Podcasts about sternentstehung

STERNENGESCHICHTEN LIVE TOUR 2025! Tickets unter https://sternengeschichten.live Es gibt einen Stern, der direkt für die Entstehung der Sonne verantwortlich ist. Was für über "Coatlicue" 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)

Bunt leuchtende Nebel, schillernde Sternenlandschaften und farbenfrohen Spiralgalaxien – wer die faszinierenden Bilder des Weltalls betrachtet, bekommt schnell den Eindruck: Das Universum ist ein echtes Farbenfeuerwerk. Aber stimmt das eigentlich? Oder spielt uns die Bildbearbeitung hier einen kosmischen Streich?In dieser Folge gehen unsere beiden Himmelspaziergänger Susanne und Paul der Frage nach, wie „echt“ die Farben im All wirklich sind – und warum wir mit bloßem Auge oft nur einen Bruchteil dessen sehen, was Kameras einfangen können. Sie erklären, warum Sterne wie Arktur orange und Sirius bläulich wirken, der Orionnebel aber trotzdem unseren Augen nur grau erscheint. Und sie verraten, was passiert, wenn Licht nicht nur gesehen, sondern gesammelt wird – mit Kameras, Teleskopen und viel Geduld.Ihr erfahrt, warum unsere Augen im Dunkeln auf Sparflamme laufen, wie Nebel überhaupt zum Leuchten kommen – und warum das All selbst inmitten eines riesigen Gasnebels ziemlich... unspektakulär aussehen kann.Von Zäpfchen und Stäbchen über Reflektionsnebel und Falschfarbenbilder bis hin zur Frage: Wie würde ein Nebel eigentlich von innen aussehen? – diese Folge hat es in sich. Farbenfroh, aufschlussreich und garantiert ohne Filter.

STERNENGESCHICHTEN LIVE TOUR 2025! Tickets unter https://sternengeschichten.live Die "Säulen der Schöpfung" sind eines der bekanntesten und schönsten Bilder in der Astronomie. Was es zeigt und was wir daraus lernen können, 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)

STERNENGESCHICHTEN LIVE TOUR 2025! Tickets unter sternengeschichten.live Himiko ist ein gewaltig großes Objekt aus dem frühen Universum und größer, als Dinge im frühen Universum eigentlich sein dürften. Was es sein könnte und was es mit der Entstehung von Galaxien zu tun hat, 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)

Premiere bei "Gemeinsam durch die Galaxis"! Anlässlich des 60. Jubiläums des Bochumer Planetariums traten Susanne und Paul erstmals gemeinsam in der Kuppel auf, um live astronomische Fragen aus dem Publikum zu beantworten. Herausgekommen ist ein unterhaltsamer Talk über „die ultimative Frage des Lebens, des Universums und des ganzen Rests“. Für zusätzliche Abwechslung sorgen Pauls improvisierte musikalische Einlagen am Flügel. Wie das klingt, wenn unsere beiden Himmelspaziergänger vor ausverkauftem Haus Astronomie erklären, diskutieren und: musizieren, erfahren Sie in unserer Sonderfolge!

Es gibt Galaxien, die aussehen wie riesige Quallen, die durchs tiefe Weltall schweben. Warum sie das tun und was man daraus über das Leben von Galaxien lernen kann, 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 Folge 106 wird es vielfältig! Wir probieren ein Kloster zu kaufen, planen Wasserrutschen auf dem Mars und benennen einen Quasimond der Erde. Dann erzählt Ruth von einer Galaxie, die schon kurz nach dem Urknall existiert hat und in der wir viel zu viel Kohlenstoff gefunden haben. Wir wissen nicht, wo der herkommt, aber die Chancen stehen gut, dass die allerersten Sterne des Universums dafür verantwortlich waren. Und dann erklärt uns Evi in “Science Frames” noch, wie man eine Landung auf dem Mars vortäuschen kann. 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

Der kosmische Morgen ist schon lange vorbei und wir leben im langen, trägen Nachmittag des Universums. Was das heißt und was der Abend bringt, 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)

So ganz lässt unsere beiden Himmelspaziergänger Susanne und Paul die spektakuläre Sonnenfinsternis, die sie vor ein paar Wochen live in den USA erleben durften, noch nicht los. Und so steht auch in der heutigen Folge unser Heimatstern im Mittelpunkt. Diesmal betrachten wir die Sonne aber nicht von ihrer schattigen, sondern ihrer glühend-heißen Seite. Bereits in der Antike wussten die Menschen, dass die Erde eine Kugel ist – allerdings nahm die Mehrheit an, dass sie von der Sonne umkreist wird und nicht umgekehrt. Auch als klar war, dass es die Erde ist, die die Sonne umrundet, blieb jahrhundertlang die Frage, woher die Sonne ihre Energie nimmt, ein Rätsel. Zunächst glaubten die Menschen, dass die Sonne ein brennender Himmelskörper sei und vielleicht aus Kohle oder anderem brennbaren Material bestünde. Als Geologen im Laufe des 19. Jahrhunderts jedoch mehr über das wahre Alter der Erde herausfanden, wurde schnell klar, dass die Ursache für die enorme Leuchtkraft der Sonne nicht Verbrennung sein kann. Schließlich gibt es kein Material, das so lange brennt. Wie die Entdeckung der Kernfusion das Rätsel der Leuchtkraft unserer Sonne löst, was Einsteins berühmte Formel e=mc² damit zu tun hat und warum unser Heimatstern seit seiner Zündung vor Milliarden von Jahren 90 Erdmassen verloren hat, das erfahrt ihr in unserer neuesten Podcast-Folge!

