infolge der Verlangsamung der Umlaufgeschwindigkeit einwärts migriert und dem Stern / Protostern zum Opfer fällt), nennt man dies „violent migration“. Jupiter Wofür sich Jupiter zuständig zeigt und weshalb ihn unsere Astronomen so loben ist, dass er, auch hierzu muss er gerade zufällig an der richtigen Position stehen, durch seine enorme Schwerkraft in der Lage ist Asteroiden (und die gibt es nicht nur im Asteroidengürtel, die schwirren auch vereinzelt zwischen den anderen Gasriesen und im Kuiper-Gürtel herum), diese nach innen in Richtung zur Sonne abgelenkten Körper eventuell abzufangen, hinauszuschleudern, in sich "aufzusaugen", oder aber auch noch schneller in Richtung des Zentrums unseres Sonnensystems zu beschleunigen kann ! Doch das wird meistens unterschlagen, angesichts der Bilder vom "verschluckten" Kometen Shoemaker-Levy 9! Jupiter kann aufgrund seiner Hill-Spähre immer nur einen minimalen Bruchteil aller nach innen fliegenden Kleinkörper abfangen. Für den mit Abstand größten Teil dieser Objekte steht Jupiter gerade jedesmal an der "falschen" Stelle und bewirkt somit gar nichts. Reduziert die Wahrscheinlichkeit von Asteroiden Einschlägen auf den Planeten auf 10 - 100 Millionen Jahre. Ohne Jupiter 10 - 100 Tausend Jahre. Shoemaker-Levy 9 http://www.youtube.com/watch?v=tbhT6KbHvZ8 Die Hill-Sphäre, auch Hill-Raum, beschreibt die Umgebung eines Körpers, in der seine Gravitationskraft stärker ist, als die eines anderen, schwereren Körpers, den er umkreist. Das etwa kugelförmige Gebiet wurde nach dem in der theoretischen Astronomie wirkenden Mathematiker George William Hill benannt. Seine Arbeit beruhte vor allem auf den Schriften von Édouard Roche, so dass sie auch Roche-Sphäre genannt wird. Die äußere Grenze der Hill-Sphäre hängt ab von: der Gravitationskraft, die durch den Zentralkörper verursacht wird der Gravitationskraft, die durch den umkreisenden Körper verursacht wird der Zentrifugalkraft in einem mit dem umkreisenden Körper mitbewegten Bezugssystem. Kometeneinschläge.... (später mehr) Was kann ich mir darunter vorstellen ? Kurz....ein grosser Stein fällt dir auf den Kopf nun ja .. nun mal etwas genauer ... Hier ein Vid des Einschlages von Schomaker - Levey auf Jupiter sieht ja nicht besonders beeinduckend aus was Hier eine Bombe mit der zerstörungskraft der Hiroschima Bombe ...zur Erinnerung .. das sind "nur" 16 Kilotonnen an Exlosionskraft Und nun der Vater aller Bomben .. die Zar - Bombe...natürlich von den Russen... das sind ca. 40 - 60 MEGATONNEN die da grade hochgehen Die Schockwelle der Zar - Bombe ging 3 mal um die Erde nun zurück zum ersten Vid.. der kleine Lichtblitz den ihr da seht ist ca. 13000 mal die Zar Bombe.. Da sieht man das erste Vid doch gleich mit ganz anderen Augen Wandern Planeten? http://www.youtube.com/watch?v=3XyQ_PYEW4E Teil 1 http://www.youtube.com/watch?v=tI_6ZLt0SgM&feature=related Teil 2 Gut das der Jupiter da ist , wo er ist MFG Bak

Hi Citruzz Habe mich in das Themawieder reingelesen und deine Vorstelleung passt leider nicht mit der Schwarzschild - Metrik zusammen. Aber lass uns das bitte diskutieren wenn ich die schwarzen Löcher durchnehme, kommt gleich nach dem Sonnensystem MFG Bak

Hi Citruzz Woher stammt das bitte ... würde ich gerne nachlesen... und im Kontext verstehen. MFG Bak

Hi Citruzz

Unser Sonnensystem ....Teil ZWO Nehmen wir erst mal unsere Sonne Die Sonne hat Spektrallinien, Was ist das und wieso sind sie wichtig. Eine Spektrallinie ist das Licht einer genau definierten Frequenz, das von einem Atom oder Molekül aufgrund eines quantenmechanischen Übergangs abgegeben oder absorbiert wird. Es dient der Unterscheidung unterschiedlicher Atomsorten. Die Frequenz einer Spektrallinie wird durch die Energie des emittierten oder absorbierten Photons bestimmt, die gerade den Unterschied zwischen den Energien der quantenmechanischen Zustände bestimmt. Was heisst das auf deutsch ? Wir können erkennen was für Elemente sich in einer Sonne befinden. Hier ein normales Lichtspektrum http://www.neosci.com/demos/10-1071_Photosynthesis/Presentation%20Images/tutorials/2.01.jpg Diese Linien zeigen mir an, was für Elemente sich in einer Sonne befinden. Die Absorptionslinien der Sonne mit den passenden Elementen http://www.oebv.at/sixcms/media.php/229/solarspectrum_noao.jpg http://www.anst.uu.se/ulhei450/Spektroskopie/PPT/Spektralklassifikation.GIF Wo befinden wir uns ... http://www.br-online.de/wissen-bildung/spacenight/sterngucker/foto/milchstrasse-balkenspirale-.jpg http://www.sterne-und-weltraum.de/sixcms/media.php/976/1920.jpg Das Bild der Milchstrasse ist nicht genau. Es gibt mehere Versionen, da niemand von oben auf die Milchstrasse draufgucken kann. Fakt ist aber, dass wir uns zwischen dem Orion Arm un dem Sagittarius Arm befinden. Und ca. 28.000 Lj vom galaktischen Zentrum entfernt. Ok.. nett na und Wir haben ja schon durchgenommen, dass Elemente in Supernovas erbrüted werden. Eine Regel besagt dies. Im Kern oder nahe des Kerns einer Galaxie, gibt es Sonnen mit vielen Elementen, weil es dort halt öfter Supernovas gibt und Elemente erbrüted werden. Weiter weg vom Kern nimmt die Elementenhäufigkeit in den Sonnen ab. Das heisst unter anderem, dass keine schweren Elemente da sind um überhaupt Planeten bilden zu können. Unsere Sonne hat aber zu viele Elemente für ihre Position in der Milchstrasse. Die Wissenschaftlser schließen daraus, dass die Sonne am Anfang viel näher am Kern war und dann nach aussen gewandert ist. Praktisch im Hinterhof der Milchstrasse wo nichts los ist. Und das ist auch gut so. Wenn man bedenkt das im Kern und in den Armen der Milchstrasse ab und zu Supernovas entstehen die im Umkleis von ca. 200 Lj alles Leben durch die enstehende Strahlung auslöschen. Ist die Sonne was besonderes ? Teil 1 Teil 2 Da haben wir doch mal schwein gehabt was Aber das ist noch nicht alles, mehr dazu morgen. MFG Bak

Die Entstehung unseres Sonnensystems Sind wir was besonderes.... diese Frage stellen sich viele und die höre ich oft. Wir sehen uns gerne als mitelmaß im Universum. Aber dem ist nicht so. Wieso das so ist ... werdet ihr gleich lesen und sehen .... Vor rund 4,7 Milliarden Jahren wurde unser Sonnensystem geboren, und die Schwerkraft spielte dabei die entscheidende Rolle. Am Anfang stand eine Wolke aus Gas und Staubteilchen. Sie war vermutlich riesig – mehrere hundert Lichtjahre im Durchmesser – und bestand hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium, Gasen so alt wie das Universum selbst. Doch in dieses Gas war rund ein Prozent ultrafeinen Staubes gemischt, aus Kohlenstoff, Sauerstoff, Aluminium, Eisen und schweren Elementen. Diese und noch weitere Stoffe waren zuvor in Sternen erzeugt und in gewaltigen Supernova-Explosionen ins All geschleudert worden. Astronomen glauben, dass dann die Entstehung unseres Systems so abgelaufen sein könnte: Die Wolke wird von Turbulenzen durchzogen, die das Gas immer wieder auseinander treiben. Doch zugleich wirkt auch die Schwerkraft, so dass die Gasteilchen sich gegenseitig anziehen und die Wolke beisammen bleibt. Irgendwann stört etwas dieses Gleichgewicht, es kann etwa die Druckwelle einer relativ nahen Supernova gewesen sein. Dadurch bilden sich in der Wolke zufällige Verdichtungen. Sie haben mehr Masse und ziehen mehr Teilchen an - von ihnen geht eine erhöhte Gravitation aus. Gas und Staub aus der Umgebung fliegen auf die Klumpen zu, sie wachsen und verdichten sich weiter. An vielen Stellen fällt die Wolke so in Kerne zusammen, aus denen jeweils ein Sonnensystem geboren wird. Auch der Teil der Wolke, der später unser Sonnensystem bilden soll, fällt unter seiner eigenen Schwerkraft zusammen. Wegen der Turbulenzen hat er sich schon vor dem Zusammenstürzen leicht gedreht, während des Kollapses wird er immer schneller - wie ein Schlittschuhläufer, der bei der Pirouette die Arme anzieht. Die Wolke flacht deshalb immer weiter ab, bis sie die Form einer Scheibe annimmt, Astronomen nennen sie die protoplanetarische Scheibe Planetary Formation Animation: James Webb Space Telescope Science Planetary Formation Ein Großteil der Materie stürzt unter der Wirkung der Schwerkraft jedoch ins Zentrum dieser Scheibe. Dort verdichtet sie sich immer mehr, Druck und Temperatur steigen an. Schließlich wird es so heiß und dicht, dass die Verschmelzung von Wasserstoff- zu Heliumkernen beginnt: unsere Sonne hat gezündet. Die Kernverschmelzung in der Sonne setzt noch heute so viel Energie frei, dass sich Temperatur und Strahlungsdruck mit der Schwerkraft die Waage halten. So wird die Sonne nicht weiter zusammengedrückt, sondern behält eine stabile Größe. Planet aus Sternenstaub Die Entstehung der Erde http://www.youtube.com/watch?v=Qs6KALrxwO4 Teil 1 http://www.youtube.com/watch?v=wutV4ZTQL8A&feature=related Teil 2 Wenn sich bis zur Zündung der Sonne keine Planeten gebildet haben, dann wars das. Der Staub wird vom Solarwind davongetragen und aus die Maus. Nicht nur im Zentrum, sondern auch in den anderen Bereichen der protoplanetarischen Scheibe wurde damals an unserem Sonnensystem gebaut: Während sich in der Mitte die Sonne bildet, wirbeln die Turbulenzen im Gas die winzigen Staubteilchen außen ständig durcheinander. Sie stoßen immer wieder zufällig zusammen, bleiben aneinander kleben und wachsen so nach und nach zu immer größeren Klumpen an. Nach rund einer Million Jahren sind aus diesen Klumpen Brocken geworden, die schon einen Durchmesser von bis zu einem Kilometer haben. Jetzt beschleunigt die Schwerkraft das Geschehen: Die Brocken ziehen sich gegenseitig an, die größeren schlucken die kleinen. Nach weiteren 10.000 Jahren ist das Feld schon ziemlich bereinigt; die Brocken sind schon so groß wie der Mond! Abertausende von ihnen ziehen auf regelmäßigen Bahnen um die Sonne und kommen sich nur noch ab und zu in die Quere. Das große Fressen geht deshalb nur mit gebremster Geschwindigkeit weiter. Rund 100 Millionen Jahre nach dem Kollaps der Gas- und Staubwolke hat die Schwerkraft ihre Arbeit weitgehend beendet. Geblieben ist das Sonnensystem, wie wir es heute kennen: neun große Köper, die um einen riesigen Gasstern kreisen. Sie haben die meisten Brocken aus der ehemaligen protoplanetarischen Scheibe aufgesammelt oder als Monde an sich gebunden. Auch Gas ist zwischen ihnen kaum noch vorhanden. Die großen Planeten wie Jupiter und Saturn konnten einen Teil davon als Gasatmosphäre an sich ziehen. Der Rest ist aus dem System heraus geblasen worden, als die Sonne in ihrer Jugendphase einen extrem starken Sonnenwind entwickelte. Doch auch jetzt ist die Schwerkraft noch der dominierende Faktor zwischen den Akteuren. Sie bestimmt die Bahnen, auf denen die Planeten ziehen, sie hält die Sonne zusammen und die Atmosphäre auf den Planeten. Und in anderen Gegenden unserer Galaxie spielt die Schwerkraft weiter Geburtshelfer bei der Entstehung von Sonnen und Planeten. Unser Sonnensystem hat noch mehr Geheimnisse, aber die kommen morgen drann. MFG Bak

