Podcasts about akkretion

In Folge 117 wird es wieder einmal finster. Ruth hat jede Menge Neuigkeiten von schwarzen Löchern mitgebracht. Es geht um die Hawking-Strahlung, die auch ohne schwarze Löcher funktionieren könnte, um eventuell falsche Bilder eines schwarzen Lochs und dann vor allem um ein schwarzes Loch im jungen Universum mit einem enormen Fressflash. Evi erzählt uns dann etwas über schwarze Monolithen, die aus Planeten Sterne machen können. Allerdings nur in der Science Fiction… Wenn ihr uns unterstützen wollt, könnt ihr das hier tun: https://www.paypal.com/paypalme/PodcastDasUniversum Oder hier: https://steadyhq.com/de/dasuniversum Oder hier: https://www.patreon.com/dasuniversum

Ein Stern der kein echter Stern ist, sondern in dem sich ein schwarzes Loch versteckt? Klingt seltsam, könnte aber die Antwort auf eine ungelöste Frage der Astronomie sein. Mehr dazu erfahrt ihr in der neuen Folge der Sternengeschichten. Wer den Podcast finanziell unterstützen möchte, kann das hier tun: Mit PayPal (https://www.paypal.me/florianfreistetter), Patreon (https://www.patreon.com/sternengeschichten) oder Steady (https://steadyhq.com/sternengeschichten)

In dieser Folge widmen wir uns dem faszinierenden und gleichzeitig kopfzerbrechenden Thema der Schwarzen Löcher. Begleite uns auf einer spannenden Reise durch die bahnbrechenden Theorien und Beobachtungen, die unser Verständnis von Schwarzen Löchern revolutioniert haben. Tauche ein in die skurrilen Konzepte von Raumzeitkrümmung, Singularitäten und Ereignishorizonten und entdecke, wie diese extremen Bedingungen die Naturgesetze auf die Probe stellen und unsere Vorstellungskraft herausfordern.Erfahre mehr über die verschiedenen Kategorien von Schwarzen Löchern, angefangen von den stellaren Schwarzen Löchern bis hin zu den gigantischen supermassiven Schwarzen Löchern, die das Zentrum von Galaxien dominieren. Wir werfen auch einen Blick auf die berühmte Hawking-Strahlung, ein faszinierendes Konzept, das von Stephen Hawking entwickelt wurde.

Unglaubliche Entdeckung der Wissenschaftler über eine neue Eigenschaft von schwarzen Löchern. Physiker fanden heraus, dass Schwarze Löcher Druck auf den sie umgebenden Raum ausüben. Es ist kein großer Druck, um sicher zu sein - aber es ist eine Entdeckung, die auf faszinierende Weise mit Stephen Hawkings Vorhersage übereinstimmt, dass Schwarze Löcher Strahlung aussenden und daher nicht nur eine Temperatur haben, sondern mit der Zeit langsam schrumpfen, wenn keine Akkretion stattfindet. Quellen: https://www.futurezone.de/science/article233306597/Schwarzes-Loch-Neu-entdeckter-Druck-erweitert-diverse-Forschungsfelder.html https://arxiv.org/abs/1512.09106 https://www.sussex.ac.uk/news/research?id=56072 Abonniere jetzt die Entropy, um keine der coolen & interessanten Episoden zu verpassen! Das unterstützt mich natürlich und hilft mir meinen Content zu verbessern und zu erweitern! Hier abonnieren: https://www.youtube.com/channel/UC5dBZm6ztKizdUnN7Puz3QQ?sub_confirmation=1 ♦ PATREON: https://www.patreon.com/entropy_wse ♦ TWITTER: https://twitter.com/Entropy_channel ♦ INSTAGRAM: https://www.instagram.com/roma_perezogin/ ♦ INSTAGRAM: https://www.instagram.com/entropy_channel/

Gastgeber Reiner Krauss präsentiert ihnen die Autorin R. M. Amerein mit ihrem phantastischen Debüt-Roman AKKRETION und den Komponisten Christian Knerr alias SYNTACTION mit dem Soundtrack zum Buch. Wir erleben den letzten Atemzug der Menschheit - das Verlassen einer tödlich beschädigten Erde, um eine neue Heimat zwischen den Sternen zu suchen und eine neue Zivilisation auf einem anderen Planeten zu gründen – in Schrift und Ton. Dabei bleibt am Ende die Erkenntnis, dass unser blauer Planet einzigartig ist.

