(2) Entstehung der Erde

Klima- und Umweltveränderungen

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Sternentstehung im Adlernebel – ein Blick in unsere Vergangenheit

Dunkelwolken aus Staub und Wasserstoffgas im Adlernebel M16 (~7 000 Lichtjahre entfernt im Sternbild Schlange), umgeben von jungen, leuchtkräftigen Sternen (Quelle: HST).

Die sogenannten protostellaren Wolken am Oberrand der Gas- und Staubsäule (jede größer als unser Sonnensystem) sind Orte der Stern-entstehung – wie bei der Sonne vor ~4.6 Mrd. J.

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Sternenentstehung

Das ganze Leben eines Sterns ist durch einen Kampf der Strahlung gegen die Gravitation geprägt. Bei der Sternentstehung wechseln Phasen, in denen das Gas unter seiner eigenen Schwerkraft kollabiert und die Dichte schnell steigt, mit Gleichgewichtsphasen, in denen die Temperatur und damit der innere Druck stark anwachsen und der Gravitation entgegenwirken (Ralf Launhardt, SdW 08/2013).

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Sternenentstehung im Orionnebel

Der Orionnebel M42, 1 500 Lichtjahre entfernt, enthält etwa 700 junge Sterne (IR Bild) und mindestens 150 protostellare Wolken. Einige verdampfen in der intensiven UV-Strahlung der

vier hellen Sterne, die das „Trapez“ bilden. Bsp. 5 zeigt die Seitenansicht einer Akkretionsscheibe. 1AU (Astronomical unit) ist dabei 149.6 Mio. km, die mittlere Entfernung Erde – Sonne Quelle: HST.

IR

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Dunkelwolken

Sterngeburt in NGC3603

Carina Nebel NGC3372

Trifid Nebel M20

Junge Sterne in NGC4214NGC604 in der Galaxie M33 Lagunennebel M8

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Sternhaufen (1)

Offener Sternhaufen aus jungen Sternen: Die Plejaden (Bild: R. Gendler)

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Sternhaufen (2)

Offener Sternhaufen in NGC 602 (Bildquelle: HST)

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Kernfusion

Im Inneren der Sterne wird Energie durch Kernfusion freigesetzt. Im Fall der Sonne werden je 4 Wasser-stoffkerne (Protonen) zu einem Heliumkern verschmolzen („Wasserstoffbrennen“). Das Helium sammelt sich im Zentrum als „Schlacke“. Später werden im Zentrum auch Temperaturen erreicht, bei denen das „Heliumbrennen“ beginnt, dabei wird Kohlenstoff gebildet. In roten Überriesen laufen in konzentrischen Schalen gleichzeitig verschiedene Fusionsprozesse ab, bei denen alle Elemente bis zum Eisen entstehen.

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Sterbende Sterne (1)

Planetarischer Nebel NGC6543 „Egg Nebula“ CRL2688 „Eskimo“ Nebel NGC6392

Planetarische Nebel (1)

Am Ende des Lebens eines Roten Riesen werden die äußeren Schichten des Sterns abgestoßen und umgeben den Sternenrest mit einer Schale aus Staub und Gas, die das interstellare Medium mit schweren Elementen anreichert. Die Hülle wird von dem Sternenrest durch UV-Strahlung zum Leuchten angeregt. In kleinen Fernrohren sehen diese Objekte wie kleine Planetenscheiben aus – daher der Name.

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Alle Bilder: HST

Sterbende Sterne (2)

Helix Nebel NGC7293

Ringnebel M47 Planetarischer Nebel IC418

Planetarische Nebel (2)

Planetarischer Nebel NGC6751

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Alle Bilder: HST

Sterbende Sterne (3)

Überreste eines Supernova–Ausbruchs im Sternbild Schwan Krebsnebel M1 Supernova 1987A in der LMC

Supernovae

Als Supernova bezeichnet man den gigantischer Ausbruch eines massereichen Sterns nach dem Zusammenbruch (Kollaps) durch seine eigene Gravitationskraft. Während des Höhepunkts des Helligkeitsausbruchs kann eine Supernova die Leuchtkraft einer ganzen Galaxie übertreffen. Die äußeren Schichten werden abgestoßen, während der Rest zu einem Neutronenstern oder zu einem Schwarzen Loch kollabiert. Alle Elemente die schwerer als Eisen sind, wurden bei Supernova–Ausbrüchen erzeugt (die schwersten, wie Gold und Uran vermutlich sogar bei Kollisionen von binären Neutronen-Sternen).

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Alle Bilder: HST

Lebenserwartung

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Die Sonne wird noch weitere ~5 Milliarden eine ruhiges „Hauptreihen-Leben“ führen, bevor es zum Schalenbrennen und damit zum Aufblähen zu einem Roten Riesen kommt. Die Erde wird aber schon wesentlich früher unbewohnbar. Durch die Temperatur-Zunahme im Kern nimmt auch die Leuchtkraft der Sonne zu – allerdings nur um etwa 0.7 % in 100 Millionen Jahren. Dadurch wird die Erde in etwa 500 Millionen Jahren für Menschen unbewohnbar sein (Ralf Launhardt, SdW 08/2013).