Sternhaufen Geburtsorte der Materie Dr. Andrea Stolte I
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Sternhaufen Geburtsorte der Materie Dr. Andrea Stolte I. Physikalisches Institut Universität Köln Ringvorlesung Astronomie 13. Januar 2010 1 Sternhaufen -- Geburtsorte der Materie I. Am Anfang waren Wasserstoff und Helium II. Die Erde - Gemisch höherer Elemente III. Kernfusion in Sternen IV. Lebenszyklus massereicher Sterne V. Die jüngsten Sternhaufen der Milchstraße 2 I. Am Anfang waren Wasserstoff und Helium 3 4 I. Am Anfang waren Wasserstoff und Helium Nach dem Urknall... Sekunde 1: Materie-Überschuss 0.000000001 Entstehung von Protonen & Neutronen Entstehung von Elektronen Sekunde 10: Kernfusion Entstehung von Atomkernen: 75 % Wasserstoff 25 % Helium in Spuren Lithium, Beryllium ... nach 5 Minuten: 400.000 Jahre Ende! Atomkerne + Elektronen = stabile Atome 5 I. Am Anfang waren Wasserstoff und Helium Astronomisches Periodensystem der Elemente: H 75 % Kernfusion in Sternen He 25 % Supernovae 6 II. Die Erde - Gemisch höherer Elemente 7 II. Chemische Zusammensetzung der Erde Universum 75.00 40 56.25 30 ? 37.50 20 18.75 10 0 0 H He Erde H He O Mg Al Si Ca Fe Ni Washington 1925 Erde: Chemische Zusammensetzung Element Anteil (in Gewichts-%) Eisen 39,80 29-36 % Sauerstoff 27,70 28-32 % Silicium 14,50 15-19 % Magnesium 8,70 12-16 % Nickel 3,20 1.7-2.4 % Calcium 2,50 1.0-1.7 % Aluminium 1,80 0.9-1.4 Schwefel 0,64 0.8-1.9 Natrium 0,39 0.1-0.9 Cobalt 0,23 0.1 Chrom 0,20 0.2-0.5 Kalium 0,14 0.02 ? Phosphor 0,11 0.1-0.2 Mangan 0,07 0.05-0.3 Kohlenstoff 0,04 0.02 ? Titan 0,02 0.05-0.08 1. Berechnungsversuch von H. S. Washington, ( Am. Journal of Science 1925) Rechte Spalte: Mason & Moore 1985, Javoy 1999 8 II. Alle Elemente bis Eisen: Kernfusion in Sternen Vollständiges Periodensystem der Elemente: Kernfusion in Sternen Supernovae 9 II. Chemische Zusammensetzung der Erde Universum 75.00 40 56.25 30 37.50 20 18.75 10 0 0 H He Erde H He O Mg Al Si Ca Fe Ni Washington 1925 Erde: Chemische Zusammensetzung Element Anteil (in Gewichts-%) Eisen 39,80 29-36 % Sauerstoff 27,70 28-32 % Silicium 14,50 15-19 % Magnesium 8,70 12-16 % Nickel 3,20 1.7-2.4 % Calcium 2,50 1.0-1.7 % Aluminium 1,80 0.9-1.4 Schwefel 0,64 0.8-1.9 Natrium 0,39 0.1-0.9 Cobalt 0,23 0.1 Chrom 0,20 0.2-0.5 Kalium 0,14 0.02 ? Phosphor 0,11 0.1-0.2 Mangan 0,07 0.05-0.3 Kohlenstoff 0,04 0.02 ? Titan 0,02 0.05-0.08 1. Berechnungsversuch von H. S. Washington, ( Am. Journal of Science 1925) Rechte Spalte: Mason & Moore 1985, Javoy 1999 Die Babylonier kannten Meteorite als seltene Gebilde; aus alten Inschriften wissen wir, dass man sie als “das vom Himmel Gefallene” bezeichnete (Eisen altägyptisch: Metall vom Himmel; griechisch sideros = Eisen entspricht dem lat. sidera für Sterne, Gestirne). U. Neumann, Uni Tuebingen, Gesteinssammlung 10 II. Chemische Zusammensetzung des menschlichen Körpers Mensch 65.00 48.75 Frühes Universum Sternenstaub 32.50 16.25 0 H He C N O P Mg Al Si Ca Fe Ni 40 30 Der Mensch ist nicht nur aus Erde gemacht. 20 Erde 10 0 H He C N O P Mg Al Si Ca Fe Ni 11 II. Chemische Zusammensetzung der Sonne 75.00 56.25 Sonne 2 % “Metalle” 37.50 Zur Zeit der Sonnenentstehung vor 4.5 Mrd Jahren war das Universum bereits stark angereichert. 18.75 0 40 30 H He C N O P Mg Al Si Ca Fe Ni Erde “Wir sind alle Sternenstaub.” Aber woher ??? 