In dieser Folge geht es ein wenig um Ostern, vor allem aber um unseren Gast, Peter Spilles, Sänger von Project Pitchfork. Mit ihm reden wir natürlich über die gerade erschienene Vinyl- Version von Akkretion & Fragment, über seine musikalischen Anfänge und Wege, Touren, Charts, Majorlabels und noch vieles mehr. Wir stellen ihm natürlich auch Eure zahlreichen Fragen :-) Wen unser Gelaber am Anfang stört, kann gleich zum Part mit Peter springen, der beginnt so ca. bei 19m 37s ;-) Hier noch ein paar Links für Euch von Bands, die im Gespräch erwähnt wurden : Project Pitchfork: https://www.project-pitchfork.eu/ Chemnical Sweet Kid: https://chemicalsweetkid.com/ Anders Manga: https://andersmanga.com/ Devo: http://www.clubdevo.com/ cEvin Key: https://www.facebook.com/subconsciousstudios/ Peter Bröckmann Octet : https://www.trost.at/peter-broetzmann-octet-machine-gun.html Habt viel Spaß beim Hören! Schickt uns gern weiter Fragen und vor allem Schnellrunden, denn die gehen uns allmählich aus ;-) Wie immer an podcast@solarfake.de

Galaxienhaufen sind die größten und massivstem gravitativ gebundenen Objekte im Universum, die Zeit hatten, zu kollabieren und virialisieren. Das Intracluster-Medium (ICM) innerhalb Galaxienhaufen ist ein Plasma, das durch Röntgenstrahlung sichtbar ist. Galaxien in Galaxienhaufen sind durch optische Strahlung zu sehen, sie sind hauptsächlich rot und haben eine niedrige Sternbildungsrate. Neu akkretierte Galaxien können blauere Farben und eine höhere Sternbildungsrate aufweisen und werden durch Interaktion mit dem ICM röter. Wachstum von Galaxienhaufen findet durch sporadisches Verschmelzen mit anderen Galaxienhaufen und Gruppen statt, oder durch gleichmäßige Akkretion von Galaxien aus dem Milieu. Um die Hauptfrage »ergänzen sich Röntgen- und optische Messungen von Galaxienhaufen, oder zeigen sie dasselbe?« zu beantworten, haben wir eine Studie durchgeführt, bei der die Verteilung von Galaxien und ICM in Galaxienhaufen verglichen wurden. Im Besonderen, haben wir untersucht, ob optische Daten zusätzliche Information wegen der dynamische Befindlichkeit von einzelnen Galaxienhaufen liefern, die nicht aus Röntgendaten allein hervorgehen können. Surveys in Röntgen und optischer Strahlung sind in den nächsten Jahrzehnten zu erwarten, die Daten von viel weiteren Gebieten des Universums liefern werden. Diese Daten können, mit den Methoden, die wir hier vorlegen, untersucht werden. Wir benutzten Weitwinkelbeobachtungen des MPG/ESO 2.2 m Telescopes und Röntgenbeobachtungen von XMM-Newton, um die Distribution von Galaxien innerhalb Galaxienhaufen mit der Distribution des ICM zu vergleichen. Wir haben gefunden, dass die 1D Radialdistribution der roten Galaxien zu der des ICM zusammenpasst, aber die blauen Galaxien folgen einem flacheren Profil. Mit 2D Abbildungen der Galaxienhaufen, haben wir gefunden dass die roten Galaxien sehr ähnlich verteilt sind, wie das ICM, aber fast jeder Galaxienhaufen hat unvirialisierte rote Subklumpen. Blaue Galaxien anderseits haben zu wenig Zeit zum virialisiern bevor sie rot werden, weil sie ihre sternbildendes Gas innerhalb einer Übergangszeit durch ICM-Staudruckstripping verliern. Röntgenbeobachtungen sind besser für die Bestimmung des Verschmelzungsverlaufes von Galaxienhaufen, weil sie die Kennzeichen von Verschmelzung für eine kürzere Zeit zeigen. Wir haben mehrere Subklumpen von roten Galaxien entdeckt, die scheinen auf einfallenden Trajektorien in Galaxienhaufen zu sein und noch merkliche Mengen von Röntgenemittierendem Gas zu haben.

