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Wie und was sind Schwarzelöcher und wie Entsteht sowas?

Ein Schwarzes Loch ist ein Objekt, dessen Gravitation so extrem stark ist, dass aus diesem Raumbereich keine Materie und kein Lichtsignal nach außen gelangen kann. Nach der Allgemeinen Relativitätstheorie ( E=mc²) verformt eine ausreichend kompakte Masse die Raumzeit so stark, dass sich ein Schwarzes Loch bildet.

Der Begriff „Schwarzes Loch“ wurde 1967 durch John Archibald Wheeler etabliert (nicht aber erfunden, wie oft behauptet). Er verweist auf den Umstand, dass sich im Außenraum von hinreichend kompakten Massen oder Energieanhäufungen ein durch den Ereignishorizont charakterisiertes Raumgebiet bildet, in das Materie nur hineinfallen, aber nicht wieder hinausgelangen kann („Loch“) und das auch eine elektromagnetische Welle, wie etwa sichtbares Licht, niemals verlassen kann (daher „schwarz“).

Allgemein hat die Masse eines Körpers immer Gravitationskräfte zur Folge. Wenn die Masse auf ein genügend kleines Volumen begrenzt ist (siehe auch Roche-Grenze), hält sich der Körper von allein zusammen: Die Gravitationskraft führt zu einer Kompression des Körpers. Normalerweise gibt es Gegenkräfte im Inneren, die eine weitere Kompression aufhalten, was zu einem Gleichgewicht zwischen Gravitation und den Gegenkräften führt. Bei den Gegenkräften kann es sich je nach Objektgröße um den Thermodynamischen Druck, um die Abstoßung zwischen den Atomen oder Nukleonen oder um den Fermi-Druck handeln. Die letzte stabile Massengrenze liegt bei etwa 1,5 bis 3,2 Sonnenmassen (Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze); bei Objekten, die leichter sind, kann der Entartungsdruck in der in entartetem Zustand vorliegenden Materie einem Gravitationskollaps erfolgreich entgegenwirken.

Wenn eine kritische Dichte überschritten wird, reichen die Gegenkräfte nicht mehr aus, um die Gravitation zu kompensieren. Ein Gravitationskollaps ist die Folge: Die Gravitationskraft steigt schneller an als die durch Abstoßung der Teilchen resultierenden Gegenkräfte. Dadurch beschleunigt sich der Prozess selbst. Die Masse fällt auf ein verschwindendes Volumen zusammen. Die immer weiter ansteigende Gravitation verzerrt lokal den Raum und den Ablauf der Zeit. Das bedeutet, dass – von einem äußeren Beobachter betrachtet – der Kollaps immer langsamer abläuft und sich das Volumen nie auf einen einzelnen Punkt zusammenzieht.

Schwarze Löcher können aus massereichen Sternen am Ende ihrer Sternentwicklung entstehen. Sterne der Hauptreihe oberhalb von ca. 40 Sonnenmassen enden über die Zwischenstufen Wolf-Rayet-Stern und Supernova als Schwarzes Loch.[4] Sterne mit Massen zwischen ca. 8 und ca. 25 Sonnenmassen sowie alle massereichen Sterne mit hoher Metallizität enden als Neutronenstern.[5] Liegt ihre Masse zwischen ca. 25 und ca. 40 Sonnenmassen, können Schwarze Löcher durch Rückfall des bei der unvollständigen Supernova abgesprengten Materials entstehen.
Gravitative Auswirkungen

Da die Masse erhalten bleibt, wächst die Dichte des Körpers über alle Grenzen. Solche Körper krümmen die Raumzeit um sich herum so stark, dass man anschaulich von einem Loch im Gefüge des Raums sprechen könnte, man nennt sie jedoch exakter Singularität. Die Singularität wird von einem Raumzeitbereich umgeben, aus dem weder Materie noch Information nach außen gelangen kann. Die Grenze dieses Bereichs ist der sogenannte Ereignishorizont, die Entfernung des Ereignishorizontes von der Singularität ist der sogenannte Schwarzschildradius.

Der Ereignishorizont ist kein physisches Gebilde, er bezeichnet nur einen Ort oder genauer eine Grenzfläche. Ein Beobachter, der durch den Ereignishorizont hindurchfällt, würde daher selbst nichts davon bemerken. Relativistische Effekte (Allgemeine Relativitätstheorie) führen aber dazu, dass ein von einem zweiten, weit entfernten Beobachter betrachteter Körper aufgrund der Zeitdilatation unendlich lange braucht, um den Ereignishorizont zu erreichen, wobei er zunehmend in rotverschobenem Licht erscheint und lichtschwächer wird.

Das Gravitationsfeld im Außenraum kugelförmiger, nichtrotierender und elektrisch ungeladener Körper wird durch die Schwarzschild-Metrik beschrieben. Sie gilt nicht nur für Schwarze Löcher, sondern für alle Körper mit diesen Eigenschaften und stellt für Sterne oder Planeten aufgrund deren geringer Rotationsgeschwindigkeit meist eine gute Näherung dar. Die Größe des Schwarzschildradius beträgt für ein Schwarzes Loch von einer Sonnenmasse etwa 2,9 Kilometer, für ein Objekt von einer Erdmasse etwa 9 Millimeter.

