Podcasts about drehimpuls

Ist der Mond etwa nur eine hübsche Verzierung am Nachthimmel? Oder doch mehr? Er ist ein absolut notwendiges Glied in jener Kette von Bedingungen, die das Leben auf der Erde überhaupt erst möglich machen. Es ist der Mond, der die Drehachse der Erde mit ihrem Neigungswinkel von 23,5 Grad stabil hält. Maßgebend hierfür ist sein außergewöhnlich großer Bahndrehimpuls um die Erde. Ohne die stabilisierende Wirkung des Mondes würde die Erde nach den Gesetzen der Chaostheorie im Raum taumeln und sich dabei auch der Sonne nähern. Das wäre der Tod allen Lebens. Für die Erde ist er weiterhin unbedingt erforderlich, da er durch den Ebbe-Flut-Mechanismus ständig die Meere durchmischt.Eine wichtige physikalische Kenngröße rotierender Körper ist der Drehimpuls. Es ist höchst bemerkenswert, dass der Bahndrehimpuls des Mondes um die Erde größer ist als der Rotationsdrehimpuls der Erde um ihre eigene Achse, und zwar um den Faktor 4,8. Bei allen anderen Planet-Mond-Systemen ist der Bahndrehimpuls des jeweiligen Satelliten nur ein kleiner Bruchteil des Rotationsdrehimpulses des Planeten. Der Bahndrehimpuls des größten Jupitermondes macht nur 0,0000004 % des Rotationsdrehimpulses seines Planeten aus.Die Liste der unwahrscheinlichen Ereignisse, die uns das Leben auf der Erde erst ermöglichen, könnte fast endlos fortgesetzt werden. Anders ausgedrückt: Die Existenz unseres Universums und des Lebens auf unserer Erde hängt nicht nur an einem, sondern an Tausenden von seidenen Fäden, die alle gleichzeitig vorhanden sein müssen. Würde auch nur einer fehlen, gäbe es uns nicht. Wie gut, dass ein weiser Schöpfer alles so präzise geplant und ausgeführt hat!Werner GittDiese und viele weitere Andachten online lesenWeitere Informationen zu »Leben ist mehr« erhalten Sie unter www.lebenistmehr.deAudioaufnahmen: Radio Segenswelle

Die Erde dreht sich, so viel ist klar. 24 Stunden dauert eine Rotation, das auch. Aber die Tageslänge schwankt und das hat Gründe und Folgen. Welche genau, 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)

Spintronic macht Künstlicher Intelligenz Beine. Denn statt auf einem herkömmlichen Rechner ein Gehirn zu simulieren arbeiten Spintronicrechner wie Gehirne. Viel schnellere Rechner, die vor allem für Künstliche Intelligenz KI erhebliche Vorteile hätten. Denn noch benötigt KI eine Menge an Energie und stößt bei herkömmlichen Rechnern an ihre Grenzen. Statt der Ladung wird der Spin von Elektronen für das Computing verwendet. Denn wie ein Kreisel haben Elektronen einen Drehimpuls und der zeigt in eine Richtung und bestimmt das Magnetfeld. Wie das Ganze genau funktioniert erkläre ich in diesem Video.

Planeten entstehen aus Staub. Bis aber aus dem Staub ein ausgewachsener Planet geworden ist, dauert es ein wenig und wir wissen noch nicht genau, wie das läuft. Was wir wissen, erfahrt ihr aber heute in den Sternengeschichten.

Der Impuls kommt aus der Aggretions-Zeit. Als die Planeten sich gebildet haben, hatten wir einen rotierenden Urnebel. Dieser Drehimpuls des Urnebels ist im Bahndrehimpuls und im …