Doppelsterne gehören zu den am häufigsten gebildeten Objekten im Sternentstehungsprozess. Dennoch ist der Einfluss von stellaren Begleitern auf die Entwicklung zirkumstellarer Scheiben, dem Geburtsort der Planeten, bisher wenig verstanden. Die vorliegende Arbeit beschreibt und diskutiert Nahinfrarotbeobachtungen von 52 stellaren Vielfachsystemen mit projizierten Abständen von 25 bis 1000 Astronomischen Einheiten (AE) in den Sternentstehungsregionen des Orion Nebula Cluster und Chamaeleon I. Damit handelt es sich um die größten homogenen Studien protoplanetarer Scheiben in T Tauri-Doppelsternen in diesen beiden Regionen und um eine der umfangreichsten Untersuchungen dieser Art bisher. Die aufgenommenen Beobachtungsdaten erlauben die Bestimmung von individuellen stellaren (z.B. Effektivtemperatur, Leuchtkraft, Alter, Masse) und Systemparametern (Abstand der Komponenten, Massenverhältnis). Zusätzlich dient die Detektion von Brackett-gamma-Emission als Anzeichen für aktive Akkretion während zirkumstellarer Staub in der inneren Scheibe mittels Nahinfrarotfarbexzess nachgewiesen wird. Die Ergebnisse zeigen, dass der Anteil an Doppelsternkomponenten mit intakter Akkretionsscheibe signifikant geringer ist als der von Einzelsternen vergleichbarer Masse in beiden Regionen. In engen Systemen mit weniger als 100 AE projiziertem Abstand ist die Akkretionsscheibenhäufigkeit auf etwa die Hälfte des Einzelsternwertes reduziert. Heißer Staub in der inneren Scheibe ist in engen Doppelsystemen 100 AE identisch zu der von Einzelsternen. Die gemessenen Massenakkretionsraten in Doppelsternkomponenten erweisen sich als ununterscheidbar von denen in Einzel- und Doppelsystemen anderer Sternentstehungsregionen. Die gesammelten Daten lassen folgende Schlüsse zu: (a) Die Komponenten von Doppelsternen enstehen vorrangig gleichzeitig, was gegen Einfang ursprünglich isolierter Komponenten als hauptsächlichen Doppelsternenstehungsmechanismus spricht. (b) Scheiben in Doppelsternen enger als ~100 AE entwickeln sich, und verschwinden, schneller als Einzelsternscheiben. (c) Im Gegensatz zur Scheibenentwicklung in Einzelsternen ist die Lebenszeit einer Scheibe um die masseärmere Komponente eines Doppelsterns kürzer als die um den Primärstern. (d) Während die Lebenszeit einer Scheibe durch ihren äußeren Durchmesser (also indirekt durch den Doppelsternabstand) bestimmt wird, sind die Massenakkretionsraten universell. Dies ist ein Hinweis auf eine Entkopplung der Entwicklung der inneren und äußeren Scheibe. (e) Die Parallelen in der Häufigkeit von Scheiben um Komponenten von Doppelsternen und der Detektion von Planeten in vergleichbaren Systemen legt einen schnellen Planetenenstehungsprozess für massereiche (>1 M_Jup) Gasplaneten nahe (z.B. "disk fragmentation") und einen langsameren Prozess (z.B. "core accretion") für masseärmere Planeten.