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

Woraus das unscheinbare Gas besteht, das unser gesamtes Universum erfüllt und welche Rolle es bei der Entwicklung des Kosmos spielt, berichtet Philipp Richter von der Universität Potsdam in dieser Folge.

Warum ist unser Himmel eigentlich dunkel und nicht gleißend hell? Schließlich, so argumentierte 1823 bereits der deutsche Astronom Heinrich Wilhelm Olbers, müsste der Blick eines Beobachters in einem unendlichen Universum eigentlich in jeder beliebigen Richtung irgendwann auf einen Stern treffen und daher der Nachthimmel so hell wie die Sonnenoberfläche sein. Warum dies nicht so ist, was uns aber dieses sogenannte „Olberssche Paradoxon“ stattdessen über die Beschaffenheit des Universums verrät, erklären unsere beiden Himmelspaziergänger Susanne und Paul gleich zu Beginn unserer heutigen Podcastfolge. Nach diesem lockeren kosmologischen Warm-Up, wenden sich die beiden Astro-Experten dann den großen ‚dunklen‘ Fragen des Universums zu: Was genau ist eigentlich diese geheimnisvolle „Dunkle Materie“, von der alle sprechen? Warum wird sie auch als „Geburtshelferin für Sterne und Galaxien“ bezeichnet und könnte ihre Existenz tatsächlich Galaxienansammlungen wie den riesigen „Coma-Haufen“ erklären? Was unterscheidet sie von „Dunkler Energie“? Und wie schließen wir wiederum auf deren Existenz? Begleitet Susanne und Paul auf ihrem ebenso unterhaltsamen wie informativen Spaziergang durch die Kosmologie und erfahrt, was aus astronomischer Sicht „die Welt im Innersten zusammenhält“!

In Folge 92 fliegt das Starship so halb und die Ariane 6 gar nicht. Danach suchen wir Aliens am Meeresboden, schauen uns einen flauschigen Planeten an und klären, wie man die Erde kaputt kriegt, wenn man das wirklich wollen würde. Außerdem: Das UnIversum wird wieder live auf der Bühne zu sehen sein! Am 24. März 2024 in der Schwarzkaue Herten. 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.

Das Weltall ist generell dunkel; ganz besonders dunkel sind aber die Dunkelwolken. Genau dort aber entsteht das Licht: Dort werden Sterne geboren und darum schauen wir ganz genau hin. Was man in der Dunkelheit sieht 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)

Episode 42: Radio Gaga - PulsareSeit der Entdeckung der „Pulsare“ 1967 wissen wir, dass es am Himmel immer wieder blitzt – allerdings ist das in den meisten Fällen nur für Radio-Augen zu bemerken. Was das kosmische „Radio Gaga“ verursacht, diskutieren unsere galaktischen Spaziergänger Paul und Susanne in der aktuellen Folge ihres Podcast. Es sind sehr exotische Objekte, Neutronensterne genannt, die für die kurzen Pulse verantwortlich sind. Ein Neutronenstern war einmal ein Stern mit der vielfachen Masse der Sonne. Dann wurde er zur Supernova – und zurück blieb ein Objekt, schwerer als unsere Sonne aber nur etwa 20 Kilometer groß. So ein Neutronenstern rotiert sehr schnell, viele Male pro Sekunde. Dabei sendet er wie ein Leuchtturm einen Kegel von Strahlung aus. Wenn die Erde in diesem Kegel liegt, sehen wir einen sehr regelmäßig wiederholten Lichtblitz – und der Neutronenstern erscheint als „Pulsar“. Die Schwerkraft in seiner Nähe ist extrem. Und das macht es sogar möglich, Einsteins Theorie der Schwerkraft zu überprüfen!

Die Episode über Doppel- und Mehrfachsternsysteme und dem hypothetischen Zwillingsstern der Sonne, Nemesis. Außerdem: romantische Vorstellungen in der Forschung. Ihr könnt uns gerne unterstützen und zwar bei [Steady](https://steadyhq.com/de/cosmiclatte/), [Patreon] (https://patreon.com/CosmiclattePodcast), [Paypal](https://paypal.me/cosmiclattepod)!

