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Universum

Dieses Thema im Forum "Wissenschaft + Geschichte" wurde erstellt von H2SO4, 25 Januar 2009.

  1. H2SO4

    H2SO4 Neuer Benutzer

    So liebe Forumsmitglieder, da soviele Fragen über das Unviersum gestellt werden, werde ich hier einen Monster beitrag schreiben, damit so ziemlich alle Fragen dazu geklärt sind. Habe alles gepostet was ich über die Jahre mir zusammengesucht habe.

    Bin satte 3 std. vor dem Post jetzt gesessen und hab 3 Schachteln dabei verraucht :augenzu: wünsch euch viel spass beim Lesen.

    Grüße H2SO4

    Einleitung:

    Die Entwicklung der Astronomie hat in den letzten hundert Jahren überwältigende Fortschritte gemacht. Bestand noch für Einstein und seine Zeitgenossen das gesamte Universum lediglich aus der Milchstraße, stehen wir heute vor einer unfassbaren tatsächlichen Größe des Alls. Glaubte man noch vor 50 Jahren aufgrund der "Marskanäle" fest an die tatsächliche Existenz der "kleinen grünen Männchen" auf unserem Nachbarplaneten, so haben wir heute eine umfassende Übersicht über das Sonnensystem, in welchem wir die alleinigen Bewohner sind. Mit modernster Technik sind wir sogar seit den 90er Jahren des vergangenen Jahrhunderts in der Lage, viele Dutzende neuer Planetensysteme in der Nachbarschaft der Sonne aufzuspüren.

    Viele berühmte und auch weniger bekannte Wissenschaftler haben der jüngeren Geschichte ihren Namen aufgeprägt. Albert Einstein, Hermann Minkowski, Georges Lemaître und Alexander Friedmann legten das Fundament zum Verständnis des Universums, Heisenberg, Schrödinger, Pauli und Dirac erschlossen uns die fast unbegreifliche Quantenwelt. Immer deutlicher wurde dabei die enge, unzertrennliche Verwandtschaft zwischen Mikro- und Makrokosmos. Sie werden auf dieser Homepage manchem dieser großen Geister kurz begegnen, doch reicht ihr Umfang bei weitem nicht um die herausragenden Leistungen entsprechend zu würdigen. Auch die "Altmeister", Namen wie Galilei, Kepler, Newton, Cassini oder Huygens werden bei passender Gelegenheit nicht unerwähnt bleiben.

    Letztendlich sollen diese Seiten aufzeigen, wie viele der faszinierenden Phänomene im All von der schwächsten der Naturkräfte, der Gravitation (die anderen drei Kräfte sind die elektrische Anziehung, die starke und die schwache Wechselwirkung), beeinflusst werden. Sie lässt die Sterne erstrahlen, ermöglicht die Bildung von Planeten und damit verbunden die Entwicklung von Leben. Aber sie zerstört auch, Supernovae, Neutronensterne und Schwarze Löcher sind die Folge und möglicherweise sogar das Ende des gesamten Universums. Vielleicht kann diese Homepage aber ebenso aufzeigen, wie viele ungelöste Rätsel uns im Kosmos noch erwarten. Und vielleicht werden auch Sie von der Spannung gefesselt die einen ergreift, wenn man sich auf das Abenteuer Universum einlässt.

    Darstellung von Zahlen und Einheiten

    In der Astronomie wird häufig mit sehr großen, doch auch mit sehr kleinen Zahlen hantiert, so dass man sich zur Vereinfachung der exponentiellen Schreibweise (Hochzahlen) bedient. Diese Schreibweise wird häufig auf diesen Seiten anzutreffen sein. Als kleine Auffrischung sollen ein paar Beispiele diese Darstellung verdeutlichen:

    * Die Zahl 10 wird dargestellt als 101, was soviel bedeutet wie eine Eins mit einer Null
    * 100 wäre demnach 102, eine Eins mit zwei Nullen und 1000 entsprechend 103
    * 33,3 wird dargestellt als 3,33·101, 541 dementsprechend als 5,41·102
    * Was bedeutet nun 2·1030 [Kg]? Richtig! Das sind
    2 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 [Kg], die Masse unserer Sonne.

    Auch kleine Zahlen lassen sich mit diesem Verfahren leicht darstellen:

    * 0,1 wird geschrieben als 10-1, 0,01 als 10-2 und 0,001 ist dann 10-3
    * Wie viel ist 10-43? Genau! Unvorstellbar wenig. Diese Zahl in Sekunden ist die Planck- Zeit, die kürzest mögliche Zeitspanne.

    Zur Unterscheidung von anderen Zeichen, zur Vermeidung von Verwechslungen und wegen besserer Übersichtlichkeit werden Symbole der SI- Einheiten oder abgeleiteter Maßeinheiten in eckige Klammern gesetzt, also z.B. 50 [Kg], 300 000 [Km/h] oder 230 [V].

    Temperaturen

    Temperaturen werden grundsätzlich in [K] (Kelvin) angegeben, soweit nicht anders bezeichnet. Diese Temperaturskala beginnt mit dem absoluten Nullpunkt, also rund -273 [°C]. 273 [K] entsprechen demnach 0 [°C], 100 [°C] wären dann 373 [K].
    Bei den meisten auf diesen Seiten erwähnten Temperaturen kann man es sich aber getrost ersparen, die Kelvin- Angabe auf °Celsius umzurechnen. Denn bei 20 Millionen Grad (2·107 [K]) im Innern eines Sterns ist es wohl einerlei, ob man die Temperatur in [K] oder [°C] angibt.

    Sterne:

    Interstellare Materie:

    Zwischen den einzelnen Sternen einer Galaxie liegen riesige, fast unüberwindliche Distanzen. Jedoch sind diese gigantischen Zwischenräume niemals völlig leer, ja in manchen Regionen konzentriert sich ein interstellares Medium zu großen Wolken von Hunderten, ja Tausenden Sonnenmassen. Die Geburtsorte der Sterne sind dann auch diese Gebiete interstellarer Materie, vorwiegend in den Spiralarmen unserer Galaxis, wie zum Beispiel der berühmte große Orion- Nebel M42:

    M42 im Orion

    Interstellare Materie besteht aus vielen Komponenten, vor allem aus Wasserstoff, Helium, Sauerstoff, Kohlenstoff, Stickstoff, Schwefel, Silizium usw. Aber nicht nur die reinen chemischen Elemente sind hier zu finden, sondern auch verschiedene Moleküle wie Wasser, Kohlenmonoxid, Methan oder Essigsäure. Diese Moleküle können sich bilden durch die Anwesenheit von kosmischem Staub, dessen Oberfläche als Katalysator dienen kann. Die hierzu notwendigen chemischen Reaktionen laufen in der Kälte des Weltraums nur sehr langsam ab, aber Zeit spielt im interstellaren Medium keine bedeutende Rolle.

    In unserer Galaxis finden sich sowohl fast reine Wasserstoffwolken als auch Wolken, die überwiegend aus Molekülen bestehen. Die mittlere Zusammensetzung der Materie, die nur eine geringe Dichte aufweist, ist

    * 60 % Wasserstoff
    * 38 % Helium
    * 2 % alle anderen Elemente

    Dabei muss man weiter unterscheiden zwischen leuchtenden Nebeln, welche durch die Strahlung benachbarter Sterne angeregt werden, und Dunkelwolken, die das Licht der Sterne absorbieren, aber dennoch Radiostrahlung aufgrund ihrer niedrigen Temperatur emittieren.

    Interstellares Gas

    Etwa 99% der interstellaren Materie besteht aus Gas, und zwar zu rund 90% aus Wasserstoff, dem häufigsten Element im Universum. Diese Wasserstoffwolken wiederum werden eingeteilt in so genannte H I- Gebiete, hier hat das molekulare Wasserstoffgas (H2) eine Temperatur von 50 [K], und in H II- Regionen, in denen der Wasserstoff ionisiert ist und als Plasma bei Temperaturen bis zu 10 000 [K] vorliegt.

    IC 349, Barnards Meropen NebelGibt es doch Geister? Diese Aufnahme von Hubble lässt fast darauf schließen. Es zeigt eine Wolke interstellarer Materie mit Namen IC 349, die vom jungen, heißen Stern Merope in den Plejaden mit Strahlung überflutet und damit zum Leuchten angeregt wird. Die enorme Strahlung des Sterns wird die Wolke recht schnell auseinander treiben und zerstören. Die Plejaden sind wohlbekannt als Brutstätte vieler neuer, massereicher Sterne, die in ihrem "jugendlichen" Stadium gewaltige Strahlungsmengen emittieren.

    Mit freundlicher Genehmigung von NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

    Die mit den Dunkelwolken identischen H I- Gebiete emittieren kein sichtbares Licht, senden dafür aber wie gesagt Radiostrahlung aus, unter anderem die bekannte 21 [cm]- Linie des Wasserstoffs.
    In diesen Wolken konnten auch Moleküle nachgewiesen werden, wie etwa das OH- Radikal des Formaldehyds, NH3 (Ammoniak), sowie Helium.

    Interstellarer Staub

    Etwa 1% der gesamten interstellaren Materie besteht aus Staub. Das sind kleine Materiekörnchen von etwa 0.0001 bis 0.001 [mm] Durchmesser. Dieser Staub ist stets in interstellare Gaswolken eingebettet. Man kann ihn als Auswurfmaterial von Novae und Supernovae betrachten, was damit besagt, dass in diesen Körnchen alle Elemente des chemischen Periodensystems zu finden sind. Auch schwerere Elemente als das Eisen, welches ja eigentlich die Endstufe der Kernfusion in den Sternen (siehe auch Energieumwandlung der Sterne) darstellt, werden bei einer Supernovaexplosion erzeugt. Darüber hinaus wird das interstellare Medium auch angereichert durch die nicht zu vernachlässigenden Massen des von allen Sternen emittierten Sternenwindes.

    Zwar nehmen Sterne interstellare Materie durch Gravitationswirkung ständig auf, doch der Masseverlust durch Bildung neuer Sterne ist viel bedeutender. Es kann sich hier kein Gleichgewicht einstellen, denn durch Bildung von Weißen Zwergen, Neutronensternen und Schwarzen Löchern ist ein stetiger Verlust der interstellaren Materie gegeben. Orte der Sternentstehung, aus denen letztendlich solche Objekte hervorgehen, sind sicherlich immer die Gebiete, an denen man sehr heiße, junge Sterne findet, denn diese können sich noch nicht allzu weit auf ihren innergalaktischen Bahnen von ihrem Geburtsort fortbewegt haben.

    Was aber sollte überhaupt eine solche Materiewolke dazu veranlassen, sich zu einem Stern zusammen zu ziehen? Dieser Vorgang ist leider bis heute noch weitgehend unklar. Man vermutet, dass Störungen der Struktur an bestimmten Stellen der Wolke Kontraktionen auslösen können. Solche Störungen können von Supernovaexplosionen in der Nähe der Wolke hervorgerufen werden. Die Druckwelle der Explosion kann zu Verdichtungen im interstellaren Medium führen und am Ende die partielle Kontraktion der Wolke bis hin zum Stern verursachen.

    Der Trifid- Nebel NGC 6514 im SchützenSterngeburt im Trifid- Nebel M 20 (NGC 6514) im Schützen. Zu sehen sind durch die intensive Strahlung junger Sterne auseinandergefetzte Gas- und Staubwolken. Dieses Material dient gleichzeitig wieder der Geburt neuer Sterne und wahrscheinlich auch von Planeten. In einem solchen Terrain ist auch unsere Sonne mit ihrem Planetensystem entstanden.

    Auch kann die Eigengravitation der Wolke eine Rolle spielen, die durch Gravitationsinstabilitäten zu lokalen Kontraktionen führt. Dies kann aber nur in großen Wolken mit hoher Materiedichte geschehen. Hier sorgen dann die Sternwinde der jungen Sterne für weitere Verdichtungen in der Wolke, so dass Sterne fast wie bei einer Kettenreaktion entstehen können. Weitere Auslöser für die Sternentstehung sind darüber hinaus die enormen Gezeitenkräfte, welche bei der Begegnung oder gar Durchdringung zweier Galaxien auftreten. Hier kann die Sternbildungsrate fast explosionsartig hochschnellen, weshalb man von so genannten Starburst- Galaxien spricht.

    Wofür es lange keine überzeugende Erklärung gab, ist die Entstehung des Drehimpulses eines Sterns. Wir wissen aber heute, dass sich mit weiter fortschreitender Kontraktion der Materie ein Strudel ausbildet, ähnlich der Akkretionsscheibe eines Schwarzen Loches, so dass weiteres Material auf den entstehenden Protostern hinab spiralt und seinen Drehimpuls auf den Stern überträgt. Zudem wird Drehimpuls von der Wolke selbst übertragen, die ihrerseits Drehimpuls von der Rotation der Galaxie erhält. Nach der "Geburt" des Sterns, wenn also die Kernreaktionen eingesetzt haben und der Stern erstrahlt, bläst ein starker Sternwind die Reste der Akkretionsscheibe davon. Zum Kollaps einer Wolke siehe auch Molekülwolken und Sternentstehung und Entwicklung.

    Sternentwicklung:

    Entstehung von Sternen

    Im gesamten Universum gibt es nichts, was in alle Ewigkeit unveränderlich Bestand hat. Auch die Sterne, deren Anblick seit Jahrtausenden die Menschen erfreut und beschäftigt, unterliegen einem ständigen Wandel. Ein Menschenleben ist allerdings viel zu kurz, um Veränderungen an diesen riesigen Gasbällen wahrzunehmen. Dazu wären Zeiträume von Millionen oder Milliarden Jahren erforderlich. Dennoch tickt die innere Uhr eines Sterns, die Kernfusion in seinem Innern, unaufhaltsam weiter. Je nachdem, wie viel an Kernbrennstoff im Stern enthalten ist, verbraucht sich dieser Vorrat unterschiedlich schnell.

    SterngrößenÜberriesen, die stellaren "Schwergewichte" mit bis zu mehr als 100facher Sonnenmasse, weisen zwar einen gigantischen Brennstoffvorrat auf, doch sie gehen damit so verschwenderisch um, dass ihre Lebenserwartung nur wenige Millionen Jahre beträgt. Zwerge hingegen mit weniger als 0,8 Sonnenmassen sind kaum in ihrer Entwicklung vorangeschritten, so dass alle, die je entstanden sind, noch heute existieren und einer weiteren Lebensspanne von vielen Milliarden Jahren entgegensehen. Um sich eine Vorstellung von den unterschiedlichen Ausdehnungen der Sterne machen zu können, hier eine kleine Grafik zur Verdeutlichung. Weiße Zwerge oder gar Neutronensterne können wegen ihrer geringen Größe in diesem Maßstab nicht mehr sinnvoll wiedergegeben werden. Man bedenke, dass der "Zwerg" Sonne hier bereits einen Durchmesser von rund 1,5 Millionen [Km] repräsentiert.

    Doch zunächst wollen wir sehen, wie überhaupt ein Stern entsteht.
     


  2. H2SO4

    H2SO4 Neuer Benutzer

    Sterne entstehen in Gebieten innerhalb einer Galaxie, in denen sich Interstellare Materie in riesigen Wolken angesammelt hat. In der Hauptsache findet man solche Orte in den Spiralarmen. Ein entscheidendes Kriterium für den Kollaps einer Materiewolke zu einem Stern ist ein effektiver Kühlungsmechanismus. Das mag auf den ersten Blick erstaunlich klingen, ist aber dennoch einleuchtend. Durch eine schnelle Wärmebewegung der Moleküle entsteht gleichzeitig auch ein hoher Druck, der einer Kontraktion entgegen wirken kann. Diese Zusammenhänge erkannte schon der englische Astrophysiker James Jeans (1877 bis 1946). Die Kontraktion einer Wolke mit bestimmter Masse ist abhängig von der Temperatur T und der in der Wolke herrschenden Dichte p:

    Grenzradius


    Grenzmasse

    Hierin bedeuten rG = Grenzradius und mG = Grenzmasse einer Wolke. Nach diesem Jeansschen Kriterium kollabiert eine Wolke nur bei Überschreitung entweder des Grenzradius oder der kritischen Masse. Die Grenzmasse ist umso größer, je höher die Temperatur und je niedriger die Wolkendichte ist:

    Kritische MasseIn diesem Diagramm ist die kritische Masse einer Materiewolke in Abhängigkeit von der Temperatur und der Dichte aufgetragen. Die Wolkenmasse ist dabei in Sonnenmassen angegeben. Die Jeanssche Grenzmasse darf man jedoch nicht als eine völlig exakte Angabe betrachten. So können wir uns ein Szenario vorstellen, bei welchem sich benachbarte Wolken auf unser betrachtetes Objekt zu bewegen. Dadurch wird ein zusätzlicher Druck ausgeübt und die Wolke kontrahiert schneller. Eine andere Möglichkeit ist gegeben durch eine Supernovaexplosion. Ein derartiges Schicksal ereilt nur massereiche Sterne. Sie entwickeln sich sehr rasant und ihr frühes Ende erreicht sie deshalb häufig, wenn sie sich noch im Sternentstehungsgebiet befinden. Durch die Druckwelle der Explosion können in den umgebenden Materiewolken Kontraktionen ausgelöst werden, wodurch gleich massenhaft neue Sterne gebildet werden.



    Kühlung!

    Eine Wolke sollte also relativ kühl und dicht sein, damit sie kollabieren, sich bis zur Entstehung eines Sterns komprimieren kann. H II- Gebiete, in denen der Wasserstoff bei Temperaturen von 10 000 [K] ionisiert ist, sind daher denkbar schlecht geeignet für die Sternentstehung. Besser geeignet sind die 10 bis 20 [K] kalten, dunklen H I- Gebiete, in denen der Wasserstoff molekular vorliegt und die zudem Staubteilchen enthalten. Diese Riesenmolekülwolken (giant molecular clouds, GMC's) können Ausdehnungen von mehr als 100 bis 300 Lichtjahren haben und leicht eine Masse von 10 000 Sonnenmassen oder mehr erreichen. Ihre Dichte liegt bei etwa 100 bis 1 Million Teilchen pro Kubikzentimeter.
    Auch bei diesen relativ niedrigen Temperaturen weisen die Wasserstoffmoleküle noch eine Wärmebewegung auf, die bei einer Verdichtung der Wolke durch die ansteigende Temperatur immer heftiger wird. Hierbei können sie mit den Staubteilchen oder größeren Molekülen kollidieren. Damit übertragen sie einen Teil ihrer Bewegungsenergie auf den Stoßpartner, der anschließend die aufgenommene Energie wiederum als IR- Photon emittiert. Durch diese Strahlungskühlung wird letzten Endes Gravitationsenergie der kollabierenden Wolke in Wärmeenergie umgewandelt, wodurch überhaupt die weitere Kontraktion ermöglicht wird (durch eine einsetzende Kontraktion würden Temperatur und damit der Druck erhöht, ohne Kühlung käme daher dieser Prozess zum Stillstand). Damit die entstandene Wärme überhaupt abgestrahlt werden kann, muss die Materiewolke eine entsprechende Opazität aufweisen. Darunter versteht man die optische Dichte der Wolke, wie stark sie also "undurchsichtig" für eine bestimmte Strahlung ist. Vor allem die Staubteilchen sorgen für eine exzellente Kühlung. In die Wolke eingebettet, sind sie von äußeren (interstellaren) Strahlungen abgeschirmt, für welche die Wolke sehr opak ist. Damit sind sie extrem kalt und können recht gut Energie aufnehmen. Diese strahlen sie im niedrigen Infrarotbereich ab, für den die GMC eine nur geringe optische Dichte aufweist.

