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<blockquote data-quote="H2SO4" data-source="post: 91560" data-attributes="member: 2506"><p><span style="color: red">Die ersten Sterne:</span></p><p></p><p>Entstehung der ersten Sterne</p><p></p><p>Können Sie sich ein Universum vorstellen, in welchem es keine Planeten, Monde und Sterne gibt? Seinerzeit, etwa 100 bis 250 Millionen Jahre nach dem Urknall bestand das Universum aus nichts anderem als rund 75 % Wasserstoff und 25 % Helium (sowie Spuren von Lithium). Es war finster, kein Licht erhellte das nur aus genannten Gasen bestehende All, es gab keine anderen Elemente und schon gar keinen Staub (wir sahen bei der Sternentwicklung, wie wichtig der Staub ist, wenn es darum geht, eine kontrahierende Gaswolke zu kühlen). In diesem Szenario haben sich dennoch die ersten Sterne der Population III bilden können (Population I sind junge, metallreiche Sterne, metallarme alte gehören der Population II an; Astronomen bezeichnen alle chemischen Elemente die schwerer als Helium sind als "Metall"). Was aber war der Auslöser von Kontraktionen? Der beispielsweise von Supernovae ausgehende Druck kam nicht in Betracht, es gab ja noch keine Sterne. Und, wenn es trotzdem zu Kontraktionen kam, gab es einen Kühlungsmechanismus? Wie also war überhaupt die Sternentstehung möglich?</p><p></p><p>Die ersten Sterne Fragen wir uns aber zunächst einmal, ob wir bei einem Blick ins Universum überhaupt noch Sterne entdecken können, die der allerersten Generation angehören. Und wie können wir sie von anderen, jüngeren Exemplaren unterscheiden?</p><p></p><p>Nun, das ließe sich durch spektroskopische Untersuchungen des Sternlichts bewerkstelligen. Wenn die ersten Sterne nur aus Wasserstoff und Helium bestanden, dürfte man im Spektrum keine anderen Metalle (Elemente) erkennen. Zwar werden im Innern eines solchen Sterns neue Elemente ausgebrütet, aber das Zentrum ist nicht konvektiv, d.h. durch Wärmebewegung wird nichts nach außen transportiert. Einen solchen Stern hat man bis jetzt noch nicht gefunden und das wird auch so bleiben: Sterne der Population III können nicht mehr existieren, wie wir jetzt sehen werden.</p><p></p><p>Aus Untersuchungen der kosmischen Hintergrundstrahlung wissen wir, dass es im frühen Universum Dichteschwankungen gab, man könnte sie als Klumpen in der Ursuppe bezeichnen.</p><p></p><p>Verteilung der Dunklen Materie im Universum Die Dunkle Materie spielte dabei sicherlich eine bedeutende Rolle, denn sie entstand zusammen mit der Materie. Während Dichteschwankungen der Materie immer wieder durch die Strahlung geglättet wurden (die Stöße der Photonen verhinderten das Zusammenballen von Teilchen), wechselwirkte die Dunkle Materie damit nicht. Sie entwickelte sich ungestört langsam zu einem Netzwerk aus filamentartigen Strukturen, entlang derer sich nach und nach die gravitativ angezogene Materie ansammelte. In den knotenartigen Verdichtungen konnten sich erste kleine Protogalaxien entwickeln. Diese lagerten sich dann zu Galaxien zusammen. Das Netzwerk aus Filamenten erkennt man noch heute, wenn man betrachtet wie die Galaxienhaufen im Universum verteilt sind. Auch in den Protogalaxien, die vielleicht 100 000 bis 1 Million Sonnenmassen besaßen, bestanden kleinere Filament- Netzwerke.</p><p></p><p>Im Bild ist die Verteilung der Dunklen Materie im Universum dargestellt, zu sehen ist ein Ausschnitt des Himmels von etwa 9facher Größe des Vollmonddurchmessers. Gewonnen aus Aufnahmen des Hubble- Weltraumteleskops wird uns vor Augen geführt, wie die Materie im Kosmos - also Gas, Staub, Sterne und Galaxien - in ein Grundgerüst aus Dunkler Materie eingebettet ist. Die Helligkeit der Klumpen zeigt die Dichte der Masseansammlungen an. Über 1000 Beobachtungsstunden waren nötig, um die bislang größte Übersicht der Verteilung Dunkler Materie zu gewinnen.