Unsere beiden galaktischen Spaziergänger Susanne und Paul widmen sich in der ersten Folge unserer nigelnagelneuen Staffel dem Thema Recycling. Nein, es geht nicht um verschieden farbige Mülltonnen. Denn auch wenn die Notwendigkeit des Recyclings auf der Erde in aller Munde ist – der Kosmos kennt das Prinzip der „Kreislaufwirtschaft“ schon seit Milliarden Jahren. Beim kosmischen Recycling dreht sich alles um Sterne. Sie werden tief im Inneren von Staub- und Gaswolken geboren - und sie existieren nicht für immer. Wenn ihr Leben nach Millionen oder Milliarden Jahren zu Ende geht, geben sie einen großen Teil der Materie, aus der sie bestehen, ins Weltall zurück. Dies kann in einer spektakulären Explosion geschehen, oder auch nach und nach durch starke Sternwinde. Aus diesem Material können sich neue Sterne bilden – der Kreislauf schließt sich. Die Materie wurde aber durch den Aufenthalt im Stern verändert: Fast alle Elemente, aus denen wir und unsere Erde bestehen, sind in Sternen entstanden. Und so sind wir Menschen nicht nur Produkte des kosmischen Recyclings, sondern können auch stolz sagen: „Wir sind Sternenstaub!“

Es gibt große Sterne und kleine Sterne. Aber gibt es auch eine Regel, die uns sagt, wie viele Sterne bestimmter Masse entstehen? Warum das eine mehr als wichtige Frage ist, 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)

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 Folge 64 finden wir ein Monster! Halloween ist zwar schon vorbei, aber im Tarantelnebel wartet ein gigantischer Stern auf uns. Der so gigantisch ist, dass er eigentlich gar nicht existieren sollte. Dieses Problem hat man jetzt zumindest teilweise gelöst. Außerdem: Ein ungefährlicher gefährlicher Asteroid, die Namen der Sterne, neues von Hubble und JWST und Antworten auf Hörerfragen zu schwarzen Löchern. Evi erzählt von der Kunst der Bewerbung und wir freuen uns auf die “Das Universum Podcast-Show”.

Welche Farbe hat das Universum? Schwarz? Ha, das wäre viel zu einfach. Welche Farbe es wirklich ist und warum sie "Cosmic Latte" genannt wurde, 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)

Wasserstoff kann leuchten, aber nur im Radio. Und damit können wir dorthin schauen, wo keine Sterne im Universum leuchten. Wie das funktioniert? 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)

Das James-Webb-Weltraumteleskop (JWST) hat den Blick der Menschheit bereits weiter als je zuvor in Zeit und Raum ausgedehnt und einen atemberaubenden Blick auf das bisher tiefste und schärfste Infrarotbild des frühen Universums ermöglicht. Jetzt hat die NASA fünf weitere atemberaubende Farbbilder veröffentlicht, die von den ehrgeizigsten Teleskopen aufgenommen wurden, die die Menschheit je gebaut hat. Diese Landschaft aus "Bergen" und "Tälern", gesprenkelt mit glitzernden Sternen, ist in Wirklichkeit der Rand eines nahen, jungen Sternentstehungsgebiets namens NGC 3324 im Carina-Nebel. Das neue James-Webb-Weltraumteleskop der NASA hat dieses Bild im Infrarotlicht aufgenommen und enthüllt damit zum ersten Mal bisher unsichtbare Bereiche der Sternentstehung. 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/

Euer (hoffentlich ❤️) liebster Astronomie-Plauder-Podcast ist zurück aus der Pause und geht in die dritte Staffel, in der euch wieder zehn Episoden feinsten Weltraum-Schnacks zwischen Bochumer Planetariumsleiterin (Prof. Dr.) Susanne (Hüttemeister) und Kabarettist, sowie Astronomie-Kenner Jochen (Malmsheimer) erwarten!

Unser Sonnensystem reitet auf einer gigantischen galaktischen Welle. Das ist cool - aber wir wissen nicht warum. Was wir 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)

In Folge 48 erholen wir uns zuerst von den Partys des Vortags. Danach geht es aber gleich los: Exoplanet Nummer 5000 wurde entdeckt! Die Astronomie ist angeblich ur-klimaschädlich; womit wir so nicht ganz einverstanden sind. Und dann geht es hinaus, mitten ins Universum: Dorthin, wo die Riesenmolekülwolken wohnen. Was das ist, warum die wichtig sind und worin ihre Lebensleistung besteht: Das erzählt Florian. Wir beantworten Fragen über zeitloses Licht, die Realität von Star Trek und Boltzmann-Gehirne. Und mit Evi reden wir über die Wissenschaftskommunikations-Ausbildung an der Uni-Sternwarte Wien und kommen zu dem Schluss: Die Uni braucht “Das Universum”.

Über den Himmel schlängelt sich eine große Schlange und erzählt nicht nur von Göttern und Helden, sondern auch von seltsamen Galaxien und den Säulen der Schöpfung. 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)

Auch Galaxien haben Magnetfelder. Dort läuft es aber ein bisschen komplizierter als bei den Dingern, die man sich an den Kühlschrank pappt. Wie die kosmischen Magnetfelder funktionieren 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)

Wie Sterne entstehen und was über ihre weitere Entwicklung entscheidet, beschreibt Stefanie Walch-Gassner von der Universität Köln in dieser Folge.

