Podcasts about spiralarme

Mon, 15 Apr 2024 03:00:00 +0000 https://keplersternwarte.podigee.io/8-new-episode abecff506c833b755d29914fd239f99a Von den offenen Sternhaufen als Kindergärten bis zu den elliptischen Galaxien als Altersheimen AK008: Auch Sterne haben Geschwister! … Wir sind ein WissPod-Podcast! In den Teil 2 unserer Doppelfolge zur Sternentstehung starten wir mit dem, was einen Stern zu einem Stern macht: der Kernfusion und welche Bedingungen dafür nötig sind. Rosettennebel. Foto: Stephan Hamel Sterne entstehen nie alleine, sondern werden immer in Gruppen in Riesenmolekülwolken gebildet. Wir sehen uns ein bisschen an, wie man das an den Globulen in diesen Wolken sehen kann, besprechen die Rolle der kurzlebigen massereichen Sterne in solchen Sternentstehungsgebieten und wenden uns dann der Frage zu, ob den unsere Sonne nicht auch Teil eines Sternhaufens ist. Nachdem wir auch geklärt haben, dass die Sonne wie ein Delfin durch die Spiralarme der Milchstraße hüpft, fragen wir uns, wie wir die in die Weiten der Galaxis gewanderten Geschwister der Sonne denn finden und wiedererkennen könnten. Was ist denn mit dem Ende der Sterne, fragt Iris – und so gibt's einen Kurzabriss zu Lebensverlauf und Lebensende von verschieden schweren Sternen (denn die Sternmasse macht hier den entscheidenden Unterschied). Sterne werden in einer fernen Zukunft des Universums gar nicht mehr entstehen, mutmaßt David. So ist es, und in elliptischen Galaxien ist das bereits heute so – warum, sehen uns wir etwas genauer an, und auch, dass die Milchstraße einmal durch den Zusammenstoß mit der Andromedagalaxie eine elliptische Galaxie werden wird. Wir freuen uns sehr über eine gute Bewertung und über einen freundlichen Kommentar! Weiteres Material zu den Themen unserer Folgen findet ihr auf unserer Website. Kommentare, Fragen und Themenwünsche könnt ihr uns gerne in den Kommentarfunktionen eurer Podcastapp hinterlassen oder auch via Email senden, an: keplersternwarte@gmail.com. Oder folgt und kontaktiert uns gerne auf unseren Social-Media-Auftritten auf Facebook, Instagram, Threads, Bluesky oder Mastodon Derzeit müssen wir als Astronomiekurs alle Kosten des Podcasts selbst tragen – wenn euch unsere Arbeit gefällt, freuen wir uns über eine kleine finanzielle Anerkennung via Paypal auf unser Konto keplersternwarte@gmail.com. full Von den offenen Sternhaufen als Kindergärten bis zu den elliptischen Galaxien als Altersheimen no MSK Astronomie

Wir leben in einer Spiralgalaxie. Es gibt aber auch Galaxien ohne Spiralarme. Wie diese lentikulären Galaxien entstanden sind, ist immer noch ungeklärt. Was wir trotzdem wissen, 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

Kugelsternhaufen gehören zu den ältesten Objekten der Milchstraße. Dafür sprechen gleich mehrere Gründe. Da ist zum einen ihre räumliche Verteilung, die keinen erkennbaren Bezug zur Ebene der Spiralarme erkennen lässt. Sie müssen daher aus einer Zeit stammen, als die Milchstraße selbst noch keine scheibenähnliche Struktur besaß. Von Hermann-Michael Hahn www.deutschlandfunk.de, Sternzeit Hören bis: 19.01.2038 04:14 Direkter Link zur Audiodatei

Nach einer kurzen Diskussion darüber wer vor der geringsten Anzahl an Menschen aufgetreten ist, widmen wir uns diesmal dem, was weit weg von uns passiert. Aber dennoch massive Folgen für uns haben wird. Allerdings erst in der Zukunft. Denn Ruth hat sich gefragt: “Was gibt es Neues in unserer Galaxis?” und herausgefunden, dass wir anscheinend viel schwerer sind als bisher angenommen. Nicht durch Corona-Kilos sondern durch genauere Messungen der Masse unserer Milchstraße und auch unserer Nachbargalaxie der Andromeda. Das hat Konsequenzen für die bevorstehende Kollision zwischen Milchstraße und Andromeda! Außerdem beantworten wir diverse Fragen zum Aussehen der Milchstraße, dem Inneren von schwarzen Löchern und Mooonden!

Mehr als zwei Drittel aller bekannten Galaxien in der näheren Umgebung der Milchstraße gehören zum Typ der Spiralgalaxien, besitzen also eine Kernregion, die von mehr oder minder eng gewundenen Spiralarmen umgeben ist. Von Dirk Lorenzen www.deutschlandfunk.de, Sternzeit Hören bis: 19.01.2038 04:14 Direkter Link zur Audiodatei

Wir wohnen in einer Galaxie mit Spiralarmen. Aber wie viele von den Dinger gibt es, wo liegen sie und wie sind sie verbunden? Das ist erstaunlich schwer zu beobachten, wenn man mitten drin sitzt. Das, was wir wissen, erzähle ich heute im Podcast.

