Keynote Dr. Kerschbaumer
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05.10.2016 THEMEN FÜR DIESEN VORTRAG Die Synthese der Elemente Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 SIND WIR STERNENSTAUB? Materie - Elemente Elemente - Atome Objekte in unserem Sonnensystem Woher kommt die Materie in unserem Sonnensystem (im Universum)? • Elemententstehung in Sternen • Lebenslauf von Sternen • • • • Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 DIDAKTISCHE ÜBERLEGUNGEN Wir befassen uns mit der Materie, die wir im Universum sehen und sprechen von baryonischer Materie (von griechisch: βαρύς = schwer) Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 Die genannten Themen (Fragen) werden im Rahmen physikalischer und chemischer Überlegungen behandelt ⇒ geeignet für den Unterricht aus den beiden Fächern (mehr Physik) für Sekundarstufe I (8. Schulstufe) und II (9. bis 12. Schulstufe) MATERIE - ELEMENTE Der Großteil der Materie im Universum ist allerdings nicht sichtbar, man spricht von dunkler Materie (83%), die postuliert wurde, um die gravitativen Verhältnisse im Universum zu erklären. https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Milky_Way_from_Flickr.jpg (1.8.2015) Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 05.10.2016 ELEMENTE - ATOME ELEMENTE - ATOME Die Daltonsche Atom- und Elementtheorie zusammengefasst: • Ein Element besteht aus lauter gleichen Atomen. • Atome sind die kleinsten Teilchen der Materie. • Die kugelförmigen Atome verschiedener Elemente unterscheiden sich durch Größe und Masse voneinander. • Die Elemente verbinden sich in bestimmten Atomverhältnissen miteinander. Das heute als richtig anerkannte Wissen über den Aufbau der Materie ist nur 200 Jahre alt! John Dalton nahm den Atombegriff des Demokrit auf, um die Verbindungsverhältnisse in chemischen Reaktionen zu erklären (1808, Gesetz der multiplen Proportionen). Im Gegensatz zu Demokrit bestehen laut Dalton allerdings nicht alle Dinge aus Atomen (griechisch ἄτομος = unteilbar) sondern nur die chemischen Grundstoffe, die Elemente . Weitere Informationen zu Atomen: • Durchmesser von Atomen etwa 10-10 m • Masse von Atomen etwa 10-24 bis 10-22 g • Einheit der Masse im atomaren Bereich = Einheit der Atommasse: 1 u ≅ 1,66054·10-24 g (ungefähr die Masse eines Wasserstoffatoms) John Dalton, 1766-1844 https://commons.wikimedia.org/wiki/File:John_Dalton.jpeg (1.8.2015) Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 ELEMENTE - ATOME Alle Atome eines Elementes besitzen die gleiche Anzahl von Protonen und Elektronen und sind daher elektrisch neutral. (1.8.2015) Experimentelle Basis für den inneren Aufbau der Atome waren die Entdeckung der Kathodenstrahlung (J.J. Thompson 1897) und der Radioaktivität (H. Becquerel, 1896). Die Anzahl der Neutronen ist etwa gleich der Protonenzahl, kann aber in jedem Element variieren. ⇒ Es gibt Atome mit gleicher Protonenzahl, aber verschiedener Neutronenzahl. Alle diese Atome belegen im Periodensystem den gleichen Platz (griechisch ἴσος = gleich und τόπος = Ort, Stelle) ⇒ ISOTOPE Eine sprachliche Feststellung: Isotope kann nur in der Mehrzahl definiert werden (Pluraletantum), wenn man ein „Isotop“ meint, ist der Ausdruck Nuklid (von lateinisch nucleus = Kern) richtiger. Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 • einen massereichen, sehr kleinen (10-14 m) Kern, besteht aus positiv geladenen Protonen und allenfalls ungeladenen Neutronen • eine massearme, viel größere (10-10 m) Hülle, besteht aus negativ geladenen Ernest Rutherford, 1871-1937 Elektronen https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Sir_Ernest_Rutherford.jpg?uselang=de Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 Etwa 100 Jahre nach Dalton entdeckte Ernest Rutherford mit Hilfe seines Streuversuches (α-Strahlen an Goldatomen), dass Atome eine innere Struktur besitzen: ELEMENTE - ATOME 05.10.2016 NUKLIDE Formal geht man wie folgt vor: ELEMENTE AUF DER ERDE b a_` Auf der Erde kommen die Elemente als Isotopengemische vor. Die Isotope eines Elementes können stabil oder instabil sein. Im zweiten Fall strahlen sie radioaktiv. Sy = Elementsymbol; Z = Protonenzahl; Natürliches Chlor auf der Erde besteht zu 75,8% aus dem Nuklid mn klij mit der Atommasse von 34,969 u und zu 24,2% aus dem Nuklid ml klij mit der Atommasse 36,966 u. A = Nukleonenzahl = Massenzahl = Protonenzahl+Neutronenzahl Weiter gilt: Z = E (Elektronenzahl) für ein Atom Z ≠ E für ein Ion Z > E für ein Kation; Z < E für ein Anion Berechnen wir die Masse eines „mittleren“ Chloratoms und vergleichen sie mit dem Wert mit der Atommasse von Chlor im Periodensystem. o ij = 34,969 · 0,758 + 36,966 · 0,242 = 35,45 q Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM PLANETEN OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM Planeten • • • Trabanten (Monde) Asteroiden Kleinplaneten • • Kometen Sonne (Stern) • • • • Kreisen um die Sonne Haben ausreichend Masse für Kugelgestalt Haben ihre Bahn „leergeräumt“ Sol-Planeten: 4880 km – 140000 km https://de.wikipedia.org/wiki/Planet (2.8.2015) https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Solar_sys8.jpg?uselang=de (2.8.2015) Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 • Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 Bevor wir zur Beantwortung der Frage nach der Elemententstehung in unserem Sonnensystem (und damit auch in anderen Sternensystemen) kommen, wollen wir noch kurz die wichtigsten Objekte unseres System, das nur ein winziger Teil der Milchstraße ist, betrachten: 05.10.2016 OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM INNERE PLANETEN OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM ÄUSSERE PLANETEN • Heißen auch terrestrische Planeten Gasriesen Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun Groß, niedrige Dichten Viele Monde: Jupiter (67), Saturn (62), Uranus (27), Neptun (14) • Mächtige und z.T. dichte Atmosphären • • • • • Merkur, Venus, Erde, Mars • Klein, hohe Dichten, „steinige Planeten“ • Keine oder wenige Monde: Erde(1), Mars(2) • Keine oder eher dünne Atmosphären Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM MONDE OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM ASTEROIDEN-KLEINPLANETEN • Natürliche Begleiter von Planeten http://meich.de/archives/3888&h=782&w=770&tbnid=Xv117HFqSf8ShM:&tbnh=136&tbnw=134 &usg=__Q9H6I79RscRxPkojIObOxiDELic=&docid=_DgZXPj4cRhthM&sa=X&ved=0CCMQ9QEwAGo VChMIv4GtibyKxwIVCxIsCh0E3AHp (2. 8. 2015) Asteroiden: weniger als 100 km Durchmesser, daher keine Kugelform. Ida, Asteroid im Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter: 59,8 × 25,4 × 18,6 km; https://commons.wikimedia.org/wiki/File:243_ida.jpg (2.8.2015) Zwergplaneten: einige 100 bis 3000 km Durchmesser, Kugelform Pluto + Monde, Zwergplanet im Kuipergürtel außerhalb der Neptunbahn 2390 km DM; 5,9 Mio. km entfernt; T = 40 K https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Pluto_and_its_satellites_(2005).jpg (2.8.2015) Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 • Verschiedene Entstehungsmechanismen Als Asteroiden, Kleinplaneten oder Planetoiden werden kleine Objekte bezeichnet, die sich auf keplerschen Umlaufbahnen um die Sonne bewegen. 05.10.2016 OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM KOMETEN OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM KOMETEN KOMETEN • kreisen um die Sonne auf elliptischen Bahnen oder • kommen auf Hyperbelbahnen der Sonne nahe und verschwinden dann wieder aus dem Sonnensystem, • sind relativ klein, • bilden in der Nähe der Sonne eine Koma (leuchtende Gaswolke) und einen von der Sonne abgewandten Schweif, • Koma und Schweif können sehr hell leuchten, • stammen aus der sogenannten Oortschen Wolke. Beispiel für einen periodischen Kometen auf einer Ellipsenbahn: Halleyscher Komet Perihel 0,59 AE Aphel 35,1 AE Durchmesser 15,3 × 7,2 × 7,2 km Umlaufzeit 75,3 a Letzter Periheldurchgang 15. 