In der ersten Folge des neuen Jahres klären wir zuerst, warum Ruth keine Astronautin geworden ist, warum das James Webb Weltraumteleskop einen leeren Punkt im All umkreist und wie man sich auf dem Mars amüsieren kann. In der Hauptgeschichte berichtet Florian von vagabundierenden Planeten, die sich ganz ohne Stern in der Milchstraße rumtreiben. Warum sie das tun und wie sie entstanden sind will man schon länger wissen und dank der Entdeckung von fast 100 neuen solcher Planeten ist man der Antwort jetzt ein Stück näher. Wir beantworten jede Menge Fragen zum Webb-Teleskop und Evi erzählt in “Neues von der Sternwarte” über eine Pressemitteilung die als schlechtes Beispiel für gute Wissenschaftskommunikation dienen kann.

Die neue Folge fängt mit ein bisschen Medienkritik an. Danach geht es um die Unterhaltungsindustrie im Weltraum und wir enden bei Galaxienkillern! Ruth erzählt, wie man eine Galaxie umbringen kann und wo man dabei zusehen kann, wo so etwas im Universum gerade passiert. In “Neues aus der Sternwarte” erzählt Evi von ihrer Arbeit zur Wissenschaftskommunikation und wir plaudern ein wenig über die komplizierte Beziehung zwischen Österreich und der Wissenschaft. Fragen beantworten wir auch: Diesmal unter anderem über Planetenentstehung, müdes Licht und explodierende Sterne.

Ein Wanderweg in Japan? Nein, der Hayashi-Track ist eine Linie in einem astronomischen Diagramm. Und warum diese Linie quasi die Grenze zwischen Leben und Tod eines Sterns ist, hört 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)

An Sternen mangelt es nicht im Universum. Irgendwo müssen sich auch die allerersten Sterne des Kosmos herumtreiben. Die würden wir gerne finden und wie man das anstellen kann, erfahrt ihr in der neuen Folge der Sternengeschichten. Unterstützen könnt ihr den Podcast bei PayPal https://www.paypal.me/florianfreistetter und bei Patreon https://www.patreon.com/sternengeschichten

In Episode Drei erkunden unsere zwei intergalaktischen Abenteurer gemeinsam das große und spannende Thema des Lebenszyklus von Sternen. Planetariumsleiterin Prof. Susanne Hüttemeister und ihr astronomischer Plauder-Begleiter Jochen Malmsheimer stellen sich hier gleich mehreren großen Fragen: Wie entstehen Sterne und wie sterben sie wieder? Was hat Mathe eigentlich damit zu tun und was meint Susanne, wenn sie von rülpsenden Sternen spricht? Eine fast schon poetische Tatsache dürfen wir in jedem Fall schonmal vorweg nehmen: Wir alle sind Sternenstaub!

Wir fangen noch einmal mit dem Mars an. Denn seit der letzten Folge hat sich dort einiges getan. Danach geht es aber gleich weit hinaus ins Weltall. Wir reden über Sterne und ihre Planeten. Und das, was beide verbindet! Nicht (nur) die Gravitationskraft, sondern vor allem die Chemie. Florian erzählt von cooler Forschung, bei der versucht wurde, aus den chemischen Eigenschaften der Sterne vorherzusagen, von welchen Planeten sie umkreist werden. Was super ist, weil man Sterne viel besser sehen kann als Planeten. Danach beantworten wir Fragen. Zum Beispiel wie das mit der Energieerhaltung im Universum ist und warum sie dort eigentlich gar nicht so exakt gilt. Und warum Sonnenaufgang und Sonnenuntergang sich derzeit so komisch asynchron verschieben. Zum Schluß gibt es dann noch den absoluten Tiefpunkt!

Unsere Sonne hat Geschwister. Jede Menge Sterne sind gleichzeitig mit ihr geboren worden. Sie zu finden wäre super - unter anderem für die Suche nach außerirdischem Leben. Warum das so ist erfahrt ihr in der neuen Folge der Sternengeschichten.

Seit langem rätseln die Astronomen darüber, warum Galaxien als riesige Sterneninseln im Kosmos offenbar irgendwann aufhören, neue Sterne zu bilden. Kommt die Sternentstehung zum Erliegen, ist das spätere Ende der Galaxie in ihrer klassischen Form so gut wie besiegelt. Von Hermann-Michael Hahn www.deutschlandfunk.de, Sternzeit Hören bis: 19.01.2038 04:14 Direkter Link zur Audiodatei

In dieser Folge dreht sich alles um Sterne. Die Entstehung, Entwicklung, verschiedene Sterntypen bis hin zum Sternentod. Wie immer auch auf Spotify, iTunes, Deezer u.v.a. Wie immer viel Vergnügen!

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.

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.