Das Massenspektrum neu entstandener Sterne (IMF) ist von universeller Gueltigkeit. So jedenfalls scheint es in verschiedenen Sternentstehungsregionen in der Milchstrasse, die alle derselben Verteilung aufweisen. Hierbei ist die relative Haeufigkeit von Sternen mit einer Masse von 1M⊙ oder weniger, welche als massearm bezeichnet werden, besonders hoch. Die IMF ist von grundlegender Bedeutung fuer viele Bereiche der Astronomie. Unter Anderem bildet sie die Grundlage fuer die optische Erforschung ferner Galaxien und die Statistik entstehender chemischer Elemente. Dennoch ist ihre Universalitaet bezueglich fremder Galaxien oder bei hohen Rotverschiebungen bislang nicht eindeutig wissenschaftlich belegt, da eine vollstaendige Theorie der Sternentstehung immer noch aussteht. Sternentstehung basiert auf einem aeusserst komplexen, nichtlinearen Wechelspiel von Eigengravitation, Hydrodynamik und Druck, sowie von Turbulenz, Strahlung, Magnetfeldern und der Chemie von Staub und Gas. Erschwerend kommt hinzu, dass junge Sterne in die Molekuelwolke, aus welcher sie entstehen, eingebettet sind. Daher sind sie nur mittels Molekuelspektren im Radio-Wellenlaengenbereich zu beobachten. Eine vielversprechende Moeglichkeit umden Sternentstehungsprozess letztendlich zu durchschauen ergibt sich mittels Computersimulationen. Abgesehen von den vielen physikalischen Prozessen liegt die numerische Herausforderung in der grossen Aenderung der Laengenskala (um mehr als sieben Groessenordnungen), sowie der Dichte (um mehr als 20 Groessenordnungen) waehrend des Kollapses eines dunklen Wolkenkerns. Aus diesem Grund wurden im Rahmen dieser Doktorarbeit nur Eigengravitation, Hydrodynamik, und Turbulenz in Betracht gezogen. Eine geeignete Methode zur Berechnung des Kollapses prestellarer Kerne ist die sogenannte Smoothed Particle Hydrodynamics Methode, ein Teilchen-basiertes Schema, welches die hydrodynamischen Gleichungen in ihrer Lagrangeschen Form loest. Die Simulationen sind vollstaendig dreidimensional. Da eine direkte Berechnung des Strahlungstransports derzeit immer noch zu zeitintensiv, jedoch die Beschreibung des Gases durch eine einfache Zustandsgleichung relativ unrealistisch ist, wurde im Rahmen dieser Doktorarbeit eine vereinfachte Beschreibung der Gaskuehlung mittels tabellierter, optisch duenner Molekuellinien integriert. Eine vollstaendige Theorie der Sternentstehung sollte die Entwicklung einzelner Molekuelwolkenkerne (MWK) eindeutig vorhersagen koennen. Dies beinhaltet den Einfluss der Verteilung des Gesamtdrehimpulses des MWKs auf die Multiplizitaet und die akkretierte Masse der entstehenden Sterne. Das Ziel dieser Doktorarbeit ist daher, die dynamische Entwicklung des kollabierenden Kerns sowie die Entstehung protostellarer Scheiben unter verschiedenen Voraussetzungen zu untersuchen, um gegebenenfalls vorhandene Abhaengigkeiten von Scheibenstruktur und physikalischen Anfangsbedingungen in der Gaswolke zu identifizieren. Im Fall starr rotierender MWKs ist dies moeglich. Die durchgefuehrten Simulationen ergeben, dass sich als Funktion des Anfangsdrehimpulses eindeutig bestimmen laesst, wie groß, konzentriert und warm eine protostellare Scheibe sein wird. Je groesser der Drehimpuls j, desto groesser und kuehler auch die Scheibe. Ab einem bestimmten j bilden sich ausgepraegte Spiralarme und die Scheibe fragmentiert. Bei kleinerem j ist die Scheibe sehr konzentriert und heizt sich daher auf. Der zusaetzliche thermischen Druck wirkt stabilisierend, weswegen die Fragmentation unterdrueckt wird. In Abhaengigkeit von Radius, j und Masse des MWKs ist es moeglich mittels einer einfachen analytischen Abschaetzung eine mittlere Scheibendichte zu berechnen und diese durch eine detaillierte Analyse mehrerer Simulationen grundsaetzlicher gleicher Kerne mit unterschiedlichem j zu ’eichen’. Untersucht wurde die mittlere Scheibendichte fuer die Fragmentation eintritt bzw. unterdrueckt wird. Im Vergleich mit Beobachtungen von dunklen MWKs fuehrt die berechnete kritische mittlere Scheibendichte zu einem sehr geringen Anteil an Kernen fuer welche eine spaetere Scheibenfragmentation vorhergesagt wird: nur 13%. Verglichen mit der beobachteten Multiplizitaetsrate junger, massearmer Sterne (30% - 50% in Abstaenden von 14AU-1400AU) ist dieser Wert viel zu klein. Unter der Annahme effizienterer Gaskuehlung waere die kritische mittlere Scheibendichte fast um drei Groeßenordnungen hoeher, was die Fragmentation maßgeblich beguenstigen wuerde. Das Fragmentationsverhalten protostellarer Scheiben scheint also von den lokalen thermodynamischen Eigenschaften des Gases bestimmt zu sein. Mit turbulenten Anfangsbedingungen gestaltet sich die Scheibenentstehung und Entwicklung vollkommen anders. In diesem Fall ergibt sich keine Korrelation von Groeße, Konzentration oder Durchschnittstemperatur der Scheibe mit dem Anfangs-Drehimpuls der Gaswolke. Unter dem Einfluss von Turbulenz wird das aufgesetzte hydrostatische Gleichgewicht der Wolke von Anfang an maßgeblich gestoert. Im Wechselspiel mit der Eigengravitation des Gases bildet sich in jeder Simulation ein langgezogenes Filament, welches lokal sehr dicht wird. In dichten Filamentgebieten kann die lokale Jeans Masse waehrend des weiteren Kollapses ueberschritten werden und dort entstehen protostellare Objekte. Vergleichbar mit dem Kollaps duenner, sehr flacher Ellipsoide findet sich der Protostern oftmals in einer Ecke des Filaments. Im Vergleich zur umgebenden Scheibe wachsen die Protosterne im Mittel viel schneller als im starr rotierenden Fall. Die entstehenden protostellaren Scheiben sind viel kleiner, obgleich kuehl. Trotzdem sind sie nicht gravitativ instabil. Durch den turbulenten, aber kontinuierlichen Gaseinfall wird die Scheibe in vertikaler Richtung gestoert und erscheint daher dicker als im Fall des starr rotierenden Kollapses. Interessanterweise fragmentieren auch in diesem Fall nur 16% aller MWKs. Obwohl Turbulenz den Kollaps maßgeblich beeinflußt aehnelt dieser Wert dem vorhergesagten Wert fuer Kerne im starr rotierenden Fall. Diese Uebereinstimmung kann wiederum als Hinweis darauf gewertet werden, dass die lokalen thermodynamischen Eigenschaften des Gases die tatsaechliche Fragmentation ermoeglichen. Die im Rahmen dieser Doktorarbeit gewonnene Erkenntnisse geben tiefe Einblicke in die Dynamik der Entstehung und fruehen Entwicklung von protostellaren Scheiben. Sie zeigen numerische Schwaechen, ebenso wie physikalische Kritikpunkte in modernsten Simulationen des Sternentstehungsprozesses auf. Daher bilden sie die Basis fuer kompliziertere Rechnungen und sind ein weiterer Schritt in Richtung einer vollstaendigen Theorie der Sternentstehung.