Aus aktuellem Anlass Einstein hat wohl doch recht Die Meldung aus dem September des vergangenen Jahres war nichts weniger als eine naturwissenschaftliche Sensation. Wissenschaftler am Europäischen Teilchenforschungszentrum Cern hatten ultraleichte Teilchen, sogenannte Neutrinos, beobachtet, die sich schneller als das Licht bewegten. Albert Einsteins Relativitätstheorie und damit einer der Grundpfeiler der modernen Physik war infrage gestellt. Jetzt gaben die Cern-Forscher Zweifel an ihren Messungen bekannt. Möglicherweise war ein Kabel Schuld. Es geht um ein eventuell defektes Glasfaserkabel, durch das die GPS-Signale an den Hauptzeitmesser übertragen wurden, was zu einer Unterschätzung der Flugzeit geführt haben könnte, erklärte die Forschergruppe. Als zweite mögliche Fehlerquelle wurde ein Gerät identifiziert, das für die Synchronisierung von GPS-Daten eingesetzt wurde und eventuell nicht präzise genug funktionierte. Teilchen schneller als das Licht Das ursprüngliche Experiment fand im Rahmen des sogenannten "Opera"-Projekts statt. Dabei wurde in einem unterirdischen Labor in den Abruzzen die Geschwindigkeit von Elementarteilchen gemessen, die im rund 730 Kilometer entfernten Cern bei Genf erzeugt worden waren. http://img692.imageshack.us/img692/5772/denneutrinosaufderspur.jpg Die Neutrinos waren dabei scheinbar schneller als das Licht unterwegs, wenngleich nur um 0,025 Promille und damit extrem geringfügig. Entsprechend Einsteins Relativitätstheorie ist Lichtgeschwindigkeit die oberste Geschwindigkeitsgrenze im Universum. Die Annahme prägt in der modernen Physik das Verständnis von Raum und Zeit. Ein Überschreiten der Grenze hätte erhebliche Konsequenzen. Entsprechend groß waren die Zweifel an den ursprünglichen Messergebnissen. Forscher glaubten selbst an Messfehler Die "Opera"-Physiker selbst waren von ihren eigenen Ergebnissen nie richtig überzeugt und glauben stattdessen an einen Messfehler. "Wir wollten einen Fehler finden", sagte "Opera"-Sprecher Antonio Ereditato nach der Veröffentlichung gegenüber der BBC. "Einen trivialen Fehler, kompliziertere Fehler oder richtig fiese Effekte, aber das haben wir nicht." Über sechs Monate hätten sie die Ergebnisse immer wieder überprüft, bevor sie im September schließlich publiziert wurden. Zugleich riefen sie die internationale Forschergemeinde zu einer Diskussion auf. Im November wurden im Rahmen von "Opera" dann neue Tests vorgenommen, die dem Cern zufolge die ersten Ergebnisse bestätigten. Neue Testreihe im Mai Nach der Identifizierung der Fehlerquellen ist für Mai nun eine neue, weiterreichende Testreihe geplant, kündigte ein Sprecher des Forschungsinstituts an. "Wir wollen sehen, ob es eine leichte Diskrepanz gab". Neutrinos sind elektrisch neutrale Partikel. Sie sind so winzig, dass erst kürzlich entdeckt wurde, dass sie überhaupt über Masse verfügen. Am Cern wird physikalische Grundlagenforschung betrieben, vor allem mit Hilfe großer Teilchenbeschleuniger. An dem weltweit größten Zentrum für Teilchenphysik mit rund 3150 Mitarbeitern beteiligen sich 20 Staaten. Uber die "Ruhemasse" und den LHC in Cern wird noch was kommen.... MFG Bak

Die zwei Öfen Kurz nach dem Urknall sind Temperatur und Dichte im Universum gerade passend, um Wasserstoff (ein Proton, ein Neutron) zu Helium (zwei Protonen, zwei Neutronen) und Spuren von Lithium (drei Protonen, vier Neutronen) zu verschmelzen. Nur einige Sekunden später sind sowohl Temperatur als auch Dichte zu gering, um weitere Elemente zu prozessieren, die chemische Zusammensetzung wird eingefroren. Man nennt sie primordial. Der Urknall hat seinen Teil geleistet, von nun an sind die Sterne für den weiteren Aufbau von Elementen zuständig. Nach 10hoch 36s begann die komischen Inflation, während der sich das Universum in einem winzigen Augenblick um etwa das 10 hoch 50-fache vergrößerte. "Eine Sekunde nach dem Urknall betrug die Temperatur [schon nur noch] sechs Milliarden Grad..... Und diese 6 Milliarden Grad reichten nur um Elemente bis Beryllium zu backen... Sterne stellen die zweite Art von Ofen dar, in ihnen werden sämtliche Elemente schwerer als Helium hergestellt. Temperatur und Dichte in ihrem Inneren sind wieder hoch genug, um Kernfusion zuzulassen. Diese Kernreaktion liefert auch die Energie, die von den Sternen abgestrahlt wird, so daß sie überhaupt scheinen können. Die ``Asche'' aus dem Kernbrennen sind die schweren Elemente. Während seiner Entwicklung durchläuft ein Stern verschiedene Brennphasen, bei denen sukzessive immer schwerere Elemente aufgebaut werden. Im wesentlichen in folgender Reihenfolge: Helium, Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Magnesium, Silizium, Schwefel und Eisen. Dies passiert während eines ``ruhigen'' Kernbrennens, das genug Energie liefert, um den Stern vor dem gravitativen Selbstkollaps zu bewahren. Fusionsschema... Wasserstoff zu Helium ..Helium zu .....u.s.w Dabei brennt die Sonne heißer ...das ganze funktioniert aber nur bis Eisen Wenn allerdings das Sterninnere nur noch aus Eisen besteht, kann keine Energie mehr aus Kernfusion gewonnen werden. Der Stern empfindet es als unangenehm teuer, schwerere Elemente als Eisen zu produzieren. Ein Supernova Kern hat eine Temperatur von etwa 100 Milliarden Grad Celsius Das ist 6000 Mal die Temperatur im Kern der Sonne. Und diese Temperatur reicht gerade mal aus um Elemente bis Uran / Plutonium zu backen. Die Sonne könnte auch nicht fusionieren, aber da gibt es ja noch den Tunnel Effekt. Natürlich könnten noch andere Elemente die schwerer sind, entstanden sein, nur sind die Halbwertzeiten so kurz das sie praktisch sofort wieder zerfallen. >>>>Also sind sie nutzlos<<<< Man könnte auch noch Elemente herstellen die noch schwerer sind nur steigt die benötigte Energie exponentiell an, so dass man nach kurzer Zeit die ganze Energie des Universums bräuchte um dieses Element herzustellen... das wieso in Bruchteilen von einer Milliarstel Sekunde wieder zerfällt. MFG Bak

Die Elemente So Leute nun gehts an die Elemente und wie sie entstehen. Warum es keine exotischen Materialien gibt und warum wir alle Elemente im Universum kennen. Das fundamentalste Element im Universum ist Wasserstoff, bestehend aus einem Proton im Kern. Sämtliche schwerere Elemente werden gebildet, indem Protonen und Neutronen verschmelzen. Diese Prozesse jedoch erfordern extrem hohe Energien und Temperaturen von mindestens zehn Millionen Grad. Die zwei entscheidenden Reaktionen sind Kernfusion und Neutroneneinfang. Die Kernfusion erfordert zwar äußerst hohe Temperaturen, setzt jedoch Energie frei, solange Elemente leichter als Eisen prozessiert werden. Tatsächlich nutzt die Natur diesen Prozess als eine Art Ofen um Wärme (thermische Energie) zu produzieren. Für die Bildung aller Elemente schwerer als Eisen muß die Natur jedoch einen Tribut in Form von großen Mengen von Energie zahlen: Temperaturen über einige Milliarden Grad sind notwendig, ohne daß Energie gewonnen werden kann. Kurz nach dem Urknall sind Temperatur und Dichte im Universum gerade passend, um Wasserstoff (ein Proton, ein Neutron) zu Helium (zwei Protonen, zwei Neutronen) und Spuren von Lithium (drei Protonen, vier Neutronen) zu verschmelzen. Nur einige Sekunden später sind sowohl Temperatur als auch Dichte zu gering, um weitere Elemente zu prozessieren, die chemische Zusammensetzung wird eingefroren. Man nennt sie primordial. Der Urknall hat seinen Teil geleistet, von nun an sind die Sterne für den weiteren Aufbau von Elementen zuständig. Die Sonne: Aufbau http://www.youtube.com/watch?v=Za4hmzwtARw Sterne stellen die zweite Art von Ofen dar, in ihnen werden sämtliche Elemente schwerer als Helium hergestellt. Temperatur und Dichte in ihrem Inneren sind wieder hoch genug, um Kernfusion zuzulassen. Diese Kernreaktion liefert auch die Energie, die von den Sternen abgestrahlt wird, so daß sie überhaupt scheinen können. Die ``Asche'' aus dem Kernbrennen sind die schweren Elemente. Während seiner Entwicklung durchläuft ein Stern verschiedene Brennphasen, bei denen sukzessive immer schwerere Elemente aufgebaut werden. Im wesentlichen in folgender Reihenfolge: Helium, Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Magnesium, Silizium, Schwefel und Eisen. Dies passiert während eines ``ruhigen'' Kernbrennens, das genug Energie liefert, um den Stern vor dem gravitativen Selbstkollaps zu bewahren. Wenn allerdings das Sterninnere nur noch aus Eisen besteht, kann keine Energie mehr aus Kernfusion gewonnen werden. Der Stern empfindet es als unangenehm teuer, schwerere Elemente als Eisen zu produzieren. Kernfusion http://www.youtube.com/watch?v=5Nb42ONe5rM Wo kommen dann diese Elemente her? Gold, Silber, Platin; sie werden nicht während des ruhigen `hydrostatischen' Brennens erzeugt. Diese Arbeit muß in einer Explosion verrichtet werden. Massive Sterne (10 mal so viel Masse wie die Sonne) beenden ihre Entwicklung als Supernovae. Dies sind Explosionen bei denen riesige Mengen an Energie freigesetzt werden. Ein Teil davon wird zur Bildung von den schwersten Elementen im Kosmos verbraucht. Tatsächlich verschwendet die Natur sehr viel Energie, um Elemente oberhalb der Eisen-Gruppe herstellen zu können. Aufgrund der Explosion wird dann der Teil der ``Asche'' von dem nuklearen Brennen, die sich in der Hülle des Sterns befindet, abgeworfen, und somit das interstellare Medium verunreinigt. Der dichtere, innere Teil des Sterns bleibt zurück und wird - je nach Masse - ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. Gold und andere Elemente. Woher kommt unser Gold Teil 1 Teil 2 Tycho Brae's Supernova Er beobachtet 1572 einen „Neuen Stern“, den er als „ein Wunder, wie es seit Anbeginn der Welt nicht gesehen wurde“ beschreibt. Dies machte ihn unter den Astronomen in ganz Europa berühmt. Hier eine andere Aufnahme einer Supernova in Realzeit. Das sieht zwar nach wenig aus was da in 7 Jahren passiert, aber bedenkt das es huntert tausende von Kilometer sind die da zurück gelegt worden sind. Unsere Sonne ist nicht massereich genug, um eine Supernova zu machen. Die Sonne begann vor etwa 4,5 Milliarden Jahren als sie geboren wurde, in ihrem Zentrum Wasserstoff in Helium umzuwandeln. Das tut sie heute noch. Erst in weiteren 4,5 Milliarden Jahren wird sie damit beginnen, das Produkt aus dem Wasserstoffbrennen (Helium) zu Kohlenstoff und Sauerstoff zu verbrennen. Die Gesetze der Physik werden ihr es allerdings nicht erlauben, sich auf der Kette der Kernfusion höher zu hangeln. Nachdem sie am Ende ihres Lebens einen Teil der ``Asche'' in Form eines Planetarischen Nebels abgeworfen hat, wird sie für immer als Weißer Zwerg im Kosmos treiben, langsam abkühlen und verblassen. Der Tunneleffekt Tunneleffekt ist in der Physik eine veranschaulichende Bezeichnung dafür, dass ein atomares Teilchen eine Potentialbarriere von endlicher Höhe auch dann überwinden kann, wenn seine Energie geringer als die Höhe der Barriere ist. Nach den Vorstellungen der klassischen Physik wäre dies unmöglich, nach der Quantenmechanik ist es möglich. Mit Hilfe des Tunneleffekts wird unter anderem der Alpha-Zerfall von Atomkernen erklärt. http://www.youtube.com/watch?v=KQ0H0FK9dpc Teil 1 http://www.youtube.com/watch?v=NN-vMWdXsLA&feature=related Teil 2 Kernfusion in der Sonne Druck und Temperatur im Innern der Sonne würden alleine nicht dafür ausreichen, dass Kerne für eine thermonukleare Fusion die Coulomb-Barriere überschreiten können. Durch den Tunneleffekt wird das Coulomb-Potential jedoch mit einer gewissen Wahrscheinlichkeit quantenmechanisch überwunden. Als Coulombwall oder Coulombbarriere wird das Potential bezeichnet, gegen das ein positiv geladenes Teilchen anlaufen muss, um in den Atomkern zu gelangen So Leute, dass war mal wieder unheimlich viel Info für die Rübe Nochmals meinen Dank an die ca. 60 Leute die sich hierfür interessieren Wenn ich noch nicht auf eure Vorschläge reagiert habe, soll das nicht heissen das ich sie nicht bringen werde. Ich habe zur Zeit, wenig Zeit. Eure Vorschläge und Wünsche bestimmte Themen zu erörtern werden berücksichtigt und werden irgendwann drannkommen. Trotzdem freue ich mich über jeden Post von euch... es wird hier auf der Seite doch langsam recht einsam ... MFG Bak