Es ist ein weitverbreiteter Irrtum, dass das Gravitationsfeld eines Schwarzen Loches beziehungsweise die von ihm hervorgerufene Krümmung von Raum und Zeit bei üblichen Entfernungen von außerordentlich großer Stärke sei. Da sowohl Schwarze Löcher als auch Sterne von derselben Metrik beschrieben werden, würde sich am Gravitationsfeld im Sonnensystem nichts ändern, wenn man die Sonne durch ein Schwarzes Loch gleicher Masse ersetzte. Abgesehen vom Fehlen des Sonnenlichts wäre lediglich in unmittelbarer Umgebung des Schwarzen Loches (innerhalb etwa des vorherigen Kernradius der Sonne) ein enormer Zuwachs der Gravitationsbeschleunigung festzustellen.
Das rotierende Schwarze Loch ist eine allgemeinere Form dieses astrophysikalischen Phänomens. Als rotierende Schwarze Löcher werden solche bezeichnet, die einen Eigendrehimpuls besitzen. Wie alle Schwarzen Löcher verursachen auch sie, bedingt durch ihre enorme Gravitation, eine entsprechend große Veränderung der geometrischen Struktur von Raum und Zeit (siehe: Raumzeitkrümmung). Bei einem rotierenden Schwarzen Loch nimmt die Singularität jedoch eine Kreis- oder Ringform an und reißt die Raumzeit um sich herum mit anstatt sie nur zu krümmen: Der Raum wird in der Drehrichtung des Schwarzen Lochs mitgedreht. Diese Art der Raumzeitkrümmung erscheint nicht bei einem ruhenden Schwarzen Loch, sondern tritt bei rotierenden Schwarzen Löchern sozusagen zusätzlich außerhalb des Ereignishorizonts mit der Form eines an den Polen abgeplatteten Rotationsellipsoids auf. Alle Objekte um ein rotierendes Schwarzes Loch werden mitgedreht, eben weil sich auch die Raumzeit selbst mitdreht. Einem zu seiner Umgebung stillstehenden Beobachter käme es so vor, als würde sich das ganze Universum um ihn herum drehen. Dieser Effekt nimmt mit der Entfernung stark ab. Aber bis zu einem bestimmten Abstand (der sogenannten statischen Grenze), in einem Bereich, der Ergosphäre genannt wird, ist die Drehgeschwindigkeit so hoch, dass alle Objekte (und auch Energie wie Lichtstrahlen) wiederum schneller als Licht sein müssten, um die Drehgeschwindigkeit auszugleichen, also nicht mit zu rotieren. Die Winkelgeschwindigkeit eines Teilchens am eigentlichen Ereignishorizont entspricht genau der Rotationsgeschwindigkeit des Schwarzen Loches und nimmt nach außen ab, die Bahngeschwindigkeit entspricht dabei aber immer der Lichtgeschwindigkeit. Das heißt nicht, dass seine Eigengeschwindigkeit größer als die Lichtgeschwindigkeit ist, sondern dass es innerhalb der Ergosphäre keine nicht-mitrotierenden Teilchen geben kann. Dieses Frame-Dragging ist ein Extremfall des seit 1918 bekannten Lense-Thirring-Effekts. Eine Besonderheit dieses Bereichs ist, dass die kinetische Energie in diesem Bereich aus Sicht eines äußeren Beobachters negativ sein kann. Ein Teilchen, das sich in der Ergosphäre befindet, kann deshalb so in zwei Teilchen zerfallen, dass die kinetische Energie eines der beiden größer ist als die des ursprünglichen Teilchens. Das betreffende Teilchen kann die Ergosphäre verlassen, während sein Komplement mit negativer kinetischer Energie (ohne weitere Wechselwirkung) notwendig und in endlicher Eigenzeit den Ereignishorizont überschreitet. Die scheinbar aus dem Nichts generierte Energie wird der Rotationsenergie des Schwarzen Lochs entzogen. Dieser Mechanismus zur Energiegewinnung wurde zuerst von Roger Penrose vorgeschlagen.

Einige Beobachtungen, beispielsweise von extrem schnellen Materiestrahlen (Jets), die das Gebiet außerhalb des Ereignishorizonts senkrecht zur Akkretionsscheibe verlassen, werden durch Effekte beschrieben, die nur innerhalb einer Ergosphäre oder bei Vorhandensein derselben auftreten können. Aus allgemeinen Überlegungen zur Drehimpulserhaltung kann man schließen, dass alle Schwarzen Löcher rotieren, zumindest zum Zeitpunkt ihrer Entstehung. Aber natürlich zeigen nur sehr schnell rotierende Schwarze Löcher starke Auswirkungen, der unter Frame-Dragging bekannten Phänomene. Andererseits verdrillt jede rotierende Masse, unabhängig vom Auftreten eines Ereignishorizonts, also auch der Planet Erde, die umgebende Raumzeit. Diese Effekte bei der Erde sollten durch Messungen zum Beispiel mit Hilfe der LAGEOS-Satelliten quantifiziert werden. Erste Ergebnisse aus dem Jahr 1997 lagen noch so dicht am Bereich der Messungenauigkeit, dass sie kontrovers diskutiert wurden, erst eine Wiederholung der Messung im Jahr 2004 mit dem Satelliten Gravity Probe B bestätigte den Sachverhalt.

Und was sagt Stephen Hawking dazu.
Quantentheoretische Überlegungen zeigen, dass jedes Schwarze Loch auch Strahlung abgibt. Es findet dabei kein Materie- oder Energietransport aus dem Inneren des Schwarzen Lochs statt. Tatsächlich existieren Paare von virtuellen Teilchen in der unmittelbaren Umgebung, von denen manchmal nur eines in das Schwarze Loch gerät und dort anschaulich als negative Energie verrechnet werden muss und somit die Gesamtenergie des Schwarzen Lochs vermindert. Dem außerhalb verbliebenen Teilchen wird gleichzeitig Energie zugeführt und dieses trägt zur Hawking-Strahlung bei. Durch theoretische Betrachtungen kann diesem Teilchen eine Wellenlänge und damit auch eine Temperatur zugeordnet werden. Von außen betrachtet sieht es also so aus, als würde das Schwarze Loch „verdampfen“ und somit langsam kleiner werden. Die beobachtbare Temperatur bzw. Strahlungsfrequenz ist umgekehrt proportional zu der Masse des Schwarzen Lochs. Dies bedeutet für sehr kleine primordiale Schwarze Löcher, dass sie sehr heiß sein und dementsprechend stark strahlen müssten, aber auch schnell verdampfen sollten, eventuell sogar so schnell, dass die beim Urknall entstandenen bereits alle zerstrahlt sein könnten. Die dabei entstehende Strahlung wäre aber sehr charakteristisch und könnte vielleicht als Nachweis solcher Löcher dienen. Andererseits ergibt sich aus der Tatsache, dass man diese Strahlung bisher nicht gesehen hat, eine Obergrenze für die Anzahl kleiner primordialer Schwarzer Löcher. Umgekehrt gilt jedoch schon für Schwarze Löcher stellarer Größe, dass sie sehr kalt sein müssen und damit nur sehr langsam an Masse verlieren würden. Ein Schwarzes Loch mit einer Masse von zehn Sonnenmassen hat eine Temperatur von nur wenigen Milliardstel Kelvin und ist damit viel kälter als seine Umgebung (rund 4 K). Effektiv würde es also sogar von seiner Umgebung Strahlung aufnehmen und daher Masse hinzugewinnen. Die Lebensdauer eines stellaren Schwarzen Lochs, die durch die Hawking-Strahlung begrenzt ist, ist größer als das bisherige Alter des Universums (rund 14 Milliarden Jahre).