    Dunkelwolken in der MilchstraßeBetrachtet man die Milchstraße durch ein Teleskop, fallen sofort die dunklen Gebiete auf, die jedes Licht dahinter liegender Sterne absorbieren. Diese riesigen Dunkelwolken aus Gas und Staub sind die Geburtsstätten der Sterne.

    Mit freundlicher Genehmigung von John P. Gleason, Steve Mandel

    Wie kommt es überhaupt, so müssen wir uns jetzt zunächst fragen, dass in einer relativ dünnen Wolke aus Gas und Staub Kontraktionen eintreten können? Schließlich treten derartige Erscheinungen beispielsweise in unserer im Verhältnis viel dichteren Atmosphäre niemals auf. Nun, es gibt viele verschiedene Gründe für diese Vorgänge. Zunächst kann durch Abkühlung der Wolke eine gravitative Instabilität entstehen, weil hierdurch der Gasdruck an einigen Orten nachlässt. Es ist auch möglich, dass sich Atome zu Molekülen zusammenlagern, ein häufiger Vorgang im Universum bei entsprechenden Bedingungen. Hierdurch wird die Anzahl der Teilchen je Volumeneinheit mindestens halbiert oder gedrittelt, wodurch sich wiederum eine Druckabnahme einstellt. Zudem kann aufgrund von Turbulenzen in der Wolke der Druck durch Reibung reduziert werden. In einer GMC ist häufig auch ein Magnetfeld anzutreffen, welches eine Kontraktion der Wolke unterdrückt. Es kann aber im Laufe der Zeit nach außen driften, so dass der magnetische Druck sukzessive abgebaut wird.

    Fragmentation

    Zu Beginn der Kontraktion ist die bei den Stößen der Teilchen übertragene Energie nur gering, dementsprechend langwellig ist die emittierte Strahlung. Die optische Dichte der interstellaren Wolken ist für solche Strahlung sehr gering, so dass die Kühlung zunächst recht effektiv ist. Je weiter aber die Kontraktion voranschreitet, umso größer wird die Opazität, wodurch die Temperatur und der Druck ansteigen. Das kann u.U. so weit führen, dass sich ein Gleichgewicht zwischen Gravitation und Druck einstellt - die Kontraktion kommt zum Stillstand. Rotiert die Wolke, kann das sogar noch viel früher eintreten. Nach der Drehimpulserhaltung erhöht sich die Rotationsgeschwindigkeit des Kontraktionszentrums, und durch die vergrößerte Zentrifugalkraft stellt sich zwischen ihr und der Gravitation ein Gleichgewichtszustand ein - die Kontraktion stoppt abermals (falls nicht durch einen anderen Mechanismus Drehimpuls weiter nach außen transportiert wird).

    Fragmentation einer MolekülwolkeDie Gebiete der Sternentstehung sind also die großen, kalten Molekülwolken. Weil die gesamte Milchstrasse rotiert, ist eine solche Wolke von Natur aus auch mit einem gewissen Drehimpuls ausgestattet. Letztendlich führt dieser Drehimpuls zur Rotation des späteren Sterns. Nun darf man nicht glauben, dass die gesamte Wolke zu einem einzigen Stern kollabiert! Durch die Kontraktion steigt die Dichte der Wolke, die Temperatur erhöht sich zunächst nicht wesentlich durch die Kühlprozesse. Weil die Jeansmasse aber von Temperatur und Dichte abhängig ist, wird sie immer weiter herabgesetzt. Inhomogenitäten verstärken sich, immer kleinere Teilbereiche werden instabil und die Wolke zerfällt in mehrere Teilwolken, sie fragmentiert.

    Durch diese Fragmentation entstehen häufig gleichzeitig mehrere Sterne, in der Größenordnung von etwa 10 bis 100 Objekten. Die kleine Grafik zeigt das Prinzip der Fragmentation. Wenn die Wolke rotiert, können sich auch scheibenartige Materieansammlungen ausbilden, die ihrerseits wiederum in mehrere Fragmente zerfallen und so die Entstehung der häufig beobachteten Doppel- oder Mehrfachsternsysteme auslösen.

    N 81In der Kleinen Magellanschen Wolke hat das Hubble Weltraumteleskop (HST) eine Kinderstube junger Sterne aufgestöbert. Dieser Gasnebel, N 81 genannt, liegt in einer Entfernung von 200 000 Lichtjahren. In einem Gebiet von nur 10 Lichtjahren Durchmesser hat man über 50 massereiche Sterne ermittelt, von denen jeder mit 300 000facher Sonnenleuchtkraft erstrahlt. Diese ultraheißen Sterne emittieren vor allem UV- Strahlung, welche die sie noch umgebenden Gas- und Staubmassen ihrer Geburtsstätte anregt und lassen dadurch den ganzen Nebel erstrahlen.

    Mit freundlicher Genehmigung von STScI, Mohammad Heydari-Malayeri (Paris Observatory, Frankreich), und NASA/ESA

    Sternentstehung wird manchmal auch durch äußere Einflüsse angeregt. Explodiert beispielsweise in der Nähe einer Molekülwolke eine Supernova, so werden die von ihr abgestoßenen Gasmassen mit hoher Wucht auf die Wolke treffen und dort Verdichtungen hervorrufen. Induziert von diesem Ereignis können massereiche Sterne entstehen, die ihrerseits nach relativ kurzer Zeit (10 bis 20 Millionen Jahre) ebenfalls als Supernovae in oder nicht weit von der Wolke entfernt explodieren und in einer Art Kettenreaktion weitere Sternentstehung initiieren.

    Sterne sind nichts anderes als riesige Blasen aus Gas. Änderungen ihrer chemischen Zusammensetzung und physikalischen Struktur erfolgen nur in sehr langen Zeiträumen von Millionen oder Milliarden Jahren. Damit einher gehen auch die äußerlichen Veränderungen wie Größe, Farbe, Leuchtkraft oder Temperatur. Durch direkte Beobachtung oder Messung sind diese Vorgänge nicht erfassbar, weil das Sterninnere selbst bei unserer Sonne nicht zugänglich ist. Nur durch Modellrechnungen, abgeleitet beispielsweise aus der Beobachtung von Sternhaufen oder Doppelsternen, deren Mitglieder zum gleichen Zeitpunkt entstanden und durch unterschiedliche Massen verschieden weit entwickelt sind, kann man auf den inneren Zustand eines Sterns schließen.

    Zu Beginn seiner Existenz weist ein Stern ein schier unerschöpfliches Reservoir an Brennstoff (überwiegend Wasserstoff) auf, auch hat er einen großen Vorrat an potentieller (Gravitations-) Energie. Den längsten Zeitraum verbringt er mit der ruhigen Phase der zentralen Wasserstofffusion. Hier wandert er langsam den Hauptreihen- Ast im HR- Diagramm hinauf. Bei einem Stern mit der Masse unserer Sonne dauert dieses Brennen im Kern etwa 10 Milliarden Jahre (die Sonne hat jetzt, nach ca. 4,6 Milliarden Jahren, etwa 35% ihres Wasserstoffs im Kern verbraucht). Hat der Stern die zehnfache Masse, ist das Wasserstoffbrennen bereits nach etwa 10 Millionen Jahren beendet. Ausgesprochene Zwergsterne mit deutlich geringerer Masse als die Sonne benötigen für diesen Prozess 15, 20 Milliarden Jahre oder noch länger. Daher ist noch kein einziger Stern dieser Größenordnung seit Entstehung des Universums verloschen!

    Je mehr Wasserstoff im Zentrum verbraucht wird, umso höher wird die Heliumkonzentration ansteigen. Das Helium, die "Brennasche", bleibt am Ort des Entstehens und kann unter den gegebenen Bedingungen nicht fusionieren, so dass die zentrale Energiequelle langsam versiegt. Das Wasserstoffbrennen erfolgt nun in einer Kugelschale um den Kern herum und reichert ihn so mit weiterem Helium an. Der Gas- und Strahlungsdruck im Zentralgebiet lässt ohne den Energienachschub immer mehr nach. Der Kern wird nun langsam durch die einwirkende, nach innen gerichtete Gravitation verdichtet, wodurch die Temperatur ansteigt. Mit ansteigender Temperatur aber dehnen sich die äußeren Gebiete des Sterns nun aus. Hat er sich auf einen hundertfachen Durchmesser aufgebläht, kühlen die äußeren Schichten auf 3000 [K] ab und er erscheint in rötlicher Farbe. Durch die vergrößerte Oberfläche bleibt die Leuchtkraft aber nahezu gleich, er wandert als Roter Riese den Riesenast rechts im HRD hinauf. Die Kontraktion des Zentrums erfolgt auf der Kelvin- Helmholtz- Zeitskala und dauert etwa 500 000 Jahre.

    HR- Diagramm der SonneSehen wir uns nochmals die Entwicklung eines Sterns am Beispiel der Sonne in einem HR- Diagramm an. Im grauen Kasten oben ist angegeben, wie lange der Stern sich in der jeweiligen Phase befindet. Die untere Zeit stellt dar, in welchem Alter die Sonne diese Zustände erreicht. Derzeit befindet sie sich etwa in der Mitte ihres Wasserstoffbrennens und damit auf der Hauptreihe. In etwa 4,5 Milliarden Jahren ist dieser Brennstoff verbraucht, nur noch in einer Schale um den nun aus Helium bestehenden und kontrahierenden Kern fusioniert Wasserstoff. Die Hülle dehnt sich zum Roten Riesen aus, im Alter von 12,2 Milliarden Jahren zündet schlagartig das Helium (siehe auch weiter unten), wenn die Kerntemperatur auf etwa 100 Millionen [K] gestiegen ist. Nach dem Heliumbrennen wird die Hülle abgestoßen, ein Planetarischer Nebel entsteht. Der nun freigelegte Restkern kann keine Fusionen mehr betreiben, er kontrahiert zu einem Weißen Zwerg und strahlt nur noch seine enorme Restwärme in den Raum.

    Tarantel- NebelIn der Großen Magellanschen Wolke, auf dem südlichen Firmament, findet man den wegen seiner Form so genannten Tarantel- Nebel. Auch dieses Gebiet ist gekennzeichnet durch eine hohe Sternentstehungsrate. In einer Entfernung von 165 000 Lichtjahren zeigt das Gebiet eine Größe von 1000 Lichtjahren. Wäre der Nebel nur so weit entfernt wie der Orion- Nebel, so hätte er am nächtlichen Himmel eine Größe von 30 Vollmonden.

    Mit freundlicher Genehmigung von Gary Bernstein & Megan Novicki (U. Michigan)

    Zustandsgleichung und Entartung

    Einen Teil seiner potentiellen Energie verbraucht der Stern durch die Kontraktion des Kerns, diese Energie wird zum Teil in Wärme umgesetzt, wodurch die Temperatur der zentralen Heliumkugel immer weiter ansteigt. Durch die hohe Dichte im Zentrum ist das Elektronengas dort inzwischen entartet, das Gas im Kern verhält sich deshalb jetzt nicht mehr wie ein so genanntes ideales Gas:

    Um den Zustand eines Sterns zu beschreiben, müsste man theoretisch jedes einzelne Teilchen mit seinen unzähligen Wechselwirkungen betrachten. Weil ein solches Unterfangen völlig unmöglich ist, reduziert man die Beschreibung des Gases, aus dem ein Stern besteht, auf den mathematischen Zusammenhang zwischen Druck, Dichte und Temperatur. Die nachstehende Zustandsgleichung beschreibt die Verhältnisse eines idealen Gases, wobei der Druck p dem Produkt aus Dichte Á und Temperatur T proportional ist:

    p = ÁKT/m = nKT
     
  3. H2SO4

    H2SO4 Neuer Benutzer

    K ist die Boltzmann- Konstante, K = 1,3805 × 10-23 [J K-1], n die Teilchenzahl pro Volumeneinheit und m die Masse des Gasteilchens.

    Ein ideales Gas ist ein solches, bei dem die einzelnen Teilchen so betrachtet werden, als hätten sie keine Ausdehnung und würden nur durch elastische Stöße miteinander wechselwirken. Ein reales Gas verhält sich naturgemäß anders, jedoch kommen Wasserstoff und die leichten Edelgase (z.B. Helium) diesem Zustand am nächsten, insbesondere bei niedrigem Druck und hoher Temperatur. Im Vergleich zu ihrem mittleren Abstand haben sie unter solchen Bedingungen eine verschwindend kleine Ausdehnung. Der Druck eines Gases ist also nicht von der chemischen Beschaffenheit, sondern nur von der Teilchendichte und der Temperatur abhängig.

    Bei recht hohen Dichten und relativ niedriger Temperatur spielen jedoch immer mehr quantenmechanische Effekte eine Rolle, das Gas verhält sich immer weniger wie ein ideales Gas, die Zustandsgleichung wird dadurch komplizierter. Fermionen, das sind Teilchen mit halbzahligem Spin (der Spin ist ein unveränderbarer quantenmechanischer Eigendrehimpuls eines Teilchens), unterliegen dem Pauli- Prinzip. Zu den Fermionen zählen wir die Leptonen ("leichte Teilchen") wie Elektronen, Myonen oder Neutrinos und die Baryonen ("schwere Teilchen") wie Protonen und Neutronen.

    Das Pauli- Prinzip verbietet den Fermionen, sich im gleichen Quantenzustand zu befinden. Wenn wir uns die hohen Dichten und Temperaturen im Innern der Sterne vergegenwärtigen, fällt es leicht sich vorzustellen, dass ein Elektron kaum noch Platz für seine Bewegungen hat. Denken wir uns dazu, dass jedes Elektron in einen "Kasten" gesperrt ist, in dem es sich bewegen kann. An den Seitenflächen wird es immer wieder einmal mit benachbarten Elektronen zusammenprallen. Machen wir den Kasten nun viel kleiner, versucht das Elektron auszuweichen. Es bekommt eine Art "Platzangst" und seine Bewegungen werden immer hektischer und schneller. In diesem Zustand ist die Elektronengaskomponente entartet.

    Wir können die Entartung allerdings auch etwas seriöser definieren:
    Sie basiert auf der von Werner Heisenberg (1901-1976) aufgestellten Unschärferelation, nach der man niemals gleichzeitig exakt den Ort und den Impuls eines Teilchens bestimmen kann. Ort und Impuls des Teilchens sind also unscharf, nicht eindeutig zu identifizieren. Multipliziert man nun die Unschärfe des Ortes mit der Unschärfe des Impulses, erhält man etwa den Wert des Planckschen Wirkungsquantums h, einer minimalen Dimension. Erhebt man dieses zur dritten Potenz, h3, ergibt sich ein Einheitsvolumen, ein Phasenraum mit 3 echten Raumdimensionen und 3 Impulsdimensionen. Das ist unser "Kasten" von oben. Wolfgang Paulis Ausschließungsprinzip besagt nun, dass sich innerhalb eines solchen Phasenraums nicht zwei identische Teilchen aufhalten können. Sie müssen sich wenigstens durch ihren Spin, der bei den Fermionen den Wert +½ oder -½ annehmen kann, unterscheiden. Im Phasenraum können sich also höchstens zwei Elektronen aufhalten, und man kann sie nicht dichter zusammenquetschen. Steigt jedoch die Dichte ungemein hoch an, z.B. auf 1 Million [g/cm3] bei einem nur noch aus Helium bestehenden Kern, so füllen die langsamen Elektronen ihre Phasenräume vollständig aus. Der Zusammenstoß mit benachbarten Elektronen wird aber immer häufiger, so dass als Ausweg nach Paulis Prinzip nur noch bleibt, dass sich die Elektronen durch ihre Geschwindigkeit, ihren Impuls unterscheiden. Ihre Geschwindigkeit nimmt immer weiter zu und geht sogar bis in den relativistischen Bereich. Durch ihre schnelle Bewegung üben die Elektronen einen großen Druck aus, den Entartungsdruck. Er ist so groß, dass er das Sternzentrum vor weiterer Kontraktion bewahrt, auch Weiße Zwerge und Neutronensterne werden durch diesen Druck gegen die einwirkende Gravitation stabilisiert. Die Entartung lässt sich durch Absenken der Temperatur nicht zurück nehmen, selbst wenn man das Gas auf fast 0 [K] abkühlen würde.

    Unterscheiden müssen wir zwischen nichtrelativistischer und relativistischer Entartung. Bei letzterer ist die Fermi- Energie (siehe unten) gleich oder größer als die Ruhemasseenergie der Teilchen. Der Druck des Gases ist nun nicht mehr abhängig von der Temperatur, im Falle der nichtrelativistischen Entartung ist er proportional Á5/3, bei relativistischer Entartung proportional Á4/3. Wenn man also die Dichte eines nichtrelativistisch entarteten Gases um 1% erhöht, wird der Druck um 5/3 = 1,67% zunehmen. Man bezeichnet diese Druckzunahme als Kompressionswiderstand des Gases. Relativistisch entartetes Gas ist also "weicher", hat weniger Kompressionswiderstand (1,33% bei 1% Dichteerhöhung). Die Grenze zwischen nichtrelativistischer und relativistischer Entartung liegt bei einer Dichte von Á = 2 × 106 [g cm-3]. Der unterschiedliche Grad der Entartung macht die Zustandsgleichungen wesentlich komplizierter als oben angedeutet, vor allem, wenn zwischen den beiden Grenzfällen nur teilweise Entartung eintritt. In diesem Fall ist der Druck auch noch mehr oder weniger stark von der Temperatur abhängig.
    Grundsätzlich lässt sich eine Entartung durch eine genügend große Temperaturerhöhung zurücknehmen.