Hypernova Eine Hypernova ist ein theoretischer Typ einer Supernova. Eine Hypernova tritt möglicherweise auf, wenn ein extrem massereicher Stern am Ende seines Lebenszyklus kollabiert und ein Schwarzes Loch bildet. Da nur wenige Sterne existieren, die genügend Masse besitzen, um direkt zu einem Schwarzen Loch zu kollabieren, sind Hypernovae selten. Was ist eine Hypernova? Teil 1 Teil 2 HyperNova Auswirkungen auf die Erde Der Ausbruch einer Supernova in der Nähe unseres Sonnensystems wird als erdnahe Supernova bezeichnet. Man geht davon aus, dass bei Entfernungen zur Supernova deutlich unter 100 Lichtjahren merkliche Auswirkungen auf die Biosphäre unseres Planeten festzustellen wären. Gammastrahlen der Supernova können chemische Reaktionen in den oberen Atmosphärenschichten auslösen, bei denen Stickstoff in Stickoxide umgewandelt wird. Dadurch kann die Ozonschicht komplett zerstört werden, und die Erde wäre dann gefährlicher Strahlung ausgesetzt. Das Massenaussterben im oberen Ordovizium, bei dem etwa 50 % der ozeanischen Arten ausstarben, wird von einigen Autoren mit einer solchen erdnahen Supernova in Verbindung gebracht. Einige Forscher vermuten, dass Spuren einer vergangenen erdnahen Supernova noch durch Spuren bestimmter Metall-Isotope in Gesteinslagen nachweisbar sind. Anreicherungen des Isotops 60Fe wurden beispielsweise in Tiefseegestein des Pazifischen Ozeans festgestellt. Potenziell am gefährlichsten sind vermutlich Supernovae vom Typ Ia. Da sie aus unauffällig erscheinenden, dunklen Weißen Zwergen hervorgehen, ist es denkbar, dass der Vorläufer einer solchen Supernova auch in relativer Erdnähe unentdeckt bleibt oder unzureichend studiert wird. Einige Vorhersagen deuten darauf hin, dass eine solche Supernova noch in Entfernungen bis zu 3000 Lichtjahren die Erde beeinflussen könnte. Als erdnächster bekannter Kandidat für eine künftige Supernova dieses Typs gilt IK Pegasi in etwa 150 Lichtjahren Entfernung. Supernovae vom Typ II gelten hingegen als weniger gefährlich. Neuere Untersuchungen gehen davon aus, dass eine solche Supernova in einer Entfernung von weniger als 26 Lichtjahren aufleuchten muss, um die biologisch wirksame UV-Strahlung auf der Erde zu verdoppeln Cassiopeia A Supernova Explosion, artist's impression Supernovas 2009 Supernova _ the most realistic computer simulation untill now http://www.youtube.com/watch?v=grwpeEyt_98&NR=1 So das wars mal wieder .... MFG Bak

Supernovae Teil 2 Letzte Brennphasen Bei genügend hoher Temperatur und ausreichend hohem Druck beginnen die beim Wasserstoffbrennen erbrüteten Heliumkerne im Kern des Sterns zu fusionieren. Das Wasserstoffbrennen wird dabei nicht ausgesetzt, sondern läuft in einer Schale um den Helium brennenden Kern weiter. Damit einher geht, dass der Stern die Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm verlässt. Hatten wir ja schon Das Zünden des Heliumbrennens ist aber nur für Sterne hinreichender Masse möglich (ab 0,3 Sonnenmassen, siehe unten), leichtere Sterne glühen nach Abschluss des Wasserstoffbrennens aus. Die weitere Entwicklung verläuft für massearme und massereiche Sterne deutlich verschieden. Dabei bezeichnet man Sterne bis zu 2,3 Sonnenmassen als massearm. Massearme Sterne bis zu 0,3 Sonnenmassen führen die Fusion des Wasserstoffs in einer wachsenden Schale um den erloschenen Kern fort. Sie erlöschen nach dem Ende dieses so genannten Schalenbrennens vollständig. Durch die Temperaturabnahme im Zentrum geben sie der Schwerkraft nach und kontrahieren zu weißen Zwergen mit Durchmessern von einigen tausend Kilometern. Dadurch steigt die Oberflächentemperatur zunächst stark an. Im weiteren Verlauf kühlen die weißen Zwerge jedoch ab und enden schließlich als schwarze Zwerge. Massearme Sterne zwischen 0,3 und 2,3 Sonnenmassen wie die Sonne selbst erreichen durch weitere Kontraktion die zum Heliumbrennen notwendige Temperatur und Dichte in ihrem Kern. Bei der Zündung des Heliumbrennens spielen sich innerhalb von Sekunden dramatische Prozesse ab, bei denen der Leistungsumsatz im Zentrum auf das 100-Milliardenfache der Sonnenleistung ansteigen kann, ohne dass an der Oberfläche davon etwas erkennbar ist. Diese Vorgänge bis zur Stabilisierung des Heliumbrennens werden als Heliumflash bezeichnet. Beim Heliumbrennen entstehen Elemente bis zum Sauerstoff. Gleichzeitig findet in einer Schale um den Kern noch Wasserstoffbrennen statt. Durch den Temperatur- und Leistungsanstieg expandieren die Sterne zu roten Riesen mit Durchmessern von typischerweise dem 100 fachen der Sonne. The Sun's Death - Its Effects Die Zukunft der Sonne Dabei werden oft die äußeren Hüllen der Sterne abgestoßen und bilden Planetarische Nebel. Schließlich erlischt auch das Heliumbrennen und die Sterne werden zu weißen Zwergen wie oben beschrieben. Massereiche Sterne zwischen 2,3 und 8 Sonnenmassen erreichen nach dem Heliumbrennen das Stadium des Kohlenstoffbrennens, bei dem Elemente bis zum Eisen entstehen. Eisen ist in gewissem Sinne die Sternenasche, da aus ihm weder durch Fusion noch durch Kernspaltung weitere Energie gewonnen werden kann. Durch Sternwind oder die Bildung Planetarischer Nebel verlieren diese Sterne jedoch einen erheblichen Teil ihrer Masse. Sie geraten so unter die kritische Grenze für eine Supernova-Explosion und werden ebenfalls zu weißen Zwergen. Massereiche Sterne über 8 Sonnenmassen verbrennen in den letzten Jahrtausenden ihres Lebenszyklus praktisch alle leichteren Elemente in ihrem Kern zu Eisen. Auch diese Sterne stoßen einen großen Teil der Masse in ihren äußeren Schichten als Sternwind ab. Die dabei entstehenden Nebel sind oft bipolare Strukturen, wie zum Beispiel der Homunkulusnebel um η Carinae. Gleichzeitig bilden sich um den Kern im Sterninneren Schalen nach Art einer Zwiebel, in denen verschiedene Fusionsprozesse stattfinden. Die Zustände in diesen Schalen unterscheiden sich dramatisch. Das sei exemplarisch am Beispiel eines Sternes mit 18 Sonnenmassen dargestellt, der die 40.000-fache Sonnenleistung und den 50-fachen Sonnendurchmesser aufweist: Brennmaterial Brennvorgang Temperatur in Millionen Kelvin Dichte (kg/cm3)Brenndauer H Wasserstoffbrennen 40 0,006 10 Millionen Jahre He Heliumbrennen 190 1,1 1 Million Jahre C Kohlenstoffbrennen 740 240 10.000 Jahre Ne Neonbrennen 1.600 7.400 10 Jahre O Sauerstoffbrennen 2.100 16.000 5 Jahre Si Siliciumbrennen 3.400 50.000 1 Woche Fe-Kern Kernfusion schwerster Elemente 10.000 10.000.000 - Supernova Die Grenze zwischen der Helium- und der Kohlenstoffzone ist hinsichtlich des relativen Temperatur- und Dichtesprungs vergleichbar mit der Erdatmosphäre über einem Lavasee. Ein erheblicher Teil der gesamten Sternmasse konzentriert sich im Eisenkern mit einem Durchmesser von nur etwa 10.000 km. Sobald er die Chandrasekhar-Grenze von 1,44 Sonnenmassen überschreitet, explodiert er als Supernova vom Typ II. Dabei kollabiert der Eisenkern innerhalb weniger Sekunden, während die äußeren Schichten durch freigesetzte Energie in Form von Neutrinos und Strahlung abgestoßen werden und eine expandierende Explosionswolke bilden. Unter welchen Umständen als Endprodukt einer Supernova ein Neutronenstern oder ein schwarzes Loch entsteht, ist noch nicht genau bekannt. Dabei dürfte neben der Masse aber auch die Rotation des Vorläufersterns und dessen Magnetfeld eine besondere Rolle spielen. Möglich wäre auch die Bildung eines Quarksterns, dessen Existenz jedoch bisher lediglich hypothetisch ist. Ereignet sich die Supernova in einem Doppelsternsystem, bei dem Massetransfer von einem roten Riesen zu einem weißen Zwerg stattfindet (Typ Ia), können Kohlenstofffusionsprozesse den Stern sogar vollständig zerreißen. Kompakte Objekte Die Form des Überrestes, der von dem Stern zurückbleibt, hängt von dessen Masse ab. Nicht die gesamten äußeren Schichten werden bei der Supernovaexplosion fortgeschleudert. Das zurückbleibende Gas akkretiert auf den kollabierten Kern im Zentrum, der nahezu vollständig aus Neutronen besteht. Das nachfallende Gas wird durch die oben beschriebenen Prozesse ebenfalls in Neutronen zerlegt, so dass ein Neutronenstern entsteht. Wird der Stern durch das nachfallende Material noch schwerer (mehr als etwa 3 Sonnenmassen), so kann die Gravitationskraft auch den durch das Pauli-Prinzip bedingten Gegendruck überwinden, der in einem Neutronenstern die Neutronen gegeneinander abgrenzt und diesen so stabilisiert. Der Sternenrest stürzt endgültig zusammen und bildet ein Schwarzes Loch, aus dessen Schwerkraftfeld keine Signale mehr entweichen können. Neuere Beobachtungen legen die Vermutung nahe, dass es eine weitere Zwischenform gibt, die so genannten Quarksterne deren Materie aus reinen Quarks aufgebaut ist. Ein Quarkstern, auch Seltsamer genannt, ist ein theoretisch möglicher Endzustand der Sternentwicklung vor einem Schwarzen Loch. Mit dem Verbrauch seines nuklearen Brennmaterials (Kernfusion) wird die Materie eines Sterns durch die Gravitation sehr stark zusammengepresst. Je nach Masse des Sterns entsteht dabei ein Weißer Zwerg, ein Neutronenstern, ein (hypothetischer) Quarkstern oder ein Schwarzes Loch, teilweise begleitet von einer Supernova oder Hypernova. Bislang gibt es keine Beobachtungen, dass die theoretisch mögliche Verdichtung der Neutronenmaterie eines Neutronensterns zu einem Quarkstern im Universum stattfindet. Im Quarkstern wäre die Materie so dicht gepackt, dass Neutronen ihre Identität verlieren und Quarks direkt miteinander wechselwirken. Der Nachweis eines Quarksterns gilt als schwierig, da seine von Ferne beobachtbaren Eigenschaften denen eines Neutronensterns ähneln. Alpha Centauri - Staffel 3 Episode 111: Was sind Quark Sterne? Teil1 Teil2 Möglicherweise haben aber viele Neutronensterne zumindest in ihrem Inneren ein solches Quark-Gluon-Plasma. Neutronensterne rotieren aufgrund des Pirouetteneffekts oft mit sehr hoher Geschwindigkeit von bis zu 1000 Umdrehungen pro Sekunde, da der Drehimpuls bei dem Kollaps erhalten bleibt. ]Die hohe Drehgeschwindigkeit erzeugt ein Magnetfeld, das mit den Teilchen des abgestoßenen Gasnebels in Wechselwirkung tritt und so von der Erde aus registrierbare Signale erzeugt. Im Falle von Neutronensternen spricht man dabei von Pulsaren. Crab Pulsar http://www.youtube.com/watch?v=9ioriGSOaLg So das wars mal wieder .... es kommt noch mehr über das Thema. @ werjo Hi ..und danke für die Hinweise ... ich schrieb ja das ich noch nicht mit dem Thema fertig bin MFG Bak