Da nach Hawking ein Schwarzes Loch stetig Energie in Form von Hawking-Strahlung (Denn dort wird der Thermodynamik einem Schwarzen Loch aber auch eine endliche Temperatur zugeordnet werden können und es müsste im thermischen Gleichgewicht mit seiner Umgebung stehen. Das ergab ein Paradoxon, da man damals eigentlich davon ausging, dass keine Strahlung aus Schwarzen Löchern entkommen könne. Hawking stellte quantenmechanische Berechnungen an und fand zu seiner eigenen Überraschung, dass doch eine thermische Strahlung zu erwarten sei) verliert, wird es nach einer bestimmten Zeitspanne vollständig zerstrahlt sein, sofern es während dieser Zeitspanne keine neue Masse aufnehmen kann. Diese Zeitspanne berechnet sich durch

Die Vorbel von Hawking-Strahlung
Δ t = M 3 3 Λ t =M^3 {M^3}3³

wobei M die Masse des Schwarzen Loches zu Beginn der Zeitspanne und Λ t ≈ 4 ⋅ 10 15 = kg³: s konstant wird.
Mittelschwere Schwarze Löcher

Mittelschwere Schwarze Löcher von einigen hundert bis wenigen tausend Sonnenmassen entstehen möglicherweise infolge von Sternenkollisionen und -verschmelzungen. Anfang 2004 veröffentlichten Forscher Ergebnisse einer Untersuchung von Nachbargalaxien mit dem Weltraumteleskop Chandra, in der sie Hinweise auf Mittelschwere Schwarze Löcher in sogenannten ultrahellen Röntgenquellen (ULX) fanden. Danach gab es allerdings aufgrund von Beobachtungen mit dem VLT und dem Subaru-Teleskop starke Zweifel daran, dass ULX mittelschwere Schwarze Löcher sind.

Neue Kandidaten sind die Zentren der Kugelsternhaufen Omega Centauri in der Milchstraße und Mayall II in der Andromeda-Galaxie, sowie in der Spiralgalaxie Messier 82 und in einer Zwerg-Seyfert-Galaxie.

Und wenn ihr nichtweist was das oder jenes ist Fragt mich.
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14.08.16
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Neutronenstern was ist das?



Neutronensterne entstehen aus massereichen Sternen der Hauptreihe am Ende ihrer Entwicklung. Zwei Wege der Entwicklung zum Neutronenstern werden unterschieden.
1.Wenn die Masse des ursprünglichen Hauptreihen-Sterns zwischen 8 und etwa 12 Sonnenmassen lag, resultiert ein Neutronenstern mit einer Masse von ca. 1,25 Sonnenmassen. Durch das Kohlenstoffbrennen entsteht ein Sauerstoff-Neon-Magnesium-Kern. Ein Vorgang der Entartung schließt sich an. Infolge Überschreitens der Roche-Grenze kommt es durch Wind Roche-Lobe Overflow zu Masseverlust. Nach Annäherung an die Chandrasekhar-Grenze kollabiert er zum Neutronenstern. Dieser bewegt sich mit ähnlicher Geschwindigkeit wie der ursprüngliche Stern durch den Raum. Diesen Weg können Sterne durchlaufen, die Teil eines Wechselwirkenden Doppelsternes waren, während Einzelsterne dieser Masse sich zum AGB-Stern entwickeln, dann weiter Masse verlieren und so zum Weißen Zwerg werden.
2.Wenn die Masse des ursprünglichen Hauptreihen-Sterns größer als etwa 12 Sonnenmassen war, resultiert ein Neutronenstern mit einer Masse von mehr als 1,3 Sonnenmassen. Nachdem durch das Kohlenstoffbrennen ein Sauerstoff-Neon-Magnesium-Kern entstanden ist, folgen als weitere Entwicklungsstufen das Sauerstoffbrennen und das Siliciumbrennen, sodass ein Eisen-Kern entsteht. Sobald dieser eine kritische Masse überschreitet, kollabiert er zum Neutronenstern. Ein auf diesem Weg entstandener Neutronenstern bewegt sich wesentlich schneller durch den Raum als der ursprüngliche Stern und kann 500 km/s erreichen. Die Ursache wird gesehen in enormen Bewegungen der Konvektion im Kern während der letzten beiden Phasen des Brennens, die die Homogenität der Dichte des Sternenmantels derartig beeinträchtigt, dass Neutrinos in asymmetrischer Weise ausgestoßen werden. Diesen Weg können Sterne durchlaufen, die Einzelsterne oder Teil eines nicht wechselwirkenden Doppelsterns waren.

Beiden Wegen ist gemeinsam, dass als späte Entwicklungsphase ein unmittelbarer Vorläuferstern entsteht, dessen Kernmasse gängigen Modellen zufolge zwischen 1,4 Sonnenmassen (Chandrasekhar-Grenze) und etwa drei Sonnenmassen (Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze) liegen muss. damit über eine Kernkollaps-Supernova (Typen II, Ib, Ic) der Neutronenstern entsteht. Liegt die Masse darüber, entsteht stattdessen ein Schwarzes Loch, liegt sie darunter, erfolgt keine Supernovaexplosion, sondern es entwickelt sich ein Weißer Zwerg. Astronomische Beobachtungen zeigen jedoch Abweichungen von den genauen Grenzen dieses Modells, denn es wurden Neutronensterne mit weniger als 1,4 Sonnenmassen gefunden.