    Im Kern des Sterns sind neben den Elektronen auch die Atomkerne vorhanden, beide bilden je eine Gaskomponente. Weil sie viel leichter sind, entarten die Elektronen zuerst. Das entartete Elektronengas übt dann einen derart hohen Druck aus, dass es praktisch allein verantwortlich für die mechanische Stabilität des Sterns ist. Die Atomkerne verbleiben dabei im idealen Gaszustand, der Beitrag des Kerngases zum Druck ist vernachlässigbar. Entartetes Elektronengas ist ein sehr guter Wärmeleiter, im Kern herrscht deshalb nahezu die gleiche Temperatur wie in der wasserstoffbrennenden Schale.

    FermienergieNun noch einige Anmerkungen zur erwähnten Fermi- Energie:
    Wenn wir ein Gas bei einer Temperatur von 0 [K] betrachten, können nicht alle Teilchen den Grundzustand einnehmen. Der Grundzustand ist das niedrigste mögliche Energieniveau, auf dem sich ein Teilchen aufhalten kann. Im oberen Bild haben wir solche Teilchen bei 0 [K] dargestellt. Die untere Linie zeigt den Grundzustand an, den jedes Teilchen anstrebt. Aus energetischer Sicht (nach dem Pauli- Prinzip) müssen sich die Teilchen aber quasi übereinander stapeln, bis zu einer bestimmten Grenzenergie (obere rote Linie). Diese Fermi- Energie (benannt wie auch die Fermionen nach dem ital. Physiker Enrico Fermi, 1901- 1954) ist das größte Energieniveau, welches ein Teilchen bei 0 [K] besetzen kann. Unter "normalen" Bedingungen allerdings, also höheren Temperaturen, werden immer einige Teilchen Zustände oberhalb der Fermi- Energie einnehmen (mittleres Bild). Die Fermi- Energie steigt mit der Teilchendichte an, was zu sehr verwunderlichen Eigenschaften führen kann. Im unteren Bild sehen wir eine Konfiguration, wie sie z.B. in einem Neutronenstern vorliegt: durch die extrem hohe Teilchendichte in solchen Objekten ist die Fermi- Energie sehr groß, so dass sich die Teilchen brav übereinander stapeln wie beim kalten Gas und kaum eines die Grenzenergie erreicht. So ist es möglich, dass sich der Neutronenstern wie ein gefrorener Körper verhält, auch wenn seine Temperatur eine Milliarde [K] beträgt! Die der Fermi- Energie entsprechende Temperatur wäre hier sogar 100-mal höher.

    Weitere Entwicklung

    Hat sich eine bestimmte Menge Helium gebildet, etwa 0,45 Sonnenmassen, ist die Temperatur auf etwa 100 Millionen [K] angestiegen. Jetzt zündet die bisherige Brennasche schlagartig als Heliumflash (flash = Blitz). In nur wenigen Sekunden wird eine gewaltige Energiemenge freigesetzt, welche zunächst aber nicht nach außen abgeführt werden kann, sondern die Temperatur weiter erhöht. Die erhöhte Temperatur des Kerngases lässt aber die Fusionen noch schneller ablaufen, wodurch wiederum noch mehr Energie freigesetzt wird. Kurzfristig, für einige Sekunden, werden im Kern 100 Milliarden (!) Sonnenleuchtkräfte freigesetzt, durch die hohe Temperatur wird die Entartung nun zurückgenommen und das Gas der Kernregion kann wieder expandieren.

    Durch diese Expansion wird aber Wärmeenergie verbraucht und die Prozesse im Innern normalisieren sich. Die Energien des Flashs werden durch die Expansion darüber liegender Schalen aufgebraucht. Im Kern kann nun eine ruhige Phase des Heliumbrennens ablaufen, bei unserer Sonne wird diese Phase etwa 30 Millionen Jahre dauern. Ein Stern zehnfacher Sonnenmasse hat das Helium bereits nach rund
    100 000 Jahren verbrannt. Bedingt durch die hohen Temperaturen im Innern hat sich die Hülle nun auf fast 140fachen Sonnenradius ausgedehnt. Sie ist deshalb nur noch sehr schwach gravitativ an den Kern gebunden.

    Sonnenartiger Stern während des HeliumbrennensSchematische Darstellung eines sonnenähnlichen Sterns während der Phase des Heliumbrennens. Dies erfolgt ausschließlich im Zentrum, in einer darüber befindlichen Schale wird noch Wasserstoff fusioniert, dessen Brennasche (Helium) den Kern weiter mit neuem Brennstoff versorgt. Angedeutet sind noch die nach innen gerichtete Eigengravitation und die Strahlungsemission aus der äußeren Konvektionszone.

    Der Kern des Sterns besteht nach dem Ende des Heliumbrennens nur noch aus Kohlenstoff und Sauerstoff, Helium wird nun nur noch in einer Schale um den Kern weiter fusioniert. Für die weitere Existenz des Sterns ist seine bis jetzt verbliebene Masse, vor allem diejenige der Kernregion, ausschlaggebend. Weitere Kontraktionen und erneute Kernverschmelzungen sind möglich, wenn das Gas im Innern sich wie ein ideales Gas verhält. Je geringer die Masse des Sterns ist, um so mehr muss die Zentralregion kontrahieren um die erforderliche Temperatur zur Zündung des nächsten Kernprozesses zu erreichen. Hierbei ist aber die Gefahr sehr groß, dass das Elektronengas entartet. Bei massearmen Sternen reicht die Eigengravitation nicht aus, um den Kern soweit zusammen zu pressen und damit zu erhitzen, dass die Heliumfusion zünden kann. Hat der Stern sogar eine Masse von weniger als 8% der Sonnenmasse, ist bereits vor Beginn des Wasserstoffbrennens die Kernregion entartet, so dass diese Fusion erst gar nicht einsetzt. Diese Sterne sind die Braunen Zwerge.

    Besteht der Kern nach dem Heliumbrennen aus einer Kohlenstoffkugel von etwa 1,4 Sonnenmassen, kann bei weiterer Kontraktion ab etwa 500 Millionen [K] das Kohlenstoffbrennen einsetzen. Dies wird aber mit einem ungeheuer energiereichen Flash ausgelöst, welcher den gesamten Stern höchstwahrscheinlich in einer Supernovaexplosion völlig zerreißen wird.

    Die Plejaden - das Siebengestirn im Sternbild StierDer wohl bekannteste offene Sternhaufen, die Plejaden (M 45). Er liegt in einer Entfernung von nur 400 Lichtjahren und hat eine Ausdehnung von etwa 13 Lichtjahren. Bei den meisten der über 3000 Sterne handelt es sich, insbesondere bei den hier sichtbaren, um massereiche, heiße, junge Sterne, welche durch ihre Strahlung die umgebenden Gas- und Staubwolken als schwach leuchtende blaue Reflexionsnebel erscheinen lassen. Jedoch wurden neuerdings hier auch massearme Braune Zwerge entdeckt.

    Für jeden Stern gilt: je geringer seine Masse ist, umso geringer ist auch seine Gravitationsenergie. Um die Temperatur im Kern soweit zu erhöhen, dass weitere Fusionen ablaufen können, muss der massearme Stern also viel stärker kontrahieren. Eine sanfte Fusion des Kohlenstoffkerns ist jedoch möglich, wenn dieser rund 0,9 Sonnenmassen aufweist und das Gas noch nicht entartet ist. Dementsprechend muss der Stern eine Gesamtmasse über einer Grenze von 2,3 Sonnenmassen aufweisen, wenn das Heliumbrennen vor Einsetzen der Entartung beginnen soll, und mehr als etwa 8-10fache Sonnenmasse zum Zünden des Kohlenstoffbrennens. Bei genügender Masse ist es damit möglich, dass durch weitere Kontraktionen und Kernprozesse zum Schluss ein reiner Eisenkern entsteht, der dann aber nicht weiter fusionieren kann. Bei erneuter Kontraktion wird er als Neutronenstern oder Schwarzes Loch enden.

    Sehr massereiche Sterne von 80 bis zur Obergrenze von 120 Sonnenmassen sind von Anfang an instabil. Ihre Kernzone ist zu keiner Zeit entartet, Fusionen laufen durch die ungeheuren Dichten und hohen Temperaturen sehr schnell ab. Kleinste Störungen bringen diese Sterne rasch aus dem Gleichgewicht und führen zu Schwingungen des Sternkörpers, welche letztendlich zum Abstoßen großer Materiemassen führen (siehe auch Hypernovae). Einen weiteren Masseverlust erleiden diese Giganten durch die hohen freigesetzten Energiemengen sowie einem extremen Sternenwind. Die meiste Masse verlieren sie allerdings an ihrem Lebensende in einer Supernovaexplosion.

    Fusionen in massereichen SternenIn massereichen Sternen können Kernfusionen gleichzeitig in mehreren Zonen ablaufen. Hier ein Schnitt durch einen Roten Überriesen, der in seinem Zentrum Kohlenstoff zu Neon und Magnesium fusioniert. In einer Schale darüber wird Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff umgewandelt, während in der äußeren Schale noch Wasserstoff "brennt".
     
  4. H2SO4

    H2SO4 Neuer Benutzer

    Die ersten Sterne:

    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
     
  5. H2SO4

    H2SO4 Neuer Benutzer

    Was also lässt die Neutronensterne so schnell werden? Viele von ihnen sehen wir mit mehreren Hundert Kilometern pro Sekunde fliehen, einige sogar wie oben gesehen mit bis zu 1600 [Km/s]. Sicherlich ist es möglich, dass eine Supernovaexplosion nicht völlig kugelsymmetrisch verläuft und so in eine Richtung ein Rückstoß erzeugt wird, ähnlich dem eines Raketentriebwerkes. Doch es gibt eine viel elegantere Hypothese. Schuld am Kick, den der Neutronenstern erhält, könnten so genannte sterile Neutrinos sein. Bisher sind diese hypothetischen Teilchen noch nicht nachgewiesen. Das wird auch nicht leicht sein, da sie noch weniger mit Materie wechselwirken als "gewöhnliche" Neutrinos. So es sie aber gibt, könnten sich viele der bei einer Supernova- Explosion massenhaft ausgestoßenen "normalen" Neutrinos in die sterile Form umwandeln, die nicht mehr mit dem Sternrest im Zentrum wechselwirkt. Ursprünglich noch vom ungeheuer starken Magnetfeld des gerade entstandenen Neutronensterns in ihrer Richtung geprägt, entfliehen sie und wirken auf diese Weise wie ein Raketentriebwerk.

    Die berechtigte Frage erhebt sich nun, was haben sterile Neutrinos mit den ersten Sternen zu tun? Die von Peter Biermann, Max-Planck-Institut für Radioastronomie, und Alexander Kusenko, University of California in 2006 aufgestellte Hypothese besagt, dass der Zerfall steriler Neutrinos die Bildung von Wasserstoff- Molekülen deutlich beschleunigt haben könnte. Die ersten Pop III- Sterne könnten demnach durch diesen Kühlungsmechanismus schon im kosmischen Alter von 20 bis 100 Millionen Jahren aufgeflammt sein.

    Ein Blick in MiniBooNE Neutrinos sind die "komischen Käuze" im Teilchenzoo. Sie haben keine Ladung und wechselwirken kaum mit anderen Teilchen. Wir kennen 3 Arten, das Elektron- Neutrino, das Myon- Neutrino und das Tau- Neutrino. Irrerweise oszillieren sie dann auch noch von einer in die andere Art. In Experimenten des Liquid Scintillator Neutrino Detector am Los Alamos National Laboratory wurden schon 1995 Hinweise auf die Existenz der sterilen Neutrinos gefunden (steril deshalb, weil sie nicht der schwachen Wechselwirkung unterliegen wie die übrigen Neutrinos, sondern einzig durch die Gravitation wechselwirken). 2007 kam dann die Ernüchterung: Am Fermi National Accelerator Laboratory in Batavia wurden Strahlen von Myon- Neutrinos in einen riesigen Tank mit Namen MiniBooNE gelenkt, um zu sehen wie viele Elektron- Neutrinos dort entstanden. Im Bild sieht man einige der 1250 Fotomultiplier des mit Mineralöl gefüllten Detektors. Bei sehr seltenen Streuprozessen erzeugen Neutrinos im Öl Elektronen und Myonen, die schneller sind als die Lichtgeschwindigkeit in diesem Medium. Dadurch emittieren sie so genannte Tscherenkow- Strahlung, die registriert wird. Die Ergebnisse entsprachen jedoch vollkommen den Erwartungen des Standardmodells der Teilchenphysik. Es gab nicht einen einzigen Hinweis mehr, dass sterile Neutrinos tatsächlich existieren.

    Mit freundlicher Genehmigung des Fermilab
    Das war ein herber Rückschlag und man muss nun weiter nach dem "Stiefel" suchen, der den Neutronensternen den Tritt versetzt. Beim Urknall entstanden, hätten sterile Neutrinos auch ein wesentlicher Bestandteil der Dunklen Materie sein können, wenn ihre Masse nur wenige [KeV] betragen würde. Sie könnten selbst nach einer weiteren Überlegung auch das Fehlen von Antimaterie im Kosmos erklären und ebenso das Entstehen der massereichen Schwarzen Löcher in den Galaxienzentren. Für all diese Rätsel fehlt nun doch wieder eine plausible Erklärung. Aber ganz muss man die Hoffnung noch nicht aufgeben. Die im MiniBooNE- Experiment nachzuweisenden sterilen Neutrinos hätten Massen im Bereich von 1 [eV] entsprochen. Hypothesen zufolge könnten sie jedoch auch einige [KeV] und sogar nach anderen Modellen bis hin zu 1012 [GeV] "schwer" sein. Sehen wir, was die Zukunft in dieser Hinsicht bringt. Zumindest für die Entstehung der massereichen Schwarzen Löcher bietet sich noch einen Alternative an, zu der nicht einmal Materie erfoderlich ist: So genannte Brill- Wellen, eine spezielle Form von Gravitationswellen, könnten im jungen Kosmos spontan zu Schwarzen Löchern kollabiert sein. Doch zurück zu den ersten Sternen:

    Dunkle Sterne?

    Wie wir weiter oben schon sahen, war die Bildung von Sternen im jungen Universum gar nicht so einfach, die Jeansmassen und damit diejenigen der Sterne waren unvergleichlich größer als es die heutigen Verhältnisse zulassen. In einer Wolke aus Wasserstoff und Helium kommt es also zu ersten Verdichtungen, es bildet sich eine abgeflachte Scheibe. Aus einer solchen Keimzelle, dem Protostern, ragen vielleicht noch 2 Spiralarme heraus und sie hat eine Masse von 1/10 der Sonnenmasse. Doch relativ schnell sammelt sich immer mehr an Masse an, bis im Zentrum des Geschehens Druck und Temperatur so weit angestiegen sind, dass Kernverschmelzungen einsetzen. Hierdurch wird alsbald eine enorme Energiemenge freigesetzt, die letztendlich das weitere Anwachsen verhindert: umgebende Gaswolken werden fort geblasen. Soweit das übliche Szenario der Sternentstehung.

    Es könnte jedoch auch ein weiterer, gewichtiger Faktor eine Rolle bei der Bildung der ersten Sterne gespielt haben: Erneut die Dunkle Materie!

    Ein ziemlich "heißer" Kandidat für die Dunkle Materie ist das Neutralino, das noch nicht nachgewiesene Superpartnerteilchen des Neutrinos. An den Stellen, an denen sich die Dunkle Materie verdichtete, könnten sich auch größere Mengen normaler Materie versammelt haben. Denkbar ist nun nach Paolo Gondolo, Physikprofessor an der Universität von Utah und anderen, dass in diesem Gemisch aus Dunkler und normaler Materie Paare aus Neutralinos und Antineutralinos untereinander interagierten und sich gegenseitig vernichteten (annihilierten). Dabei entstanden dann Quarks und Antiquarks, Neutrinos, Positronen und Gammastrahlung. Und Wärme! Während die Wasserstoffwolken das Bestreben haben, durch einen Kühlungsmechanismus Wärme zu verlieren um weiter kontrahieren zu können, bewirkt die Annihilation der Neutralinopaare das Gegenteil: Die Wolke wird erwärmt.

    Dunkler SternZumindest einem Teil der ersten Sterne könnte solches geschehen sein. Durch das Erwärmen dehnt sich das Gas aus - der "Stern" bläht sich auf wahrhaft gigantische Abmessungen aus: Das Gebilde könnte eine Ausdehnung zwischen 4 und 2000 [AE] (Astronomischen Einheiten) einnehmen, entsprechend einer 400 bis 200 000fachen Sonnengröße. Das sind zwischen 600 Millionen und 300 Milliarden Kilometer, groß genug, um 15 000 Sonnensysteme wie unseres darin unterzubringen. Gondolo wollte diese Extraklasse von Sternen zunächst Braune Riesen nennen, weil sie nicht wie andere Sterne leuchten und nur im Infraroten sichtbar wären. Seine Co- Autoren bestanden jedoch darauf, sie nach dem gleichnamigen Song der Greatful Dead als Dark Star, also Dunkler Stern zu benennen. Schon 80 oder 100 Millionen Jahre nach dem Urknall konnten vermutlich die Dunklen Sterne entstehen und es ist denkbar, dass sie bis heute existieren. Man wird also Ausschau halten nach großen Gebilden, die im Infrarotlicht leuchten.

    Diese künstlerische Darstellung vermittelt einen Eindruck vom möglichen Aussehen eines Dunklen Sterns, wenn man ihm im Infraroten betrachtet. Der Kern ist umhüllt von Wolken aus Wasserstoff und Helium.

    Mit freundlicher Genehmigung der University of Utah
    Der überwiegende Teil eines Dunklen Sterns besteht aus der normalen Materie, also Wasserstoff- und Heliumgas. Es ist allerdings auch denkbar, dass die Annihilation der Neutralinos nach relativ kurzer Zeit beendet war. Der Dunkle Stern könnte dann kollabiert sein - bis hin zum Schwarzen Loch, vermutet Gondolo. Somit hätten wir doch wieder eine brauchbare Erklärung für das Entstehen der supermassereichen Schwarzen Löcher in der Frühzeit des Universums. Andererseits werden nach der Neutralinovernichtung Kontraktionen einsetzen, bis schließlich Wasserstoff im Innern fusioniert und ein "richtiger" Stern der ersten Generation aufleuchtet, der umgebendes Gas fort bläst und den vorzeitigen Kollaps zum Schwarzen Loch verhindert.