Supernovae So nun nehmen wir die Arten von Supernovae durch. Nicht jede Supernova ist gleich und wird in verschiedenen Typen unterteilt. Und nicht jeder Stern kann zur Supernova werden. Vorläuferstern Nach der heute allgemein anerkannten Theorie vom Gravitationskollaps, die zuerst 1938 von Fritz Zwicky aufgestellt wurde, tritt eine Supernova dieses Typs am Ende des „Lebens“ eines massereichen Sterns auf, wenn er seinen Kernbrennstoff für die stellare Nukleosynthese komplett verbraucht hat. Sterne mit Anfangsmassen zwischen etwa acht bis zehn und 30 Sonnenmassen beenden ihre Existenz als Stern in einer Typ-II-Explosion, massereichere Sterne explodieren als Typ Ib/c. All diese Sterne durchlaufen in ihrem Kern die verschiedenen energiefreisetzenden Fusionsketten bis hin zur Synthetisierung von Eisen. Supernovae vom Typ Ib oder Ic durchlaufen vor der Explosion eine Wolf-Rayet-Sternphase, in der sie ihre äußeren, noch wasserstoffreichen Schichten in Form eines Sternwinds abstoßen. Wolf-Rayet-Sterne, in der Fachliteratur auch WR-Sterne abgekürzt, sind die freigelegten Kerne ehemals massereicher Sterne So setzt, nachdem der Wasserstoff im Kern des Sternes zu Helium fusioniert ist (Wasserstoffbrennen), eine weitere Fusionsstufe ein, der Drei-Alpha-Prozess, in dem Helium über das Zwischenprodukt Beryllium zu Kohlenstoff fusioniert (Heliumbrennen). Dies wird möglich, da der Stern durch den im Inneren wegfallenden Gegendruck zusammenzufallen beginnt, wodurch sich Temperatur und Dichte erhöhen. In der nächsten Fusionsstufe (Kohlenstoffbrennen) entsteht Sauerstoff. Dabei wird wieder Energie frei, welche den Stern von innen mit Gegendruck versorgt und so den Zusammenfall aufhält. Weitere Fusionsstufen (Neonbrennen und Siliciumbrennen) lassen den Stern weiter schrumpfen und so immer neue Elemente fusionieren. Beim Eisen, dem 26. Element, stoppt die Fusionskette, da Eisenatomkerne die höchste Bindungsenergie aller Atomkerne haben und weitere Fusionen Energie verbrauchen statt erzeugen würden. Bei der Explosion selbst treten allerdings Bedingungen auf, die zur Entstehung schwerer Elemente wie Gold, Blei, Thorium und Uran führen. Die aufeinanderfolgenden Fusionsstufen laufen immer schneller ab. Während ein massereicher Stern von etwa acht Sonnenmassen einige zehn Millionen von Jahren braucht, seinen Wasserstoff zu Helium umzuwandeln, benötigt die folgende Umwandlung von Helium in Kohlenstoff „nur“ noch wenige Millionen Jahre. Die Dauer der letzten Phase, in der Silicium zu Eisen fusioniert, lässt sich in Stunden bis Tagen messen. Die Geschwindigkeit, mit der ein Stern den Brennstoff in seinem Inneren umsetzt, hängt von Temperatur und Dichte und damit indirekt vom Druck ab, der auf seinem Kern lastet und der durch die Gravitation verursacht wird. Eine wichtige Konsequenz dieses Zusammenhangs ist, dass ein Stern aus Schichten besteht, in denen nach außen hin die Umsetzungsgeschwindigkeit abnimmt. Auch wenn im Kern schon das Heliumbrennen einsetzt, erfolgt in den Schichten darüber noch das Wasserstoffbrennen. Die absolute Fusionsgeschwindigkeit im Kern steigt mit zunehmender Sternenmasse exponentiell an. Während ein Stern mit einer Sonnenmasse etwa 10 Milliarden Jahre benötigt, um die Fusionskette in seinem Kern bis zum Erliegen zu durchlaufen, liegt die Lebensdauer extrem schwerer Sterne mit etwa 100 Sonnenmassen nur noch in der Größenordnung von wenigen Millionen Jahren. Aber es geht auch anders In der Stargate folge Exodus sprengt Carter eine Sonne, indem die das Gleichgewicht der Sonne stört. Sie transverriert die Masse der Sonne durch das Stargate in das Schwarze Loch, der Fusionsdruck nimmt dadurch zu und Bumm Supernovae Typen Man unterscheidet historisch grob zwei Typen von Supernovae, die sich aber nicht mit den physikalischen Explosionsmechanismen decken. Die Einteilung erfolgt nach dem Kriterium, ob in den Spektren im Frühstadium der Supernova Spektrallinien des Wasserstoffs sichtbar sind oder nicht. Typ I bei dem keine Wasserstofflinien sichtbar sind, mit den Untergruppen Ia Ib Ic und Typ II Thermonukleare Supernovae vom Typ Ia Eine Supernova vom Typ Ia entsteht nach dem derzeit bevorzugten Modell nur in Doppelsternsystemen, die aus einem weißen Zwerg und einem roten Riesen bestehen. Der Weiße Zwerg akkretiert im Laufe der Zeit Gas aus der ausgedehnten Hülle seines Begleiters, wobei es zu mehreren Nova-Ausbrüchen kommen kann, bei dem der Wasserstoff des akkretierten Gases fusioniert und Fusionsprodukte zurückbleiben. Das setzt sich so lange fort, bis seine Masse die Chandrasekhar-Grenze überschreitet und er durch seine Eigengravitation zu kollabieren beginnt. Im Gegensatz zum Eisenkern eines SN-II-Vorläufersterns enthält der Weiße Zwerg jedoch große Mengen an fusionsfähigem Kohlenstoff, so dass der Kollaps zum Neutronenstern durch eine rapide einsetzende Kernfusion verhindert wird und der Stern explodiert. Daher wird dieses Phänomen auch als thermonukleare Supernova bezeichnet. Dieses Standardmodell geriet aber durch Beobachtungen des Röntgenteleskops Chandra in Bedrängnis. Messungen an 6 augewählten Galaxien zeigten, dass die Röntgenstrahlung um den Faktor 50 zu gering ist um die sich ereignenden Supernova Ia Explosionen zu erklären. Seitdem wird auch über andere Vorläufersterne spekuliert. Die Chandrasekhar-Grenze ist die theoretische obere Grenze für die Masse eines Weißen Zwergs, die von dem amerikanischen Astrophysiker und Nobelpreisträger Subrahmanyan Chandrasekhar hergeleitet wurde. Nach dem Erlöschen seiner Kernfusionsprozesse fällt ein Stern wie die Sonne in sich zusammen und bildet einen Weißen Zwerg. Dies ist für alle Sterne möglich, deren Masse kleiner als die Chandrasekhar-Grenze ist. Andernfalls reicht der Druck der Sternmaterie nicht aus, um den Weißen Zwerg zu stabilisieren. Je nach Masse erfolgt stattdessen ein Kollaps zum Neutronenstern oder Schwarzen Loch. Red Giant Star and White Dwarf Star Supernova-Explosionen und Standardkerzen Supernovatypen Ib und Ic Bei Supernovae vom Typ Ib ist vor der Explosion die Wasserstoffhülle abgestoßen worden, so dass bei der Explosion keine Spektrallinien des Wasserstoffs beobachtet werden. Der Explosionstyp Ic tritt auf, wenn zusätzlich noch die Heliumhülle des Sterns abgestoßen wurde, so dass auch keine Spektrallinien des Heliums auftreten. Auch diese Explosionen werden durch einen Kernkollaps hervorgerufen, und es bleibt ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch zurück. Crab Supernova explosion (Mit Neutronenstern in der Mitte) http://www.youtube.com/watch?v=0J8srN24pSQ Kernkollaps Eisen, die „Asche“ des nuklearen Brennens, bleibt im Kern des Sterns zurück. Sterne, in denen Eisen durch Fusion synthetisiert wird, erzeugen immer einen Eisenkern, dessen Masse die Chandrasekhar-Grenze überschreitet. Im Falle eines Eisenkerns, des Vorläufers einer Typ II Supernova, liegt die Grenzmasse bei ca. 0,9 Sonnenmassen. Der entstehende Eisenkern überschreitet also die Grenzmasse und besitzt daher keine stabile Konfiguration. Der resultierende Kollaps des Zentralgebiets wird vornehmlich von zwei Prozessen unterstützt und beschleunigt: Erstens werden durch Photonen hochenergetischer Gammastrahlung Eisenatomkerne mittels Photodesintegration zerstört. Dabei entstehen α-Teilchen und Neutronen; die α-Teilchen können ihrerseits durch solche Photonen in ihre Kernbausteine, Protonen und Neutronen, zerlegt werden. Aufgrund der hohen Stabilität von Eisenkernen muss für diesen Prozess Energie aufgewendet werden. Zweitens werden im so genannten inversen β-Zerfall freie Elektronen durch Protonen eingefangen. Dabei entstehen weitere Neutronen, und Neutrinos werden freigesetzt . Sowohl der Energieverlust durch die Photodesintegration als auch der Verlust freier Elektronen bewirken eine starke Reduktion des Drucks im Kern. Der Kollaps des Zentralgebiets geschieht so schnell – innerhalb von Millisekunden –, dass die Einfallgeschwindigkeit bereits in 20 bis 50 km Abstand zum Zentrum die lokale Schallgeschwindigkeit des Mediums übersteigt. Die inneren Schichten können nur aufgrund ihrer großen Dichte die Druckinformation schnell genug transportieren. Die äußeren Schichten fallen als Stoßwelle in das Zentrum. Sobald der innere Teil des Kerns Dichten auf nuklearem Niveau erreicht, besteht er bereits fast vollständig aus Neutronen. Neutronenansammlungen besitzen ebenfalls eine obere Grenzmasse (Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze, je nach Modell ungefähr 2,7 bis 3 Sonnenmassen). Damit nun eine Supernova entstehen kann, darf diese Grenzmasse nicht von dem entstehenden Neutronenkern überschritten werden. Der Kern wird aufgrund quantenmechanischer Regeln (Entartungsdruck) inkompressibel, und der Kollaps wird fast schlagartig gestoppt. Dies bewirkt eine gigantische Druck- und Dichteerhöhung im Zentrum, so dass selbst die Neutrinos nicht mehr ungehindert entweichen können. Diese Druckinformation wird am Neutronenkern reflektiert und läuft nun wiederum nach außen. Die Druckwelle erreicht rasch Gebiete mit zu kleiner Schallgeschwindigkeit, die sich noch im Einfall befinden. Es entsteht eine weitere Stoßwelle, die sich jedoch nun nach außen fortbewegt. Das von der Stoßfront durchlaufene Material wird sehr stark zusammengepresst, wodurch das Material sehr hohe Temperaturen erlangt. Ein großer Teil ihrer Energie wird beim Durchlaufen des äußeren Eisenkerns durch weitere Photodesintegration verbraucht. Da die nukleare Bindungsenergie des gesamten Eisens etwa gleich der Energie der Stoßwelle ist, würde diese ohne eine Erneuerung nicht aus dem Stern ausbrechen und keine Explosion erzeugen. Als Korrektur werden noch die Neutrinos als zusätzliche Energie- und Impulsquelle betrachtet. Normalerweise wechselwirken Neutrinos mit Materie so gut wie nicht. Jedoch bestehen in der Stoßfront so hohe Dichten, dass die Wechselwirkung der Neutrinos mit der Materie nicht mehr vernachlässigt werden kann. Da von der gesamten Energie der Supernova der allergrößte Teil in die Neutrinos geht, genügt eine relativ geringe Absorption, um den Stoß wiederaufleben und aus dem kollabierenden Eisenkern ausbrechen zu lassen. Nach Verlassen des Eisenkerns, wenn ihre Temperatur genug abgesunken ist, gewinnt die Druckwelle zusätzliche Energie durch erneut einsetzende Fusionsreaktionen. Die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze (TOV) ist eine obere Schranke für die Masse stellarer Objekte, die aus entarteter Neutronenmaterie bestehen (Neutronensterne). Sie ist analog zur Chandrasekhar-Grenze für weiße Zwerge. Die extrem stark erhitzten Gasschichten, die neutronenreiches Material aus den äußeren Bereichen des Zentralgebiets mit sich reißen, erbrüten dabei im so genannten r-Prozess (r von engl. rapid, „schnell“) schwere Elemente jenseits des Eisens, wie zum Beispiel Kupfer, Germanium, Silber, Gold oder Uran. Etwa die Hälfte der auf Planeten vorhandenen Elemente jenseits des Eisens stammen aus solchen Supernovaexplosionen, während die andere Hälfte im s-Prozess von masseärmeren Sternen erbrütet und in deren Riesenphase ins Weltall abgegeben wurde. Hinter der Stoßfront dehnen sich die erhitzten Gasmassen schnell aus. Das Gas gewinnt nach außen gerichtete Geschwindigkeit. Einige Stunden nach dem Kollaps des Zentralbereichs wird die Oberfläche des Sterns erreicht, und die Gasmassen werden in der nun sichtbaren Supernovaexplosion abgesprengt. Die Hülle der Supernova erreicht dabei Geschwindigkeiten von Millionen Kilometern pro Stunde. Neben der als Strahlung abgegebenen Energie wird der Großteil von 99 % der beim Kollaps freigesetzten Energie in Form von Neutrinos abgegeben. Diese verlassen den Stern, unmittelbar nachdem die Dichte der anfänglich undurchdringlichen Stoßfront genügend klein geworden ist. Da sie sich fast mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, können sie von irdischen Detektoren einige Stunden vor der optischen Supernova gemessen werden, wie etwa bei Supernova 1987A. Supernova 1987A Was ist eine Supernova? Teil 1 Teil 2 Was passiert wenn eine Supernova explodiert http://www.youtube.com/watch?v=eTFat1vLGsc Teil 1 So Leute erst mal genug Textwand.... ich mache später mit den Supernovae weiter... Ach ja ... das Thema ist leider nicht einfach ....sorry MFG Bak