</p><p></p><p>Die Knoten zogen sich dann gravitativ zusammen. Hierdurch wurden die primordialen (= urzeitlichen) Gasklumpen auf über 1000 [K] erhitzt, wie aber konnte nun Kühlung einsetzen? Durch diese hohe Temperatur muss der Gasdruck doch derart hoch gewesen sein, dass eine weitere Kontraktion bis zum Stern ausgeschlossen war! Nun, der Wasserstoff war seinerzeit atomar, jedoch lagerten sich hin und wieder Atome zu molekularem Wasserstoff (H2) zusammen. Durch diese Verkleinerung des Volumens verringerte sich auch der in der Wolke herrschende Druck, die Gasdichte stieg an und erste Kontraktionen konnten einsetzen.</p><p></p><p>Strukturen im jungen KosmosWir sehen in einer Computer- Simulation die filamentartig angeordnete Materie im jungen Universum, im Alter von 1 Milliarde Jahre waren die Strukturen voll ausgebildet.</p><p></p><p>Die H2- Moleküle kollidierten öfter mit Wasserstoffatomen. Bei solchen Kollisionen werden durch die übertragene kinetische Energie die Elektronen angeregt. Sie verlassen ihren Grundzustand und nehmen ein höheres Energieniveau ein (im Bohrschen Atommodell sagte man noch, sie gelangen auf eine höhere Schale). Lange kann sich ein angeregtes Elektron aber nicht auf dem höheren Niveau halten, es fällt zurück und gibt dabei überschüssige Energie in Form eines Photons ab. Photonen sind nun nichts als kleinste Energiepakete und gleichzeitig kleinster Teil einer elektromagnetischen Welle. Auf diese Weise wird langwellige Infrarotstrahlung emittiert, wodurch die Wolken auf vielleicht 200 bis 300 [K] abkühlen konnten. Diese immer noch relativ hohe Temperatur sagt uns, dass die Jeansmasse der damaligen Wolken deutlich größer gewesen sein muss als es bei den heutigen GMC's (giant molecular clouds) der Fall ist. Und zwar um einen Faktor von bis zu 1000! Weil die Jeansmasse in einer GMC bei etwa einer Sonnenmasse liegt, musste ein Gasklumpen damals also rund 1000 Sonnenmassen aufweisen, um zu einem Stern zu kontrahieren. Dementsprechend waren die ersten Sterne der Population III Giganten von mindestens Hundert, ja möglicherweise bis zu 1000 Sonnenmassen. Ihre Entwicklung verlief rasend schnell und sie endeten schon nach 3 bis 4 Millionen Jahren in (Paarinstabilitäts-) Supernovaexplosionen. Das ist der Grund, weshalb heute kein Pop-III- Stern mehr existiert!</p><p></p><p>Das Universum zur Zeit der Pop-III- Giganten muss einen eigentümlichen Anblick geboten haben. Durch ihre riesige Masse waren solche Sterne superempfindlich gegen kleinste Störungen. Nicht nur durch einen extremen Sternwind bliesen sie große Materiemengen ins All, immer wieder muss es auch gewaltige Ausbrüche gegeben haben, bei denen große Massen abgestoßen wurden. Der Stern Eta Carinae vermittelt uns einen kleinen Eindruck vom damaligen Schauspiel. Hatten die Atomkerne nach der Abkühlung des Kosmos (nach etwa 300 000 Jahren) endlich die Elektronen einfangen und damit neutrale Atome bilden können (Rekombination), so kam es jetzt wieder anders. Die Pop-III-Sterne waren aufgrund ihrer rasend schnellen Fusionen extrem heiß und strahlten deshalb überwiegend hochenergetische UV- Strahlung aus. Diese aber erhitzte das Gas wieder derart, dass die Elektronen erneut die Atomkerne verließen, wir sprechen jetzt vom Zeitalter der Reionisation (ca. 150 bis 400 Millionen Jahre) - das interstellare und intergalaktische Medium wurde wieder ionisiert.