    Wir müssen wohl noch ein wenig abwarten, ob die vorausgesagten Teilchen wie Neutralino oder gar steriles Neutrino tatsächlich existieren. Moderne Teilchenbeschleuniger wie der LHC (Large Hadron Collider) am Cern werden womöglich in absehbarer Zeit Antworten liefern. Erst dann werden wir mehr über die ersten Sterne im Universum wissen, die den Weg bereitet haben zur Entstehung von langlebigen Sternen sowie Planeten. Leider können wir keinen einzigen Stern der Spezies Pop III auf unseren "Labortisch" legen (gemeint ist damit selbstverständlich ein Teleskop) um ihn eingehend zu untersuchen. Es gibt sie nicht mehr...

    Energieumwandlung der Sterne:

    Nichts geht ohne die Gravitation

    Wohl schon immer haben sich die Menschen gefragt, was denn dieser helle Glutball am Himmel ist und was ihn leuchten und Wärme abstrahlen lässt. Kein Wunder, dass die Sonne in alten Kulturen zunächst als Gottheit verehrt wurde. Dann gab es tatsächlich auch Zeiten in denen man ernsthaft spekulierte, die Sonne müsse aus einem großen Berg brennender Kohle bestehen. Zum Glück ist das nicht der Fall, sonst wäre es hier auf der Erde inzwischen schon recht ungemütlich kühl geworden! Denn einerseits würde ein Kohlehaufen auch von der Masse der Sonne nur ein paar Millionen Jahre brennen, andererseits längst nicht die beobachtete Energie abstrahlen. Heute wissen wir, dass die nach außen abgestrahlten Energien eines Sterns in seinem Innern durch Verschmelzungen von Atomkernen freigesetzt werden.
    Diesen Vorgängen wollen wir uns jetzt widmen.

    Komprimiert man Materie (z.B. die Luft beim Aufpumpen eines Fahrradschlauches), so werden die einzelnen Atome oder Moleküle näher zusammengebracht und sie werden sich schneller bewegen, weil sie dem Druck ausweichen wollen. Bewegung von Atomen/Molekülen ist aber nichts anderes als Wärme. Die Luftpumpe wird spürbar wärmer, und man kann sich vielleicht vorstellen, was der Druck bei großen Körpern wie der Erde oder gar der Sonne bewirkt. Steigt man in die Erde hinab, so wird es im Mittel nach jeweils 30 [m] um 1 [K] wärmer, im Zentrum herrschen dann vermutlich etwa 2000 bis 10000 [K] (der Temperaturanstieg verläuft allerdings nicht linear). In der Sonne ist alles naturgemäß noch viel krasser: in ihrer Zentralregion wie bei den meisten Sternen herrschen Temperaturen von rund 20 Millionen [K]! Massereichere Sterne können sogar noch viel höhere Temperaturen erreichen, wie wir noch sehen werden. Die Temperaturen sind deshalb so hoch, weil die nach innen gerichtete Gravitation das Sternzentrum gnadenlos zusammenquetscht und somit hoch komprimiert - ähnlich wie beim Fahrradschlauch. Unter solchen Verhältnissen ist dann jede Materie gasförmig und ionisiert, d.h. die Atome sind ihrer Elektronen vollständig beraubt.

    Aufbau des Wasserstoff- Atoms

    Nebenstehende Grafik skizziert den Aufbau eines Wasserstoffatoms. Es besteht aus einem Proton, welches den Kern darstellt, und wird von einem Elektron in einer Elektronenhülle umkreist. Wird dem Elektron Energie zugeführt, z.B. in Form von Wärme oder eines Gamma- Quants, so verlässt es den Verbund und es bleibt ein ionisierter, positiv geladener Kern (das Proton) zurück.

    Ein solches ionisiertes Gas nennt man Plasma. Die Atomkerne (hier: Wasserstoff, also Protonen) bewegen sich durch die hohe Temperatur so schnell, dass sie hin und wieder zusammenstoßen. Es kann dann geschehen, dass vier Wasserstoffkerne (Protonen) zu einem Heliumkern verschmelzen. Dabei tritt der so genannte Massendefekt auf - der Heliumkern ist komischerweise ein klein wenig leichter als die Summe aller Ausgangsprodukte! Doch genau das ist es, was die Sonne und alle anderen Sterne leuchten lässt! Dieser winzig kleine Verlust an Masse wird als Energie abgestrahlt. Bei einem einzigen gebildeten Heliumkern beträgt der Massendefekt nur etwa 1%, immerhin verliert die Sonne aber auf diese Weise in jeder Sekunde 4 Millionen Tonnen an Masse. Doch keine Sorge, auch in den nächsten 4 Milliarden Jahren kann sie das problemlos durchhalten.

    Proton-Proton-Reaktion

    Im Temperaturbereich, in welchem Kernreaktionen ablaufen, sind keine Elektronen mehr an die Atomkerne gebunden. Die ihnen (in Form von Wärme) zugeführte Energie ist viel zu hoch, als dass die Atomkerne sie noch an sich binden könnten. Durch die Kontraktion interstellarer Materie steigt die Temperatur im Innern eines werdenden Sterns stetig an. Ab etwa 3 Millionen [K] kann die so genannte Proton- Proton- Reaktion einsetzen: zwei Wasserstoffkerne (1H+), von denen jeder nur aus einem (positiv geladenen) Proton besteht, stoßen zusammen und bilden unter Abgabe eines Positrons (e+, das positiv geladene Antiteilchen des Elektrons), eines Elektronneutrinos (½e) und von Energie (E = mc2, Massedefekt!) in Form eines Gamma- Photons (³) einen Deuteriumkern (2D):

    1H+ + 1H+ ’ 2D+ + e+ + ½e + ³

    2D+ bedeutet, dass der Wasserstoffkern nun aus 2 Kernteilchen, einem Proton und einem Neutron, besteht. Das neutrale Neutron wird in der oben gezeigten Reaktion dadurch erzeugt, weil eines der beiden Protonen ein Positron abspaltet. Deuterium, auch schwerer Wasserstoff genannt, stellt durch das zusätzliche Neutron ein Isotop des Wasserstoffs dar (die Schreibweise 2H+ ist daher ebenfalls korrekt). Bei dieser Startreaktion wird eine Energiemenge von 0,42 [MeV] freigesetzt. Das freigesetzte Positron reagiert sofort mit einem Elektron - beide vernichten (annihilieren) sich gegenseitig zu 2 Gamma- Quanten:

    e+ + e- ’ 2 ³

    Die bei dieser vollständigen Umwandlung von Materie freigesetzte Energiemenge beträgt 1,022 [MeV], so dass insgesamt 1,442 [MeV] Energie abgestrahlt werden. Zusätzlich trägt das Neutrino noch 0,26 [MeV] davon, hauptsächlich in Form von kinetischer Energie.

    Doch halt, irgendetwas stimmt hier doch nicht! Ein Neutron ist schwerer als ein Proton, also muss das Deuterium schwerer sein als die beiden Protonen, aus denen es entstand. Wo bleibt dann der Massedefekt? Wieso wird überhaupt Energie freigesetzt? Es müsste doch Energie verbraucht werden! Des Rätsels Lösung liegt in der Bindungsenergie des neuen Atomkerns. Er stellt einen energetisch günstigeren Zustand dar und bei der Vereinigung von Proton und Neutron wird mehr Energie freigesetzt, als zur Bildung des Neutrons erforderlich ist. Interessant ist zudem, dass letzten Endes alle in einem Stern freigesetzte Energie umgewandelte Gravitation ist. Nur durch ihren Druck auf das Zentrum des Sterns werden die Atomkerne so energiereich, dass die Kernfusionen ablaufen können.

    Wichtig zu wissen: Man beachte, dass die hier genannten Kernverschmelzungen nur aufgrund eines Effektes der Quantenmechanik ablaufen können. Normalerweise sind auch bei den im Sterninnern herrschenden Temperaturen die elektrischen Abstoßungskräfte der Protonen so hoch, dass es nicht zu einer Kernverschmelzung kommen würde. Die Coulombkraft der beiden positiven elektrischen Ladungen würde eine Abstoßung verursachen. Die Protonen müssten also eine sehr hohe Geschwindigkeit haben, um diese Barriere zu überwinden. Nur wenige weisen aber eine solche kinetische Energie auf. Hier greift jedoch der so genannte Tunneleffekt. Ein Proton überwindet hin und wieder die Energiebarriere der elektrischen Abstoßung, indem es sie wie durch einen Tunnel durchdringt. Man kann sich das vorstellen wie einen Bergsteiger, der anstatt die Energie zum Übersteigen eines Berges aufzubringen, einfach durch einen Tunnel marschiert. Solche Durchtunnelungen finden nicht häufig statt, auch nicht in der Quantenwelt, durch die riesige Anzahl an Protonen gibt es aber genügend Kernverschmelzungen, um die Sterne leuchten zu lassen.

    Bildung eines Deuterium- KernsZwei Protonen (rot) kollidieren und bilden einen Deuteriumkern. Das Neutron entsteht dabei durch die Abspaltung eines Positrons und eines Elektron- Neutrinos. Auch wird Energie freigesetzt, in Form eines Gammaquants (einem Photon).

    Auf diese PP- Reaktion (Proton-Proton) muss ein Proton etwa 14 Milliarden Jahre warten! Doch sind im Zentrum eines Sterns derart viele Protonen vorhanden, dass zu jedem Zeitpunkt unzählige dieser Zusammenstöße stattfinden und die fortdauernde Energiefreisetzung gewährleistet ist.
    Das nun gebildete 2D+ reagiert nach nur 1,4 Sekunden mit einem weiteren Proton unter Abgabe eines Gamma-Quants (³) zu einem Heliumisotop:

    2D+ + 1H+ ’ 3He2+ + ³

    Bei dieser Reaktion werden 5,49 [MeV] an Energie freigesetzt. Nun dauert es nochmals rund 1 Million Jahre, bis dieses 3He2+ mit einem weiteren seiner Art zu einem "richtigen" Heliumkern mit vier Kernteilchen (zwei Protonen und zwei Neutronen), wieder unter Energieabgabe, reagiert. Dabei werden 2 Protonen freigesetzt:

    3He2+ + 3He2+ ’ 4He2+ + 1H+ + 1H+

    Auch hier wird wiederum Energie freigesetzt, 12,86 [MeV], weil das Helium nochmals einen energetisch günstigeren Zustand als die Ausgangsprodukte darstellt. Im Endeffekt vereinigen sich bei der PP- Reaktion demnach 4 Protonen unter Abgabe von 2 Elektron- Neutrinos und 2 Gamma- Quanten zu einem Heliumkern.

    Heliumkern Die freigesetzte Energie ist in Form kinetischer Energie, also als Bewegungsenergie der entstandenen Teilchen, sowie als Strahlung vorhanden. Bei der bisher beschriebenen PP- Reaktion wird eine Energiemenge von insgesamt 24,2 [MeV] freigesetzt, entsprechend rund 4 × 10-12 [J]. Sie wird auch PP- Reaktion I genannt, weil sie im Temperaturbereich ab etwa 10 Millionen [K] abläuft, wie es in der Sonne zu über 90% der Fall ist.

    Die Temperatur im Kern des nun aktiven Sterns steigt durch die freigesetzte Energie rapide an, das heißt der nach außen gerichtete (Bewegungs-) Druck der Gasteilchen würde zusammen mit dem Druck der entstandenen Strahlung den Stern förmlich zerreißen.

    WasserstoffbrennenDiesem Druck entgegen gerichtet ist aber der Druck der nach innen wirkenden Gravitation, und so stellt sich nach anfänglich unruhiger Phase bald ein hydrostatisches Gleichgewicht ein, welches dem Stern ein ruhiges "Brennen" erlaubt. Die im Kern freigesetzte harte Gammastrahlung gelangt nach und nach zur Oberfläche des Sterns und wird zum Schluss in den Raum abgestrahlt. Jedoch nicht mehr nur als Gammastrahlung, sondern vorwiegend im Licht-, Röntgen- oder Radiowellenbereich.

    Solche thermalisierte Strahlung entsteht, wenn beispielsweise ein Elektron ein Gammaquant absorbiert und irgendwann diese aufgenommene Energie (E = hv) wieder abgibt, nun allerdings mit etwas erniedrigter Frequenz. Die Verringerung der Frequenz entsteht, weil das Elektron einen Teil der aufgenommenen Energie als Bewegungsenergie (thermische Bewegung!) verbraucht. Nach einiger Zeit wird das veränderte Quant vom nächsten Teilchen absorbiert und wiederum leicht verändert desorbiert usw., bis zum Schluss die ursprüngliche Gammastrahlung den Stern als sichtbares Licht verlässt.

    Bei Temperaturen ab etwa 15 Millionen [K] treten weitere Nebenreaktionen auf, die als PP- Reaktion II bezeichnet wird:
     
  6. H2SO4

    H2SO4 Neuer Benutzer

    * 1 Heliumisotop (3He2+) trifft auf einen Heliumkern (4He2+), es bildet sich ein Berylliumkern (7Be4+)
    3He2+ + 4He2+ ’ 7Be4+ + ³
    Berylliumkern
    * Das 7Be4+ fängt ein Elektron ein und wird zu Lithium (7Li3+)
    7Be4+ + e- ’ 7Li3+ + ½e
    Lithiumkern
    * 7Li3+ kollidiert mit einem Proton und bildet 2 4He2+- Kerne

    7Li3+ + 1H+ ’ 4He2+ + 4He2+

    Nur noch etwa 9% der Fusionen in der Sonne laufen nach diesem Schema ab, wobei 18,9 [MeV] an Energie freigesetzt werden. Erreicht ein Stern Temperaturen von mehr als 23 Millionen [K] in seinem Zentrum, finden hauptsächlich Fusionen des Typs PP- Reaktion III statt:

    * Ein Heliumisotop 3He2+ bildet wieder mit einem 4He2+ einen Berylliumkern 7Be4+
    3He2+ + 4He2+ ’ 7Be4+ + ³
    * Das 7Be4+ kann auch ein Proton einfangen und wird zum Borisotop (8B5+)
    7Be4+ + 1H+ ’ 8B5+ + ³
    * Dieses 8B5+ gibt ein Neutrino und ein Positron ab und zerfällt in zwei 4He2+- Kerne
    8B5+ ’ 8Be4+ + e+ + ½e
    8Be4+ ’ 4He2+ + 4He2+

    Bei dieser Reaktion, die in der Sonne nur noch einen Anteil von 0,1 % hat, wird noch eine Energie von 1,7 [MeV] freigesetzt. Die entstandenen Neutrinos durchqueren ungehindert den gesamten Stern, weil sie kaum mit anderen Kernteilchen wechselwirken. Im PP- III- Prozess sind die Neutrinos am energiereichsten und lassen sich damit am besten in den Detektoren nachweisen.

    CNO- Zyklus

    Ist im Stern bereits ein geringer Anteil an Kohlenstoff (C) vorhanden, so tritt ab etwa 10 Millionen [K] eine zusätzliche Fusionsmöglichkeit des Wasserstoffs zu Helium auf, bei welcher der Kohlenstoff eigentlich nur als Katalysator fungiert. Nach ihren Entdeckern Hans Bethe und Carl Friedrich von Weizsäcker wird der CNO- Zyklus (Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff) auch Bethe-Weizsäcker- Zyklus genannt:

    * Ein Kohlenstoffkern 12C fängt ein Proton 1H ein und bildet ein instabiles Stickstoffisotop 13N

    * 12C + 1H ’ 13N + ³ 13N zerfällt unter Abgabe eines Positrons und Neutrinos zu 13C
    13N ’ 13C + e+ + ½e
    * 13C nimmt ein Proton 1H auf und bildet Stickstoff 14N
    13C + 1H ’ 14N + ³
    * 14N nimmt ein Proton 1H auf und bildet ein Sauerstoffisotop 15O
    14N + 1H ’ 15O + ³
    * 15O zerfällt unter Abgabe eines Positrons und Neutrinos zu 15N
    15O ’ 15N + e+ + ½e
    * 15N fängt ein Proton 1H ein und bildet wieder Kohlenstoff 12C und einen Heliumkern 4He
    15N + 1H ’ 12C + 4He

    Kohlenstoffkern

    Auch in dieser Reaktion wird wieder Energie freigesetzt, und zwar ein Betrag von 25,03 [MeV]. Wie leicht zu erkennen ist, dient der Kohlenstoff nur als Katalysator, im Endeffekt verschmelzen 4 Protonen zu einem Heliumkern. Während eine vollständige Proton- Proton- Reaktion einige Milliarden Jahre in Anspruch nimmt, benötigt der CNO- Zyklus 340 Millionen Jahre und ist damit deutlich schneller. Es liegt auf der Hand, dass eine solche Fusion in den ersten Sterngenerationen (= Population III) nicht ablaufen konnte. Einfach deshalb, weil es damals noch keinen Kohlenstoff gab.

    3- Alpha Prozess

    Ist der Wasserstoff im Kern zu Helium fusioniert, wird damit auch keine Energie mehr freigesetzt. Der bislang herrschende Strahlungs- und Gasdruck lässt nach und es gibt keine Gegenwehr zu den nun überhand nehmenden Gravitationskräften. Diese quetschen die jetzt überwiegend aus Heliumkernen (±- Teilchen) bestehende Zentralregion zusammen, worauf die Temperatur weiterhin kräftig ansteigt. Hierdurch dehnt sich der Stern aus, die Sternhülle kühlt sich durch die nun gigantische Oberfläche ab - der Stern tritt ins Stadium eines Roten Riesen.

    Durch die voranschreitende Kontraktion und den damit weiter ansteigenden Druck entartet das Gas im Kern, in Abhängigkeit von der Gesamtmasse des Sterns (siehe auch weiter unten Verrücktes Gas ). Durch den Entartungsdruck wird jetzt aber eine weitere Kontraktion unterbunden, nur noch die Temperatur erhöht sich.