Sonnenklassen Nach dem Urknall waren da nur an Elementen Wasswestoff, Helium und etwas Litium und Byrilium. Es gab vorher keine anderen Elemente, wie sie entstehen kommt noch. Herzsprung - Russel Diagramm http://chandra.harvard.edu/graphics/edu/formal/variable_stars/major_branches.jpg Eine Hilfe um sich noch mal die Grösse der Sterne vorzustellen The Biggest Stars in the Universe http://www.youtube.com/watch?v=2LUQVzerseI&feature=related Stellar Evolution http://essayweb.net/astronomy/images/Stellar_Evolution_large.jpg Doppel- oder Mehrsternensysteme sind nicht selten. Dabei gibt es in einem Sonnensystem zwei oder mehr Sonnen, die miteinander in Beziehung stehen. Dann gibt es noch sogenannte Flaresterne, die in regelmäßigen Abständen plötzlich anfangen zu pulsieren und Materie in den Weltraum stoßen. Nun folgt eine Aufstellung aller bekannter Sternentypen. Ein Sternentyp kann durchaus über Sterne unterschiedlicher Leuchtkraftklassen verfügen. Protosterne Ein Stern im Frühstadium ohne Kernfusionsprozess. Durch die Strahlungskühlung emitiert er Infrarotstrahlung. T-Tauri-Sterne - Herbig-Haro-Objekte Junge massearme Sterne, die kurz vor oder nach der Zündung der Kernfusion stehen, haben starke Magnetfelder, die auf den Stern stürzende Massen zu den Polen umlenken. Die Materie wird dann stark beschleunigt als Jets wieder in den Weltraum zurückgeschleudert. Blaue Sterne Diese Sterne sind höchstens einige Million Jahre alt. Sie befinden sich in der stürmischen Phase der Kernfusion und sind sehr heiß. Aus diesem Grund strahlen sie mit einem hohen ultravioletten Anteil und leuchten grundsätzlich in einer blauen Farbe. Blaue Riesen Massereiche Sterne von beispielsweise 25 Sonnenmassen, die sich noch im Stadium des Wasserstoffbrennens befinden. Dieser Zustand hält etwa 10 Millionen Jahre, dann folgt der Übergang zum roten Überriesen. Blaue Überriesen Sterne mit mehr als das 40fache der Sonnenmasse fusionieren höchstens 10 Millionen Jahre Wasserstoff. Innerhalb von 1 Million Jahre erfolgt dann das Ende des Sternes durch eine Supernova. Rote Riesen Diese Sterne haben etwa eine Sonnenmasse. Im Kerngebiet fusioniert Helium, in einer Schale darüber Wasserstoff. Aufgrund der höheren Energieabgabe dehnt sich der Stern um das 100fache seiner ursprünglichen Größe aus. Die Oberflächentemperatur liegt bei 3000 K. Der Stern endet als Weißer Zwerg und ist für die Bildung planetarischer Nebel verantwortlich. Rote Überriesen Diese Sterne haben etwa 10 bis höchstens 40fache Sonnenmasse. Er vollzieht innerhalb von einer Million Jahre das Heliumbrennen, dann verbleiben nur wenige Jahrtausende für das Kohlenstoffbrennen (bei 1 Milliarde K) und der Fusion schwererer Elemente. Er beendet diesen Abschnitt mit einer Supernova und bleibt als Neutronenstern oder schwarzes Loch zurück. Gelbe Zwerge Sterne, die unserer Sonne sehr ähnlich sind. Sie sind in der Phase des Wasserstoffbrennens. Nach etwa 10 Milliarden Jahren blähen sich diese Sterne zu Roten Riesen auf und enden schließlich als Weiße Zwerge. Sterne, die etwas kleiner und kühler sind als die gelben Zwerge, nennt man wegen ihrer Farbe Orangener Zwerg. Weiße Zwerge Dies ist das Endstadium von Sternen mit höchstens 1,4facher Sonnenmasse. Nach der Supernova bleibt nur ein stark komprimierter, sehr heißer, aus Sauerstoff und Kohlenstoff bestehender, etwa erdgroßer Kern zurück. Dieser kühlt über Milliarden Jahre hin ab und wird dann zu einem schwarzen Zwerg. Rote Zwerge Sterne mit sehr wenig, aber immernoch mehr als 8% der Sonnenmasse fusionieren ihren Wasserstoff sehr sparsam. Sie haben die höchste Lebenserwartung aller Sterne. Aus diesem Grund existieren auch noch alle Sterne dieser Klasse seit dem Urknall nahezu unverändert. Gleichzeitig sind sie die am häufigsten vorkommenden Sterne des Universums. Braune Zwerge Diese Sterne haben weniger als 8% der Sonnenmasse und konnten keinen Fusionsprozess einleiten. Mit 1000 bis 2500 K an der Oberfläche sind sie recht kühl, strahlen hauptsächlich im Infrarotbereich und erscheinen dunkelrot. Schwarze Zwerge Ein vollständig erkalteter weißer Zwerg, der keinerlei Strahlung mehr emittiert. In unserem Universum existiert wegen des jungen Alters wahrscheinlich noch kein solcher Stern. Unterzwerge Es gibt zwei Klassen von Unterzwergen: 1. die kühlen und 2. die heißen und blauen. Die kühlen Unterzwerge sind meistens sehr alt (Population II Sterne) und verfügen über sehr wenig Metall, was die physikalischen Eigenschaften der Sonne verändert. Diese Unterzwerge sind allerdings nicht leuchtschwächer, sondern heißer und heller als die "normalen" Zwerge. Die heißen und blauen Unterzerge haben wahrscheinlich nur eine sehr dünne Wasserstoffschicht. Sie befinden sich im Stadium eines Roten Riesens und damit im Heliumbrennen. Diese Unterzwerge scheinen aber nur den Heliumkern behalten und aus irgendeinem Grund die restliche Hülle verloren zu haben. Pulsare/Neutronensterne Ein solches Endstadium erreicht ein Stern, wenn er nach allen möglichen Fusionen noch über 1,4 Sonnenmassen verfügt. Ein Neutronenstern besitzt starke Magnetfelder, die Partikel und Strahlung an den Polen als Jets in den Weltraum schießen. Zudem rotiert ein Neutronenstern mit einem Durchmesser von gerademal 20 Kilometern über 1000 mal in der Sekunde. Trotzdem verfügt der Stern noch in etwa über die Masse unserer Sonne. Das führt zu schwer greifbaren Effekten. Ein Kubikzentimeter Neutronenstern "wiegt" 1 Milliarde Tonne. Ein entfernter Beobachter würde einen Neutronenstern nicht sehen und könnte wegen der starken Lichtkrümmung hinter den Horizont sehen. Die Existenz eines Neutronensterns kann aber nachgewiesen werden, wenn ein Jet als Pulsar auf die Erde trifft. Schwarze Löcher Dieses Endstadium tritt ein, wenn der Restkern aus mehr als 3 Sonnenmassen besteht. Der Stern bricht dann unter der eigenen Gravitation zu einem unendlich kleinen Punkt völlig in sich zusammen. Um eine bestimmte Zone um diesen Punkt ist die Fluchtgeschwindigkeit höher als Lichtgeschwindigkeit, sodass keinerlei Informationen nach außen dringt. Um ein rotierendes Schwarzes Loch bildet sich oft eine Akkretionsscheibe aus angezogener Materie, die durch starke Verdichtung Strahlung emittiert (wenn der Abstand zum Schwarzen Loch ausreicht, damit diese nicht "verschluckt") wird. Auch hier kann Materie durch einen Jet wieder ins All geschleudert werden. So das wars erstmal... MFG Bak