In der vorliegenden Arbeit wurden die physikalische Eigenschaften aktiver galaktischer Kerne untersucht. Aktive galaktische Kerne (AGN) sind durch ihr breitbandiges Spektrum und schnelle, gewaltige Leuchtkraftvariationen charakterisiert. Beobachtungen und Analyse beider Eigenschaften koennen dazu beitragen, die zentralen Energiequelle besser zu verstehen. Als erster Schritt wurden die Roentgenbeobachtungen der Seyfert-Galaxie PKS 0558-504 betrachtet, um die Variationen des Flusses und des Spektrums zu erforschen. Mit Hilfe des spektralen zwei-Komponenten-Modells findet man, dass die Variabilitaet meistens von der niederenergetischen Komponente hervorgerufen wird, waehrend die andere Komponente relativ stabil bleibt. Die Luminositaet aendert sich staendig waehrend der gesamten Beobachtungszeit, und mit Hilfe des spektralen Modells wurde eine Korrelation zwischen dem Fluss und den physikalischen Parametern (optische Tiefe und/oder Temperatur) der Emissionsregion gefunden. Diese Korrelation weist auf einem Zusammenhang zwischen der Emissionsquelle (die die Luminositaet reguliert) und den physikalischen Bedingungen innerhalb des Streumediums (das das Roentgenspektrum bestimmt) hin. MGC-6-30-15 ist eine andere prominente Seyfert 1 Galaxie, die starke Variabilitaet im Roentgenbereich auf vielen Zeitskalen zeigt. Gleichzeitige Beobachtungen dieses Objekts im Roentgen- und Ultaviolettband wurden dazu benutzt, Korrelation der Variabilitaet zu bestimmen. Es wurde gefunden, dass die UV-Strahlung mit kleineren Amplituden und laengeren Zeitskalen als die Roentgenstrahlung variiert. Die beiden Lichkurven sind stark korreliert, wobei die Roentgen- nach der UV-Strahlung den Beobachter erreicht. Diese Korrelation wird wahrscheinlich bei der Akkretion der Materie dadurch hervorgerufen, dass Fluktuationen in der aeusseren Akkretionsscheibe entstehen und sich dann auf das Zentralenobjekt zubewegen, so dass sie erst die optische und UV-Emission der Scheibe modulieren, und erst spaeter das Roentgenlicht, das sehr nahe dem Zentrum entsteht. Diese und andere Beobachtungen sind ein starker Beweis fuer dieses Modell der propagierenden Fluktuationen, und ein wichtiger Grund fuer die weitere detaillierte Untersuchung dieses Typs von Modellen, die die Emissionsvariabilitaet der AGN erklaeren. Basierend auf der Arbeit Lyubarskiis (1997) wurde ein phaenomenologisches Modell fuer die AGN Variabilitaet entwickelt. In diesem Modell propagieren die Akkretionsratefluktuationen einwaerts durch die Akkretionsscheibe und modulieren die Emission der inneren Regionen. Das in dieser Doktorarbeit verwendete Modell wurde nur fuer die Erklaerung der Roentgenemission benutzt, da die Natur der Zusammenhaenge zwischen der Akkretionsscheibe (optische/UV-Emission) und der Korona (Roentengstrahlung) theoretisch noch nicht gut genug bekannt ist und zusaetzliche freie Parameter braucht. Wir haben das Modell verwendet um numerisch die Lichtkurven auszurechnen, die man dann mit Beobachtungen vergleichen kann. Das Modell reproduziert viele der Eigenschaften der Beobachtungen: lineare Abhaengigkeit der Amplitude vom Fluss, log-normale Verteilung der Fluesse, Potenzgesetz des Leistungsspektrums (PSD) mit einem cut-off bei hohen Frequenzen. Die Korrelationen zwischen verschiedenen spektralen Roentgenbaeandern konnten auch reproduziert werden. Das Modell bestaetigt dass, wenn die harte Strahlung mehr im Zentralbereich der Scheibe konzentriert ist als die weiche, sie auch mehr Leistung bei hohen Fourierfrequenzen zeigt und auch spaeter beim Beobachter ankommt, verglichen mit der weichen Roentgenstrahlung, wie beobachtet. Das Modell kann auch Eigenschaften der Kreuzkorrelationen erklaeren, wie z.B. Kohaerenzen. Weil diese Analysen jedoch eine hoehere Qualitaet der Daten verlangen als fuer AGN normalerweise verfuegbar sind, haben wir das Modell auch auf einen Kandidaten fuer ein galaktisches schwarzes Loch, Cyg X-1, angewandt, von dem man bessere Beobachtungsdaten hat. Das Modell propagierender Akkretionsratefluktuationen kann die Variabilitaetseigenschaften der Roentgenlichtkurven dieser Systeme in einem oder mehreren Energiebaendern gut reproduzieren. Die bessere Qualitaet der Beobachtungsdaten dieser Systeme kann die Modellparameter besser einschraenken und bietet dadurch eine komplementaere Methode fuer die Untersuchung der Akkretionsprozesse.