2. 1986 https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Lspn_comet_halley.jpg Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 OBJEKTE IN UNSEREM SONNENSYSTEM SONNE (STERNE) • • • • • • sind massereiche, selbstleuchtende Gaskugeln, „erzeugen“ die Energie durch Kernfusion, haben 3000° - 100000°C Oberflächentemperatur. Zentrumstemperatur: mehrere(viele) Millionen Grad Sehr oft: Doppelsterne oder Sterne mit Planeten Verschiedene Sterntypen stellen auch Sterne in unterschiedlichen Entwicklungsstadien dar ⇒ Sterne im Größenvergleich Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 Sterne Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 Mit dem wichtigsten Objekt in unserem System, der Sonne, nähern wir uns der eigentlichen Frage der Elemententstehung. Dabei spielen Sterne, und die Sonne ist ein solcher, eine zentrale Rolle. STERNE - GRÖSSENVERGLEICH https://de.wikipedia.org/wiki/Stern#/media/File:Star-sizes.jpg (1.10.2016) 05.10.2016 MATERIE IM UNIVERSUM MATERIE IM UNIVERSUM – DIE ERSTEN 3 MINUTEN Ursprüngliche Problemstellung: Wie entstand/entsteht Materie? Dazu grundsätzlich: Materie existiert nur in(mit/durch…) Raum und Zeit. • Wir sprechen hier nur von baryonischer Materie. • Die Elementsynthese ist die Synthese der Atomkerne (die Hülle spielt hier keine Rolle!). In den ersten 3 Minuten kommt es zur ersten Elementsynthese, die aber nur Wasserstoff (75%) und Helium (25%) liefert. Alle anderen Elemente entstehen in den Sternen oder auf Planeten. Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 • Raum, Zeit und Materie entstehen durch den Urknall vor 13,8·109 Jahren https://commons.wikimedia.org/wiki/File: Universe_expansion-de.png?uselang=de (8.8.2015) Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 MATERIE IM UNIVERSUM – DIE ERSTEN 3 MINUTEN Temperatur/ Energie Planck-Ära 10-43 s 1032 K GUT-Ära 10-35-10-30 s >2·1016 eV Inflation 10-35-10-32 s <1016 eV Bemerkungen Eine fundamentale Kraft: Urkraft Zeitraum der Physik nicht zugänglich Symmetriebrechung: starke und schwache Kernkraft sowie elektromagnetische Kraft entkoppeln von der Gravitation Ausdehnung des Universums um den Faktor 1030-1050, seither normale Ausdehnung primordiale 0,01 s - 3 min 1010 – 108 K Entstehung von H, D, He, (Li) Nukleosynthese Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 Zeitspanne Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 Abschnitt MATERIE IM UNIVERSUM – DIE ERSTEN 3 MINUTEN https://de.wikipedia.org/wiki/Datei:History_of_the_Universe.svg (8.8.2015) 05.10.2016 ELEMENTENTSTEHUNG IN STERNEN MATERIE IM UNIVERSUM – DIE ERSTEN 3 MINUTEN 107 K 109 K 1013 K 1025 K 3 min 10 s Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 1010 K 1s Etwa 400 000 Jahre nach dem Urknall wird das Universum „durchsichtig“, Elektronen und Kerne vereinigen sich zu Atomen, es existiert aber noch kein Stern ⇒ „dunkles Zeitalter“. Etwa 400 000 000 Jahre nach dem Urknall entstehen die ersten Sterne, danach formen sich Galaxien ⇒ „heutiges Universum“. Außer in ganz seltenen Fällen der Bildung von 7Li und 7Be in den ersten 3 Minuten bilden sich alle höheren Elemente bis Fe in den Sternen durch Kernfusion. Alle Elemente jenseits von Fe im PSE entstehen erst am Ende eines Sternenlebens ⇒ Lebenslauf von Sternen 10-6 s Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 10-30 s ELEMENTENTSTEHUNG IN STERNEN ELEMENTENTSTEHUNG IN STERNEN Das Wasserstoffbrennen ist also der Prozess, in dem am meisten Energie in einer Fusion zu gewinnen ist und daher der „Normalprozess“ in einem Sternendasein. Es gibt, je nach Sternengröße (und Core-Temperatur) zwei Prozesse, bei