Schwerpunkt: Raimund Strauß vom Max-Planck-Institut für Physik in München über eine unsichtbare und bislang unbekannte Form der Materie, die rund achtzig Prozent der Materie im Universum ausmachen soll || Nachrichten: Wie Ameisen große Lasten tragen | Frühe Sternentstehung nach dem Urknall | Nanostruktur menschlicher Knochen entschlüsselt

Der Schütze ist ein optimistischer, freigeistiger Denker. In der griechischen Mythologie steht er wahlweise für den Sohn des Pan oder aber für einen bogenschießenden Centaur namens Chiron.

Schwerpunkt: Norbert Christlieb von der Universität Heidelberg über Sterne, die nur winzige Mengen an Elementen schwerer als Wasserstoff und Helium aufweisen || Nachrichten: Turbulenzen gegen Turbulenzen | Blick ins Innere eines Weißen Zwergsterns | Der schnellste Motor der Welt

Schwerpunkt: Roel van de Krol vom Helmholtz-Zentrum Berlin über die direkte Erzeugung von Brennstoffen aus Sonnenlicht || Nachrichten: Mit Nanodrähten mehr Wasserstoff gewinnen | Gestein von Erde und Mond durchmischt | Sternentstehung in mehreren Wellen

Schwerpunkt: Thomas Henning vom Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg über die Beobachtung und Simulation von Molekülwolken, in denen sich Sterne bilden || Nachrichten: Neuartige Röntgenlinse getestet | Stilles Loch emittiert Hawkingstrahlung | Nobelpreise für Physik und Chemie 2014 || Veranstaltungen: München | Jena | Hamburg

In der dritten Folge des Abu-Podcasts geht es um Sternentstehung und Sternentstehungsgebiete. Welche physikalischen Prozesse spielen hierbei eine Rolle? Welche Bedingungen müssen vorherrschen, damit innerhalb von molekularen Wolken sich Material soweit verdichtet, dass es zu einem Kollaps und einer Sterngeburt kommt. Unser Gesprächspartner ist Prof. Dr. Ralf Klessen.

Schwerpunkt: Peter Hänggi von der Universität Augsburg über die Physik rund um das Phänomen Temperatur || Nachrichten: Umwandlung von Myon-Neutrino in Elektron-Neutrino nachgewiesen | Neutrinoloser Doppelbetazerfall bleibt unentdeckt | Sternentstehung bremst sich in Galaxien selbst aus || Veranstaltungen: Bremerhaven | München | Heidelberg

Schwerpunkt: Helmut Wiesemeyer vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie über das Stratosphären Observatorium für Infrarot-Astronomie, kurz SOFIA || Nachrichten: Neue Ergebnisse bei der Suche nach Antimaterie im Weltraum | Flexible Flügel machen Hummeln stärker | Quantenmagnetismus – Forscher legen Basis für ultraschnelle Festplatten || Veranstaltungen: Frankfurt | Heidelberg | Darmstadt

Schwerpunkt: Alois Loidl von der Universität Augsburg über die elektromagnetische Strahlung, die unsere moderne Technik mit sich bringt || Nachrichten: Bessere 3D-Displays dank geschickter Mikrostrukturen | Röntgenbeobachtungen liefern neue Informationen über Keplers Supernova | ALMA beobachtet Sternentstehung im frühen Universum || Veranstaltungen: Husum | Hamburg | Dresden

Schwerpunkt: Thomas Preibisch von der Universitätssternwarte der LMU München über die Erforschung des Carinanebels || Nachrichten: Eine Solarzelle zum Knittern, Rollen und Dehnen | Mikroben wandeln Treibhausgas in flüssige Treibstoffe | Gezeitenkräfte zerreißen Gasriesen || Veranstaltungen: Heidelberg | München | Dresden