Im Rahmen der vorliegenden Arbeit, wurden in verschiedenen Regionen Südamerikas detaillierte paläomagnetische Untersuchungen durchgeführt. Ziel dieser Arbeiten war die Erstellung einer hochauflösenden scheinbaren Polwanderkurve für Gondwana im Paläozoikum und eine Beschreibung der paläogeographischen Entwicklung des pazifischen Gondwanarandes. In den zentralen Anden wurden ordovizische bis früh-triassische Sequenzen untersucht. Im einzelnen wurden folgende Regionen detailliert bearbeitet: die Subandine Zone, die östliche Kordillere, der Altiplano, die Famatina Ketten die argentinische Vorkordillere sowie das Paganzo Becken. Zusätzlich wurden Sedimente und Vulkanite paläozoischen und kretazischen Alters auf dem südamerikanischen Kraton untersucht. Untersuchungsgebiete waren hier die Parnaíba, Araripe und Pernambuco-Paraiba Becken in Nordost Brasilien. Insgesamt wurden im Rahmen dieser Studie 1682 orientierte Proben an mehr als 320 Lokalitäten entnommen. Detaillierte paläomagnetische Experimente ergaben jedoch lediglich für einen Bruchteil dieser Kollektion zuverlässige Daten. Die Mehrheit des untersuchten Probenmaterials ist entweder remagnetisiert oder aber trägt Magnetisierungen, die als instabil zu bezeichnen sind. Dennoch konnte eine hohe Zahl paläomagnetischer Ergebnisse von hoher Qualität erzielt werden. Diese Ergebnisse liefern wichtige Parameter für das Verständnis der paläogeographischen Entwicklung Westgondwanas. Die mesozoischen Gesteine Nordost-Brasiliens (Sardinha Formation) weisen stabile, von Magnetit getragene Remenzrichtungen auf. Diese Remanenz wurde in der frühen Kreide erworben. Die gemittelte paläomagnetische Richtung dieser Einheit (120-130 Ma) ist D= 176°; I= +05.1°; a95= 2.0°; k= 355; n= 82 Proben; N= 15 Sites),was einer Pollage von l= 84.4°S; f= 090.7°E; A95= 1.8°; K= 441.9 entspricht. Dieser Pol ist in guter Übereinstimmung mit bereits publizierten Daten datierter paläomagnetischen Pole der Unterkreide Brasiliens. Fasst man die Ergebnisse der Sardinha Formation mit publizierten und verlässlichen Daten gleichen Alters zusammen so ergibt sich ein neuer paläomagnetischer Pol für die frühe Kreide (115-133 Ma) des stabilen Südamerikas (l= 84.3°S; f= 067.7°E ; A95= 2.3°; K= 867). Die Einheiten der Mitu und Copacabana „Groups“, aufgeschlossen in den südlichen peruanischen Anden, tragen primäre, gut definierte Remanenzrichtungen die in der frühen Trias bzw. dem frühen Perm erworben wurden. Sowohl inverse als auch normale Polarität konnten bei Proben der Mitu „Group“ (244 ±6 Ma) nachgewiesen werden (D= 349.3°; I= -35.3°; a95= 4.1°; k= 351.4; n= 36 Proben; N= 5 Sites). Die hohe Qualität der Daten wird durch einen positiven Faltentest (99% Konfidenz) und eine positiven Reversaltest der Kategorie B belegt. Durch Kombination dieser Daten mit bereits publizierten paläomagnetischen Ergebnissen ergibt sich ein neuer früh-triassischer Pol von l= 78.6°S; f= 351.9°E (A95= 3.7°; K= 447). Im Gegensatz zur Mitu „Group“ wurden bei den Proben der früh-permischen Copacabana „Group“ ausschließlich Remanenzrichtungen inverser Polarität identifiziert. Diese Tatsache legt einen Erwerb der Magnetisierung während der „Permian-Carboniferous Reverse Superchron“ (PCRS) nahe. Der Faltentest ist auf dem 99% Konfidenzniveau positiv. Die gemittelte paläomagnetische Richtung von D= 166.1°; I= +48.9° (a95= 4.5°; k= 131.5; n= 39 Proben; N= 9 Sites) und der damit definierte früh-permische Pol (l= 68.2°S; f= 321.3°E; A95= 5.2°; K= 99.8) kann daher als zuverlässig betrachtet werden. Auch in diesem Fall lässt sich ein neuer paläomagnetischer Pol berechnen. Zusammen mit Literaturdaten ergibt sich ein Pol für das frühe Perm des stabilen