    Ab 100 Millionen [K] beginnt das Heliumbrennen, bei dem Heliumkerne zu Kohlenstoff verschmelzen. Der Ausdruck "Brennen" ist ein wenig unglücklich gewählt, denn das Helium "verbrennt" nicht in einer chemischen Reaktion, sondern hier fusionieren Atomkerne. Die Heliumfusion wird auch nach ihrem Entdecker Edwin Salpeter als Salpeter- Prozess bezeichnet. Durch die nun wieder freigesetzte Energie dehnt sich der Kern aus und die Entartung wird durch die weiter ansteigende Temperatur zurückgenommen. Das Heliumbrennen zündet explosionsartig und wird daher als Helium- Blitz (Helium- Flash) bezeichnet (siehe hierzu auch Entstehung und Entwicklung der Sterne):

    * 2 Heliumkerne 4He bilden zunächst Beryllium 8Be unter Abgabe eines Gammaquants. Dieser Vorgang benötigt sogar einen kleinen Energiebeitrag (92 [KeV]):
    4He + 4He ’ 8Be + ³
    * Der Berylliumkern 8Be fusioniert mit einem Heliumkern 4He unter Abgabe von Energie zu Kohlenstoff 12C:
    8Be + 4He ’ 12C + ³

    Das gebildete 8Be ist dabei aber sehr instabil und zerfällt rasch wieder (nach 10-16 ) in 2 4He. Nur ein sehr geringer Anteil des Berylliums, etwa jeder zehnmilliardste Kern kommt wirklich zur Fusion mit einem Heliumkern. Damit dieser Prozess tatsächlich abläuft, müssen 3 Alpha- Teilchen praktisch fast gleichzeitig zusammenstoßen. Daher der Name 3-Alpha-Prozess, in welchem 7,27 [MeV] an Energie freigesetzt werden

    Derartige Reaktionen können nur unter extrem hohen Drucken und Temperaturen stattfinden und sind deshalb ausschließlich in Sternen mit genügender Masse möglich. Die Wahrscheinlichkeit für das synchrone Zusammentreffen dreier Heliumkerne ist sehr gering und somit konnte bei der Elemententstehung nach dem Urknall kein Kohlenstoff erzeugt werden, denn die Temperatur war dazu viel zu schnell abgesunken.

    Manchmal trifft ein Alpha- Teilchen auch auf einen Kohlenstoffkern (12C), wobei unter Entsendung eines Gamma- Quants Sauerstoff (16O) entsteht.

    12C + 4He ’ 16O + ³

    Heliumbrennen Letztendlich besteht die Kernregion des Sterns aus einem Gemisch von Kohlenstoff und Sauerstoff. Auch bei diesen Reaktionen wird wieder Energie frei, die den Stern weiter stabil strahlen lässt. Sterne von der Masse der Sonne haben damit ihren Endzustand erreicht. Nach dem Abstoßen der Hülle bleibt der freigelegte Kohlenstoff- Sauerstoffkern als erdgroßer Weißer Zwerg übrig.

    Während des Heliumbrennens wird in einer Schale um den Kern weiter Wasserstoff fusioniert, was einerseits stabilisierenden Strahlungsdruck liefert und die Kernregion mit frischem Brennstoff versorgt. Die Sternenhülle kontrahiert wieder, die Oberfläche wird heißer. Doch die Leuchtkraft sinkt trotz wieder verkleinerter Oberfläche, weil der Stern insgesamt weniger Energie freisetzt. In der ruhigen Phase des Heliumbrennens befinden sich beispielsweise die Riesen Aldebaran und Arktur (Spektralklasse K).

    Kohlenstoffbrennen
     
  7. H2SO4

    H2SO4 Neuer Benutzer

    Hat ein Stern eine Masse von mindestens 4 Sonnenmassen, so kann auch nach dem Ende des Heliumbrennens noch Energie freigesetzt werden. Zunächst aber kontrahiert der Stern wieder, bis das Gas in der Kernregion auf 2×108 [Kg/m3] verdichtet ist und eine Temperatur von 600 Millionen [K] angenommen hat. Jetzt kann der Kohlenstoff fusionieren:

    12C + 4He ’ 16O + ³
    13C + 4He ’ 16O + n

    Die Fusion des Kohlenstoffisotops 13C stellt somit eine Neutronenquelle dar, auch bei der folgenden zweiten Fusion wird ein Neutron freigesetzt:

    Kohlenstoffbrennen

    12C + 12C ’ 24Mg + ³
    12C + 12C ’ 23Mg + n
    12C + 12C ’ 23Na + 1H
    12C + 12C ’ 20Ne + 4He
    12C + 12C ’ 16O + 2 4He

    Mit diesen Neutronen können im s- Prozess weitere Elemente gebildet werden. Bei den Reaktionen, in denen 23Mg und 16O entstehen, wird keine Energie freigesetzt, sondern sogar ein wenig verbraucht. Nach einer relativ kurzen Zeit - einige Tausend Jahre - ist das Kohlenstoffbrennen beendet. Der Kern besteht jetzt aus Magnesium, Sauerstoff und Neon. Selbst letzteres kann unter geeigneten Bedingungen in einem weiteren Schritt Energie freisetzen.



    Neonbrennen

    Sterne mit einer Mindestmasse von 8 Sonnenmassen können im Anschluss an das Kohlenstoffbrennen auch noch ihr Neon fusionieren. Nach dem Ende der C- Fusionen versiegt wieder einmal der Energienachschub aus dem Zentrum (wenn auch in den Schalen um den Kern weiter Helium bzw. Wasserstoff fusionieren). In dieser Folge setzen erneut Kontraktionen ein, die das Sternzentrum zu einer ungeheuren Dichte von 4 Milliarden [Kg/m3] zusammenpressen. Die Temperatur steigt dabei auf unvorstellbare 1200 Millionen Kelvin. Unter diesen Bedingungen werden die Gammaphotonen überaus energiereich und sie sind jetzt imstande, zuvor erbrütete Kerne durch Fotodissoziation zu zerschlagen.

    So wird mancher Neonkern zu Sauerstoff und Helium zertrümmert:

    20Ne + ³ ’ 16O + 4He

    Ist das geschehen, kann ein anderer Neonkern mit dem nun wieder zur Verfügung stehenden Helium verschmelzen und dabei erneut Energie freisetzen:

    20Ne + 4He ’ 24Mg + ³

    Der Neon- Kern kann jedoch auch ein Neutron einfangen und dabei Energie freisetzen. Das gebildete Neonisotop kann dann wieder mit einem ±- Teilchen reagieren, wobei wieder ein Neutron freigesetzt wird:

    Neonbrennen

    20Ne + n ’ 21Ne + ³
    21Ne + 4He ’ 24Mg + n

    Aus den Reaktionen geht hervor, dass im Laufe dieser Fusionen das Neon in die Elemente Sauerstoff und Magnesium umgewandelt wird, sich das Sternzentrum also damit anreichert. Nach dem Verbrauch des Neons erlischt abermals die Energieversorgung aus dem Zentrum. Wenn auch in Schalen um den Kern jetzt noch Kohlenstoff, Helium und Wasserstoff fusionieren, reicht doch die freigesetzte Energie nicht aus, den weiteren Kollaps aufzuhalten. Das Sternzentrum wird nochmals durch die Gravitation verdichtet.

    Sauerstoffbrennen

    Und zwar geht die Verdichtung jetzt so weit, bis eine Temperatur von 1½ Milliarden [K] und eine Dichte von 10 Milliarden [Kg/m3] erreicht ist. Unter diesen Bedingungen kann eine Reihe von Reaktionen der Sauerstoffkerne ablaufen, wobei vor allem Silizium, Phosphor und Schwefel gebildet werden:

    Sauerstoffbrennen

    16O + 16O ’ 32S + ³
    16O + 16O ’ 31S + n
    16O + 16O ’ 31P + 1H
    16O + 16O ’ 28Si + 4He
    16O + 16O ’ 24Mg + 2 4He

    Es dauert nur wenige Jahre, bis aller Sauerstoff im Sternzentrum verbraucht ist. Wieder setzen anschließend Kontraktionen ein, bis die Bedingungen geschaffen sind, dass nun auch noch als letzte Phase das Silizium fusioniert.



    Siliziumbrennen

    Die Temperatur muss jetzt mindestens auf 2,7 Milliarden [K] gestiegen sein und die Dichte auf 30 Tonnen (!) pro [cm3], damit das Siliziumbrennen einsetzen kann. Es ist das letzte Mal, dass ein Stern (von mindestens 8 Sonnenmassen) noch einmal für ein paar Tage in einem stabilen hydrostatischen Gleichgewicht in seinem Zentrum Energie freisetzt. In Schalen um den Kern fusionieren derweil weiterhin Sauerstoff, Neon, Kohlenstoff, Helium und Wasserstoff.

    Während des Siliziumbrennens fusionieren zwei Siliziumkerne zu einem Nickelisotop:

    28Si + 28Si ’ 56Ni + ³

    Das Nickelisotop ist jedoch nicht stabil und zerfällt alsbald in einem ²+- Zerfall unter Abgabe eines Positrons und eines Elektronneutrinos zu Kobalt:

    56Ni ’ 56Co + e+ + ½e

    Doch auch das Kobalt ist nicht stabil und zerfällt wiederum, diesmal zum stabilen Eisenkern:

    56Co ’ 56Fe + e+ + ½e

    Am Ende befindet sich im Sternzentrum eine Eisenkugel von vielleicht 10 000 [Km] Durchmesser mit einer maximalen Masse von ca. 2,8 bis 3 Sonnenmassen.

    Siliziumbrennen

    Jetzt kann die Gravitation noch einmal das Sternzentrum verdichten, ohne jedoch auf eine Gegenwehr zu stoßen. Das Eisen (56Fe) wird durch einen Photodissoziation genannten Prozess in 14 Heliumkerne (4He) gespalten, verursacht durch hochenergetische Gammaphotonen, die in den umliegenden Schalen produziert wurden und nun in den Kern eindringen. Dies führt zum sofortigen Kollaps des Sternzentrums. Bei diesem Kollaps kann der Druck so hoch ansteigen, dass die Bindungsenergie der Kernbausteine verringert wird und sich die Atomkerne praktisch auflösen. Die so freigesetzten Protonen fangen ein Elektron ein (inverser Betazerfall) und bilden damit ein Neutron. Womit dann der gesamte Kern fast ausschließlich aus Neutronen besteht. Das ist die Geburtsstunde eines Neutronensterns, bei genügend großer Masse auch eines stellaren Schwarzen Lochs.

    Verrücktes Gas

    Bei den Temperaturen, die in einem Stern, ja selbst auf seiner Oberfläche herrschen, kann keine Materie in festem oder flüssigem Zustand bestehen. Unter diesen Bedingungen können nur Gase existent sein, wenn sie auch ganz und gar nicht die Eigenschaften besitzen, welche wir von unserer Umgebung gewohnt sind. So sind unter Normalbedingungen die Atome bzw. Moleküle der Gase elektrisch neutral, weil genau so viele (negative) Elektronen in der Elektronenhülle den Atomkern umgeben, um die positive Ladung der Protonen zu neutralisieren.

    Bei hohen Temperaturen, ab 10 000 [K], verlassen jedoch die ersten Elektronen das Atom, weil die zugeführte (kinetische) Energie so groß wird, dass ein Aufenthalt in der Hülle nicht mehr möglich ist. Dadurch wird das Atom natürlich elektrisch (positiv) geladen, weil die Ladung der Protonen nicht mehr vollständig neutralisiert wird. Das Gas ist ionisiert. Und zwar umso mehr, je weniger Elektronen sich in der Elektronenwolke aufhalten. Ein solches Gas nennt man Plasma. Das geht soweit, dass im Sterninnern kein Atom mehr ein Elektron besitzt. Nun leistet die Gravitation ihren Beitrag: sie presst das Gas immer mehr zusammen, je tiefer man in den Stern eindringt. So liegt die Gasdichte im Außenbereich bei vielleicht 5 [gcm-3], während sie im Kern eines massereichen Sterns leicht um den Faktor 10 Millionen verstärkt wird. Entsprechend hoch ist damit auch der Druck des Gases.

    Den Gasdruck kann man sich vorstellen als die Häufigkeit und Heftigkeit, mit der die Gasmoleküle in einem geschlossenen Gefäß gegen die Gefäßwandung prallen; mit ansteigendem Druck geschieht dies häufiger und heftiger. In einem Stern übernimmt dabei die Gravitation die Funktion der Gefäßwandung.

    Im Sterninnern kommt noch ein wichtiger Faktor hinzu, der Strahlungsdruck. Das Verhalten der Strahlungsphotonen (ein Photon ist die kleinste Energieeinheit einer beliebigen elektromagnetischen Schwingung, man kann auch sagen ein Strahlungsquant) kann man sich in Analogie zu den gerade beschriebenen Molekülen vorstellen.
    Strahlungs- und Gasdruck würden jeden Stern unweigerlich auseinander reißen, wenn die Gravitation die Materie nicht mit gnadenlosem Griff zusammenpressen würde.

    Bedingt durch die ungemütlichen Bedingungen im Sterninnern, also extremer Gas- und Strahlungsdruck sowie höllischer Temperatur, müssen sich alle Atome und was von ihnen übrig geblieben ist, alle Teilchen der Materie mit sehr großer Geschwindigkeit bewegen. Normalerweise ist diese Geschwindigkeit abhängig von der Temperatur (Temperatur ist ja nichts anderes als Bewegung von Teilchen) und dem Druck. Bei sehr hohen Dichten wie im Kern eines Sterns spielt die Temperatur hierbei aber keine Rolle mehr. Vielmehr ist die hohe Geschwindigkeit darin begründet, dass die Teilchen extrem nahe zusammengequetscht sind.

    Nun können aber nicht gleiche Teilchen (Elektronen, Protonen oder Neutronen; Teilchen mit gleichem Spin, das ist der Eigendrehimpuls) gleiche Lagen und Geschwindigkeiten einnehmen (Pauli- Verbot), sie können sich nicht beliebig einander nähern, sondern müssen sich durch ihren Impuls unterscheiden. Das erreichen sie, indem sie sich schnell bewegen. Je höher die Dichte, umso höher ist die Geschwindigkeit, und umso größer sind dann auch die Geschwindigkeitsdifferenzen. Ein solches Gas nennt man entartet.

    Mit zunehmender Dichte entarten zuerst die Elektronen, bis ihre Geschwindigkeit in den relativistischen Bereich (d.h. in der Nähe der Lichtgeschwindigkeit) gelangt. Steigt der Druck weiter, vereinigen sich die Elektronen mit den Protonen, es entsteht ein Neutronenstern. Auch dieses Neutronengas entartet mit weiter steigender Dichte, und ab 1014 [gcm-3] bewegen auch sie sich im relativistischen Bereich. Weiteres zur Entartung unter Zustandsgleichung und Entartung.

    Braune Zwerge:
     
  8. H2SO4

    H2SO4 Neuer Benutzer

    Die Existenz substellarer Objekte mit geringen Massen, weniger als 8% derjenigen der Sonne, wurde in den frühen 60er Jahren des letzten Jahrhunderts in Theorien als verhinderte Sterne (failed stars) vorausgesagt. Erst 1995 gelang ihr endgültiger Nachweis. Ein "richtiger" Stern muss mehr als 0,08 Sonnenmassen (entsprechend 84 Jupitermassen) aufweisen, damit Kernfusionen des Wasserstoffs zu Helium bei etwa 10 Millionen [K] in seinem Innern ablaufen können. Braune Zwerge , deren Massen zwischen 13 und 75 Jupitermassen liegen, sind jedoch nicht in der Lage, genügend Gravitationsdruck und damit die erforderlichen Zentraltemperaturen zu erzeugen. Lediglich in ihrer Anfangsphase, direkt nach ihrer Entstehung, können sie das wenige vorhandene, primordiale (= urzeitliche) Deuterium (so genannter Schwerer Wasserstoff, bestehend aus einem Proton und einem Neutron) mit Wasserstoff verschmelzen, wobei ein Gamma- Quant freigesetzt wird:

    2D + 1H --> 3He + ³

    Das gelingt allerdings nur bei ausreichender Masse, welche den meisten Braunen Zwergen aber fehlt. Selbst wenn, ist dieser knappe Brennstoff bald verbraucht und der Stern kühlt von den höchstens erreichten 3000 [K] immer weiter ab, bis er zuletzt nur noch ein kalter Materieklumpen wird. Die von Braunen Zwergen abgestrahlte Energie stammt neben den kargen Deuterium- Fusionen ausschließlich aus der in Wärme umgewandelten Gravitationsenergie.

    Trapez im OrionDie hellen Sterne auf diesem Bild markieren das bekannte Trapez, einem offenen Sternhaufen im Orion- Nebel. Die noch sichtbaren, unscheinbaren "Sternchen" sind vermutlich alle Braune Zwerge oder umherirrende jupiterähnliche Planeten. Braune Zwerge findet man überwiegend in den Sternentstehungsgebieten, wie z.B. den Plejaden, weil sie hier noch jung und relativ "warm" sind.

    Nach Beendigung der spärlichen Kernreaktionen kontrahieren Braune Zwerge vielleicht noch um einen geringen Betrag, weil der schwache Gas- und Strahlungsdruck aus dem Zentrum nachlässt und können sich dabei sogar noch ein wenig weiter erwärmen. Doch ab jetzt wird endgültig keine weitere Energie mehr im Kern freigesetzt, denn die Fusionen kamen zum Stillstand, da mangels Masse die gravitationsbedingte Verdichtung nicht die erforderliche Temperatur erzeugt. Der Stern wird nach Erreichen seiner Höchsttemperatur nun immer lichtschwächer und strahlt Licht im roten Spektralbereich, zuletzt nur noch Infrarotstrahlung ab. In den Teleskopen erscheint er damit nur noch schwachrot bis dunkelorange, daher der Name Brauner Zwerg. Diese Bezeichnung, geprägt Anfang der 70er Jahre, geht übrigens auf die Astrophysikerin Jill Tarter zurück, die heute am SETI- Institut arbeitet.

    Größenvergleich Brauner ZwergIn dieser Darstellung sehen wir die Größenverhältnisse von Sonne und Jupiter zu einem Braunen Zwerg.
    Die verhinderten Sterne werden oft mit der Bezeichnung Gliese und einer Nummer versehen, das geht zurück auf den Astronomen Wilhelm Gliese (1915- 1993), der einen Katalog der nächsten Sterne erstellte (CNS, Catalogue of Nearby Stars). Gliese arbeitete lange Zeit am Astronomischen Recheninstitut Heidelberg (ARI), und noch heute kann man dort in seinem Katalog ARICNS die Daten für jeden einzelnen Stern abrufen.

    Der Nachweis eines Braunen Zwergs ist naturgemäß recht schwierig, wenn auch die heutigen Instrumente der Astronomen immer weiter verbessert werden. Neben der geringen Größe und der schwachen Leuchtkraft erkalten sie auch recht schnell, weil sie keine Energie durch Fusionsprozesse freisetzen können und ihre geringe Masse zudem kein guter Wärmespeicher ist. Nach Erreichen der Höchsttemperatur dauert es nur etwa 10 Millionen Jahre, bis sie langsam aus dem sichtbaren Lichtspektrum verschwinden. Deshalb kann man Braune Zwerge am besten in näherer Umgebung in Sternsystemen entdecken, die noch recht jung sind. Danach sind sie zu dunkel und lassen sich nur noch im Infrarotbereich detektieren. Einen Vorteil gegenüber den wasserstoffbrennenden Sternen haben Braune Zwerge allerdings: Sie haben eine praktisch unbegrenzte Lebensdauer, denn sie durchlaufen keine stellartypische Entwicklung.