Masseverteilung im Universum http://img843.imageshack.us/img843/7885/universumz.jpg Rot ist die Dunkle Energie 73% Grün Dunkle Materie 23% Blau und Gelb Materie und Energie 4% Wobei Gelb der Teil des Universums ist ,den wir sehen, also der, der Licht aussendet. Sonnen u.s.w . Das sind von den 4% ( Materie und Energie ) nur 0,4 % Dunkle Energie und Materie ( Keiner weiss was es nun genau ist ) Auch "Nullpunktenergie" genannt - Energie aus dem Nichts http://www.youtube.com/watch?v=IhHvCltFA7s http://www.youtube.com/watch?v=dijY2EnG6jQ Es gibt auch zweifler an der Dunklen Energie und dann ist da die MOND Theorie http://de.wikipedia.org/wiki/Modifizierte_Newtonsche_Dynamik Später mehr zur "Dunklen Energie" MFg Bak

Horn-Universum Das Horn-Universum ist eine faszinierende und außergewöhnliche Alternative zu flachen Modell-Universen der Kosmologie. Es handelt sich dabei um ein hyperbolisches Universum (negative Krümmung) mit hornförmiger Topologie, das geringfügig vom allgemein angenommenen flachen Universum abweicht. Die Idee wurde 2004 von theoretischen Physikern aus Ulm präsentiert. Horn Universum http://www.newscientist.com/data/images/ns/cms/dn4879/dn4879-1_596.jpg zuächst zur Standardkosmologie Die Eigenschaften des Universums können anhand der gemessenen Verteilung der kosmischen Hintergrundstrahlung am gesamten Himmel ermittelt werden. Sie weist sehr schwache, richtungsabhängige Unregelmäßigkeiten (Anisotropien) auf. In diesen Strukturen sind Informationen aus der Frühphase des Kosmos aufgeprägt, insbesondere Informationen über die Rekombinationsepoche bei einer kosmologischen Rotverschiebung von z ~ 1100. Aus den Daten folgt ein Satz kosmologischer Parameter, der die Ausdehnungsgeschwindigkeit des Universums in Form der Hubble-Konstante sowie die Einzelbeiträge unterschiedlicher Energieformen, wie der Dunklen Energie, der Dunklen Materie und der gewöhnlichen Materie umfasst. Der amerikanische NASA-Satellit WMAP liefert diesbezüglich zurzeit die besten Daten. Doch die Daten lassen noch einen Spielraum, den die Kosmologen ausnutzen, um verschiedene kosmologische Modelle anzupassen. Die Hoffnung ist, dass Hypothesentests und noch präzisere Daten eines der Modelle als unsere Vorstellung vom Universum auserwählen. Das einfachste Modell nennt man das Konsens-Modell (engl. concordance model). Hier geht man vom nahe liegenden Fall aus, dass das Universum global flach ist (Krümmung null) und eine triviale Topologie besitzt. Außerdem wird hier ein unendliches Universum angenommen. topologische Freiheiten Doch es gibt eine gewisse Freiheit bei der Topologie des Kosmos und nicht-triviale Topologien können nicht ausgeschlossen werden. Freilich ist die Analyse alternativer Toplogien ein schwierig zu bestimmender Sachverhalt. Unter 'kosmischer Topologie' kann man sich vorstellen, wie Teile des Universums miteinander verknüpft sind. Es sind durchaus Mehrfachverknüpfungen ganz unterschiedlicher Bereiche des Kosmos denkbar, die zu erstaunlichen Effekten und kosmischen optischen Täuschungen führen können. Eine topologische Variante besteht im Dodekaeder-Universum, das 2003 von Luminet et al. vorgeschlagen wurde. Das Universum kann man sich hier zergliedert in Pentagon-Dodekaeder vorstellen, deren Berandungsflächen aneinander anschließen. nun zum Horn Eine ganz andere Realisierung besteht nun im Horn-Universum. Es ist wie das Dodekaeder-Universum hyperbolisch, also negativ gekrümmt und endlich, hat also ein begrenztes Volumen. Die Form kann man sich vorstellen wie eine gebogene Schultüte mit einer Spitze. Es ist anschaulich klar, dass es an der Spitze zu faszinierenden topologischen Effekten kommen muss. Die Verteilung der Hintergrundstrahlung (CMB-Karte) kann man in Multipole entwickeln. Die Daten von WMAP belegen, dass Multipole niedriger Ordnung stark unterdrückt sind. Genau dieses Phänomen vermag das Horn-Universum zu erklären. Bisher nahm man an, dass Horn-Universen auffällige Flecken auf der CMB-Karte erzeugen müssten. Weil man solche Flecken nicht beobachtete, fand das Horn-Universum nicht weiter Beachtung. Aurich et al. konnten zeigen, dass die Berücksichtigung von Moden höherer Wellenzahlen diese Flecken verschwinden lassen. Dieser Umstand 'rettet' das Horn-Universum und belebt es als Alternative für ein Modell-Universum wieder. Die Intensität der Mikrowellen in der Hintergrundstrahlung bilden im Prinzip am ganzen Himmel eine Temperaturverteilung des frühen Universums ab. Diese Information stellen die Kosmologen in Form der winkelabhängigen Temperatur-Autokorrelationsfunktion dar. Die Satellitendaten von COBE (1990) und WMAP (2003) belegen eine schwache Korrelation bei großen Winkeln zwischen etwa 70 und 150 Grad. Es stellt sich heraus, dass unter Zugrundelegung des Horn-Universums gerade diese Beobachtung erklärt werden kann. Das konservative Konsens-Modell vermag das nicht! Zukünftige Beobachtungen mit dem Satelliten PLANCK (Start 2008) werden hoffentlich Klarheit über die exakte Krümmung und Topologie des Universums verschaffen. In welchem Universum leben wir? Die Zukunft wirds zeigen..... MFG Bak

Das Universum - ein Fußball? Die Diagnose von WMAP ist jedoch, dass besonders lange Dichtewellen fehlen! Mapping the earliest light in the Universe Seeing the First Light: Spitzer's Hidden Universe Dies spricht demnach für ein endliches Universum. Der Astrophysiker Jean-Pierre Luminet und sein Team gingen nun den direkten Weg und leiteten die Topologie aus den gemessenen Obertönen ab. Das Resultat ist das geschlossene, elliptische Dodekaeder-Universum. Dodekaeder http://www.geomenta.com/wp-content/uploads/2010/10/F4-LEO-Dodeka.jpg Die charakteristischen Intensitäten von Quadrupol und Oktupol, sowie den kleinskaligen Temperaturschwankungen deutlich höherer Ordnungen (l = 900), kann man dieses Universum zuordnen. Das Dodekaeder-Universum setzt sich aus 120 Pentagon-Dodekaedern zusammen, die eine Hypersphäre bilden. Die Hypersphäre ist die 3D-Oberfläche einer 4D-Kugel. Das Pentagon-Dodekaeder ist ein fußballähnliches Gebilde, dass sich aus 12 Pentagonen (Fünfecken) zusammensetzt. Es gehört zu den fünf Platonischen Körpern, konvexen, geometrischen Körpern, die sich aus regelmäßigen Polygonen (Vielecken) konstituieren. Die Verhältnisse im Dodekaeder-Universum sind etwas komplexer. Dort erzeugen 120 Pentagon-Dodekaeder die Hypersphäre. Im Dodekaeder-Modell wurde also kein flaches Universum angenommen, sondern k = +1, ein 3D-Analog zur 2D-Kugeloberfäche. Diese Geometrie wurde von Luminet et al. vorgeschlagen, weil sie bisher von WMAP-Daten nicht ausgeschlossen werden kann. Die Abweichung vom flachen Universum ist allerdings gering: der totale Dichteparameter beträgt im Dodekaeder-Universum etwa 1.013. Erst noch genauere Messungen mit dem Mikrowellen-Satelliten PLANCK (geplanter Start Juli 2008) werden erlauben, die Dodekaeder-Topologie des Universums zu bestätigen oder zu widerlegen. Vielleicht etabliert sich dann endgültig das alternative Euklidische Universum. So ... morgen noch einen Variante wie das Universum aussehen könnte... Ganz ehrlich...ich kapiers auch net MFG Bak

Hi werjo Hast du sehr gut erkannt, man sucht jetzt schon an der Karte der Hintergrundstrahlung Orte die doppelt vorkommen. Allerdings sind die Meßgeräte für eine genaue Karte noch zu ungenau. http://www.achtphasen.net/media/users/achtphasen/Hintergrundstrahlung_800px-WMAP_2003_web.jpg Ich kann auch nur die allgemeine Auffassung wiedergeben...les dich mal einfach in die Materie rein Es gibt auch noch andere warscheinliche Formen für das Universum ... die Poste ich die kommenden Tage... MFG Bak

Euklidischer Raum Das Luftballon-Modell Betrachte doch zum leichteren Verständnis ein zweidimensionales Gebilde, eine Ebene, die keinen Rand besitzt: die Oberfläche eines Luftballons Die Oberfläche des Luftballon ist gekrümmt, das heißt, dort gelten die Gesetze der sphärischen Geometrie: Parallele Geraden schneiden sich (vgl. Breitengrade der Erdkugel) Die Innenwinkel eines Dreiecks ergeben mehr als 180°. (Male ein solches Dreieck doch mal auf einen Luftballon!) http://www.scienceblogs.de/hier-wohnen-drachen/expansionFG26_005-thumb-540x270.jpeg Der Haken an dem Luftballonmodell: Man nimmt an, dass im Universum die Gesetze der euklidischen Geometrie gelten. Man sagt auch das Universum ist flach. Das bedeutet: Parallele Geraden schneiden sich nicht. Die Innenwinkel eines Dreiecks ergeben 180°. Der Torus Eine zweidimesnionale Ebene kannst Du Dir als die Oberfläche von einem Blatt Papier vorstellen. Dort gelten die Gesetze der euklidischen Geometrie, wie Du sie auch aus der Schule kennst. In der Abbildung wurde auf das Blatt ein zweidimensionales Universum mit zwei Galxien gemalt. Wie Du sehen kannst, hat dieses Blatt einen Rand, was im Universum nicht der Fall ist. http://img513.imageshack.us/img513/6623/universumebene.jpg Basteln wir uns also aus der flachen Ebene mit Rand eine flache Ebene ohne Rand. Dazu werden zwei gegnüberliegende Seiten des Blattes so miteinander verbunden, dass die Form einer Röhre ensteht. Es gelten immer noch die Gesetze der euklidischen Geometrie. http://img813.imageshack.us/img813/7130/universumrolle.jpg An den gegenüberliegenden Seiten der Röhre haben wir immer noch Ränder. Verbinden wir diese miteinander, ensteht der sogenannte Torus. Er ist mir einem Fahrradschlauch vergleichbar. http://img33.imageshack.us/img33/854/torus.jpg Mit der Oberfläche des Torus haben wir nun eine zweidimensionale, flache Ebene, die keine Ränder hat. Ein zweidimensionales Wesen, das auf der Oberfläche des Torus lebt, stößt in seiner Welt an keine Grenzen. So weit es auch reist, kommt es höchstens wieder an seinen Ausgangspunkt zurück. Vielleicht gibt es in der Zukunft Raumschiffe, die sehr große Strecken zurücklegen können. Fliegen diese immer weiter geradeaus, in eine Richtung, so verlassen sie das Universum auf der einen Seite und betreten es gleichzeitig auf der anderen Seite wieder. Ob diese Theorien jemals experimentell bestätigen werden können, weiß man nicht. Verrückt, oder? MFG Bak