</p><p></p><p>Die ersten Sterne? Im Innern der ersten Sterne aber wurden bereits neue, noch nie im Universum gewesene Elemente ausgebrütet: Kohlenstoff, Sauerstoff, Silizium, Stickstoff und viele weitere betraten durch die Supernovaexplosion zum ersten Mal die kosmische Bühne. Sie reicherten nun das primordiale Medium mit Metallen an, welches fortan ganz andere Eigenschaften aufwies. In erster Linie wurden große Mengen an Sauerstoff und Kohlenstoff freigesetzt. Deren Atome kollidierten auch miteinander in den kontrahierenden Gaswolken, wobei sie wieder auf höhere Energieniveaus katapultiert wurden. Sie gelangten erneut zurück in den ursprünglichen Grundzustand, indem sie die überschüssige Energie in Form von Photonen emittierten. Die Energieunterschiede zwischen angeregtem und Grundzustand waren allerdings nicht sehr groß, deshalb spricht man hier von der so genannten Feinstrukturkühlung, die zur Temperaturabsenkung des Gases führte. Darüber hinaus gingen nach einer Weile die von allen Sternen ausgestoßenen Metalle chemische Verbindungen untereinander ein, z.B. verbanden sich Silizium und Sauerstoff zu Siliziumdioxid usw. Daraus der entstand zusätzlich der begehrte Staub für die Kühlungsprozesse nachfolgender Entwicklungen. Jetzt konnten Kontraktionen viel schneller einsetzen, die Jeansmasse verringerte sich und es konnten nur noch relativ massearme Sterne der Population II gebildet werden.</p><p></p><p>Kosmische Rätsel</p><p></p><p>Weil, wie wir sahen, die Sterne der ersten Generation so unvorstellbar massereich waren, mussten sie ihr höchst stürmisches Leben alsbald aushauchen. Wer sich schon etwas auskennt wird wissen, dass bei einem solchen Sternentod das Ende aus einem Schwarzen Loch bestehen kann. Derartige stellare Schwarze Löcher werden anfangs einige Sonnenmassen aufweisen. Ein großer Teil der Sternmaterie wurde zunächst als Sternwind und dann bei der Supernovaexplosion abgestoßen. Befindet sich diese Materie noch in der Nähe, so kann sie sogleich vom Schwarzen Loch wieder aufgesaugt, akkretiert, werden. Jetzt stoßen wir aber auf ein weiteres, ganz schwerwiegendes Problem:</p><p></p><p>In den Zentren weit entfernter Quasare stoßen wir auf Schwarze Löcher, die bereits eine milliardenfache Sonnenmasse aufweisen. Sie akkretieren aggressiv Materie, aber dies gelingt nur bis zu einer bestimmten Grenze. Je mehr Materie sich in einer Akkretionsscheibe einfindet, umso größer wird die Reibung und umso höher steigt die Temperatur. Am Ende wird durch die emittierte Strahlung ein solcher Druck ausgeübt, dass sogar Materie aus der Scheibe geschleudert wird. Die Akkretion gelingt also nur bis zu einem bestimmten Limit, dem so genannten Eddington- Limit. Ein Schwarzes Loch kann also nicht beliebig schnell anwachsen. Beobachten wir also einen Quasar in 12,9 Milliarden Lichtjahren Entfernung, so hat er ein Alter von gerade einmal 800 Millionen Jahren (das Universum hat ein Alter von 13,7 Mrd. Jahren; 12,9 + 0,8 = 13,7). Nun kann aber ein Schwarzes Loch in dieser relativ kurzen Zeit nicht durch Akkretion normaler Materie derart zunehmen, dass es so schwer wie Milliarden Sonnen wird. Hier muss etwas gänzlich anderes im Spiel gewesen sein!</p><p></p><p>Sterile Neutrinos?</p><p></p><p>Kleine Zwischenfrage: Wieso oder wodurch bekommen manche Neutronensterne bei ihrer Entstehung einen solchen "Tritt", dass sie mit extrem hoher Geschwindigkeit in einer Richtung davonfliegen?</p><p></p><p>Gitarren- NebelHier sehen wir den so genannten Gitarren- Nebel. In der Spitze des Konus bewegt sich ein Neutronenstern mit weit über 1000 [Km/s] durch interstellares Gas. Er hinterlässt dabei eine Art Heckwelle, die von unserem Standpunkt aus wie eine Gitarre geformt erscheint. Der Gitarren- Nebel liegt im Sternbild Cepheus und ist nur 6,5 Lichtjahre von uns entfernt. Die Geschwindigkeit des Neutronensterns (der gleichzeitig auch ein Pulsar ist) und die Ausdehnung des Gebildes lassen auf ein Alter von nur etwa 300 Jahren schließen.</p><p></p><p>Mit freundlicher Genehmigung des Mount Palomar Observatoriums</p></blockquote><p></p>