kleineren Sternen den P-P-Zyklus: Um die Kernfusion bis zum Eisen in den Sternen zu verstehen, betrachten wir das folgende Diagramm: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Binding_energy_curve_-_common_isotopes_DE.svg (13.8.2015) Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 https://commons.wikimedia.org/wiki/File:FusionintheSun.svg (14.8.2015) 05.10.2016 ELEMENTENTSTEHUNG IN STERNEN ELEMENTENTSTEHUNG IN STERNEN Bethe-Weizsäcker-Zyklus in größeren Sternen: 3-α-Prozess, Salpeterprozess Kohlenstoffbrennen (4 Sonnenmassen, 6·108 K k„ i + ƒ}~ → k„ k„ i→ i + k„i → k„ https://commons.wikimedia.org/wiki/File: Triple-Alpha_Process.svg (14.8.2015) i+ k„ i + k„i → k• „ƒ „m €+‚ …† + ‚ ‡ˆ + „‰ ‡~ + k } ƒ }~ https://commons.wikimedia.org/wiki/File:CNO_Cycle_de.svg (14.8.2015) ELEMENTENTSTEHUNG IN STERNEN Sauerstoffbrennen (8 Sonnenmassen, 1,5·109 K) k• k• € + k•€ → m„ € + k•€ → mk k• € + k•€ → Siliciumbrennen (8 Sonnenmassen, 2,7·109 K) _+‚ „Œ Š + k} n• ‡‹ → n• n• i• → n• „Œ _‹ + ƒ}~ _‹ + „Œ_‹ → n• ELEMENTENTSTEHUNG IN STERNEN Wie geht es ab Eisen weiter? ‡‹ + ‚ i• + ~ Ž + •• ‘~ + ~ Ž + •• Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 r-Prozess („rapid“) s-Prozess („slow“) • kleinere Sterne • langsame n-Anlagerung • bis Massenzahl 210 • • • • größere Sterne rasche n-Anlagerung Supernova Massenzahl >210 Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 Das Heliumbrennen (und weitere Fusionsreaktionen) setzen ein, wenn der Wasserstoff im Zentrum verbraucht ist. Alle höheren Fusionsprozesse benötigen höhere Temperaturen und Dichten, treten also vermehrt in massereichen Sternen auf. 05.10.2016 ELEMENTENTSTEHUNG IN STERNEN ELEMENTENTSTEHUNG IN STERNEN s-Prozess („slow“) • Supernova-Explosion • Neutronenfluss: 1022 pro cm2 und s • Anlagerung von n liefert sehr neutronenreiche Isotope • Zerfallen zu stabilen und instabilen schweren Nukliden (A>210) • durch anschließenden β- Zerfall: ’ → “ + ~ + • ∗ ⇒ • Element mit höherer Ordnungszahl https://commons.wikimedia.org/wiki/File:SN1994D.jpg?us elang=de (15.8.2015) https://commons.wikimedia.org/wiki/File:S-process-elem-Ag-to-Sb.svg (15.8.2015) NUKLIDENTSTEHUNG AUF DER ERDE Einschub: Auch auf der Erde können neue Isotope von Elemente entstehen, natürlich nur durch Kernreaktionen (natürlich oder künstlich). Die Supernova 1994D unter der Galaxie NGC 4526 55 Mio Lj Entfernung Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 Kern des Sternes: Fe Schalenbrennen: He-Fusion Neutronenfluss: 105 bis 109 Neutronen pro cm2 und s Anlagerung an Fe-Kerne ⇒ neues Fe-Nuklid anschließend β- -Zerfall: ’ → “ + ~ + • ∗ ⇒ Element mit höherer Ordnungszahl Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 • • • • • • r-Prozess („rapid“) NUKLIDENTSTEHUNG AUF DER ERDE Woher stammt das Helium auf der Erde? Helium ist sehr leicht, kann sich daher in der Erdatmosphäre nicht halten ⇒ Hauptquelle von He: Erdgas. 2 (willkürliche) Beispiele: • Woher stammt das Helium auf der Erde? • Wieso ist Argon das häufigste Edelgas in der Luft? Quelle des Heliums sind die Teilchen, die beim α-Zerfall eines radioaktiven Nuklids entstehen und die sich 2 Elektronen einfangen, z.B.: 238 Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 92U → 42He + 23490Th Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 05.10.2016 NUKLIDENTSTEHUNG AUF DER ERDE LEBENSLAUF VON STERNEN Natürliches Kalium enthält auch wenig K-40 (0,012%), das radioaktiv ist. Es zerfällt mit einer Halbwertszeit von (β+-Zerfall): 40 19K 1,28·109 Der Lebenslauf von Sternen hängt in erster Linie von der Masse der Sterne ab. Jahren zu Argon Grundsätzlich gilt: Je massereicher ein Stern am Anfang seines Lebens ist, desto kürzer „lebt“ er. → 4018Ar + 01e + ν Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 Die Abbildung zeigt ab ❸ nicht nur verschiedene Sterne sondern vor allem Sterne in verschiedenen Entwicklungsstadien. Wieso ist Argon das häufigste Edelgas in der Luft? Betrachten wir zunächst das Grundschema des Lebenslaufs von Sternen und danach die wichtigste Graphik der Astrophysik, das Hertzsprung-Russell-Diagramm. Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 LEBENSLAUF VON STERNEN ② ④ ❺ Der „Hauptreihenstern“ fusioniert H zu He. Je nach Masse des ursprünglichen Sternes ergeben sich verschiedene Szenarien: ② ③ https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/46/Sternentwicklung.png (15.8.2015) Interstellare Gaswolke (Molekülwolke aus H und He) kollabiert aufgrund der eigenen Schwerkraft → T und p erhöhen sich, bis die Kernfusion von H einsetzt ⇒ Gravitation = Strahlungsdruck: Stern „geboren“ Bis 0,3 Sonnenmassen: nach H-Fusion erkaltet der Kern, H-Fusion findet in den Schalen statt, wenn alles verbraucht ist, siegt die Gravitation ⇒ Kontraktion bis zu einem Weißem Zwerg (Erdgröße, 105 K), danach Abkühlung zu einem schwarzen Zwerg 0,3-3 Sonnenmassen: nach H-Fusion im Kern startet He-Fusion (dramatische Leistungssteigerung), in der Schale H-Fusion ⇒ Aufblähen zum roten Riesen, dann Abstoßen der äußern Hüllen (Planetarische Nebel) und Kontraktion zum Weißen Zwerg Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 ① ① Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 ③ LEBENSLAUF VON STERNEN 05.10.2016 LEBENSLAUF VON STERNEN HERTZSPRUNG-RUSSEL-DIAGRAMM (HRD) Der „Hauptreihenstern“ fusioniert H zu He. Je nach Masse des ursprünglichen Sternes ergeben sich verschiedene Szenarien: Masse nach dem Kollaps >3 Sonnenmassen: Stellares schwarzes Loch (Graviation so hoch, dass auch elektromagnetische Strahlung nicht entkommen kann) Einar Hertzsprung 1873-1967 http://www.google.de/imgres ?imgurl=http://www.daviddar ling.info/images/Hertzsprung.j pg&imgrefurl=http://www.da viddarling.info/encyclopedia/ H/Hertzsprung.html&h=292& w=220&tbnid=hbB2LzYGgrB GKM:&tbnh=130&tbnw=98&u sg=__Q1nHB7eTdMo7TOyJYH PtDsskLs4=&docid=9lPiBqlKk bctqM&sa=X&ved=0CCcQ9QE https://commons.wiki wAmoVChMI3sKevPOqxwIVzL media.org/wiki/File:Po MUCh3Pdwef (15.8.2015) rtrait_of_Henry_Norris_ Henry Norris Russell 1877-1957 Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 ❺ Masse nach dem Kollaps 1,44-3 Sonnenmassen: Neutronenstern (Durchmesser 20 km, Zentrumsdichte 1012 kg/cm3, Rotationsfrequenz 100-1000 Hz, Magnetfeld 108 Tesla) Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 ④ Über 3 Sonnenmassen: Im Kern wird alles Material zu Fe fusioniert, sobald die Masse dieses Kerns 1,44 Sonnenmassen erreicht kollabiert der Stern in Sekundenbruchteilen und stößt die äußeren Hüllen explosionsartig ab → Supernova vom Typ II Das HRD wurde, aufbauend auf Arbeiten von Einar Hertzsprung von Henry Norris Russell entwickelt (1910). Es verknüpft die Helligkeit von Sternen (relativ zur Sonne) mit der Oberflächentemperatur der Sterne. Dabei zeigt sich, dass nicht alle Punkte des Diagramms besetzt sind. Es gibt also nicht beliebig helle/heiße Sterne! Die Diagonale von links oben nach rechts unten heißt Hauptreihe, das sind die Sterne im „vollen Leben“. Alle anderen Positionen werden von Sternen kurz vor deren „Ende“ oder nach diesem Stadium eingenommen. Russell.jpg (15.8.2015) HERTZSPRUNG-RUSSELDIAGRAMM (HRD) SIND WIR STERNENSTAUB? https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Crab_Nebula.jpg (15.8.2015) JA! Danke für die Aufmerksamkeit! https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Hertzsprung-Russel_StarData.png?uselang=de (15.8.2015) Manfred Kerschbaumer, August 2015 Manfred Kerschbaumer, Oktober 2016 Wie sieht der weitere Weg der Sonne im HRD aus? Da in unserem Sonnensystem alle Elemente auftreten, nicht nur H und He, muss es an dieser Stelle des Universums bereits Sterne gegeben haben. Krebsnebel als Überrest der Supernova von 1054