Loading presentation...

Present Remotely

Send the link below via email or IM

Copy

Present to your audience

Start remote presentation

  • Invited audience members will follow you as you navigate and present
  • People invited to a presentation do not need a Prezi account
  • This link expires 10 minutes after you close the presentation
  • A maximum of 30 users can follow your presentation
  • Learn more about this feature in our knowledge base article

Do you really want to delete this prezi?

Neither you, nor the coeditors you shared it with will be able to recover it again.

DeleteCancel

Make your likes visible on Facebook?

Connect your Facebook account to Prezi and let your likes appear on your timeline.
You can change this under Settings & Account at any time.

No, thanks

Sternentstehung

No description
by

Nico M.

on 5 June 2013

Comments (0)

Please log in to add your comment.

Report abuse

Transcript of Sternentstehung

Nico Musewald 6.6.13 Sternentstehung Molekülwolken Massearme und -reiche Sterne Massearme und -reiche Sterne Phasen der Sternentstehung Der Orionnebel Phasen der Sternentstehung 2 Phasen der Sternentstehung 3 Riesige Gas- und Staubwolken sind die Vorraussetzung für die Entstehung von Sternen und werden auch Molekülwolken genannt
Bestehen fast ausschließlich aus molekularem Wasserstoff und Helium
Damit Sterne entstehen können müssen die Molekülwolken eine hohe Dichte und eine hohe Masse besitzen (mehrere 1000 Sonnenmassen)
Mit dem Very Large Telescope(VLT) kann man in solche Molekülwolken hineinschauen Meist entstehen zunächst sehr massereiche Sterne und die Sternentstehung in den Wolken kommt innerhalb einiger 100.000 Jahre zum erliegen
Massereiche Sterne bedingen die meisten chemischen Elemente im Körper
Massearme Sterne ermöglichen das Leben auf Planeten
"Wovon hängt die Masse eines entstehenden Sterns ab?" "Sternfabrik"
Eines der aktivsten Sternentstehungsgebiete der der Milchstraße
Größten Sterne im Orionnebel sind bereits als Supernova explodiert
Beobachtungen: In einem Bereich wurden viele junge Sterne entdeckt die nur etwa 1.000.000 Jahre alt sind, hinter ihnen befinden sich noch jüngere Sterne von nur ca. 10.000-100.000 Jahren 1.Verdichtung:
Durch die Gravitation verdichten sich Molekülwolkenkerne und kollabieren immer schneller
Entstehung eines Protosterns
Um den Protostern bildet sich eine drehende Scheibe
2.Protostern:
Es dauert ca 100.000 Jahre bis eine bestimmte Dichte erreicht wird
Die dabei entstehende Wärme wird auf den Staub in der Molekülwolke abgegeben damit die Temperatur konstant bleibt
Im Stadium des Protosterns hat der Stern eine sehr große Ausdehnung 3.Entzündung:
Ist die Dichte zu hoch, setzt der Kühlungsprozess aus und die Wasserstoffmoleküle werden gespalten
Ab einer Temperatur von 10 Millionen K beginnt der Fusionsprozess des Wasserstoffs
4.Hauptreihenstern
Innerer Gas- und Strahlungsdruck und die Eigengravitation gleichen sich aus
Die Temperatur und Größe bleiben etwa 2 Millionen -20 Milliarden Jahre gleich
Ist der größte Teil des Wasserstoffs zu Helium fusioniert worden kann nicht mehr genügend Hitze erzeugt werden und der Stern kollabiert 5.Roter Riese:
Durch den Kollaps erhitzt sich das innere des Sterns wieder
Erneuter Kernprozess
Das Helium wird zu Kohlenstoff und anderen schwereren Elementen bishin zu Eisen verbrannt
Der Stern bläht sich auf, erhöht seine Leuchtkraft und wir zum Roten Überriesen
6.Supernova Braune Zwerge
Objekte die nicht ausreichend Masse(<7% der Sonnenmasse) haben um ein Stern zu werden
Temperatur: ca. 1700°C
nur innerhalb der ersten 100.000 Jahre im Infraroten erkennbar
Full transcript