[QUOTE="H2SO4, post: 91560, member: 2506"] [COLOR=red]Die ersten Sterne:[/COLOR] Entstehung der ersten Sterne Können Sie sich ein Universum vorstellen, in welchem es keine Planeten, Monde und Sterne gibt? Seinerzeit, etwa 100 bis 250 Millionen Jahre nach dem Urknall bestand das Universum aus nichts anderem als rund 75 % Wasserstoff und 25 % Helium (sowie Spuren von Lithium). Es war finster, kein Licht erhellte das nur aus genannten Gasen bestehende All, es gab keine anderen Elemente und schon gar keinen Staub (wir sahen bei der Sternentwicklung, wie wichtig der Staub ist, wenn es darum geht, eine kontrahierende Gaswolke zu kühlen). In diesem Szenario haben sich dennoch die ersten Sterne der Population III bilden können (Population I sind junge, metallreiche Sterne, metallarme alte gehören der Population II an; Astronomen bezeichnen alle chemischen Elemente die schwerer als Helium sind als "Metall"). Was aber war der Auslöser von Kontraktionen? Der beispielsweise von Supernovae ausgehende Druck kam nicht in Betracht, es gab ja noch keine Sterne. Und, wenn es trotzdem zu Kontraktionen kam, gab es einen Kühlungsmechanismus? Wie also war überhaupt die Sternentstehung möglich? Die ersten Sterne Fragen wir uns aber zunächst einmal, ob wir bei einem Blick ins Universum überhaupt noch Sterne entdecken können, die der allerersten Generation angehören. Und wie können wir sie von anderen, jüngeren Exemplaren unterscheiden? Nun, das ließe sich durch spektroskopische Untersuchungen des Sternlichts bewerkstelligen. Wenn die ersten Sterne nur aus Wasserstoff und Helium bestanden, dürfte man im Spektrum keine anderen Metalle (Elemente) erkennen. Zwar werden im Innern eines solchen Sterns neue Elemente ausgebrütet, aber das Zentrum ist nicht konvektiv, d.h. durch Wärmebewegung wird nichts nach außen transportiert. Einen solchen Stern hat man bis jetzt noch nicht gefunden und das wird auch so bleiben: Sterne der Population III können nicht mehr existieren, wie wir jetzt sehen werden. Aus Untersuchungen der kosmischen Hintergrundstrahlung wissen wir, dass es im frühen Universum Dichteschwankungen gab, man könnte sie als Klumpen in der Ursuppe bezeichnen. Verteilung der Dunklen Materie im Universum Die Dunkle Materie spielte dabei sicherlich eine bedeutende Rolle, denn sie entstand zusammen mit der Materie. Während Dichteschwankungen der Materie immer wieder durch die Strahlung geglättet wurden (die Stöße der Photonen verhinderten das Zusammenballen von Teilchen), wechselwirkte die Dunkle Materie damit nicht. Sie entwickelte sich ungestört langsam zu einem Netzwerk aus filamentartigen Strukturen, entlang derer sich nach und nach die gravitativ angezogene Materie ansammelte. In den knotenartigen Verdichtungen konnten sich erste kleine Protogalaxien entwickeln. Diese lagerten sich dann zu Galaxien zusammen. Das Netzwerk aus Filamenten erkennt man noch heute, wenn man betrachtet wie die Galaxienhaufen im Universum verteilt sind. Auch in den Protogalaxien, die vielleicht 100 000 bis 1 Million Sonnenmassen besaßen, bestanden kleinere Filament- Netzwerke. Im Bild ist die Verteilung der Dunklen Materie im Universum dargestellt, zu sehen ist ein Ausschnitt des Himmels von etwa 9facher Größe des Vollmonddurchmessers. Gewonnen aus Aufnahmen des Hubble- Weltraumteleskops wird uns vor Augen geführt, wie die Materie im Kosmos - also Gas, Staub, Sterne und Galaxien - in ein Grundgerüst aus Dunkler Materie eingebettet ist. Die Helligkeit der Klumpen zeigt die Dichte der Masseansammlungen an. Über 1000 Beobachtungsstunden