Einige der spektakulärsten Beobachtungen unserer Milchstrasse zeigen die filamentären Strukturen in der Umgebung von heissen massereichen O-Sternen. Sobald diese Sterne beginnen zu leuchten, ionisiert ihre ultraviolette Strahlung das umgebende Gas und erzeugt eine heisse HII-Region. Das erhitzte Gas expandiert in die umgebende kalte Molekülwolke. Die dabei entstehende Schockwelle komprimiert das kalte Gas in die auffälligen Strukturen. An den Spitzen dieser Strukturen entstehen neue, masseärmere Sterne. Bis heute ist die präzise Entstehung dieser Regionen nicht vollständig verstanden. Ziel dieser Arbeit ist die Simulation dieser Entwicklung anhand hydrodynamischer Methoden. Dazu wird ionisierende Strahlung in einen Smoothed Particle Hydrodynamics (SPH) Code namens VINE, der vollständig OpenMP-parallelisiert ist, implementiert. Für die Berechnung der Ionisation wird angenommen, dass die betrachtete Region so weit von dem Stern entfernt ist, dass die Strahlung näherungsweise plan-parallel eintrifft. Zunächst wird die Eintrittsfläche in gleich grosse Strahlen unterteilt. Dann wird die Ionisation entlang dieser Strahlen propagiert. Die neue Implementation ist vollständig parallelisiert und trägt den Namen iVINE. Zuerst wird anhand mehrerer Tests die Übereinstimmung von iVINE mit bekannten analytischen Lösungen gezeigt. Danach wird der durch Ionisation induzierte gravitative Kollaps einer marginal stabilen Sphäre untersucht. In allen drei simulierten Fällen mit unterschiedlichem einfallenden ionisierenden Fluss kollabiert die Sphäre. Zusätzlich kann die beobachtete Tendenz, dass jüngere Sterne weiter entfernt von der Quelle der Ionisation entstehen, bestätigt werden. Desweiteren werden Simulationen über den Einfluss ionisierender Strahlung auf turbulente Molekülwolken durchgeführt. Hier zeigt sich, dass die beobachteten, komplexen Strukturen durch die Kombination von Ionisation, Hydrodynamik und Gravitation reproduziert werden können. An den Spitzen der Strukturen wird das Gas stark komprimiert und kollabiert unter dem Einfluss seiner Eigengravitation, genau wie beobachtet. Gleichzeitig treibt die ionisierende Strahlung die Turbulenz im kalten Gas weit stärker als bisher angenommen. Anhand von einer Parameterstudie folgt, dass die entstehenden Strukturen kritisch von dem jeweiligen Anfangsstadium der Wolke zur Zeit der Zündung des O-Sterns abhängen. Dies ergibt die einmalige Gelegenheit, zusätzliche Informationen über Molekülwolken, die ansonsten schwierig zu beobachten sind, in den von O-Sternen stark illuminierten Regionen zu erhalten. Die Implementation ionisierender Strahlung im Rahmen dieser Doktorarbeit ermöglicht die Untersuchung der Einwirkung massereicher Sterne auf ihre Umgebung in bislang Unerreichter Genauigkeit. Die durchgeführten Simulationen vertiefen unser Verständnis der Wechselwirkung von Turbulenz und Gravitation im Rahmen der Sternentstehung. Weitere erstrebenswerte Schritte wären die genauere Berücksichtigung der Kühlprozesse innerhalb der Molekülwolke und die Implementation der Winde massereicher O-Sterne.

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.

Hydrodynamische Simulationen haben sich in den letzten Jahren zu einem wichtigen Werkzeug in der Kosmologie entwickelt. Es ist Ziel dieser Arbeit, einen bestehenden Simulationscode durch weitere physikalische Effekte zu erweitern, um deren Auswirkungen in selbstkonsistenter Art und Weise untersuchen zu können. Es wird ein Formalismus vorgestellt, der die Wärmeleitung in einem heißen, diffusen Plasma nachgebildet. Ferner präsentiere ich eine neuartige Methode, kosmische Teilchenstrahlung durch ein als einfach parametrisiert angenommenes Impulssprektrum der Strahlungsteilchen in hydrodynamischen Simulationen mitsamt ihren dynamischen Effekten zu berücksichtigen und untersuchen. Es zeigt sich in durchgeführten Simulationen, daß die Wärmeleitung, obwohl sie unter bestimmten Umständen die Kühleffekte ausgleichen kann, in den durchgeführten kosmologischen Simulationen nicht zu einer Reduzierung der Akkretionsrate in Galaxienhaufen führte. Es zeigen sich dennoch in Temperatur- und Strahlungsprofilen der simulierten Objekte starke Auswirkungen der Wärmeleitung. Die kosmische Teilchenstrahlung zeigt in weiteren Simulationen deutliche Auswirkungen auf die Evolution von Strukturen, insbesondere bei der Regulierung von Sternentstehung in kleinen Galaxien (solchen mit Virialgeschwindigkeiten von unter ∼ 80km/s). Hier führt sie zu einer staken Unterdrückung der Sternenbildung, in zunehmendem Maße für kleinere Galaxien mit einer geringeren Gesamtmasse. Durch diese Unterdrückung wird bei statistischer Betrachtung auch die Steigung der Leuchtkrafts-Verteilungfunktion von Galaxien an ihrem leuchtschwachen Ende stark beeinflußt; letztere wird deutlich flacher und bringt Simulationsergebnisse somit merklich näher an beobachtete Werte.