Welche Form hat das Universum Eine der wichtigsten Ergebnisse der allgemeinen Relativitätstheorie war, dass die Anwesenheit von Masse den Raum krümmt und dass Objekte, die sich durch einen gekrümmten Raum bewegen, genauso von ihrer Bahn abgelenkt werden, als ob eine Kraft auf sie einwirken würde. Wenn der Raum gekrümmt ist, dann gibt es drei mögliche Geometrien für das Universum. Welche Geometrie das Universum hat hängt davon ab wie stark die Gravitation ist bzw. wieviel Masse im Universum vorhanden ist. Bei jeder dieser Geometrien unterscheiden sich Vergangenheit und Zukunft des Universums. Lasst uns zuerst die Formen und Krümmungen anschauen, die eine zweidimensionale Oberfläche annehmen kann. Mathematiker unterscheiden drei mögliche Arten von Krümmungen, wie Du im folgenden Bild sehen kannst: http://www.wissenschaft-online.de/astrowissen/images/intermed/UnivGeom.jpg Mathematiker sagen, dass eine flache Ebene die Krümmung Null hat. Eine Kugel besitzt eine positive und ein Sattel eine negative Krümmung. Eine Ebene, eine Kugel und einen Sattel kann man sich hoch leicht vorstellen. Aber die allemeine Relativitätstheorie behauptet, dass der Raum selbst - und nicht nur ein Objekt im Raum - gekrümmt werden kann. Ausserdem hat der Raum in der allemeinen Relativitätstheorie drei Raumdimensionen und eine Zeitdimensionen und nicht nur zwei Raumdimensionen wie im Beispiel oben. Das kann man sich nur sehr schwer vorstellen! Aber mathematisch kann man einen derartigen Raum genauso beschreiben wie eine zweidimensionale Oberfläche. Was bedeuten nun die drei Raumgeometrien - Null, positiv und negativ - für das Universum? Wenn die Krümmung des Raumes negativ ist, so bedeutet dass, das Universum nicht genug Masse hat, um die EXpansion des Universums zu stoppen. In diesem Fall wird sich das Universum für alle Ewigkeit ausdehnen. Man spricht auch von einem offenen Universum. Wenn der Raum keine Krümmung hat (d.h. der Raum flach ist) gibt es genug Masse im Universum, um die Expansion des Universums nach unendlicher Zeit zu stoppen. Das Universun hat keine Grenzen und wird auch ewig expandieren, wobei die Expansionsgeschwindigkeit gegen Null strebt. Man spricht von einem flachen oder euklidischen Universum. Das Universum hat die Geometrie, die wir auch in der Schule lernen. Wenn das Universum eine positive Krümmung hat, so gibt es mehr als genug Masse im Universum, um die Expansion zu stoppen. In diesem Fall ist das Universum nicht unendlich, aber es hat trotzdem kein Ende (genau wie Oberfläche einer Kugel beschränkt ist, aber kein Anfang und kein ende hat). Eines Tages wird die Expansion aufhören und das Weltall wird anfangen, sich zusammenzuziehen. Die Galaxien werden aufhören, sich voneinander zu entfernen und sich wieder einander annähern. Man spricht hier von einen geschlossenen Universum. Big Rip - Das große Zerreißen Der Big Rip ist die jüngste der 3 Theorien und stellt das wohl dramatischste Ende für das Universum dar. Dieses Szenario wurde im Jahr 2003 entwickelt und hat einiges mit der dunklen Energie zu tun: Wir befinden uns heute in einem sich ausdehnenden Universum, das können Astronomen relativ leicht mit Entfernungsmessungen zu anderen Galaxien nachweisen. Nun ist die dadurch ermittelte Ausbreitungsgeschwindigkeit aber nicht konstant, das Universum breitet sich mit immer größer werdender Geschwindigkeit aus. Und das wird irgendwann zum Problem. Irgendwann kommt ein Punkt, an dem die Dinge dieser Ausdehnung nicht mehr standhalten können und regelrecht auseinander gerissen werden. Und das ist dann das Ende, ein kosmischer Endknall, bei dem alles Sein zerberstet und vernichtet wird. Aber keine Angst, bis dahin dauert's noch ein wenig. Der Big Rip würde in 22 Milliarden Jahren allem ein Ende setzen, so die anfänglichen Vermutungen. Spektakuläres Ende: Beim Big Rip dehnt sich das Universum immer schneller aus, wodurch es letztlich auseinander gerissen wird. Samt Planeten und Atomen. Achtung! Dieses ist eine sehr einfache Darstellung des Universums, in Wirklichkeit liegen die Dinge deutlich komplizierter, und sind daher leider wesentlich schwerer zu verstehen. Trotz -oder gerade wegen- der Vereinfachungen ergibt das hier dargestellte Modell aber einen guten Eindruck davon, wie man sich das Universum vorstellen könnte, und hilft auch dabei, die im vorigen Kapitel besprochenen Vorgänge zu veranschaulichen! Greifen wir zur Krücke: Dieses Modell ist nur als sehr grobe Veranschaulichung gedacht! Da wir uns mehr als drei Raumdimensionen nicht vorstellen können, müssen wir einen Schritt zurück gehen, und uns Wesen vorstellen, die nur zwei Raumdimensionen kennen. Diese leben dann natürlich auf einer Fläche, und wissen nicht, dass es noch eine dritte Raumdimension gibt. Das Universum der "Flächenwesen" wäre dann eine Ballonoberfläche, und die Galaxien kleine Punkte auf dem Ballon. Wird der Ballon nun aufgeblasen, so bewegt sich jede Galaxie von jeder anderen weg, und zwar um so schneller, je weiter die Galaxien (auf der Ballonoberfläche gemessen) voneinander entfernt sind. Trotzdem können wir (mit unserer dritten Raumdimension) sehr einfach erkennen, dass das Universum der Flächenwesen endlich und in sich gekrümmt ist. Wesen, die mehr Raumdimensionen erkennen können als wir, hätten also auch kein Problem damit, sich unser Universum anschaulich vorzustellen...... Schon recht merkwürdig: Wird der Ballon sehr schnell aufgeblasen, so wäre die Relativbewegung zweier Galaxien ab einer bestimmten Entfernung (gemessen auf der Ballonoberfläche) größer als c, der hierdurch auf dem Ballon gegebene Kreis legt dann die Größe des von uns beobachtbaren Universums fest, das "vollständige" Universum (der Rest des Ballons) wäre für uns prinzipiell nicht zugänglich, Galaxien jenseits dieses Kreises gehören nicht mehr zu unserem (beobachtbaren) Universum. Ist der Ballon sehr klein, bzw. die Aufblasgeschwindigkeit sehr gering, so könnten wir mit einem leistungsfähigen Fernrohr tief im All unsere eigene Galaxis in einem sehr frühen Entwicklungsstadium sehen (das Licht läuft dabei einmal ganz um den Ballonumfang herum). Wird sich das Universum wieder zusammenziehen? Teil 1 http://www.youtube.com/watch?v=ktpMU...eature=related Teil 2 Wie sieht die Zukunft des Universums aus? Teil 1 http://www.youtube.com/watch?v=wcHwf...eature=related Teil 2 Verblasst das Universum? Teil 1 http://www.youtube.com/watch?v=TdoMO...eature=related Teil 2 Was ist der Big Crunch? Teil 1 Teil 2 Wann und wie wird Alles enden? http://www.youtube.com/watch?v=d-yISHoAgRo Nach heutigen Wissen wird das Universum im Big Rip enden So .. ich hoffe das mit dem Raum ist nun klar geworden.... ist ja auch schwer genug MFG Bak

Was geschah gleich nach dem Urknall? Nach gängiger Meinung blähte sich das Universum nach dem Urknall sofort extrem auf – doch diese "kosmische Inflation" wird von einigen Forschern bezweifelt. Das Inflationsmodell soll eine klaffende Lücke in der Urknalltheorie schließen. Letztere besagt, dass das Universum sich seit seiner Entstehung vor 13,7 Milliarden Jahren langsam ausdehnt und abkühlt. Expansion und Abkühlung erklären viele Merkmale des heutigen Universums bis ins Detail – allerdings nur unter einer Voraussetzung: Das Universum hatte zu Beginn ganz bestimmte Eigenschaften. Zum Beispiel war es von Anfang an extrem gleichförmig; die Materie- und Energieverteilung durfte nur ganz geringfügig variieren. Zudem muss es "geometrisch flach" gewesen sein. So bezeichnen Astronomen ein Universum, in dem Lichtstrahlen und die Bahnen bewegter Objekte nicht durch große Verzerrungen der Raumzeit gebeugt werden. Aber eigentlich muten diese Bedingungen höchst unwahrscheinlich an. Hier kommt die Inflation ins Spiel: Selbst wenn zu Beginn beliebige Unordnung im Universum herrschte – mit höchst ungleichförmiger Energieverteilung und ausgesprochen runzliger Geometrie –, würde ein spektakulärer Wachstumsschub ( der Raum dehnte sich schneller als die Lichtgeschwindigkeit aus, das wiederspricht nicht der ART) die Energie gleichmäßig verteilen und alle Raumverzerrungen schlagartig ausbügeln. Nach dieser Inflationsphase dehnte sich das Universum dann im gemächlicheren Tempo der ursprünglichen Urknalltheorie weiter aus – doch nun herrschten genau passende Bedingungen für die Entwicklung der heutigen Sterne und Galaxien. http://file1.npage.de/004000/18/bilder/urknall2.bmp http://www.hg-klug.de/mrganz/kosmo/timelin.jpg Die Idee ist so unwiderstehlich, dass Kosmologen sie heute ihren Studenten und der Öffentlichkeit als feststehende Tatsache präsentieren. Doch einem der "Väter" des Inflationsmodells, dem amerikanischen Theoretiker Paul J. Steinhardt von der Princeton University, kamen mit der Zeit immer stärkere Zweifel, über die er in der Augustausgabe von Spektrum der Wissenschaft berichtet. In Steinhardts Worten: "Schlechte" Inflation ist viel wahrscheinlicher als "gute". Mit schlechter Inflation ist eine Periode beschleunigter Expansion gemeint, deren Ergebnis den Beobachtungen widerspricht. Das hängt vom genauen Wert eines numerischen Parameters ab, der im Prinzip völlig beliebige Werte annehmen kann. Nur ein extrem schmaler Wertebereich führt zu einem Kosmos, wie wir ihn kennen. Es kommt noch schlimmer: Schlechte Inflation ist wahrscheinlicher als gute, aber noch wahrscheinlicher ist gar keine Inflation. Der Physiker Roger Penrose von der University of Oxford wies darauf erstmals in 1980er Jahren hin. Wie er vorrechnete, ist ein Universum ohne Inflation um den Faktor 10 hoch 100 – eine Eins mit hundert Nullen – wahrscheinlicher als eines mit Inflation! Hinzu kommt: Wenn die Inflation einmal begonnen hat, hört sie nie wieder auf. Diese Tatsache folgt direkt aus der Quantenphysik. Durch zufällige Quantenfluktuationen entstehen Raumregionen, die blitzartig über das Gebiet hinauswachsen, in dem die Inflation rechtzeitig zum Stillstand kam. So entsteht eine unbegrenzte Anzahl von Inseln, die von immer mehr inflationär expandierendem Raum umgeben werden. Diese Inseln sind keineswegs alle gleich. Wegen des Zufallscharakters der Quantenphysik sind einige höchst ungleichförmig oder stark gekrümmt. In einem ewig inflationären Universum haben unendlich viele Inseln Eigenschaften, wie wir sie kennen – aber unendlich viele andere nicht. In einem solchen Universum geschieht alles, was überhaupt geschehen kann; es geschieht sogar unendlich oft. Wegen der Nachteile des Inflationsmodells favorisiert Steinhardt eine zyklische Theorie, wonach der Urknall nicht der Beginn von Raum und Zeit ist, sondern eher ein "Rückprall" (bounce) von einer vorherigen Kontraktions- zu einer Expansionsphase. Die Theorie ist zyklisch, denn nach etwa einer Billion Jahre geht die Expansion in Kontraktion und dann über einen neuen Rückprall wieder zu Expansion über. Entscheidend ist, dass die Glättung des Universums nicht nach, sondern vor dem Urknall stattfindet – während der Kontraktionsperiode. Darum bleiben die inflationären "Ausreißer" der ewigen Inflation vernachlässigbar klein. Was geschah vor dem Urknall? http://www.youtube.com/watch?v=TzKZCG2nj9s Letzten Endes werden Daten entscheiden, insbesondere Vermessungen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds. Schon wird auf Berggipfeln, mit Stratosphärenballons und Satelliten nach den Spuren von Gravitationswellen gesucht; Resultate sind in den nächsten zwei, drei Jahren zu erwarten. Sie werden uns der Antwort auf die Frage, wie das Universum so wurde, wie es ist, und was künftig aus ihm werden soll, ein entscheidendes Stück näher bringen. Ich halte weiter ausschau nach interessanten Themen...... MFG Bak