Sobald sich durch das Siliciumbrennen im Kern Eisen angereichert hat, ist keine weitere Energiegewinnung über Kernfusion mehr möglich, da für eine weitere Fusion aufgrund der hohen Bindungsenergie pro Nukleon des Eisens Energie aufgewendet werden müsste anstatt freigesetzt zu werden. Ohne diese Energiegewinnung nimmt der Strahlungsdruck im Inneren des Sterns ab, der der Gravitation im Inneren des Sterns entgegenwirkt. Nur solange sich die einander entgegenwirkenden Kräfte von Strahlungsdruck und Gravitation im Gleichgewicht befinden, bleibt der Stern stabil – durch die Abnahme des Strahlungsdrucks wird der Stern instabil und kollabiert.

Wenn der Stern durch die Abnahme des Strahlungsdrucks kollabiert, wird der Kern durch die auf ihn einstürzenden Massen der Sternenhülle und durch seine eigene, nun „übermächtige“ Gravitation stark komprimiert. Dadurch wird die Temperatur auf ca. 1011 Kelvin erhöht, also eine Temperatur auf stieg bis zum 737,85 Celsius herrscht dann. Dabei wird Strahlung abgegeben, wovon Röntgenstrahlung den größten Anteil hat. Die so freigesetzte Energie ruft eine Photodesintegration der Eisen-Atomkerne in Neutronen und Protonen hervor sowie den Elektroneneinfang der Elektronen von den Protonen, sodass Neutronen und Elektron-Neutrinos entstehen. Auch nach diesem Prozess schrumpft der Kern noch weiter, bis die Neutronen einen so genannten Entartungsdruck aufbauen, der die weitere Kontraktion schlagartig stoppt. Bei dem Kollaps des Stern werden etwa 10 % seiner Gravitationsenergie freigesetzt, und zwar im Wesentlichen durch die Emission von Neutrinos. Im Kern des Sterns entstehen Neutrinos in durch diese Vorgänge bedingter großer Zahl und stellen ein heißes Fermigas dar. Diese Neutrinos entfalten nun kinetische Energie und streben nach außen. Andererseits fällt Materie äußerer Schichten des kollabierenden Sterns auf seinen Kern zurück. Dieser weist aber bereits extremste Dichte auf, sodass die Materie abprallt. Sie bildet eine Hülle um den Kern und unterliegt starker, durch Entropie getriebener Konvektion. Sobald sich durch die Neutrinos genügend Energie angesammelt hat und einen Grenzwert überschreitet, prallen die zurückfallenden äußeren Schichten an den Grenzflächen endgültig ab und werden durch die Neutrinos stark beschleunigt, sodass sich das kompakte Sternenmaterial explosiv auf einen großen Raum verteilt. Dies ist eine der wenigen bekannten Situationen, in denen Neutrinos wesentlich mit normaler Materie wechselwirken. Somit wurde die Thermische Energie in Elektromagnetische Wellen umgewandelt, die innerhalb weniger Minuten explosiv freigesetzt wird und die Kernkollaps-Supernova weithin sichtbar macht. Durch diese Supernova werden zudem per Nukleosynthese schwerere Elemente als Eisen gebildet.

Bei sehr massereichen Hauptreihe-Sternen von mehr als ca. 40 Sonnenmassen kann die Energie der nach außen strebenden Neutrinos die Gravitation des zurückfallenden Materials nicht kompensieren, sodass anstelle der Explosion ein Schwarzes Loch entsteht.
Bemerkenswert ist, dass die Bildung des Neutronensterns zunächst vollständig im Kern des Sternes abläuft, während der Stern äußerlich unauffällig bleibt. Erst nach einigen Tagen wird die Supernova nach außen sichtbar. So können Neutrinodetektoren eine Supernova früher nachweisen als optische Teleskope.

Auch gibt es einen Nebenweg der Entwicklung zu Neutronensternen, der für weniger als 1 % dieser Sterne zutrifft. Dabei überschreitet ein Weißer Zwerg eines Wechselwirkenden Doppelsternes die Chandrasekhar-Grenze, indem er Material von dem anderen Stern aufnimmt. Er bildet keine feste Hülle und explodiert daher.


Aufbau eines Neutronensterns

Dichteverteilung
Aus den bekannten Eigenschaften der beteiligten Teilchen ergibt sich für einen typischen Neutronenstern von 20 km Durchmesser folgende Schalenstruktur:

An der Oberfläche herrscht der Druck null. Da freie Neutronen in dieser Umgebung instabil sind, gibt es dort nur Eisenatomkerne und Elektronen. Diese Atomkerne bilden ein Kristallgitter. Aufgrund der enormen Schwerkraft sind jedoch die höchsten Erhebungen auf der Oberfläche maximal einige Millimeter hoch. Eine mögliche Atmosphäre aus heißem Plasma hätte eine maximale Dicke von einigen Zentimetern.

Die Zone aus kristallinen Eisenatomkernen setzt sich bis in eine Tiefe von etwa zehn Metern fort. Dabei steigt die mittlere Dichte des Kristallgitters auf etwa ein Tausendstel der Dichte von Atomkernen. Ferner nimmt der Neutronenanteil der Atomkerne zu. Es bilden sich neutronenreiche Eisenisotope, die nur unter den dortigen, extremen Druckverhältnissen stabil sind.

Ab einer Tiefe von zehn Metern ist der Druck so hoch, dass auch freie Neutronen Bestand haben. Dort beginnt die sogenannte innere Kruste: eine Übergangsschicht, die eine Dicke von 1 bis 2 km hat. In ihr existieren Bereiche aus kristallinen Eisenatomkernen neben solchen aus Neutronenflüssigkeit, wobei mit zunehmender Tiefe der Eisenanteil von 100 % auf 0 % abnimmt, während der Anteil der Neutronen entsprechend zunimmt. Ferner steigt die mittlere Dichte auf die von Atomkernen und darüber hinaus.

Im Anschluss an die innere Kruste besteht der Stern überwiegend aus Neutronen, die mit einem geringen Anteil von Protonen und Elektronen im thermodynamischen Gleichgewicht stehen. Sofern die Temperaturen hinreichend niedrig sind, verhalten sich die Neutronen dort supraflüssig und die Protonen supraleitfähig. Für einen typischen Neutronenstern liegt die zugehörige kritische Temperatur bei etwa 1011 Kelvin also herrscht eine Temperatur von 737,85 Celsius; Neutronensterne werden also bereits sehr kurz nach ihrer Entstehung supraflüssig ( heist das es Überfluss mit, Zuviel Neutronen hat).