In dieser Dissertation wird die Entwicklung von Galaxien innerhalb eines sehr großen Zeitraums (90% des Alters des Universums) anhand sehr tief belichteter Aufnahmen des sogenannten FORS Deep Field (FDF) untersucht. Homogenität und Größe des Datensatzes erlauben eine gründliche Analyse der Galaxienentwicklung, ohne großen systematischen Effekten zu unterliegen. Nachdem in Kapitel 1 ein Überblick der Kosmologie sowie der Strukturbildung und der bis dato beobachteten Entwicklungen von Galaxien gegeben wurde, werden in Kapitel 2 die Eigenschaften des FDFs diskutiert. Dabei wird der Objekt-Katalog, der über 8000 Galaxien und photometrische Informationen in 9 Filtern enthält, vorgestellt. In Kapitel 3 werden mögliche Auswahleffekte aufgrund des im I-Band (8000 Angström) selektierten Kataloges diskutiert und die Güte der Entfernungsbestimmung, welche auf photometrischen Rotverschiebungen basiert, beschrieben. Basierend auf diesen photometrischen Rotverschiebungen wird in Kapitel 3 und Kapitel 4 die Entwicklung der Anzahldichte von Galaxien pro Magnitude und Volumen, also der Leuchtkraftfunktion (LF), in Abhängigkeit der Rotverschiebung analysiert. Die LF der Galaxien entwickelt sich im UV viel stärker als im sichtbaren bzw. nah-infraroten Licht. Ein Vergleich mit der lokalen LF ergibt, daß die Galaxienpopulation im frühen Universum im Mittel im UV viel heller (Faktor 10), die Gesamtanzahl dagegen wesentlich niedriger (Faktor 10) gewesen ist. Im optischen bleibt dieser Trend nachweisbar. Ein Vergleich mit LF-Ergebnissen von anderen Himmelsdurchmusterungen zeigt eine sehr gute Übereinstimmung mit deren Ergebnissen. Aufgrund der tiefen Belichtung des FDFs ist es zudem möglich, auch noch sehr schwache Galaxien in die Analyse mit einzubeziehen und dadurch die Steigung der Leuchtkraftfunktion, d.h. das Verhältnis von schwachen zu hellen Galaxien, deutlich besser zu bestimmen. Ein Vergleich mit Vorhersagen theoretischer Galaxienentwicklungs-Modelle zeigt eine gute Übereinstimmung bei kleiner Rotverschiebung. Mit zunehmender Entfernung nehmen jedoch die Unterschiede zu. Um die Beiträge von einzelnen Galaxienpopulationen zur LF zu untersuchen, wird der Objekt-Katalog in Kapitel 5 in vier typische Populationen aufgeteilt: von frühen Typen mit praktisch keiner Sternentstehung bis hin zu Typen mit extremer Sternbildung. Die jeweilige LF wird in den verschiedenen Rotverschiebungsbereichen mit der Gesamt-LF verglichen. Der unterschiedliche Beitrag dieser Subpopulationen zur Gesamt-LF in den verschiedenen Filtern und bei verschiedenen Rotverschiebungen erklärt auf natürliche Weise die Änderung der Steigung der LF als Funktion der Wellenlänge. In Kapitel 6 wird die Entwicklung der Sternentstehungsrate, d.h. wieviel stellare Masse pro Jahr und Volumen bei welcher Rotverschiebung gebildet wird, untersucht. Dazu wird jeweils ein FDF B, I, (I+B) und GOODS (Great Observatories Origins Deep Survey) K selektierter Galaxien-Katalog analysiert. Es wird gezeigt, daß die Sternentstehungsrate bis ca. z=1.5 ansteigt, um dann bis ca. z=4 konstant zu bleiben. Bei noch höherer Rotverschiebung scheint sie wieder abzunehmen. Dieser Trend ist weitgehend unabhängig vom Selektionsband. Aus der Sternentstehungsrate wird in Kapitel 7 die Entwicklung der stellaren Massendichte als Funktion der Rotverschiebung berechnet. Unter der Annahme, daß die mittlere Staubkorrektur im UV weitgehend unabhängig von der Rotverschiebung ist, steigt die stellare Masse zw. z=4 und z=0.5 um einen Faktor 10 an. Ein Vergleich mit der Massendichte in der Literatur ermöglicht es uns außerdem eine mittlere Staubkorrektur von 2.5 plusminus 0.2 für den UV-Fluß abzuleiten. In Kapitel 8 werden die Ergebnisse nochmals zusammengefasst. Ein Vergleich mit Vorhersagen theoretischer Galaxienentwicklungs-Modelle basierend auf monolithischen Kollaps und hierarchischer Struckturbildung zeigt zudem, daß letztere meist besser mit integralen Beobachtungsgrößen wie der Leuchtkraftdichte übereinstimmen. Es gibt jedoch bei allen Modellen Probleme bei manchen detaillierten Vorhersagen wie zum Beispiel bei der Entwicklung der LF.