    Irgendwann ist der Braune Zwerg völlig erkaltet und zieht dann als schwarzer, unsichtbarer Materiehaufen (bitte nicht verwechseln mit einem Schwarzen Loch, dessen Masse ist um einige Potenzen größer!) seine Bahn durch die Galaxis. Man vermutet, dass allein in unserer Milchstraße, vor allem in ihrem Halo, etliche Milliarden dieser Zwerge existieren. Sie könnten prinzipiell einen deutlichen Beitrag zur Dunklen Materie liefern. Allerdings bleibt noch zu klären, wieso ausgerechnet im Halo der Galaxis vermehrt dieser Sterntypus entstanden sein soll. Zudem sind ihre Massen wohl doch zu gering, um die Dunkle Materie zu erklären. So finden wir in einer Sonnenumgebung von 8 [pc] 7 Weiße Zwerge und etwa 250 Braune Zwerge, die zusammengenommen gerade die Masse der Weißen Zwerge ausmachen.

    Brauner Zwerg Gliese 229 BDas Auflösungsvermögen des Hubble- Teleskops verdeutlichen diese beiden Aufnahmen eines Braunen Zwergs. Die linke Aufnahme gelang mit dem 60"- Teleskop auf Mt. Palomar, die rechte wurde von Hubble gemacht. Sie zeigen den kühlen, roten Zwergstern Gliese 229 A und seinen kleinen Begleiter, Gliese 229 B, einen Braunen Zwerg. Das System befindet sich in 19 Lichtjahren Entfernung im Sternbild Lepus (Hase), 1995 gelang diese erste Entdeckung eines Braunen Zwergs. Er hat eine Oberflächentemperatur von gerade noch 1000 [K] und deshalb eine um den Faktor 100 000 schwächere Leuchtkraft wie die Sonne. Mit einer 20 bis 50- fachen Jupitermasse ist er diesem Planeten doch etwas ähnlich, zumal ein hoher Methan- Anteil seiner Oberfläche bestimmt wurde, der sich aufgrund der niedrigen Temperatur bilden konnte. Jedoch entstehen Braune Zwerge wie andere Sterne auch durch Kontraktion einer interstellaren, überwiegend aus Wasserstoff bestehenden Gaswolke. Planeten dagegen bilden sich durch Aufsammeln von Materie in zirkumstellaren Gas- und Staubscheiben, welche eine gerade entstehende Sonne umgeben.

    Wie kann man eigentlich, so stellt sich die Frage, einen Braunen Zwerg von einem anderen Stern unterscheiden? Schließlich könnte das beobachtete Objekt auch ein Roter Zwerg sein, ein abkühlender Stern mit geringer Masse, die aber mehr als 8% der Sonnenmasse beträgt. Des Rätsels Lösung ist das Element Lithium, welches man durch spektrale Zerlegung des Sternlichts nachweisen kann. Braune Zwerge sind nicht in der Lage, Fusionen ablaufen zu lassen. Das in ihnen enthaltene, noch vom Urknall stammende Lithium ist also unverändert erhalten geblieben und wir können seine Linie im Spektrum entdecken. Ein Stern mit mehr als etwa 0,065 Sonnemassen erzeugt in seinem Innern eine Temperatur von etwa 2 Millionen [K]. Protonen (Wasserstoffkerne) werden dadurch so schnell, dass sie beim Zusammenstoss das aus 3 Protonen und 4 Neutronen bestehende Lithium zu zwei Heliumkernen (je 2 Protonen und Neutronen) aufspalten:

    1H + 7Li --> 2 4He

    Finden wir also dieses Element nicht, so handelt es sich auch nicht um einen Braunen Zwerg!

    Vergleich Brauner Zwerg mit echtem Stern Braune Zwerge kann man als Bindeglieder zwischen echten Sternen und den großen Gasplaneten ansehen. Im Gegensatz zu den Sternen, in denen Fusionen eine bedeutende Rolle spielen, sind sie vollkonvektiv. Während im Innern der wasserstoffverbrennenden Sterne eine Strahlungszone jeden Austausch von Materie aus den Innern mit den äußeren Schichten verbietet, ist ein Brauner Zwerg sozusagen "gut durchmischt", die Wärmebewegung des Gases sorgt für ein Aufsteigen der innersten heißen Zonen bis zur Außenschicht, nach Abkühlung sinkt das Material aufgrund der nun größeren Dichte wieder ab. Übrigens führt die Kontraktion interstellaren Gases zu Braunen Zwergen zu so hohen Dichten, dass eine entartete Elektronengaskomponente entsteht, genau wie bei den Weißen Zwergen. Letztere sind allerdings die Überreste ausgebrannter Sterne, während man einen Braunen Zwerg eher als Protostern ansehen kann. Die einsetzende Entartung des Gases stoppt die Temperaturerhöhung durch die Kontraktion, so dass die Zündtemperatur des Wasserstoffs nicht erreicht werden kann.

    Gliese 229 A und BWir sehen nochmals den Braunen Zwerg Gliese 229 B als künstlerische Darstellung, im Hintergrund der 40 [AE] entfernte Rote Zwerg Gliese 229 A. In dieser düsteren Farbe würde uns der Stern erscheinen, der nun im Alter von einigen Milliarden Jahren nur noch eine Temperatur von 1000 [K] hat. Mehr Energie als im optischen strahlt er noch im Infrarotbereich aus. Die dunklen Bänder aus Staub oder atmosphärischen Turbulenzen sind nur theoretisch, jedoch aufgrund der schnellen Rotationsperiode von Stunden zu erwarten. Ebenso wird ein innerer "Dynamo" ein magnetisches Feld erzeugen, vor allem bei jungen Sternen dieses Typs, da man hierdurch entstandene Röntgenemissionen beobachten konnte.

    Zwergsterne:

    inige Zahlen

    In einem Bereich von 0,08 bis hin zu 8 Sonnenmassen, entsprechend den Spektralklassen G8 und B3 (die Sonne hat die Spektralklasse G2) im Hertzsprung- Russel Diagramm erstrecken sich die Zwergsterne, zu denen auch die Sonne gehört. Weil sie der uns nächstgelegene Stern ist, soll stellvertretend an ihrem Beispiel die Klasse der Zwergsterne beschrieben werden.

    Unsere Sonne ist ein Stern mittlerer Größe und umkreist in einer Entfernung von rund 8 [Kpc] (Kiloparsec) das Zentrum der Milchstraße mit einer Geschwindigkeit von 225 [Km/s]. Für einen Umlauf benötigt sie 210 Millionen Jahre. Die Entfernung zur Erde beträgt 149 597 000 [Km], was einer Astronomischen Einheit [AE] entspricht. Sie weist einen Durchmesser von rund
    1 400 000 [Km] auf und hat die 333 000- fache Masse der Erde (rund 2 × 1030 [Kg]).

    Weil uns die Sonne so nahe steht, ist sie das ideale Studienobjekt für den Aufbau und die Energieumwandlung der Sterne (siehe hierzu auch Energieumwandlung der Sterne, dort wird auf dieses Thema detailliert eingegangen). Durch Untersuchungen des Sonnenspektrums kennen wir ihre Zusammensetzung, die Vorgänge im Inneren müssen wir jedoch aus theoretischen Modellen und den bekannten physikalischen Gesetzen sowie kernphysikalischen Erkenntnissen ableiten.

    Noch ein paar Zahlen lassen uns staunen: Damit wir uns an einem Sommertag in der Sonne aalen können, muss sie gigantische Materiemengen umsetzen. In jeder Sekunde setzt sie 564 Millionen Tonnen (!) Wasserstoff in Helium um. Das kann nur in ihrem Zentrum durch Kernfusion geschehen, hier herrschen 15 Millionen [K] bei einem Druck von 220 Millionen [bar]. Unter diesen Bedingungen werden in jeder Sekunde 4 Millionen Tonnen Materie in reine Energie umgewandelt, und das bereits seit etwa 4,5 Milliarden Jahren. Doch keine Angst, der Brennstoffvorrat der Sonne reicht noch einmal so lang. Die Erde empfängt nur einen Bruchteil der Sonnenenergie, das sind aber immerhin 750 Billionen Kilowattstunden pro Jahr. Der gesamte Energieverbrauch der Menschheit beträgt nur etwa den 8000sten Teil dieses Betrages.

    Rotation

    Von entscheidender Bedeutung für viele Erscheinungen auf der Sonne ist ihre differentielle Rotation.
    Differentielle RotationIn nebenstehender Grafik sind die unterschiedlichen Rotationsgeschwindigkeiten dargestellt. Deutlich ist zu erkennen, dass die Äquatorzone viel schneller rotiert als die Polregionen. Eine exakte Erklärung für die unterschiedlichen Geschwindigkeiten gibt es noch nicht, man vermutet aber die Ursache in der Konvektionszone (siehe hierzu Aufbau). Hier wird nicht nur Energie weitertransportiert, sondern auch Drehimpuls. Dieser wird wohl so aufgeteilt, dass die äquatorialen Zonen beschleunigt werden, was auf Kosten der Polgebiete geschieht. Die Sonne rotiert in gleicher Richtung wie die Erde bei ihrem Umlauf um die Sonne.



    Aufbau

    Von den äußersten Schichten bis ins Zentrum ist die Sonne ein reiner Gasball. Folgende kleine Tabelle gibt eine Übersicht über den Aufbau von innen nach außen:

    Bezeichnung Vorgänge Abstand vom Zentrum in 1000 [Km] Temperatur
    Kernzone Kernfusionen Wasserstoff-Helium 0 - 28 14.600 000 [K]
    Energietransport durch Strahlung 70 12.600 000 [K]
    210 6.600 000 [K]
    560 1.300 000 [K]
    Energietransport durch Konvektion 680 100 000 [K]
    Photosphäre sichtbare Strahlung 400 [Km] dick 9000 [K]
    Sonnenrand 696 4300 [K]
    Chromosphäre 698 5000 [K]
    704 300 000 [K]
    Korona leuchtende Hülle 716- 2780 1 000 000 [K]

    Bei den Temperaturen, die an der Sonnenoberfläche und erst recht in ihrem Innern herrschen, kann jegliche Materie nur in gasförmigem Zustand existieren. Je tiefer man in sie eindringt, umso weniger sind die Atome imstande, die sie sonst umgebenden Elektronen zu binden, sie sind immer weiter ionisiert. Ein solches Gas, aus dem die Sonne und (fast) alle anderen Sterne bestehen, nennt man Plasma.

    Schnitt durch die SonneEin Schnitt durch unsere Sonne. Man erkennt, dass Sterne wie eine Zwiebel aus mehreren übereinander liegenden Schalen aufgebaut sind. Im kleinen Zentrum (blau) findet das zentrale Wasserstoffbrennen statt. Die hier freigesetzte Gammastrahlung wandert langsam durch die Strahlungszone nach außen. Innerhalb dieser Zone gibt es keine thermischen Bewegungen (Konvektion) des Sonnengases. Der weitere Abtransport der Energie erfolgt dann aber durch Wärmebewegungen in der Konvektionszone, der äußeren Schale. Die Gammastrahlung ist inzwischen soweit thermalisiert, dass sie die Sonne als sichtbares Licht verlässt.

    Sonneninneres
     
  9. H2SO4

    H2SO4 Neuer Benutzer

    Im Sonneninnern herrscht an jedem Ort ein stabiles, so genanntes hydrostatisches Gleichgewicht ( weil sich dichtes Gas ähnlich einer Flüssigkeit verhält). Ansonsten würde der Gasball in sich zusammenstürzen (Kern) bzw. explodieren (Hülle). Im Innern wird der zur Gravitation notwendige Gegendruck durch die im Kern ablaufenden Fusionen erzeugt. Die hier freigesetzte Strahlung sowie der bei den vorherrschenden Temperaturen von 15 Millionen [K] enorme Gasdruck üben einen solchen Druck aus, dass die nach innen gerichtete Gravitation gerade aufgehoben wird und sich der Stern im Gleichgewicht befindet. Sinkt einmal die Temperatur im Kern wegen nachlassender Fusionen, so presst die Gravitation den Stern etwas mehr zusammen. Hierdurch steigen Temperatur und Druck weiter an, so dass neue Fusionen ablaufen können und der Stern erneut ein hydrostatisches Gleichgewicht einnimmt.

    Die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium begann vor etwa 4,6 Milliarden Jahren, dem Entstehungszeitpunkt unserer Sonne. Bis heute ist rund die Hälfte des Wasserstoffs im Kern umgewandelt, so dass noch einmal beruhigende 4 Milliarden Lebensjahre zu erwarten sind. Dann allerdings wird die Fusion im Kern vorübergehend nachlassen, und durch den nun fehlenden Energienachschub schrumpft dann unter der Einwirkung der Gravitation das Sonnenzentrum soweit, bis die Temperaturerhöhung die Heliumfusion zündet. Durch die nun höhere Temperatur dehnt sich die äußere Hülle aus und kühlt dabei ab. Der Stern hat zwar nur noch eine Außentemperatur von etwas mehr als 3000 [K], durch seine enorme Größe jetzt aber eine viel höhere Strahlungsleistung. Die Sonne expandiert zum Roten Riesen und wird die inneren Planeten und wahrscheinlich auch die Erde verschlingen.

    Der Energietransport im Sonneninnern erfolgt überwiegend durch Strahlung, und zwar bis zu etwa ¾ des Radius. Darüber wird die Energie durch Konvektion (Wärmetransport durch Gase, wie z.B. aufsteigende Luftschlieren über heißem Asphalt) nach außen transportiert. Was könnten wir eigentlich im Innern der Sonne sehen? Erstaunlicherweise nichts, denn dort herrscht finsterste Nacht, kein Lichtstrahl beleuchtet die Vorgänge! Das, was der Sonnenkern an Strahlung produziert, setzt er überwiegend als Gamma- Quanten frei (neben den Neutrinos). Erst kurz vor dem Verlassen des Gasballs ist die Gammastrahlung soweit thermalisiert, dass sie die Wellenlänge sichtbaren Lichts erreicht. Das funktioniert so:

    Gleich nach seiner Freisetzung stößt ein Gamma- Photon mit einem Elektron zusammen und wird von diesem absorbiert. Das Elektron gewinnt dadurch an (Bewegungs-) Energie. Alsbald gibt das Elektron jedoch wieder das Photon frei, weil es aber ein wenig von dessen Energie verbrauchte, wird die Photonenwellenlänge etwas größer. Es wandert nun vielleicht schon als Röntgenphoton weiter (mit Lichtgeschwindigkeit!) nach außen, wobei es ebenfalls immer wieder mit Elektronen (und natürlich auch anderen Kernteilchen) kollidiert. Durch diese ständigen Zusammenstöße braucht das Photon für den Weg vom Innern bis zum Rand des Kerns (280 000 [Km]) allein 26 000 Jahre! Bis zu einer Entfernung von rund 500 000 [Km] vom Mittelpunkt herrscht die strahlungsdominierte Zone; in ihren Außenbereichen können Heliumionen existieren, welche das Röntgenphoton absorbieren und mit größerer Wellenlänge wieder abgeben.

    Nun beginnt die Konvektionszone, und die hier vorherrschenden Ionen absorbieren unser Röntgenphoton weiterhin, bis es schließlich in Ultraviolett- und Infrarotstrahlung umgewandelt ist. Doch erst in der Photosphäre wird die Strahlung in sichtbares Licht übersetzt. So braucht unser Gammaquant vom Kern bis zum Rand der Sonne über 10 Millionen Jahre.

    Rund 90 % der Gesamtmasse sind in der inneren Hälfte der Sonnenkugel zusammengedrängt, der Konvektionszone stehen nur noch knapp 2 % der Masse zur Verfügung. In jeder Sekunde werden im Kern etwa 564 Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium umgewandelt. Dabei werden so viele Neutrinos freigesetzt, dass jeder Quadratzentimeter der Erde pro Sekunde von 70 Milliarden dieser Teilchen getroffen wird. Neutrinos sind Teilchen mit sehr geringer Masse, die höchst selten mit anderen Teilchen wechselwirken und sich mit fast Lichtgeschwindigkeit bewegen. Sie sind wirklich "harmlos", denn wir spüren nichts davon, dass sekündlich Milliarden von ihnen unsere Körper durchfliegen. Sie durchfliegen sogar die Erde ohne jeglichen Widerstand, als würde die Materie für sie gar nicht existieren.

    Photosphäre

    Das augenscheinlichste Merkmal der Sternatmosphäre ist die Granulation:

    GranulationDieses körnige Aussehen der Sonnenoberfläche wird durch die oben beschriebene Konvektion verursacht. Jedes dieser Körner (Granula) hat eine durchschnittliche Ausdehnung von rund 1000 [Km] und stellt eine Konvektionszelle aufgestiegenen, heißen Gases dar. Gasblasen steigen in der Konvektionszone mit 300 [Km/s] auf.



    Eine einzelne Zelle (Granula) ist nur um etwa 300 [K] heißer als die Umgebung; sie kühlt sich nach dem Aufsteigen an die Oberfläche ab und ist nach 10 [min] wieder verschwunden.
    Die Photosphäre selbst ist nur etwa 400 [Km] dick, aus ihr stammt das nun sichtbare Licht. Die Gasdichte ist von den extremen Werten im Innern auf jetzt nur noch 10-7 [g/cm3] abgesunken. Die Temperatur liegt bei knapp 6000 [K].

    Sonnenflecken und Magnetfeld

    Die bekanntesten Erscheinungen auf der Sonne sind sicherlich die Sonnenflecken, welche mit einer Periode von 11 Jahren in der Häufigkeit ihres Auftretens zu- und wieder abnehmen. Die Flecken werden hervorgerufen durch das Magnetfeld der Sonne. Eine Eigenheit eines großen Gasballs wie der Sonne ist ihre differentielle Rotation, das heißt, dass der Sonnenäquator 25 Tage für einen Umlauf benötigt, die Polgebiete aber eine Woche länger dazu brauchen.