Weiter mit dem Urknall Quark-Ära Nach Ende der Inflation ( wird noch beschrieben), also nach etwa 10 hoch −30 s sank die Temperatur auf 10 hoch 25 K ab. Es bildeten sich Quarks und Anti-Quarks, die Bausteine der heutigen schweren Teilchen (Baryogenese). Die Temperatur war aber so hoch und die Zeiten zwischen zwei Teilchenstößen so kurz, dass sich noch keine stabilen Protonen oder Neutronen bildeten, sondern ein so genanntes Quark-Gluonen-Plasma aus annähernd freien Teilchen entstand. Schwerere Teilchen, wie die hypothetischen X-Bosonen, starben aus, da sie instabil waren und die Temperatur für eine erneute Formierung nicht mehr ausreichte. Vier Grundkräfte.....hatten wir ja schon Nach 10 hoch−12 s war das Universum auf 10 hoch 16 K abgekühlt. Die elektroschwache Kraft spaltete sich in die schwache und die elektromagnetische Kraft auf. Das bedeutet, dass das hypothetische Higgs-Boson nun nicht mehr erzeugt wurde, weil die Energie der Teilchen nicht ausreichte. Damit war der Zerfall der Urkraft in die vier bekannten Grundkräfte abgeschlossen. Beginn der Hadronen-Ära Nach 10 hoch−6 s lag eine Temperatur von 10 hoch 13 K vor. Quarks konnten nicht mehr als freie Teilchen existieren, sondern vereinigten sich zu Hadronen. Mit abnehmender Temperatur zerfielen die schwereren Hadronen und es blieben schließlich Protonen und Neutronen sowie ihre Antiteilchen übrig. Durch ständige Umwandlungen von Protonen in Neutronen und umgekehrt entstand auch eine große Zahl von Neutrinos. Beginn der Leptonen-Ära Nach 10 hoch−4 s war die Temperatur auf 10 hoch 12 K gesunken. Die meisten Protonen und Neutronen wurden bei Stößen mit ihren Antiteilchen vernichtet – bis auf den oben erwähnten Überschuss von einem Milliardstel. Aufgrund ihres geringen Massenunterschieds bildete sich dabei ein Verhältnis von Protonen zu Neutronen von 6:1 aus, das für den späteren Heliumanteil im Kosmos von Bedeutung war. Die Temperatur reichte nun lediglich noch dazu aus, Leptonen-Paare, wie ein Elektron und sein Antiteilchen, das Positron, zu bilden, die damit die dominante Teilchensorte stellten. Die Dichte sank auf 10 hoch 13 g/cm3. Für Neutrinos, die kaum mit anderen Teilchen wechselwirken, war die Dichte nun jedoch niedrig genug – sie befanden sich nicht mehr im thermischen Gleichgewicht mit den anderen Teilchen, das heißt, sie entkoppelten. Ende der Leptonen-Ära Nach 1 s war eine Temperatur von 10 hoch 10 K erreicht. Jetzt vernichteten sich auch Elektronen und Positronen – bis auf den Überschuss von einem Milliardstel an Elektronen. Damit war die Bildung der Bausteine der Materie, aus der sich der Kosmos auch heute noch zusammensetzt, weitgehend abgeschlossen. Beginn der Nukleosynthese Nach 10 Sekunden, bei Temperaturen unterhalb von 10 hoch9 K, vereinigten sich Protonen und Neutronen durch Kernfusion zu ersten Atomkernen. Diesen Prozess bezeichnet man als primordiale Nukleosynthese. Dabei bildeten sich 25% Helium-4 (4He) und 0,001% Deuterium sowie Spuren von Helium-3 (3He), Lithium und Beryllium. Die restlichen 75% stellten Protonen, die späteren Wasserstoffatomkerne. Nach 5 Minuten hatte die Dichte der Materie soweit abgenommen, dass die Nukleosynthese zum Erliegen kam. Die übriggebliebenen freien Neutronen waren nicht stabil und zerfielen im Verlauf der nächsten Minuten in Protonen und Elektronen. Alle schwereren Elemente entstanden erst später im Inneren von Sternen. Die Temperatur war immer noch so hoch, dass die Materie als Plasma vorlag, einem Gemisch aus freien Atomkernen, Protonen und Elektronen, mit thermischer Strahlung im Röntgenbereich. Ende der Strahlungs-Ära und Beginn der Materie-Ära Bisher stellte elektromagnetische Strahlung den Hauptanteil der Energiedichte im Kosmos. Bei Strahlung nimmt zusätzlich zum Abfallen der Anzahldichte der Photonen (in Folge der Expansion des Raumes) die Wellenlänge der einzelnen Photonen durch die kosmologische Rotverschiebung zu. Dadurch sinkt die Energiedichte der Strahlung schneller als die der Materie, die von der Ruhemassendichte bestimmt wird und im wesentlichen unabhängig von der Temperatur ist. Zu einem Zeitpunkt von etwa 10.000 Jahren nach dem Urknall fällt die Energiedichte der Strahlung unter die der Materie, die von nun an die Dynamik des Universums bestimmt. Man spricht von der materiedominierten Ära. Entkopplung der Hintergrundstrahlung In der Anfangsphase stand die Strahlung in permanenter Wechselwirkung mit den freien Ladungen. Das Universum war daher undurchsichtig. Nach ca. 400.000 Jahren war die Temperatur auf etwa 3.000 K gefallen. Bei diesem Wert bildeten Atomkerne und Elektronen stabile Atome. Die Wechselwirkung von Photonen mit neutralen Atomen war gering, so dass Licht sich nun weitgehend ungehindert ausbreiten konnte. Das Universum wurde durchsichtig. Im Verlauf der weiteren Expansion nahm die Wellenlänge der abgekoppelten Hintergrundstrahlung durch die Ausdehnung des Raumes zu, was sich in der Rotverschiebung ihres Spektrums zeigt. Diese Hintergrundstrahlung ist heute messbar; sie entspricht einer Temperatur von 2,73 K und wird daher auch als „3-Kelvin-Strahlung“ bezeichnet. Beginn der Bildung großräumiger Strukturen Durch die Entkopplung der Strahlung geriet die Materie nun stärker unter den Einfluss der Gravitation. Ausgehend von räumlichen Dichteschwankungen, die möglicherweise bereits in der inflationären Phase durch Quantenfluktuationen entstanden sind, bildeten sich nach 1 Million Jahren großräumige Strukturen im Kosmos. Dabei begann die Materie in den Raumgebieten mit höherer Massedichte als Folge gravitativer Instabilität zu kollabieren und Masseansammlungen zu bilden. Es bildeten sich zuerst sogenannte Halos aus Dunkler Materie, die als Gravitationssenken wirkten, in denen sich später die für uns sichtbare Materie sammelte.(wird noch erklärt) Zur Untersuchung der Eigenschaften der dunklen Materie wurde versucht, durch Simulationen den Prozess der Strukturbildung nachzubilden. Dabei wurden verschiedene Szenarien durchgespielt, und einige konnten mit Hilfe solcher Simulationen als gänzlich unrealistisch ausgeschlossen werden. Als realistisch erscheinen heute sogenannte ΛCDM Szenarien, wobei das Λ die Kosmologische Konstante der Einsteinschen Feldgleichungen ist, und CDM für kalte dunkle Materie (engl.: cold dark matter) steht. Welche Art von Teilchen die dunkle Materie bildet ist derzeit noch unbekannt. Entstehung von Sternen und Galaxien Die kollabierenden Gaswolken hatten sich inzwischen soweit verdichtet, dass sich die ersten Sterne bildeten. Diese waren wesentlich massenreicher als unsere Sonne, so dass sie sehr heiß wurden und hohe Drücke bildeten. Infolgedessen wurden auch schwerere Elemente wie Kohlenstoff, Sauerstoff und Eisen durch Kernfusion erzeugt. Wegen ihrer großen Masse war die Lebensdauer dieser Sterne mit 3–10 Millionen Jahren relativ kurz, sie explodierten in einer Supernova. Während der Explosion wurden durch Neutroneneinfang Elemente schwerer als Eisen gebildet (z. B. Uran) und gelangten in den interstellaren Raum. Der Explosionsdruck verdichtete angrenzende Gaswolken, die dadurch schneller neue Sterne hervorbringen konnten. Da die mit Metallen angereicherten Gaswolken schneller auskühlten, entstanden massenärmere und kleinere Sterne mit schwächerer Leuchtkraft, aber von längerer Lebensdauer. Es bildeten sich die ersten Kugelsternhaufen aus diesen Sternen, und schließlich die ersten Galaxien aus ihren Vorläufern. Fundamentals of Geology http://www.youtube.com/watch?v=o0gW0TqvK04 Teil 1 http://www.youtube.com/watch?v=Ev_Kk...eature=related Teil 2 Die Schöpfung : Der Urknall - Vergangenheit & Zukunft des Universums Teil 1 http://www.youtube.com/watch?v=_tACo...eature=related Teil 2 http://www.youtube.com/watch?v=_klt4...eature=related Teil 3 Das wars dann mit dem Urknall.....jeder mitgekommen ? Es ist schwer ...teilweise Paradox und überhaupt nicht vorzustellen... aber wir sind nur Menschen ... trösted euch damit, dass es jedem so geht MFG Bak