Welche Materieformen ab einer Tiefe vorliegen, bei der die Dichte auf das Dreifache der von Atomkernen steigt, ist unbekannt, da sich derartige Dichten auch bei Kollisionen von Atomkernen in irdischen Teilchenbeschleunigern nicht erzeugen und damit auch nicht studieren lassen.

Möglicherweise beginnt dort eine Kernzone aus Pionen (gehört zum Neutrum ist schwierig zu erklären). Da diese Teilchen Bosonen sind und nicht dem Pauli-Prinzip (ist ein physikalisches Gesetzunterliegen, das sich in der Quantenphysik auswirkt) könnten sie alle den gleichen energetischen Grundzustand einnehmen und damit ein sogenanntes Bose-Einstein-Kondensat (Das Bose-Einstein-Kondensat ist ein extremer Aggregatzustand eines Systems ununterscheidbarer Teilchen, in dem sich der überwiegende Anteil der Teilchen im selben quantenmechanischen Zustand befindet) bilden. Dabei könnten sie dem enormen Außendruck wenig entgegensetzen, so dass ein zweiter Kollaps zu einem Schwarzen Loch möglich wäre.

Eine weitere Möglichkeit wäre das Vorliegen freier Quarks. Da neben Up- und Down-Quarks (das sind Standardmodell der Teilchenphysik die elementaren Bestandteile, aus denen Hadronen bestehen) auch Strange-Quarks (sind im Standardmodell der Teilchenphysik die elementaren Bestandteile (Elementarteilchen), aus denen Hadronen z. B. die Atomkern-Bausteine Protonen und Neutronen bestehen) vorkämen, bezeichnet man ein solches Objekt als seltsamen Stern oder Quarkstern. Eine derartige Materieform würde durch die starke Wechselwirkung stabilisiert und könnte daher auch ohne den gravitativen Außendruck existieren. Da Quarksterne dichter und damit kleiner sind, sollten sie rascher rotieren können als reine Neutronensterne. Ein Pulsar mit einer Rotationsperiode unter 0,5 Millisekunde und das wäre bereits ein Hinweis auf die Existenz dieser Materieform (das ist einfach zum Kapieren und sind Bezeichnungen für die Substanz worauf alles auf der Welt/Universum besteht also Materie).

Bei vier Pulsaren wurde mehrfach ein plötzlicher winziger Anstieg der Rotationsfrequenz (das ist die Winkelgeschwindigkeit. Die Winkelgeschwindigkeit ist in der Physik eine vektorielle Größe, die angibt, wie schnell sich ein Winkel mit der Zeit um eine Achse ändert) beobachtet, gefolgt von einer mehrtägigen Relaxationsphase. Dabei könnte es sich um eine Art Beben (so was wie ein Erdbeben) handeln, bei dem ein Austausch von Drehimpuls zwischen der kristallinen Eisenkruste und den weiter innen reibungsfrei rotierenden Wirbeln aus supraflüssiger Neutronenflüssigkeit stattfindet.

Neutronensterne haben ein extrem starkes Magnetfeld, das sowohl für ihre weitere Entwicklung als auch für die astronomische Beobachtung von Bedeutung ist. Als Folge der Gesetze der Elektrodynamik bleibt das Produkt aus Sternquerschnitt und Magnetfeld beim Kollaps des Vorläufersterns konstant. Für einen typischen Neutronenstern ergibt sich daraus eine Zunahme des Magnetfeldes um den Faktor 1010 auf Werte im Bereich von 108 Tesla (1012 Gauß). Die Massendichte, die einem derartigen Magnetfeld über seine Energiedichte in Kombination mit der Äquivalenz von Masse und Energie gemäß E = mc² zugeordnet werden kann, liegt im Bereich einiger Dutzend g/cm³. Diese Magnetfelder sind so stark, dass Atome in ihrem Einflussbereich eine längliche Zigarrenform annehmen würden, da die Wechselwirkung der Elektronen mit dem Magnetfeld über jene mit dem Kern dominiert. Aufgrund der Rotation des Neutronensterns stellt sich zwischen Zentrum und Äquator eine Hall-Spannung der Größenordnung 1018 V ein. Das entspricht einer elektrischen Feldstärke von einigen 1000 V pro Atomdurchmesser. Und wenn ein Neutronenstern zu uns kommt, spüren wir seine Anziehungskraft erst in 100 Mio Lichtjahre und in 70 Mio Lichtjahre be Einflusst er unseren Nervensystem und in 60 Mio Lichtjahre Stört er unseren Gehirn Ströme und das führt zum Tod und in 50 Mio Lichtjahre werden wir wegen den Neutronenstern bis zum einzelnen Atome gespalten und das Magnetfeld ist so stark das ein Teelöffel 10 Millionen Tonne wiegt, so stark ist das Magnetfeld des Neutronenstern.


Lings sehen sie wie ein Neutronenstern gefilmt wurde von Habel auser halb der Milchstraße.7
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04.02.17
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Arktur(Arcturus)?

Was und wie ist er entstanden und wo kann ich in sehen?

Viel spaß beim Lessen bei Fragen die ihr nicht versteht einfach mich anschreiben und zwar unter den Text.

Arktur (Arcturus) ist der hellste Stern des Nordhimmels und der dritthellste am gesamten Sternhimmel. Er ist von allen Kontinenten aus zu sehen (mit Ausnahme der inneren Antarktis) und war wahrscheinlich der erste Stern, der mit einem Teleskop am Taghimmel beobachtet wurde (1635 durch Jean-Baptiste Morin). Man findet ihn leicht in der Verlängerung der Deichsel des Großen Wagens. Wenn man den gebogenen Sternenzug in die gleiche Richtung weiter verlängert, gelangt man zur Spica(ist der hellste Stern im Sternbild Jungfrau und der fünfzehnthellste Stern am nächtlichen Sternenhimmel).Nach Messungen durch den Astrometriesatelliten Hipparcos (ist ein hochpräziser Sternkatalog, gemessen durch den Astrometriesatelliten Hipparcos einfach gesagt ist es ein hoch moderne Satellit) ist Arktur (Arcturus) 36,7 Lichtjahre (11,3 Parsec) von der Erde entfernt, also astronomisch gesehen relativ nahe. Arktur befindet sich, wie auch die Sonne, derzeit in der Lokalen Flocke. Hipparcos’ Beobachtungen deuten auch darauf hin, dass Arktur ein Doppelstern sein könnte. Alle bisherigen Versuche, einen Begleiter nachzuweisen, sind jedoch gescheitert oder haben ein negatives Resultat geliefert. Die Auflösung eines möglichen Begleiters liegt momentan an der Grenze des technisch Möglichen; es ist gegenwärtig keine abschließende Aussage über seine Existenz möglich.