Quantendrücker, Wurmlöcher, Raumhiever, Raumfalter: Ein kurzer Überblick, wie der Raum und die Zeit allein in unserer Galaxis pro Stunde vieltausendfach überlistet werden. Alles, damit Sie sich bei der Konversation mit einem Außerirdischen nicht als Bewohner eines abgelegenen Provinz-Planeten, versteckt in einem der äußeren Spiralarme der Milchstraße, outen müssen. Außerdem: Auf welche Weise decken Feuerhexen ihren Eiweißbedarf? | Podcast-Episode 8; Audio-Länge 7:50 Min. Ein Leben ohne die Skurrilen ist für Sie kaum mehr vorstellbar? Posten: Episode auf Facebook teilen | Twittern | Episode per Mail empfehlen, öffnet E-Mail-Client Skurrilen Dank! · Alle Audios · Impressum · Datenschutz Foto von Benoit Gaüzère, entdeckt auf unsplash.com; von mir beschnitten

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.

In dieser Arbeit habe ich die Eigenschaften der interstellaren Staubpartikel untersucht, wie sie sich aus deren Wechselwirkung mit Roentgen strahlung ergeben. Tatsaechlich werden Photonen, die von einer entfernten Punktquelle stammen, von den Staubteilchen nicht nur absorbiert sondern auch in Vorwaertsrichtung gestreut. Ich habe mehrere Quellen untersucht, die mit unterschiedlichen Instrumenten an Bord der Roentgen satelliten Chandra und XMM beobachtet wurden. Dabei lag der Schwerpunkt sowohl auf den Absorptionsmerkmalen, die das interstellare Medium den Spektren eingepraegt hat, als auch auf der spektralen und raeumlichen Untersuchung der gestreuten Strahlung, die einen Halo aus schwacher diffuser Emission um die Punktquelle erzeugt. Als vorlaeufigen Schritt habe ich die instrumentelle Punktbildfunktion der EPIC-pn-Kamera und der ACIS-Kamera (an Bord von XMM beziehungsweise Chandra) bestimmt unter Benutzung von Daten aus der Flugphase, und diese mit Vorhersagen aus Bodenkalibrationen verglichen. Eine genaue Kenntnis der Punktbildfunktion ist unerlaeßlich fuer eine korrekte Bestimmung der Flaechenhelligkeitsverteilung der ausgedehnten gestreuten Emission. Aus der Analyse von sieben Chandra-Quellen (beobachtet mit ACIS-S und ACIS-I) ergibt sich, daß fuer einige Quellen (namentlich Cen X-3 und der Große Annihilator die Form der Flaechenhelligkeitsverteilung eine einfache gleichförmige Verteilung der Staubkörner entlang der Sichtlinie ausschließt und stattdessen ein Modell mit einem geklumpten Medium bevorzugt wird. Dies ist in uebereinstimmung mit der Geometrie der Galaxis selbst: ein Sehstrahl kann einen oder mehrere Spiralarme durchdringen oder auch mehrere Wolken. Ich habe einige Bedingungen fuer die Lage dieser Staubklumpen aufstellen können. Die Untersuchung der ausgewaehlten Quellen, zusammen mit Daten von frueheren Missionen, hat es mir erlaubt, die innere Struktur der Staubkörner einzugrenzen, und die Grenzen der Streutheorie zu analysieren, wenn diese auf astrophysikalische Objekte angewandt wird. Ich habe mit einer weiteren Auswahl von Chandra-Quellen, die mit dem HETG-Spektrometer beobachtet worden waren, ein besonderes Absorptionsmerkmal (die sogenannten XAFS) untersucht, das von den festen Teilchen im interstellaren Medium verursacht wird. Die am meisten absorbierten Quellen erscheinen als die besten Kandidaten fuer eine erflgreiche Erkennung der XAFS. Da der Absorptionsquerschnitt fuer Staub den fuer Gas oberhalb von 1.3 keV uebersteigt, sind die Elemente mit erwarteten XAFS Magnesium und Silizium. Mittels Beobachtungen von XMM habe ich anhand von Daten des RGS-Spektrometers und der EPIC-pn-Kamera zwei Roentgen-Doppelstenssysteme (LMXB) untersucht ({em Cyg X-2, GX,339-4}). Cyg X-2 ist eine "schwache Haloquelle", was bedeutet, daß die Staubsaeulendichte relativ gering ist. Wegen dieser bei weichen Roentgen energien nur moderaten Absorption konnte der Bereich unterhalb 1 keV sowohl durch Streuung (mittels des Halospektrums) als auch durch Absorption (durch das hochaufgelöste RGS-Spektrum der absorbierten Quelle). Von diesem gestreuten Spektrum konnte -- erstmals -- the Streueigenschaften der Elemente im Staub bestimmen. Die Daten konnten gut an eine Mischung aus Graphit und Silikaten angepaßt werden. Bei der Untersuchung des RGS-Spektrums lag der Schwerpunkt auf der komplexen Struktur der Sauerstoff-Kante und der Eisen-L-Kante, wo viele Absorptionsmerkmale gefunden wurden, und ich habe die beobachteten resonanten Uebergaenge im Lichte neuer Labormessungen identifiziert.