waren nötig, um die bislang größte Übersicht der Verteilung Dunkler Materie zu gewinnen. Die Knoten zogen sich dann gravitativ zusammen. Hierdurch wurden die primordialen (= urzeitlichen) Gasklumpen auf über 1000 [K] erhitzt, wie aber konnte nun Kühlung einsetzen? Durch diese hohe Temperatur muss der Gasdruck doch derart hoch gewesen sein, dass eine weitere Kontraktion bis zum Stern ausgeschlossen war! Nun, der Wasserstoff war seinerzeit atomar, jedoch lagerten sich hin und wieder Atome zu molekularem Wasserstoff (H2) zusammen. Durch diese Verkleinerung des Volumens verringerte sich auch der in der Wolke herrschende Druck, die Gasdichte stieg an und erste Kontraktionen konnten einsetzen. Strukturen im jungen KosmosWir sehen in einer Computer- Simulation die filamentartig angeordnete Materie im jungen Universum, im Alter von 1 Milliarde Jahre waren die Strukturen voll ausgebildet. Die H2- Moleküle kollidierten öfter mit Wasserstoffatomen. Bei solchen Kollisionen werden durch die übertragene kinetische Energie die Elektronen angeregt. Sie verlassen ihren Grundzustand und nehmen ein höheres Energieniveau ein (im Bohrschen Atommodell sagte man noch, sie gelangen auf eine höhere Schale). Lange kann sich ein angeregtes Elektron aber nicht auf dem höheren Niveau halten, es fällt zurück und gibt dabei überschüssige Energie in Form eines Photons ab. Photonen sind nun nichts als kleinste Energiepakete und gleichzeitig kleinster Teil einer elektromagnetischen Welle. Auf diese Weise wird langwellige Infrarotstrahlung emittiert, wodurch die Wolken auf vielleicht 200 bis 300 [K] abkühlen konnten. Diese immer noch relativ hohe Temperatur sagt uns, dass die Jeansmasse der damaligen Wolken deutlich größer gewesen sein muss als es bei den heutigen GMC's (giant molecular clouds) der Fall ist. Und zwar um einen Faktor von bis zu 1000! Weil die Jeansmasse in einer GMC bei etwa einer Sonnenmasse liegt, musste ein Gasklumpen damals also rund 1000 Sonnenmassen aufweisen, um zu einem Stern zu kontrahieren. Dementsprechend waren die ersten Sterne der Population III Giganten von mindestens Hundert, ja möglicherweise bis zu 1000 Sonnenmassen. Ihre Entwicklung verlief rasend schnell und sie endeten schon nach 3 bis 4 Millionen Jahren in (Paarinstabilitäts-) Supernovaexplosionen. Das ist der Grund, weshalb heute kein Pop-III- Stern mehr existiert! Das Universum zur Zeit der Pop-III- Giganten muss einen eigentümlichen Anblick geboten haben. Durch ihre riesige Masse waren solche Sterne superempfindlich gegen kleinste Störungen. Nicht nur durch einen extremen Sternwind bliesen sie große Materiemengen ins All, immer wieder muss es auch gewaltige Ausbrüche gegeben haben, bei denen große Massen abgestoßen wurden. Der Stern Eta Carinae vermittelt uns einen kleinen Eindruck vom damaligen Schauspiel. Hatten die Atomkerne nach der Abkühlung des Kosmos (nach etwa 300 000 Jahren) endlich die Elektronen einfangen und damit neutrale Atome bilden können (Rekombination), so kam es jetzt wieder anders. Die Pop-III-Sterne waren aufgrund ihrer rasend schnellen Fusionen extrem heiß und strahlten deshalb überwiegend hochenergetische UV- Strahlung aus. Diese aber erhitzte das Gas wieder derart, dass die Elektronen erneut die Atomkerne verließen, wir sprechen jetzt vom Zeitalter der Reionisation (ca. 150 bis 400 Millionen Jahre) - das interstellare und intergalaktische Medium wurde wieder ionisiert. Die ersten Sterne? Im Innern der ersten Sterne aber wurden bereits neue, noch nie im Universum gewesene Elemente ausgebrütet: Kohlenstoff, Sauerstoff, Silizium, Stickstoff und viele weitere betraten durch die Supernovaexplosion zum ersten Mal die kosmische Bühne. Sie reicherten nun das primordiale