    SonnenfleckenEine Sonnenfleckengruppe aus dem Juni 2000. Das dunkle, relativ kühle Zentrum des Fleckens bezeichnet man als Umbra, den umgebenden Rand als Penumbra.

    u Beginn des Sonnenflecken- Zyklus verlaufen die Feldlinien des Magnetfeldes gerade von Pol zu Pol.

    Magnetfeld zu Zyklusbeginn Der Beginn des Zyklus. Die noch in der Sonne liegenden Magnetfeldlinien verlaufen gerade und geordnet.

    Magnetfeld wird verzogen In Äquatornähe werden sie nun aber durch die differentielle Rotation immer mehr gedehnt, ja sie werden sogar mehrmals um die ganze Sonne gewickelt.

    Magnetfeld ist verwirbelt Damit noch nicht genug, werden die Feldlinien durch die Konvektionsströmungen an der Oberfläche ineinander verdreht und verflochten, wodurch sie letztlich instabil werden. Ganze Bündel von Feldlinien brechen dann durch die Oberfläche als magnetische Flussröhren von 500 [Km] Ausdehnung und lassen die Sonnenflecken hervortreten.

    Zum Zyklusende ist das Magnetfeld in einer solch chaotischen Verfassung, dass es völlig zusammenbricht und sich anschließend mit umgekehrter Polarität wieder neu orientiert und aufbaut. Der bisherige magnetische Nordpol wird zum Südpol, und es beginnt ein neuer, 22jähriger Zyklus.

    Durch die Verwirbelungen der Feldlinien steigt der Druck im Innern der Flussröhren stark an, sodass in ihnen befindliche Gase nach außen gepresst werden. Damit werden die Röhren leichter als ihre Umgebung, sie steigen auf, durchstoßen die Oberfläche und bilden so die Sonnenflecken.

    Die Sonne als Glocke?

    Unsere Sonne klingt, aber nicht wie eine Glocke, die von einem Klöppel angeschlagen wird, sondern eher wie von vielen kleinen Sandkörnern getroffen. Sie verhält sich wie ein widerhallender Hohlraum, der Millionen Schwingungsmodi oder stehende Wellen aufweist. In ihr laufen ständig Schall- oder Druckwellen, welche ein Schwingen der Oberfläche verursachen, ähnlich den seismischen Beben auf der Erde. Durch die inneren Vorgänge erzeugt, fungieren Schichten mit unterschiedlicher Temperatur oder Dichte als Reflexionswände für diese stehenden Wellen (ähnlich dem Funktionsprinzip einer Orgelpfeife).

    Jeder von uns kennt einen oszillierenden Modus: wenn man ein Ende eines straffen Taues schüttelt, kann man ein oszillierendes Wellenmuster erkennen, das in einer Dimension hin und her schwingt. Bei schnellerem Schütteln können sich stabile Muster mit zwei oder mehr Schwingungen entlang des Taues überlagern. In diesen Überlagerungsmustern bilden sich Orte im Tau, die sich nicht bewegen, diese nennt man Knoten.

    In zwei Dimensionen sind mehrere Schwingungsmodi möglich. Der Kaffee in der Tasse zeigt uns ziemlich komplexe zweidimensionale Schwingungsmuster, wenn ein vorbeidonnernder LKW den Boden erschüttert. In der Sonne treten Schwingungen in drei Dimensionen auf, sie haben charakteristische räumliche Muster mit Knoten, die sich sowohl auf der Oberfläche der Sonne als auch radial innerhalb des Sonnenkörpers befinden.

    Helioseismologen, die sich mit solchen Schwingungen beschäftigen, interessieren besonders so genannte p- Moden, die so heißen, weil sie dem Druck P, der Rückstellkraft der bewegten Sonnenoberfläche, entgegenwirken. Sie haben eine Frequenz von 3,3 [mHz] (Millihertz) bei Wellenlängen von 2 000 bis 50 000 [Km]. Man nennt sie auch 5 [min]- Oszillationen, weil sie mit einer Periode von 5 [min] 20 schwingen.

    P-Moden lassen sich mit drei ganzen Zahlen charakterisieren: l und m stellen quasi die Koordinaten eines Gitternetzes auf der Sonnenoberfläche dar, indem sie die Gesamtzahl der Knotenlinien bzw. die Zahl der Knotenlinien durch die Pole darstellen, n sagt uns, wie oft sich das Gitter zwischen Oberfläche und Zentrum in Innern wiederholt. Hier ist das Oberflächenmuster eines Modus mit l = 19, m = 19 dargestellt. 19 Knotenlinien durchqueren den Nordpol und ebenso viele passieren den Äquator.In diesem Bild sieht man einen Modus mit l = 19, m = 15. Dort gibt es 15 meridionale Kreise von Knoten und 4 Linien in der Ost-West-Richtung. In beiden Bildern ist der Faktor n nicht berücksichtigt, er gibt ja die Anzahl Knoten auf einer Linie vom Zentrum zur Oberfläche wieder und beeinflusst nicht die äußere Erscheinung. Bei einem Schnitt durch die Sonne sehen wir einen Schwingungsmodus mit n = 11, l = 19, m = 15, es ergeben sich 11 Wiederholungen des Musters zwischen Zentrum und Oberfläche. Die Schallwellen laufen nicht auf Geraden aus der Sonne hinaus, sondern bleiben in der Kugelschale gefangen. Die Schallgeschwindigkeit wird zur Mitte hin größer, denn sie nimmt im heißer und dichter werdenden Gas zu. An der Sonnenoberfläche herrscht ein plötzlicher Dichteabfall, so dass an dieser Phasengrenze die Wellen wieder nach innen reflektiert werden. Diese Erscheinung ist vergleichbar auch auf der Erde bekannt, und zwar in Form einer Fata Morgana oder bei der Reflexion von Radiowellen durch die Ionosphäre. Eine Welle kann so die Sonne komplett durchlaufen und an derselben Stelle wieder auftreffen. Hierbei kann sie mit sich selbst in Resonanz kommen und sich dadurch verstärken, sie gewinnt dabei soviel Energie, dass sie die Photosphäre in Bewegung bringt.

    Man kann nun schlecht auf der Sonne herumlaufen und die Sonnenbeben mit einem Seismometer messen, sondern die Auf- und Abbewegung der Oberfläche wird durch den Doppler- Effekt mit einem Heliospektrographen erfasst. Die Schwingungen des Sonnenkörpers sind die Folge von Druckwellen im Sonneninnern. Sie werden angeregt durch die Bewegung aufsteigender heißer Gasblasen in der Konvektionszone.

    Durch diese Wellen wird das Gas der Photosphäre veranlasst, langsam auf- und abzusteigen. Am Außenrand der Photosphäre angekommen, wird die Welle durch die plötzliche Dichteänderung wieder nach innen reflektiert. Dabei bestimmt der Reflexionswinkel die Eindringtiefe der Welle, und auf diese Art kann eine Welle in einem Zickzack- Kurs die ganze Sonne umwandern. Gleichzeitig laufen so ständig mehrere Millionen Wellen mit unterschiedlichen Frequenzen durch die Sonne.

    Chromosphäre

    Die Chromosphäre ist eine Schicht über der Sonnenoberfläche, in der einige markante Erscheinungen auftreten. Sehr gut lässt sich die Chromosphäre direkt vor oder nach einer totalen Sonnenfinsternis beobachten, wo sie dann als strahlender, roter Ring um die Mondscheibe sichtbar wird.

    ChromosphäreEine faszinierende Ansicht der Sonne im Licht des ionisierten Wasserstoffs. Neben der aktiven Oberfläche erkennt man die Chromosphäre mit einigen Protuberanzen.

    Die spektakulärsten Anblicke sind gewiss die Protuberanzen bzw. Filamente.

    FilamentFilamente sind meist gewaltige Bögen kühlen Gases, welche an den Grenzen unterschiedlicher magnetischer Polaritäten und damit hoher Feldstärken bis weit in die Korona gedrückt werden. So ein Bogen kann über 1 Million [Km] lang sein und sich mehr als 100 000 [Km] in die Höhe erheben. Beachtenswert ist auf dem Bild auch die unruhige, aktive Sonnenoberfläche.

    Vor der Sonnenscheibe erkennt man ein Filament nur als dunklen Fleck, während man ihn am Sonnenrand als Protuberanz sieht. Im Sonneninnern sind die Magnetfelder im relativ dichten Plasma eingeschlossen, aber in der dünnen Chromosphäre übernimmt ihre Kraft die Dominanz und erzeugt diese so imposanten Gebilde.

    Beeindruckend sind auch die Flares, eruptive Protuberanzen.

    Flare Das Magnetfeld unterliegt ja ständigen Veränderungen. Diese können manchmal dazu führen, dass eine ruhende Protuberanz förmlich explodiert, der Bogen wird aufgerissen, und das Plasma fällt auf die Sonne zurück oder entweicht zum Teil mit dem Sonnenwind. Nebenstehende Sequenz zeigt die zeitliche Entwicklung eines Flares. Auch konnte man hier zum ersten Mal beobachten, dass derartige Ausbrüche mit seismischen Beben verbunden sind. Die Wellen sind deutlich zu erkennen. Ein solches Beben hat die 40 000- fache Stärke des Erdbebens, welches San Francisco 1906 vernichtete. Auf der Richter- Skala entspräche das einer Stärke von 11,3!

    Der Sonnenwind

    Mit bis zu 3 Millionen Stundenkilometern jagt die Sonne Gas von sich fort. Dabei handelt es sich um ein bis zu 1 Million [K] heißes Plasma, welches vorwiegend aus Elektronen und Protonen besteht. Sehen kann man die Auswirkungen des Sonnenwindes sogar mit bloßem Auge, wenn alle Jahrzehnte einmal ein heller Komet am Himmel erscheint.

    Kommt nämlich ein Komet in den Bereich der Jupiterbahn, so wird Eis des Kometenkopfes durch den energiereichen Sonnenwind ohne Umweg sofort in gasförmiges Wasser sublimiert (das Eis wird nicht erst flüssig, sondern geht direkt vom festen in den gasförmigen Zustand über), wobei auch Staub mitgerissen wird. Durch diesen Vorgang wird der bis mehrere Millionen [Km] lange Schweif des Kometen erzeugt, der stets von der Sonne weggerichtet ist (er zeigt quasi die Richtung des Sonnenwindes an).

    Jedes Jahr bläst die Sonne allein durch den Wind das rund 10-14fache ihrer eigenen Masse in den Raum, was jedoch nicht weiter tragisch ist, denkt man an die Veränderungen, die sie weit vor Ablauf von 1014 Jahren durchlaufen wird. Weiter oben wurde ja bereits erwähnt, dass die Sonne sich "bereits" in etwa 4·109 Jahren zum Roten Riesen ausdehnen wird. Sie hat dann gerade einmal 1/100 000 ihrer Masse durch den Sonnenwind verloren.

    Bevor der heiße Sonnenwind auf die Erde trifft, prallt er auf das die Erde umgebende Magnetfeld. Durch die Wechselwirkungen dieses Feldes mit dem Sonnenwind entsteht der so genannte Van- Allen- Strahlungsgürtel. In ihm sind die Teilchen des Sonnenwindes quasi durch magnetische Fesseln gefangen.

    Die Sonne bläst immer wieder riesige Gaswolken ins All. Die ionisierten Materiewolken können das irdische Magnetfeld "verbiegen", durch sie entstehen die Nordlichter und sie sind imstande Satelliten und sogar Elektrizitätswerke ausfallen zu lassen.
    Einen Ausbruch der mit Geschwindigkeiten von 20 bis zu 2000 [Km/s] ausgestoßenen Gaswolken, die je nach Geschwindigkeit vom Sonnenwind mitgerissen oder abgebremst werden.

    Beim Aufprall des Plasmas auf das Magnetfeld wird auf der sonnenzugewandten Seite eine starke Bugstoßwelle erzeugt, während auf der entgegengesetzten Seite die Magnetfeldlinien erheblich in die Länge gezogen werden. Der Sonnenwind wird auf diese Weise mit bis zu 700 [Km/s] um die Erde gelenkt und in den interstellaren Raum abgewiesen.

    Eigentlich befinden wir uns damit noch in den äußeren Bereichen der Korona, ja selbst die Magnetfelder der Planeten Jupiter bis Neptun werden noch zu einem magnetischen Schweif langgezogen.

    Der Sonnenwind bläst nicht immer mit gleicher Stärke, sondern ist abhängig von der Sonnenaktivität. Die Reaktionen des Sonnenwindes mit unserem Magnetfeld kann man auch mit bloßem Auge sehen, und zwar als Nord- bzw. Südlicht. Durch diese Wechselwirkungen werden in relativer Erdnähe starke elektrische Ströme erzeugt, welche die magnetischen Erdpole umgeben.

    Bei einem Flareausbruch läuft dessen Stoßwelle mit dem Sonnenwind, und beim Aufprall auf unser Magnetfeld werden benachbarte Feldlinien kurzgeschlossen. Die dabei freiwerdenden Energien ionisieren Moleküle der Atmosphäre, d.h. einzelne Elektronen werden kurzzeitig durch Energiezufuhr abgetrennt. Wenn sie sich wieder auf ihre ursprünglichen Positionen in der Elektronenhülle begeben, strahlen sie diese aufgenommene Energie in Form von sichtbarem Licht wieder ab.
     
  10. H2SO4

    H2SO4 Neuer Benutzer

    Als äußerer Teil der Sonnenatmosphäre ist die Korona naturgemäß auch die dünnste Schicht, aber dennoch sehr aktiv. Während des Fleckenmaximums kann man hin und wieder zwischen zwei Flecken einen Lichtblitz erkennen, der oberhalb der Flecken im Raum "schwebt". Das sind die bereits oben angedeuteten Flares.

    Die aus dem Fleckenpaar austretenden, völlig miteinander verwirbelten Magnetfeldlinien reichen bis in die Korona. Hier geben diese Felder manchmal ihre Energie in Form elektrischer Entladungen frei, wobei das Plasma örtlich auf 20 Millionen [K] erhitzt werden kann. Die hier vorhandenen, nicht an Atome gebundenen Elektronen werden dabei auf 100 000 [Km/s] beschleunigt, und es entsteht Strahlung im Röntgenbereich, welche zurück in die Chromosphäre schlägt und dort die Flares erzeugt.

    Das so aufgeheizte Plasma wird beschleunigt und führt somit der Korona frisches, heißes Material zu. Solch ein großer Flare kann leicht die Größe der Erde erreichen. Doch es bilden sich auch ständig unzählige kleine Flares, und zusammen mit der stets einwirkenden magnetischen Energie sind sie wahrscheinlich für die sonderbar hohe Koronatemperatur verantwortlich.

    SonnenkoronaNebenstehendes Bild zeigt die weit in den Raum ragende Korona. Viele der Vorgänge in der Sonnenatmosphäre sind bis heute noch ziemlich rätselhaft, jedoch kann man sicherlich so manche der Erscheinungen auf die differentielle, d.h. mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten verlaufende Rotation der Sonne zurückführen.

    Die gesamte Sonne ist ein Ball aus ionisiertem Gas und durch ihre Rotation wird wie bei einem riesigen Dynamo das Magnetfeld erzeugt. Sind die Magnetfeldlinien zu Zyklusbeginn noch geordnet und liegen unter der Oberfläche, werden sie nun mehr und mehr verbogen und miteinander "verwuselt" und verknotet, treten aus der Sonne aus und reichen letztendlich bis in die Korona.

    Zuletzt nochmals eine Aufnahme einer Sonnenprotuberanz:

    ProtuberanzIn einem gewaltigen Bogen spannt sich eine Protuberanz um einen beträchtlichen Teil des Sonnenumfangs.

    Zwar wissen wir auch über diese Erscheinung nur sehr wenig, doch sind diese riesigen Bögen aus kühlem Gas, welches in der Korona quasi "ausfriert" schon sehr beeindruckend. Manche Protuberanz kann wochenlang im Raum stehen, eine andere lässt ihr Material wieder auf die Oberfläche hinabfallen. Es gibt auch Protuberanzen, die sich explosionsartig in den Raum ausbreiten und in einer Druckwelle die Korona vor sich herschieben.

    Dieser kleine Überblick gibt nur einige wenige der vielfältigen Erscheinungen unserer Sonne wieder. Tiefergreifende Informationen über unser Tagesgestirn würden den Umfang dieser Seiten sicher sprengen. Doch auch bei einer solch kurzen Betrachtung sollte man im Auge behalten, dass die Sonne letztlich nur einer von ungezählten Milliarden von Sternen im All ist, und sich zu jeder Zeit solche und noch viel phantastischere Dinge abspielen. Dies alles und damit unsere eigene Existenz verdanken wir allein einer einzigen, der schwächsten Naturkraft: der Gravitation!

    Riesensterne:

    Sterne wie Beteigeuze und Mira gehören zu den Kolossen im Kosmos. Mira mit einem 388- fachen Sonnenradius ist schon ein Riese (Mira ist darüber hinaus der Prototyp der langperiodisch Veränderlichen), kann sich aber leicht hinter Beteigeuze im Orion verstecken, denn dieser Stern ist gleich 700 bis 1000 Mal größer als unsere Sonne! Sie kann praktisch jeden Moment als Supernova explodieren, und da sie nur 400 Lichtjahre entfernt ist, wird dieses Ereignis so hell wie der Vollmond erscheinen und selbst am Tag zu sehen sein.

    Beteigeuze im OrionBeteigeuze im Orion, ein roter Überriese. Dieser Stern in 400 Lichtjahren Entfernung ist rund 1000 Mal größer als unsere Sonne, er würde sich bis weit über die Bahn des Jupiters erstrecken. Solch ein Stern befindet sich im Endstadium seines Lebens, sein Ende als Supernova ist bereits vorprogrammiert. Diese Aufnahme des Hubble- Weltraumteleskops zeigt neben unserer Sonne zum ersten Mal eine echte Sternscheibe.

    Mit Beteigeuze ist aber noch nicht das Ende der Giganten erreicht, übertrifft doch der Stern VV Cephei die Ausdehnung der Sonne gleich um den phantastischen Faktor 1600! Wenn wir von der Größe eines Sterns sprechen, so ist sein Durchmesser allerdings eigentlich weniger wichtig. Kann auch ein solcher Gasball am Ende seiner Entwicklung mehr als beachtliche Ausmaße annehmen, so ist doch die Masse des Sterns entscheidend für seinen Werdegang.