In dieser Doktorarbeit studiere ich die Entstehung und Entwicklung von Galaxien in Galaxienhaufen sowohl theoretisch als auch unter Einbeziehung von Beobachtungsdaten. Diese Doktorarbeit gliedert sich in zwei Teile: Einem theoretischen Teil schliesst sich eine Datenanalyse an. Im ersten Kapitel beschreibe ich warum Galaxienhaufen wichtig sind, erklaere die Motivation und Zielsetzung der in dieser Arbeit verwendeten Analyse und erlaeutere den dafuer noetigen theoretischen Hintergrund als auch den Hintergrund fuer die Beobachtungen. Zuerst untersuche ich die Vorhersagen des hierarchischen `Modells der kalten dunklen Materie' fuer die beobachteten Eigenschaften der Population von Galaxien in Galaxienhaufen und fuer ihre Entwicklung als Funktion der kosmischen Rotverschiebung. Ich verwende eine grosse Anzahl von hochaufgeloesten numerischen Simulationen von Galaxienhaufen zusammen mit einer hochaufgeloesten Simulation einer `typischen' Region des Universums. Die grosse Aufloesung der verwendeten Simulationen ermoeglicht es mir, die Entwicklung der Zentren der dunklen Materiehalos zu verfolgen, welche mit groesseren Strukturen zusammenwachsen. Dies erlaubt eine eindeutige Identifizierung leuchtender Galaxien in den Haufen und Substrukturen der dunklen Materie. Diese Analyse ist Bestandteil des zweiten Kapitels. Um eine enge Verbindung zwischen den theoretische Vorhersagen und den Beobachtungen zu ziehen, entwickle ich ein semi-analytisches Programm, welches selbstkonsistent die photometrische und chemische Entwicklung der Galaxien in den Haufen, als auch die chemische Geschichte des Gases innerhalb der Haufen und innerhalb der Galaxien verfolgt. Dabei modelliere ich den Transport von Masse und Metallen zwischen den Sternen, das kalte Gas in Galaxien, das heisse Gas in dunklen Materiehalos, und das intergalaktische Gas ausserhalb der virialisierten Halos. Ausserdem modelliere ich die Effekte von Staub auf die emittierte Strahlung von Galaxien. Das dritte Kapitel beschreibt das semi-analytische Modell im Detail und zeigt einen Vergleich mit einer Anzahl von Beobachtungsergebnissen fuer Galaxien aus nahen Haufen. Im folgenden verwende ich dieses Modell, um die Anreicherung des intergalaktischen Mediums und des Gases innerhalb der Galaxienhaufen mit den chemischen Elementen als Funktion der Zeit zu studieren. Dabei untersuche ich, zu welchem Zeitpunkt der Grossteil der Anreicherung stattfand und welche Galaxien den groessten Beitrag lieferten. Im weiteren Verlauf analysiere ich die beobachtbaren Merkmale verschiedener Modelle von Rueckkopplungsmechanismen. Dabei zeige ich, dass die beobachtete Abnahme des baryonischen Massenanteils von Galaxienhaufen zu Gruppen nur in einem `extremen' Modell reproduziert werden kann, in welchem das wiederausgestossene Material auf einer Zeitskala wiederaufgenommen wird, die vergleichbar mit der Hubblezeit ist. Die Resultate dieser Untersuchungen werden in Kapitel 4 praesentiert. Der zweite Teil meiner Doktorarbeit handelt von der Interpretation von Daten des `ESO Distant Cluster Surveys' (EDisCS). Dieses `ESO Large Program' hat das Ziel, die Entwicklung der Galaxien in Galaxienhaufen ueber mehr als 50 Prozent der kosmischen Zeit zu studieren. Es verbindet die photometrische und spektroskopische Information einer grossen Auswahl von Galaxienhaufen bei Rotverschiebungen um 0.5 und 0.8. Ich fuehre eine detaillierte dynamische und strukturelle Analyse einer Untermenge der EDisCS Galaxienhaufen durch, fuer welche vollstaendige photometrische und spektroskopische Daten vorhanden sind. Im besonderen entwickle ich eine Methode, um Substruktur zu quantifizieren, welche der projizierten raeumlichen Verteilung als auch der Geschwindigkeitsverteilung Rechnung traegt. Die Ergebnisse werden dann detailiert mit Resultaten der numerischen Simulation verglichen. Im Kapitel 5 diskutiere ich, wie die Erweiterung der Methode auf den gesamten EDisCS Datensatz wichtige Einschraenkungen auf die relative Bedeutung der verschiedenen physikalischen Prozesse liefern wird, die Galaxienentwicklung in dichten Umgebungen beeinflussen. Zum Schluss analysiere ich die Farb-Helligkeits-Beziehung einer Untermenge der EDisCS Galaxienhaufen bei grossen Rotverschiebungen. Dabei vergleiche ich die erhaltenen Resultate der hochrotverschobenen Galaxienhaufen mit denjenigen des nahen Coma Galaxienhaufens und zeige, dass die hochrotverschobenen Galaxienhaufen ein Defizit an leuchtschwachen Galaxien der roten Sequenz im Vergleich zu denjenigen bei kleiner Rotverschiebung aufweisen. Dies deutet an, dass ein grosser Bruchteil der leuchtschwachen passiven Galaxien in Galaxienhaufen zum gegenwaertigen Zeitpunkt bei grossen Rotverschiebungen aktive Sternentstehung aufgewiesen haben koennten. Diese Aussage stimmt qualitativ mit den Vorhersagen des hierarchischen Modells ueberein. Diese Analyse wird in Kapitel 6 praesentiert.

Thu, 8 Jul 1999 12:00:00 +0100 https://edoc.ub.uni-muenchen.de/448/ https://edoc.ub.uni-muenchen.de/448/1/Schinnerer_Eva.pdf Schinnerer, Eva ddc:530, ddc:500, Faku