Medium mit Metallen an, welches fortan ganz andere Eigenschaften aufwies. In erster Linie wurden große Mengen an Sauerstoff und Kohlenstoff freigesetzt. Deren Atome kollidierten auch miteinander in den kontrahierenden Gaswolken, wobei sie wieder auf höhere Energieniveaus katapultiert wurden. Sie gelangten erneut zurück in den ursprünglichen Grundzustand, indem sie die überschüssige Energie in Form von Photonen emittierten. Die Energieunterschiede zwischen angeregtem und Grundzustand waren allerdings nicht sehr groß, deshalb spricht man hier von der so genannten Feinstrukturkühlung, die zur Temperaturabsenkung des Gases führte. Darüber hinaus gingen nach einer Weile die von allen Sternen ausgestoßenen Metalle chemische Verbindungen untereinander ein, z.B. verbanden sich Silizium und Sauerstoff zu Siliziumdioxid usw. Daraus der entstand zusätzlich der begehrte Staub für die Kühlungsprozesse nachfolgender Entwicklungen. Jetzt konnten Kontraktionen viel schneller einsetzen, die Jeansmasse verringerte sich und es konnten nur noch relativ massearme Sterne der Population II gebildet werden. Kosmische Rätsel Weil, wie wir sahen, die Sterne der ersten Generation so unvorstellbar massereich waren, mussten sie ihr höchst stürmisches Leben alsbald aushauchen. Wer sich schon etwas auskennt wird wissen, dass bei einem solchen Sternentod das Ende aus einem Schwarzen Loch bestehen kann. Derartige stellare Schwarze Löcher werden anfangs einige Sonnenmassen aufweisen. Ein großer Teil der Sternmaterie wurde zunächst als Sternwind und dann bei der Supernovaexplosion abgestoßen. Befindet sich diese Materie noch in der Nähe, so kann sie sogleich vom Schwarzen Loch wieder aufgesaugt, akkretiert, werden. Jetzt stoßen wir aber auf ein weiteres, ganz schwerwiegendes Problem: In den Zentren weit entfernter Quasare stoßen wir auf Schwarze Löcher, die bereits eine milliardenfache Sonnenmasse aufweisen. Sie akkretieren aggressiv Materie, aber dies gelingt nur bis zu einer bestimmten Grenze. Je mehr Materie sich in einer Akkretionsscheibe einfindet, umso größer wird die Reibung und umso höher steigt die Temperatur. Am Ende wird durch die emittierte Strahlung ein solcher Druck ausgeübt, dass sogar Materie aus der Scheibe geschleudert wird. Die Akkretion gelingt also nur bis zu einem bestimmten Limit, dem so genannten Eddington- Limit. Ein Schwarzes Loch kann also nicht beliebig schnell anwachsen. Beobachten wir also einen Quasar in 12,9 Milliarden Lichtjahren Entfernung, so hat er ein Alter von gerade einmal 800 Millionen Jahren (das Universum hat ein Alter von 13,7 Mrd. Jahren; 12,9 + 0,8 = 13,7). Nun kann aber ein Schwarzes Loch in dieser relativ kurzen Zeit nicht durch Akkretion normaler Materie derart zunehmen, dass es so schwer wie Milliarden Sonnen wird. Hier muss etwas gänzlich anderes im Spiel gewesen sein! Sterile Neutrinos? Kleine Zwischenfrage: Wieso oder wodurch bekommen manche Neutronensterne bei ihrer Entstehung einen solchen "Tritt", dass sie mit extrem hoher Geschwindigkeit in einer Richtung davonfliegen? Gitarren- NebelHier sehen wir den so genannten Gitarren- Nebel. In der Spitze des Konus bewegt sich ein Neutronenstern mit weit über 1000 [Km/s] durch interstellares Gas. Er hinterlässt dabei eine Art Heckwelle, die von unserem Standpunkt aus wie eine Gitarre geformt erscheint. Der Gitarren- Nebel liegt im Sternbild Cepheus und ist nur 6,5 Lichtjahre von uns entfernt. Die Geschwindigkeit des Neutronensterns (der gleichzeitig auch ein Pulsar ist) und die Ausdehnung des Gebildes lassen auf ein Alter von nur etwa 300 Jahren schließen. Mit freundlicher Genehmigung des Mount Palomar Observatoriums [/QUOTE]
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