20 10 0 H He C N O P Mg Al Si Ca Fe Ni 12 III. Kernfusion in Sternen 13 III. Kernfusion in der Sonne Proton-Proton-Zyklus 1938 4H → Hans Bethe 4He + 2e+ + 2ν + γ 14 III. Kernfusion in sonnenähnlichen Sternen CNO-Zyklus Bethe-Weizaecker-Zyklus Carl Friedrich von Weizäcker Hans Bethe in Cornell 12C 1937-1939 + 4H → 12C + 4He + 2e+ + 2ν + γ 15 III. Kernfusion in sonnenähnlichen Sternen Astronomisches Periodensystem der Elemente: H 75 % He 25 % Roter Überriese 16 III. Kernfusion in verschiedene Stern-Typen Supernova Silizium → Eisen Sauerstoff → Schwefel, Phosphor, Silizium, Mg Kohlenstoff → Natrium, Neon, Magnesium Helium → Kohlenstoff über 10 Milliarden über 1.5 Milliarden bis 1.5 Milliarden 500-1000 Millionen 100-200 Millionen CNO-Zyklus 15-50 Millionen Proton-Proton 5-15 Millionen 17 IV. Lebenszyklus der Sterne 18 IV. Lebenszyklus der Sterne Beteigeuze - die nächste Supernova von der Erde aus? ESO, P.Kervella, Digitized Sky Survey 2 , A. Fujii 19 IV. Lebenszyklus der Sterne Nebel aus angereichertem Material umhüllen massereiche Sterne ESO, P.Kervella, Digitized Sky Survey 2 , A. Fujii 20 Beteigeuze (Illustration) Roter Überriese ~20 Sonnenmassen 10 Millionen Jahre 1 Erde / Jahr Supernova in 1,000 - 100,000 Jahren ESO, L. Calcada 21 Nebel aus angereichertem Material umhuellen massereiche Sterne Sterne mit mehr als 30 Sonnenmassen blasen angereichertes Material mit bis zu 60,000 km/h in die interstellare Materie Grosdidier et al / NASA 22 III. Fusion schwerster Elemente in Supernovae Elemente schwerer als Eisen entstehen in Supernova Explosionen Zerstoerung schwerer Eisenkerne -> Neutronen werden frei Druckwelle presst Neutronen in Atomkerne -> schwere Elemente Cassiopeia A Anno 1680 O. Krause 23 Supernova 1994 D in der Galaxie NGC 4526 24 IV. Lebenszyklus der Sterne 25 IV. Lebenszyklus der Sterne 26 IV. Lebenszyklus der Sterne Alter des Universums heute Alter der Sonne heute Supernovae junge Regionen !!! 27 V. Die jüngsten Sternhaufen in der Milchstraße 28 V. Sternhaufen -- Labore voller schwerer Sterne Adler Nebel 1,000 1000 750 500 250 50 0 1 MSonne 2 ESO 10 MSonne 100 MSonne Sternhaufen: Entstehung vieler sonnenähnlicher Sterne + weniger “extremer” Sterne 29 Very Large Telescope/ESO Atacama Wueste in Chile 2MASS JHK 30 V. Sternhaufen -- Labore voller schwerer Sterne Orion mit Trapez 4000 Sterne 10 Supernova-Vorgänger 1 Million Jahre jung ESO 31 V. Sternhaufen -- Labore voller schwerer Sterne M17 Nebel 10000 Sterne 60 Supernova-Vorgänger 1/2 Million Jahre jung ESO 32 V. Sternhaufen -- Labore voller schwerer Sterne NGC 3603 > 20000 Sterne 100 Supernova-Vorgänger 2 Millionen Jahre jung 33 Sind massereiche Sterne überhäufig ??? Westerlund 1 100,000 Sterne Röntgenbeobachtungen 80 Supernovae 4 Millionen Jahre jung !!! erhöhte Entstehungsrate massereicher Sterne? Vergleich mit fernen Galaxien! Brandner et al. 2008 34 Wie gelangen die schweren Elemente in Planeten ? ... auch hier liefern junge Sternhaufen die Antwort....... 35 Entstehung der Sonne und der Planeten Emanuel Swedenborg Nebular Hypothesis "Urnebel" 1734 Immanuel Kant “Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels” Rotierende Urwolke 1755 Pierre-Simon Laplace Rotierender Gasball mit Eigengravitation 1796 Victor Safronov Solare Nebel-Scheiben-Modell 1972 Entstehung der Erde und Planeten 36 Entstehung der Sonne und der Planeten Protoplanetare Scheiben - Geburtsorte der Planeten L. Calcada / ESO 37 Ursonne & Entstehung der Planeten Ursonne 73 % Wasserstoff + 25 % Helium + 2 % Metalle 1. Gravitation 2. Temperatur Eis Gasriesen Wasser Wasser Eis Erdaehnliche Planeten 38 Protoplanetare Scheiben - Geburtsorte der Planeten Hubble Weltraum Teleskop NASA, ESA, M. Robberto, L. Ricci / ESO 39 Protoplanetare Scheiben - Geburtsorte der Planeten Chris O/Dell / Rice Univ. NASA 40 Protoplanetare Scheiben - Geburtsorte der Planeten NASA/ESA, L. Ricci / ESO 41 Protoplanetare Scheiben - Geburtsorte der Planeten Pat Rawlings / NASA 42 Protoplanetare Scheiben in den massereichsten Sternhaufen Arches Sternhaufen im Zentrum der Milchstraße mehr als 23 Protoplanetare Scheiben 2MASS JHK 43 Zusammenfassung Alle schweren Elemente > Helium entstehen in Sternen • bis zum Eisen durch Kernfusion • schwerer als Eisen in Supernovae Sterne > 8 Sonnenmassen Massereiche Sterne kurze Lebenszeiten sind ~20 mal seltener Sterne, die unseren “Sternenstaub” liefern, findet man nur in jungen, reichhaltigen Sternhaufen !!! 44 Nahe Galaxien sprühen vor Sternhaufen - Ngc 1232 45