Die Aufenthaltsdauer von Staub in protoplanetaren Scheiben ist zeitlich begrenzt, da die Staubmaterie durch Reibung mit dem Gas an Drehimpuls verliert und auf das Zentralgestirn driftet. In einer turbulenten Scheibe geschieht dies in Zeitspannen, die kürzer sind, als die typischen Wachstumszeitskalen von Staub hin zu Planetesima- len, so daß nicht mehr ausreichend Staubmaterie zur Planetenbildung zur Verfügung steht. Diese Zeitskalenproblematik wird in der vorliegenden Arbeit anhand eines konvektiv- turbulenten Scheibenmodells ausführlich diskutiert. Da eine globale Sichtweise der Staubentwicklung erwünscht ist, wird einem analytischen Modell gegenüber einem numerischen der Vorzug gegeben. Es werden die hydrodynamischen Gleichungen in radialer und vertikaler Richtung unabhängig voneinander für Bedingungen in einer protoplanetaren Scheibe weitestgehend gelöst und im Grenzfall analytische Nähe- rungen vorgeschlagen. Die Einführung einer stationären Lösung für die vertikale Verteilung der Staubmaterie ermöglicht es, eine Verbindung zwischen theoretischem Modell und beobachtbaren Größen wie Akkretionsrate und Opazität herzustellen. Um das Problem der Wachstumszeitskalen zu lösen, wird erstmals die Fragestellung diskutiert, ob die Aufladung von Staub den Wachstumsprozeß in protoplanetaren Scheiben beschleunigen kann. Bei den bisherigen Rechnungen zur Staubkoagulation wurde allein der geometrische Koagulationsquerschnitt berücksichtigt. In Experimenten zum Wachstum von geladenen Staubpartikeln, die im Vorfeld dieser Dissertation in Zusammenarbeit mit dem MPE unter den Bedingungen der Schwere- losigkeit auf der Internationalen Raumstation durchgeführt wurden, wurde erstmals der Effekt der Coulomb-dipolinduzierten Gelierung (einer Art Runaway-Wachstum) von Staub nachgewiesen. In einem System mikropshärischer, zu gleichen Teilen nega- tiv und positiv geladener Staubpartikel bilden sich dabei innerhalb weniger Sekunden sog. Runaway-Agglomerate, die ∼ 10% der Gesamtmasse des Systems enthalten. Die Auswertung einiger dieser Experimente ist ebenfalls Bestandteil dieser Arbeit. Basierend auf den Ergebnissen dieser Experimente wird überprüft, inwieweit die Be- dingungen in einer protoplanetaren Scheibe für Coulomb-dipolinduzierte Gelierung von Staub gegeben sind. Dabei wird ersichtlich, daß durch diesen neuen Wachs- tumsprozeß das Staubwachstum in bestimmten Regionen der jungen protoplaneta- ren Scheibe deutlich vorangetrieben werden kann. Durch das Zusammenwirken von beschleunigtem Staubwachstum und der dadurch bedingten Änderung der Opazi- tät verändern sich die turbulenten Eigenschaften der Scheibe. Zum einen führt dies zur Sedimentation von Staub, so daß sich in der Mittelebene eine dichte Staub- schicht herausbildet, die gravitativ instabil werden kann. Zum anderen wird weitere Akkretion unterbunden, so daß ausreichend Staubmaterie für die folgenden Schrit- te der Planetenentstehung erhalten bleibt. Damit wird in dieser Arbeit ein Weg zur Überwindung der Problematik der Wachstumszeitskalen bei der Planetenentstehung aufgezeigt.