Das wusstet ihr bestimmt nicht.
Arktur bildet zusammen mit Spica und Regulus das Frühlingsdreieck. Ein kleineres, beinahe gleichseitiges Dreieck bildet er mit zwei nur wenig schwächeren Sternen in der Umgebung seiner Sichtlinie: Seginus und Gemma (Seginus und Gemma sind Sterne die schwach leuchten weil es ein Rotenzwerg ist).

Leuchtkraft und Spektrum[Bearbeiten

Arktur ist ein K1.5 Roter Riese mit orange-roter Farbe. Die Buchstaben „pe“ stehen für peculiar emission (engl. auffällige Abstrahlung), was bedeutet, dass das abgegebene Lichtspektrum vergleichsweise viele Emissionslinien enthält. Das ist nicht ungewöhnlich für Rote Riesen, bei Arktur jedoch besonders stark ausgeprägt.

Arktur ist mindestens 110-mal heller als die Sonne. Da der Stern im Infrarotbereich viel mehr Strahlung als im sichtbaren Spektrum abgibt, beträgt die gesamte Abstrahlung etwa das 210-fache der Sonne. Die im Verhältnis zur Sonne geringere Abstrahlleistung im sichtbaren Bereich ist auf die kühlere Oberfläche zurückzuführen.

Mit dem Satelliten Hipparcos wurden Arktur (Arcturus) leichte Helligkeitsschwankungen entdeckt. Die Unterschiede sind mit 0,04 mag und einer Periode von 8,3 Tagen sehr klein. Es wird angenommen, dass die Oberfläche des Sterns leicht schwingt, was ein übliches Kennzeichen roter Riesen ist. Beim Fall Arktur war das jedoch eine interessante Entdeckung. Es war bekannt, dass ein Riesenstern desto veränderlicher ist, je röter er ist. Bei Extremfällen wie Mira treten starke Schwingungen über Hunderte von Tagen auf. Arktur ist nicht sehr rot und steht daher mit seiner kurzen Periode und dem kleinen Bereich der Schwankungen im Grenzbereich zwischen Veränderlichkeit und Stabilität.

Arktur Masse und Größe.
Es ist schwierig, Arktur Masse genau zu bestimmen, aber sie dürfte mit der Sonnenmasse vergleichbar sein und beträgt maximal das 1,5-fache davon. Der Stern ist nahe und groß genug, um seinen scheinbaren Durchmesser von 0,0210″ leicht messen zu können. Daraus ergibt sich ein etwa 25-facher Sonnendurchmesser, der Radius ist knapp ein Achtel der Entfernung Erde-Sonne.

Alle erdähnlichen Planeten, die Arktur in seiner jungen, stabilen Phase umrundet hätten, wären jetzt von diesem verschluckt worden. Momentan müsste ein Planet etwa 11 AE Abstand zu ihm haben, um erdähnlichen Temperaturen zu ermöglichen. Dies wäre geringfügig mehr als der Abstand des Saturn von der Sonne.

Arktur Bewegung.
Die hohe Eigenbewegung von Arktur ist bemerkenswert. Sie ist höher als die aller anderen Sterne erster Magnitude der Sternennachbarschaft (ausgenommen Alpha Centauri) und wurde das erste Mal 1718 von Edmond Halley (1656–1742) festgestellt. Arktur bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von etwa 122 km/s relativ zum Sonnensystem. Gemeinsam scheint er sich in einer Gruppe von 52 anderen Sternen, die auch die „Arkturgruppe“ genannt wird, zu bewegen.

Arktur Entstehung und alter.
Arktur ist jetzt fast auf seinem sonnennächsten Punkt, den er in ca. 4000 Jahren erreichen wird. In dieser Zeit wird er seinen Abstand nur noch um etwa 0,1 % verringern. Er ist erst seit ca. einer halben Mio. Jahren mit freiem Auge sichtbar und wird in etwa der gleichen Zeit für das freie Auge wieder unsichtbar, wenn er seine Reise in seiner eigenen Umlaufbahn um die Milchstraße fortsetzt.

Arktur wird als relativ alter Stern in der Scheibenebene der Milchstraße angesehen. Sein Alter (seit Beginn des Wasserstoffbrennens) wird auf 5 bis 8 Mrd. Jahre geschätzt. Er ist damit etwa doppelt so alt wie das Sonnensystem und das älteste Objekt, das man mit freiem Auge sehen kann.

Neueren Erkenntnissen nach ist Arktur nicht in der Milchstraße entstanden, sondern wahrscheinlich in einer Zwerggalaxie, die sich die Milchstraße vor ca. 5 bis 8 Mrd. Jahren einverleibt hat, ähnlich wie gegenwärtig die Sagittarius-Zwerggalaxie und die Große Magellansche Wolke.

Rechts der vergleich mit unseren Sonne und Lings ein Aufnahme von ein ganz normale Teleskops.

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31.12.16
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VY Canis Majoris?

VY Canis Majoris ist ein Roter Überriese. Dieser Stern ist einer der größten Sterne der Milchstraße.

Roberta M. Humphreys errechnete im Jahr 2006 den Radius von VY CMa auf das 1800- bis 2100-fache des Sonnenradius (R☉ für den Sonnenradius in den Astrophysik eine Mathematischen Abkürzung und sollte eine Verwechslung Gefahr mit R = Radius vehrhindern was Schwachsinn ist denn das passiert so oder so).