Südamerika von l= 70.4°S; f= 341.8°E; A95= 8.8°; K= 48.3; N= 7 Daten). Die neuen Ergebnisse für das frühe Perm und die frühe Trias des stabilen Südamerikas haben weitreichende Auswirkungen auf die paläogeographische Rekonstruktion Pangäas. Sie sind nicht kompatibel mit Polen gleichen Alters wie sie für Laurussia bestimmt wurden, wenn man ein Pangäa A Konfiguration annimmt. Geht man allerdings von einer Pangäa B Konfiguration im frühen Perm und dem Modell von Pangäa A2 in der frühen Trias aus, so werden diese Unstimmigkeiten aufgelöst. In diesem paläogeographischen Szenario muß man von einer westwärtigen Bewegung Gondwanas relativ zu Laurussia während des Perms ausgehen. Diese Relativbewegung hat sich möglicherweise im Jura fortgesetzt, bis die Pangäa A Konfiguration, so wie sie allgemein für den Zeitraum vor dem Zerbrechen Pangäas akzeptiert wird, erreicht wurde. Die Einheiten der „Subandine Zone“ Boliviens (Taiguati Formation) lieferten keine primären Remanenzrichtungen. Allerdings konnte nachgewiesen werden, dass die ermittelte mittlere paläomagnetische Richtung (D= 149.0°; I= +54.0°; a95= 5.1°; k= 46; Pol: l= 58.3°S; f= 348.9°E; A95= 6.0°; K= 66) auf eine Remagnetisierung im späten Karbon zurückzuführen ist. Ein Vergleich mit Daten gleichaltriger Gestein aus anderer Regionen Südamerikas, Afrika und Australien ergibt eine sehr gute Übereinstimmung. Daher kann auch in diesem Fall ein neuer kombinierter spät-karbonischer Pol für Südamerika bestimmt werden (l= 53.0°S; f= 348.4°E; A95= 6.0°; K= 86.4; N= 8 Daten). Die neuen paläomagnetischen Pole erlauben die Erstellung einer vollständigen scheinbaren Polwanderkurve „apparent polar wander path“, APWP) für Südamerika und damit indirekt auch für Gondwana. Transferiert man diesen APWP in afrikanische Koordinaten, so zeigt es sich, dass der Paläosüdpol sich von der nördlichen Antarktis (spätes Karbon) südwärts bis in die südliche Antarktis (frühe Trias) bewegt hat. Daraus ergibt sich eine nordwärtige Drift Gondwanas mit einer mittleren Geschwindigkeit von 7.2 cm/a zwischen dem frühen Karbon und dem frühen Perm. Während des Perms liegt die aus den Daten abgeleitete mittlere Driftgeschwindigkeit bei 4.6 cm/a. Der in dieser Arbeit vorgeschlagene APWP unterstützt das Modell von Torsvik und Van der Voo (2002) und McElhinney et al. (2003) für das karbonische bis triassische Segment des APWPs Gondwanas. Widersprüche ergeben sich allerdings aus dem Vergleich der neuen spät-karbonischen Daten mit der APWP von Bachtadse und Briden (1991), Schmidt et al. (1990) und Smith (1998). Um weitere Daten für den APWP Gondwanas im frühen Paläozoikums zu gewinnen wurde die Umachiri Serie (Altiplano, Süd-Peru) beprobt. Es konnte eine stabile Magnetisierungskomponente isoliert werden (D= 003.6°; I= +45.5°; a95= +13.5°; K= 84; n= 18 Proben; N= 3 Sites). Der primäre Charakter dieser früh-ordovizischen Komponente wird durch einen positiven Faltentest (99% Konfidenzniveau) untermauert. Anhand der Remanenzrichtungen wurde die Paläobreitenlage von Süd-Peru mit 27 ±5°S bestimmt. Dieses Ergebnis ist konsistent mit der Lage des Randes Südamerikas innerhalb Gondwanas im frühen Ordoviz. Allerdings weicht die Pollage der Umachiri Serie deutlich vom Referenzpol Gondwanas für diesen Zeitbereich ab. Die Daten weisen auf eine Rotation des Beprobungsgebietes um 45° gegen den Uhrzeigersinn relativ zu dem stabilen Südamerika hin. Frühere Studien belegen, dass diese Rotationen nach dem Oligozän stattgefunden haben müssen. Sie stehen im Zusammenhang mit einer Scherzone, die sich während der andinen Deformation im nördlichen Altiplano gebildet hat. Ein anderer Schwerpunkt dieser Arbeit ist mit Hilfe paläomagnetischer