Die Zukunft – was wird geschehen?

Referent: Dr. Björn Voß, Leiter des Planetariums Münster und Präsident der Gesellschaft deutschsprachiger Planetarien (GDP)

Der Vortrag berichtet in einer gedanklichen Zeitreise über die langfristige Zukunft der Erde, der Sonne, der Milchstraße und des Universums. Dabei geht es unter anderem um die sehr langfristige Entwicklung der irdischen Lebensbedingungen, bis hin zum Ende der Sonne. Die „Zeitreise“ führt weiter mit einem Blick auf langfristige Änderung unserer Milchstraße, und zeigt, wie unser Sternenhimmel in zehn, 100 oder 1.000 Milliarden Jahren aussehen mag. Schließlich geht es um die Frage nach der fernen Zukunft des Universums selbst: Wird es je enden? Und was bedeutet all dies für uns Menschen?

Unser Planet Erde, Träger höheren Lebens – Wie es dazu kam.

Referent: Dr. Klaus Ammann, Arbeitskreis Sternfreunde Lübeck e.V.

Unsere Erde ist etwa 4,5 Milliarden Jahre alt. Schon bald nach ihrer Entstehung entwickelte sich auf ihr erstes Leben – und zwar in einer aus heutiger Sicht ausgesprochen unwirtlichen Umgebung. Das Leben selbst war es, das aus der unwirtlichen Umgebung einen für höheres Leben geeigneten Wohnort machte. Dieser Weg ging durch Höhen und Tiefen. Wir wollen uns diese Berg- und Talfahrt näher anschauen und dabei u. a. erfahren, was es mit dem großen Bombardement, der großen Sauerstoff-Katastrophe, der Schneeball-Erde, der langweiligen Milliarde und der kambrischen Explosion so alles auf sich hat.

Das Leben der Sterne und die chemische Evolution des Universums

Referent: Dr. David Walker, Förderverein Hamburger Sternwarte

Die chemische Evolution des Weltalls begann mit dem Wasserstoff. Das heutige Universum enthält, nach Masse gerechnet, etwa 70% Wasserstoff, 28% Helium und 2% schwererer Elemente. Der weitaus größte Teil des Heliums entstand bereits in den ersten Minuten nach dem Urknall. Die meisten Sterne, die wir am Himmel sehen, sind Kernreaktoren, in denen, beginnend mit dem Wasserstoff, durch Kernfusionen immer schwerere chemische Elemente entstehen, je weiter die Entwicklung der jeweiligen Sterne voranschreitet. Die bei den Fusionsprozessen jeweils freiwerdende nukleare Bindungsenergie wird abgestrahlt, lässt die Sterne also leuchten. Allerdings funktioniert dies nur, solange dabei Energie gewonnen werden kann, weshalb auf diesem Weg keine chemischen Elemente erzeugt werden können, die schwerer sind als Eisen. Letztere machen aber über die Hälfte der stabilen bzw. langlebigen chemischen Elemente aus. Diese verdanken ihre Entstehung dem Einfang von Neutronen durch schwerere Atomkerne und anschließenden radioaktiven Zerfällen. Solche Prozesse spielen sich nur im Innern sehr weit entwickelter Sterne ab. Für die Produktion neutronenreicher Kerne wie beispielsweise Uran sind sogar solch gewaltsame Ereignisse wie Supernova-Explosionen oder Kollisionen von Neutronensternen vonnöten.

Öffentliche Sonnenbeobachtung

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Öffentliche Sonnenbeobachtung.

Die öffentlichen Beobachtungen finden an unseren Instrumenten im Freien statt.

Da bei der Beobachtung an den Teleskopen Abstände von 1,5 m nicht immer eingehalten werden können, muss hierbei ein Mund-Nasen-Schutz getragen werden.