Neuere Untersuchungen aus dem Jahr 2012 deuten auf einen kleineren Radius von 1420 ±120 R☉ und eine dafür größere Nähe von 1200 (statt 1500) Parsec (ist ein astronomisches Längenmaß. Es ist die Entfernung, aus der der mittlere Erdbahnradius (= 1 AE, Astronomische Einheit), also der mittlere Abstand zwischen Sonne und Erde unter einem Winkel von einer Bogensekunde erscheint und entspricht etwa 3,26 Lichtjahren bzw. 206.000 Astronomischen Einheiten oder 3,09·1016 m) und das sind also (3900 Lichtjahre, um gerechnet sind das 37 Billiarden km) hin. Würde die Sonne durch einen solchen Stern ersetzt, dann würde sich dieser über die Umlaufbahn von Jupiter ausdehnen.

Es gibt zwei unterschiedliche Meinungen zur Zuordnung von VY CMa: Einige Forscher (so wie Roberta M. Humphreys in ihrer Arbeit) meinen, der Stern sei ein sehr großer und sehr heller Roter Überriese. Andere (so die Untersuchung von Massey, Levesque und Plez die Stoffe sind sehr gefährlich und halten nicht lange) hingegen kommen zu dem Ergebnis, dass VY CMa nur ein normaler Roter Überriese ist.

Der Namensteil „VY“ folgt den Regeln zur Benennung veränderlicher Sterne und besagt, dass VY Canis Majoris der 43. veränderliche Stern ist, der im Sternbild Großer Hund (Canis Majoris) entdeckt wurde.

2007 entdeckten US-amerikanische Astronomen um Lucy Ziurys bei Untersuchungen mit einem 10-Meter-Radioteleskop Cyanwasserstoff, Schwefelkohlenstoff, Natriumchlorid sowie Phosphor-Stickstoff-Verbindungen in der Umgebung des Sterns. Diese umgebende Wolke ist auch der Grund, warum nur ein Bruchteil des vom Stern ausgehenden sichtbaren Lichts auf der Erde ankommt und VY CMa daher viel dunkler erscheint, als auf Grund seiner Leuchtkraft anzunehmen wäre.

Vergleich mit unser Sonnensystem.
Also zu finden ist der Stern in den Sternbild Großer Hund, die Scheinbare Helligkeit beträgt 8,08 mag und unser Sonne 4,83 mag und VY Canis Majoris dete wenn er in unser Sonnensystem ist reicht er die Umlaufbahn von Jupiter und die Planeten wie die Erde sind dann von der Sonne vernichtet wie die andere Planeten vor Saturn .

Vergleich mit unser Sonne und ein Bild Von Habbel.

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27.10.16
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R136A1?

R136a1 ist der hellste und der massereichste von allen als stabil bekannten Sternen. Er befindet sich im Supersternhaufen R136 nahe dem Zentrum des 30-Doradus-Komplexes (dem Tarantelnebel bzw. NGC 2070) in der Großen Magellanschen Wolke. Der Stern ist Teil eines ganzen Clusters von jungen, massereichen Riesensternen; die Sternendichte ist dort 100.000 Mal höher als in der Nachbarschaft unserer Sonne. R136a1 ist etwa 1 Million Jahre alt, besitzt von ehemals 320 Sonnenmassen zurzeit noch 265 bei ca. 35 fachem Sonnendurchmesser, strahlt zehn Millionen Mal heller als die Sonne und würde, befände er sich in unserem Sonnensystem, somit die Leuchtkraft der Sonne fast in dem gleichen Maße übertreffen, wie die Sonne den Mond überstrahlt. R136a1 hat eine Oberflächentemperatur von mehr als 40.000 Grad Celsius und ist damit etwa sieben Mal heißer als unsere Sonne. Die Entfernung des Sternes von der Erde beträgt circa 160.000 bis 165.000 Lichtjahre.

Und nun kommen wir zur Geschichte von R136A1.
Die Entdeckung von R136a1 wurde in den 1980ern entdeckt. Zuvor war das Zentrum des Sternhaufens als R136a bekannt; es gab einerseits Untersuchungen, welche von einem Einzelstern von mehreren tausend Sonnenmassen ausgingen, während andere einen sehr dichten Cluster von Sternen vermuteten. Schließlich konnte letztere Hypothese bestätigt und R136a in einzelne Komponenten aufgelöst werden, wobei die hellste die Bezeichnung R136a1 erhielt. Im Jahr 2010 veröffentlichte ein Astronomenteam um Paul Crowther eine neuerliche Analyse, in der verschiedene spektroskopische Archiv-Daten kombiniert wurden. Dabei wurden insbesondere Daten von VLT/SINFONI aus dem Jahr 2005 genutzt, die es im nahen IR erstmals ermöglichten, das Licht der Sterne von R136a spektroskopisch sauber zu trennen. Der Vergleich der Beobachtungen mit Sternentwicklungs-Modellen lässt auf eine Masse von 265 − 35 + 80 Sonnenmassen schließen, womit R136a1 der massereichste, als stabil bekannte, Stern ist. Es kann noch nicht ausgeschlossen werden, dass es sich bei R136a1 um zwei dicht beieinander stehende Sterne handelt, wobei der kleinere Stern jedoch dann erheblich kleiner wäre (Crowther selbst begrenzt einen vielleicht noch nicht erkannten Partnerstern auf höchstens etwa 20 Sonnenmassen).
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14.10.16
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Hier sieht mann wie ein Stern in ein Schwarzenloch gesogen wird. Und zwar durch die Gravitation des Schwarzenloch. Und die andere Hälfte wurde weggeschleudert.
A star passing below it's roche radius while orbiting around a black hole, just like a comet

As soon as the star enters the Roche "circle", it starts disintegrating because the gravity attraction exerted by the black hole is larger than the star's own gravity.
Stars with larger densities have larger Roche radii (the radius also depends on the attracting body).

In this simulation the star partially survives due to its speed, but will be probably be definitely eaten out at the next passage.

https://goo.gl/zCKtRb

#Roche   #BlackHole   #Space   #VisualScience  
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Dubhe?

Dubhe ist die Bezeichnung des Sterns Alpha Ursae Majoris im Sternbild Großer Bär. Er ist in Mitteleuropa das ganze Jahr über sichtbar. Der Name stammt von dem arabischen Wort دب / dubb / ‚Bär‘.