Methoden die komplexen tektonischen Prozesse Nordwest-Argentiniens während des Paläozoikums anhand der „Vorkordillere“ und der „Famatina Ketten“ zu untersuchen. Innerhalb der „Vorkodillere“ wurden unter anderem die Patquia, Guandacol, Los Espejos, San Juan und die La Silla Formationen beprobt. Jede dieser Einheiten ergab primäre Remanenzrichtungen. Im Fall der San Juan und der La Silla Formation kann dies durch einen positiven Faltentest nachgewiesen werden. Sowohl die Ergebnisse der spät-permischen Patquia Formation (D= 225.8°; I= +61.8°; a95= 3.0°; k=215; n=12 Proben) und der spät-karbonischen Guandacol Formation (D= 194.1°; I= +59.8°; a95= 4.4°; k= 279; n= 8 Proben) als auch die Daten der spät-silurischen Los Espejos Formation (D= 289.8°; I= -29.9°; a95= 17.6°; k= 50; n= 20 Proben, N= 3 Sites) deuten darauf hin, dass die „Prekordillera“ um 60° mit den Uhrzeigersinn relativ zu dem stabilen Teil Südamerikas rotiert ist. Auch hier ist der Ursprung der Rotation in der känozoischen andinen Deformation zu suchen. Ältere Einheiten zeigen ein davon abweichendes Richtungsverhalten. Die Ergebnisse der früh-ordovizischen San Juan und La Silla ergeben eine Paläobreitenlage der Vorkordillere von 39.5 ±4°S. Dies ist konsistent mit ihrer Lage relativ zu Südamerika innerhalb Gondwanas im frühen Ordoviz, d. h. die Vorkodillere war zu diesem Zeitpunkt bereits ein Teil Gondwanas. Der kombinierte Datensatz der San Juan und der La Silla Formation deutet allerdings eine relative Rotation dieser Einheiten von 45° gegen dem Uhrzeigersinn hin. Daher muß von einer Rotation von 105° (gegen dem Uhrzeigersinn) zwischen dem frühen Ordoviz und dem späten Silur ausgegangen werden. Wahrscheinlich steht sie in Verbindung mit der Ocloyíc Deformation, die zur Schließung des Puna Beckens geführt hat. Die Ergebnisse für die „Famatina Ketten“ basieren auf Untersuchungen an der De La Cuesta Formation (spätes Perm) und der Suri Formation (frühes Ordoviz). In beiden Fällen konnten stabile primäre Remanenzrichtungen isoliert werden. Vergleicht man sowohl die Daten der Suri Formation (D= 107°; I= 31°; a95= 7.1°; k= 97; n= 25 Proben; N= 5 Sites) als auch die der De La Cuesta Formation (D=163.2°; I= +43.8°; a95= 10.0°; k=59.5; n= 23 Proben; N= 5 Sites) mit dem jeweiligen gleichaltrigen Referenzpol des stabilen Südamerikas und Gondwanas, so stellt sich heraus, dass nur erste eine Rotation (60° mit dem Uhrzeigersinn) belegen. Wie schon bei der San Juan und der La Silla Formation ist auch hier wahrscheinlich die Ocloyíc Deformation dafür verantwortlich. Die aus den Resultaten der Suri Formation abgeleitet Paläobreitenlage der „Famatina“ (16.5 ±3°S) deckt sich mit ihrer Position innerhalb Gondwanas im frühen Ordoviz. Man kann daher davon ausgehen, dass sie ihre Lage relativ zu dem stabilen Südamerika seit dem frühen Ordiviz nicht verändert hat. Damit kann im Gegensatz zu anderen Modellen ein para-autochthone Ursprung der „Famatina“ ausgeschlossen werden. Zusammenfassend liefern die Rahmen dieser Arbeit erzielten Daten wichtige Parameter für die Bestimmung des Zeitpunkts der „terrane“ Akkretion und der Deformationsgeschichte am westlichen Rand Gondwanas. Basierend auf diesen Ergebnisse kann gezeigt werde, dass die argentinische Vorkordillere integraler Bestandteil Südamerikas bereits im frühen Ordoviz war. Die weitere Konsolidierung des südamerikanischen Rands war mit großmaßstäblichen, vorpermischen Rotationen verbunden. Weiter Rotationen fanden während der andinen Orogenese statt. Qualitativ hochwertige Ergebnisse für Südperu unterstützen paläogeographische Modelle vom Typ Pangäa B für das frühe Perm und Pangäa A2 Konstellationen in der frühen Trias.