Dubhe ist trotz der Bayer-Bezeichnung „Alpha“ nur der zweithellste Stern des Sternbilds Großer Bär und befindet sich an der rechten oberen Ecke des Kastens des Großen Wagens. Zusammen mit Merak bildet er dessen Abschluss, dessen Verlängerung über Dubhe hinaus zum Polarstern zeigt (Zeigerstern).

Er ist kein Mitglied der Ursa-Major-Gruppe – der nächsten physischen Sterngruppe mit gemeinsamer Geschwindigkeit – und gehört auch einer anderen Spektralgruppe an als die meisten Mitgliedssterne wie Mizar oder Phekda.

Das Dubhe-System besteht aus zwei Doppelsternen, wobei der Stern Dubhe B den wesentlich massereicheren Dubhe A in einer Entfernung von 22,9 AE umkreist (etwas mehr als der größte Abstand des Uranus zur Sonne). Dubhe C befindet sich in einem Orbit von mehr als 8000 AE (0,12 Lichtjahren) und setzt sich zusammen aus einem dunklen Klasse-F-Stern und einem nahen Begleiter, welcher ihn in weniger als 7 Tagen umrundet.

Bei Dubhe A handelt es sich um einen orangegelben Riesenstern am Ende seiner Entwicklung. Er hat den 30-fachen Radius der Sonne sowie die 224-fache Leuchtkraft. Im Gegensatz dazu hat er allerdings nur eine vierfache Sonnenmasse, woraus eine geringe Hüllendichte resultiert. Die Oberflächentemperatur liegt bei 4800 bis 5000 Grad.

Dubhe B befindet sich im Gegensatz dazu noch im Stadium des Wasserstoffbrennens. Als Stern der Klasse K0 V leuchtet er ca. 15-mal so hell wie unsere Sonne. Er umläuft den Riesen Dubhe A in einem Zeitraum von 44 Jahren.

Dubhe C ist etwa 8.000 AE (0,12 Lichtjahre) von Dubhe A entfernt und besteht aus einem Stern der Klasse F8 V sowie einem nahen Begleiter, der ihn mit einer Periode von etwas weniger als 7 Tagen umkreist. Er leuchtet etwa eineinhalb mal so hell wie unsere Sonne und ist ihr in Masse und Radius wahrscheinlich ebenfalls ähnlich.

Sowohl um Dubhe A als auch Dubhe B könnten sich Planeten in geringem Abstand bewegen (sogenannte S-Planeten). Dabei wäre allerdings ein Planetensystem um Dubhe A wahrscheinlicher als um Dubhe B, da der Stern aufgrund seiner größeren Gravitation mehr Trabanten halten kann bzw Dubhe B die Planeten buchstäblich entreißt.

Eventuelle Planeten um Dubhe C befänden sich außerhalb eines sie beeinflussenden Gravitationsfeldes des Hauptsterns. Der Begleiter von Dubhe C stört die Planetenbahnen aufgrund seines geringen Abstandes nicht. Um Dubhe C könnte also eine größere Anzahl Planeten existieren.

So könnte der Doppeltsternensystem Duhbe verhalten und ein Bild wo man es einfacher findet.

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14.10.16
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Was ist den der Bellatrix?

Bellatrix auf Deutsch(„Kriegerin“) oder γ Orionis ist der dritthellste Stern im Sternbild Orion. Sie ist neben Beteigeuze der andere (rechte) Schulterstern des Orion.

Die genau 243 Lichtjahre entfernte Bellatrix hat eine scheinbare Helligkeit von 1,64 mag. Als bläulicher Riesenstern der Spektralklasse B2 besitzt sie etwa die achtfache Masse der Sonne und etwa die 4000-fache bolometrische Leuchtkraft.

In höchstens einigen Millionen Jahren wird sie sich zu einem Roten Riesen aufblähen, aber aufgrund ihrer etwas zu geringen Masse nicht explodieren, sondern als massereicher Weißer Zwerg enden.

Bellatrix gehört nicht – wie lange Zeit angenommen – zur Orion-Assoziation, sondern ist wesentlich weniger weit von der Sonne entfernt.

1972 wurde festgestellt, dass sie geringfügige Helligkeitsschwankungen im Bereich von ein paar Hundertstel einer Größenklasse aufweist.

Recht ist Bellatix als y markiert. Und das linke Bild ist ein Größenvergleich zwischen Bellatrix (links), Algol B (rechts) und der Sonne in der Mitte und vor der Sonne sind Planeten von unseren Sonnensystem

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13.10.16
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Was ist der Regulus?

Der Regulus ist der hellste Stern (Hauptstern) im Sternbild Löwe. Der lateinische Name bedeutet Kleiner König oder Prinz (Diminutiv von Rex). Regulus bildet zusammen mit den Sternen Arktur und Spica das Frühlingsdreieck.

Regulus ist 77,5 Lichtjahre von der Sonne entfernt und besitzt eine scheinbare Helligkeit von 1,36 mag bei einer absoluten Helligkeit von -0,2 mag. Er gehört der Spektralklasse B7 an.

Regulus wird als ekliptiknaher Stern recht häufig vom Mond und sehr selten auch von den Planeten Merkur und Venus bedeckt. Die letzte Bedeckung von Regulus durch einen Planeten erfolgte am 9. Juli 1959 durch die Venus, die nächste wird am 1. Oktober 2044 wieder durch die Venus erfolgen. Bedeckungen des Regulus durch andere Planeten sind aufgrund deren derzeitiger Bahnlage in den nächsten paar Jahrtausenden nicht möglich. Am 20. März 2014 wurde Regulus von dem Asteroiden (163) Erigone bedeckt, was allerdings nur in einem schmalen Streifen über dem Nordatlantik und Nordamerika (unter anderem von New York City aus) zu beobachten war.

Andere Namen sind Qalb al-Asad mit der gleichen Bedeutung wie Cor Leonis ("Herz des Löwen"). Abgewandelte Formen des arabischen Namens sind Kabeleced, Kalb und Kelb.

Rechts ein Bild von ein Teleskop in Deutschland.
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13.10.16
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