    Eta CarinaeVon der Masse her ist den Sternen bei etwa 120 Sonnenmassen eine Grenze gesetzt, schwerer können sie nicht werden. Denn wenn in einem solch massereichen Stern die Fusionen beginnen, erzeugt er rasch einen derart starken Sternwind, dass er alle umgebende Materie fortbläst. Die Staubwolke, aus der er entstand, kann also kein Material mehr zu seinem weiteren Wachstum beisteuern, von nun an kann dieser Stern nur noch Masse verlieren. So wie Eta Carinae (nebenstehendes Bild), der wohl massereichste Stern in der Milchstraße. Man sieht ihn im Innern einer Gashülle, die er selbst im Laufe der Jahre durch seine enorme Aktivität abgeblasen hat.

    Man findet derartige Giganten stets im Bereich der Sternentstehungsgebiete in den Armen der Spiralgalaxien, was bereits darauf hindeutet, dass sie sich recht schnell entwickeln und daher nicht weit von ihrer Geburtsstätte entfernen konnten. Durch ihre große Masse erzeugen Sterne wie die oben erwähnten in ihren Zentren so ungeheure Temperaturen und Drucke, dass die Kernfusionen extrem schnell ablaufen. Der Stern verschwendet dadurch seinen riesigen Brennstoffvorrat, weshalb seine Entwicklung sehr schnell voran schreitet.

    Je nach Masse muss man zwei Entwicklungswege unterscheiden:

    Bis 40 Sonnenmassen

    Dieser Typus entwickelt sich anfangs wie die Roten Riesen. Zunächst wird im Sternzentrum der vorhandene Wasserstoff innerhalb einiger Millionen Jahre zu Helium fusioniert. Ist er verbraucht, kontrahiert die Kernregion, die jetzt nur noch aus Helium besteht. Denn ohne die im Innern freigesetzte Energie lässt der Gegendruck zur nach innen gerichteten Gravitation nach, die jetzt die Überhand behält und die Materie gnadenlos zusammen presst. Durch die Kontraktion wird das Zentrum aber sehr heiß (umgewandelte Gravitationsenergie!), und diese Wärme wird nach außen abgestrahlt. Dadurch dehnt sich die äußere Hülle des Sterns aus, wodurch sich die Oberfläche wiederum durch ihre Vergrößerung abkühlt. Jedoch bleibt die Leuchtkraft durch die stark expandierte Oberfläche in etwa konstant. Während des Wasserstoffbrennens sehen wir den Stern als heißen, Blauen Überriesen, wie beispielsweise Rigel, mit einer Oberflächentemperatur von bis zu 40 000 [K].

    Die Kernregion kontrahiert inzwischen weiter und irgendwann zündet das Helium, wobei durch den 3-Alpha- Prozess Kohlenstoff und Sauerstoff entstehen. Zu diesem Zeitpunkt ist ein Roter Überriese entstanden, denn die Oberflächentemperatur ist inzwischen von über 20 000 [K] auf Werte um die 3- 4 000 [K] abgesackt. Von der Spektralklasse O gelangen sie hinunter bis zur Klasse K oder M. Unterhalb von 12 Sonnenmassen entwickeln sich diese Sterne beim Übergang vom Blauen zum Roten Riesen zu einem Cepheiden, den leuchtkräftigsten Sternen überhaupt.

    Fusionen in einem ÜberriesenIn dieser Grafik sind die Fusionen eines massereichen Sterns von 20 oder mehr Sonnenmassen im fortgeschrittenen Entwicklungsstadium angedeutet. Er hat bereits das Stadium des Blauen Riesen verlassen, sich weiter ausgedehnt und seine Oberfläche ist stark abgekühlt, so dass er nun als Roter Überriese erscheint. Gleich einer Zwiebel, umgeben mehrere brennende Schalen den inzwischen aus Eisen bestehenden Kern, der nicht weiter fusionieren kann. Die "Brennasche" der einzelnen Schalen versorgt jeweils die darunter liegende mit neuem Kernbrennstoff. Nach relativ kurzer Zeit versiegt jedoch der Brennstoffvorrat und der Stern wird in einer Supernovaexplosion vergehen. Hierbei werden durch bestimmte Prozesse (Neutroneneinfang) noch höhere Elemente als Eisen gebildet und diese zurück ins Universum geblasen. Als Rest verbleibt ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.

    Zur Verdeutlichung der Lebensdauer eines massereichen Sterns sei erwähnt, dass zum Beispiel ein Exemplar von 20 Sonnenmassen in nur 8 Millionen Jahren seinen Wasserstoffvorrat verbraucht hat, und für die Umwandlung des Heliums benötigt er gerade noch 1 Million Jahre. Bei noch größerer Masse verkürzt sich die Lebensdauer entsprechend. Unsere Sonne dagegen benötigt etwa 8 bis 9 Milliarden Jahre, bis sie ins Stadium eines Roten Riesen gelangt.

    Über 40 Sonnenmassen

    Diese Sterne könnte man getrost die "schnellen Brüter" im All nennen, denn sie verbrennen ihre Vorräte extrem schnell. Das liegt allein an der riesigen Masse, denn durch die damit verbundenen ungeheuren Gravitationskräfte wird ein derartiger Druck in der Kernregion erzeugt (und eine ebenso hohe Temperatur), dass die einzelnen Atomkerne viel häufiger kollidieren als in einem "normalen" Stern. Nach dem Ende der Wasserstofffusion im Kern (siehe Energieumwandlung der Sterne) kontrahiert dieser und das Heliumbrennen beginnt. Zwar expandiert der Stern in der Übergangsphase zum Überriesen, doch kühlt er sich dabei erst gar nicht bis zum Roten Überriesen ab, sondern höchstens bis in einen Temperaturbereich von minimal 7000 [K].

    Für kurze Zeit stabilisiert sich der Stern, bis das Helium bei 150 Millionen [K] zündet und in Kohlenstoff und Sauerstoff umgewandelt wird. Fusionen in massereichem Stern Doch auch diese Elemente werden von dem Giganten, wie schon oben erwähnt, immer weiter fusioniert, aber erst wenn seine (nicht entartete) Kernregion durch die zunehmende Kontraktion eine unvorstellbare Temperatur von 1 Milliarde [K] erreicht hat. Hier werden dann Neon und Magnesium erbrütet. In nebenstehender Grafik wird nochmals der schalenförmige Aufbau eines massereichen Sterns in fortgeschrittenem Entwicklungsstadium dargestellt. Selbst in seinen äußeren Regionen wird noch Wasserstoff fusioniert, was in einem massearmen Stern wie der Sonne nie vorkommen wird. Das alles geht sehr schnell vor sich und der Stern setzt so viel Energie frei, dass er zu keinem Zeitpunkt ins Rote Überriesenstadium gelangt, sondern stets als blauer, heißer Überriese erscheint. Wie schon oben bei Eta Carinae gesehen, blasen die massereichsten Sterne einen großen Teil ihrer Materie ins All und sind daher meist von einer Wolke aus Gas und Staub umgeben, welche durch die ungeheure Strahlung des Sterns ionisiert und zum Leuchten angeregt wird.

    Sehr schnell ist bei den massereichsten aller Sterne, welche etwa 100 bis 120 Sonnenmassen aufweisen, den Fusionen ein Ende gesetzt, wenn nämlich der Kern nur noch aus Eisen besteht. Dies kann nicht mehr unter Energieabgabe fusioniert werden, weil dazu im Gegenteil eine große Energiezufuhr notwendig wäre. Sie aber kann der Stern nicht aufbringen, so dass nun bei weiterer Kernkontraktion nur noch eine weitere Verdichtung zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch stattfindet.

    Bezeichnend für die massereichen Sterne ist ihr extremer Sonnenwind. Dieser kann mit Geschwindigkeiten bis zu 4000 [Km/s] Materiemengen von 0.0001 (10-4) Sonnenmassen pro Jahr ins All schleudern (im Vergleich: unsere Sonne schafft gerade mal 10-14 Sonnenmassen). In einigen Fällen kann der Stern sich hierdurch mit einer regelrechten Hülle umgeben, welche dann im Spektrum Absorptionslinien erzeugt. Die ausgestoßene Materie erscheint uns dann im Fernrohr dem Aussehen nach ähnlich einem planetarischen Nebel.

    Wolf- Rayet- Sterne

    Sonderlinge unter den massereichen Sternen sind die Wolf- Rayet- Sterne. In ihren Spektren findet man nur Emissionslinien, allerdings keine des Wasserstoffs. Denn sie haben allem Anschein nach ihre gesamte Wasserstoffhülle bereits abgeblasen, so dass ihr Spektrum hohe Anteile an Helium zeigt.

    ermutlich bedingt durch ihren Entwicklungsstand, teilt man sie in zwei Kategorien ein: WC für kohlenstoff- und WN für stickstoffreiche Sterne. Letztere weisen den hohen Stickstoffanteil auf, weil dieser als Nebenprodukt des Kohlenstoffzyklus während des Wasserstoffbrennens erzeugt wird. Sie dürften damit jünger als die WC- Sterne sein, da sie wahrscheinlich bereits Helium fusionieren.

    Auch sind Wolf- Rayet- Sterne meist von Gasnebeln umgeben, weil sie bereits bis 40% ihrer ursprünglichen Masse aufgrund der hohen Temperatur und des extremen Strahlungsdrucks verloren haben, in Form eines starken Sternenwinds. Durch ihre hohe Temperatur von 30- 50 000 [K] sind die Atome im Spektrum stark ionisiert (Kohlenstoff z.B. hat 3 seiner 4 Außenelektronen verloren), so dass man sie der Spektralklasse O zuordnet. Diese Sterne sind äußerst kurzlebig, mehr als ein paar Millionen Jahre "schaffen" sie nicht und enden garantiert in einer Supernova oder sogar als Hypernova.

    Wolf- Rayet- Stern in NGC 2359In dieser Aufnahme eines Wolf- Rayet- Sterns (der helle Stern in der Bildmitte) im Nebel NGC 2359 erkennt man deutlich die ausgestoßene Sternmaterie. Von den rund 200 in unserer Milchstraße bekannten Sternen dieses Typs weiß man, dass sie jährlich mehr als die Masse der Erde in den Weltraum blasen.

    Veränderliche Sterne:

    Ein Stern muss nicht immer seine Energie mit relativer Konstanz (wie unsere Sonne) abstrahlen, sondern seine Helligkeit kann deutlichen Schwankungen unterliegen. Gemeint ist hier allerdings nicht das Funkeln der Sterne in einer Winternacht, welches durch atmosphärische Turbulenzen verursacht wird, sondern bestimmte Zustände des Sterns verändern sich in relativ kurzen Zeitabständen. Die Helligkeitsänderungen können in Perioden von Stunden bis hin zu über 9000 Tagen auftreten. Je nach physikalischen Bedingungen unterscheidet man dabei verschiedene Typen der so genannten Veränderlichen Sterne:

    Bei diesen Veränderlichen sind eigentlich keine physikalischen Schwankungen der Sternzustände an den Helligkeitsänderungen beteiligt, sondern es handelt sich um Doppelsterne. Dabei wird eine Komponente von der anderen umkreist und in der Sichtlinie des Beobachters regelmäßig bedeckt. So bestehen z.B. Bedeckungsveränderliche vom Algol- Typ meist aus einem (kühlem) Riesenstern und einem kleinen heißen Stern.

    Eine etwas andere Lichtkurve zeigen Sterne vom Beta Lyrae- Typ:

    Lichtkurve Beta-LyraeDie Lichtkurve der Beta- Lyrae Sterne. Ihre Helligkeitsschwankungen sind noch wesentlich ausgeprägter als beim Algol- Typ.

    Hier umkreisen sich zwei Komponenten so eng, dass ihre Gravitationsfelder in einem bestimmten Punkt, der so genannten Roche- Grenze miteinander verwachsen. Man kann dann nicht mehr zuordnen, zu welchem der beiden Sterne ein bestimmtes Materieteilchen gehört. Grund dafür sind die an einem oder beiden Systemen zerrenden Gezeitenkräfte, die letztlich zum Übergang von Materie von einem auf das andere System führen und den Sternkörper verformen. Bei Beta Lyrae fließt von der größeren, inneren Komponente, welche die Roche- Grenzfläche ausfüllt, gar so viel Materie ab, dass sich eine gemeinsame Gashülle um beide Sterne bildet:

    Kontaktsysteme
     
  11. H2SO4

    H2SO4 Neuer Benutzer

    Wenn zwei (oder mehrere) Sterne noch enger beisammen stehen als im oben genannten Fall von Beta Lyrae, dann spricht man von so genannten Kontaktsystemen. Als Beispiel hierfür soll das System W Ursa Major stehen. Beide Komponenten sind vermutlich in etwa gleich groß und zeigen Umlaufzeiten von nur einigen Stunden. Man nimmt heute an, dass beide Sterne eine gemeinsame Hülle bilden.

    Rotationsveränderliche

    Rotationsveränderliche sind Systeme, deren Umlaufbahnen so zur Beobachtungslinie geneigt sind, dass keine Bedeckung mehr stattfindet. Die Helligkeitsschwankungen werden allein durch die Rotation der Sterne hervorgerufen, deren ellipsoidische Körper uns einmal die "volle Breitseite" darbieten, im Minimum ist dann nur die Schmalseite zu sehen. Gegenüber den Bedeckungsveränderlichen sind die Helligkeitsschwankungen deutlich schwächer.

    Kataklysmische Veränderliche

    Kataklysmisch kommt aus dem griechischen und bedeutet Überschwemmung. Bei diesen Veränderlichen handelt es sich ebenfalls um Doppelsterne, und zwar ist die eine (Primär-) Komponente ein Weißer Zwerg, der andere ein alter, kühler und stark expandierter Stern (Roter Riese). Vom letzteren strömt stetig Masse zum Zwergstern über, gelangt aber nicht direkt auf seine Oberfläche, sondern erst in eine sich aufgrund des Drehimpulses gebildete Akkretionsscheibe:

    Besitzt der Weiße Zwerg ein starkes Magnetfeld, so wird sich keine Akkretionsscheibe ausbilden, sondern der Gasstrom von der Sekundärkomponente entlang der magnetischen Feldlinien zu den Polen des Zwergs fließen. Die hot spots werden dann direkt auf seiner Oberfläche gebildet, wobei die thermische Energie noch größer ist (einige Millionen [K]!) und deshalb Röntgenstrahlung emittiert wird.

    Die Helligkeitsschwankungen kataklysmischer Systeme finden in Zeitabständen von etwa 1,5 bis 15 Stunden statt. Die hier beschriebenen Vorgänge zeigen eine deutliche Parallele zu den Novae, weshalb man kataklysmische Systeme auch als Zwergnovae bezeichnet. Diese Zwergnovae stellen darüber hinaus auch jeweils eine Praenova (Vorstadium einer Nova) dar, weil durch die ständige Akkretion von Materie der Weiße Zwerg irgendwann eine kritische Massegrenze überschreitet und dann zur Nova wird.

    Langperiodisch Veränderliche Sterne

    Ein typischer Vertreter dieser Klasse veränderlicher Sterne ist der "Monsterstern" Mira, o Ceti (Walfisch). Er ist so groß, dass er sich bis zur Marsumlaufbahn erstrecken würde. Innerhalb von 332 Tagen ändert er seinen Radius um den Faktor 2, wodurch seine scheinbare Helligkeit von eingangs 2m auf nur noch 10m abfällt.

    Bei diesem Sterntyp handelt es sich um Rote Riesen oder Überriesen, also Sterne mit recht kühler Oberflächentemperatur von 3000 [K] oder gar nur 2500 [K], die das Ende ihrer Existenz vor Augen haben. Sie weisen relativ große Helligkeitsschwankungen auf, wobei ihre Perioden von über einem Monat bis zu mehr als fünf Jahren betragen können.

    Die Pulsationen des Sterns, bedingt durch innere Vorgänge (siehe hierzu auch weiter unten, Cepheiden), führen zur Abkühlung bzw. Erhöhung der Oberflächentemperatur und damit zu den beobachteten Helligkeitsschwankungen. Auch die vergrößerte bzw. verkleinerte Oberfläche spielt dabei eine Rolle. Hinzu kommt, dass die Konzentration von Molekülen und Staub in der Sternatmosphäre stark von der Temperatur abhängig ist, wodurch die Lichtdurchlässigkeit erheblich beeinflusst wird.

    Riesenstern MiraDiese Aufnahme des Hubble- Weltraumteleskops zeigt den Riesenstern Mira im Sternbild Walfisch. In nur 400 Lichtjahren Entfernung kann dieser Stern sich bis zur 700-fachen Sonnengröße aufblähen. Das etwas unförmige Aussehen in der linken Bildhälfte rührt von einem Weißen Zwerg, der Mira begleitet. Dieser Winzling saugt nämlich recht fleißig Materie vom Riesen ab!

    Bedingt sind diese Änderungen durch die Vorgänge im Sterninnern. Nach dem Ende des Wasserstoffbrennens beginnt durch Kontraktion und Temperaturerhöhung des Kerns das Heliumbrennen. Dieses läuft sehr rasant ab, bald besteht der Kern dann nur noch aus Kohlenstoff und Sauerstoff. In einer Schale um den Kern wird jedoch weiter Helium verbrannt, in einer darüber liegenden Wasserstoff. Beide Schalen lösen sich aber in ihrer Aktivität ab.

    Zunächst brennt die Wasserstoffschale, sie wandert nach außen, kühlt sich ab und erlischt. Nun wird die Leuchtkraft von einer heliumfusionierenden Schicht stetig erhöht. Geht das Helium zur Neige, verlischt die Schale, die Wasserstoffschale kontrahiert und zündet wieder und versorgt die darunter liegende mit frischem Helium. Bald zündet diese wiederum, und zwar explosionsartig (man spricht von einem Helium- Blitz). Diese thermischen Pulse werden im Laufe der Zeit immer schneller.

    Ähnlich wie die Cepheiden reguliert der Stern den Strahlungsfluss nach außen, wie durch ein Ventil, und er beginnt zu pulsieren. Aufgrund seiner ungeheuren Größe ist die Pulsationsperiode aber sehr lang, wie weiter oben bereits erwähnt.

    Cepheiden

    Typischer Vertreter der klassischen Cepheiden ist der Stern Delta Cephei, ein gelb- weißer Überriese der Spektralklasse F. Seine Helligkeit schwankt mit einer konstanten Periode von 5,366 Tagen um etwa 2 Größenklassen.

    Diese Änderungen beruhen ebenfalls auf Pulsationen, also Schwingungen des Sterns und damit verbundener abwechselnder Vergrößerung und Verkleinerung der Oberfläche.
    Normalerweise sollte in einem Stern ein Gleichgewicht zwischen Strahlungs- und Gasdruck und Gravitation herrschen, welcher ihm für lange Zeit ein "ruhiges Leben" garantiert. Unter bestimmten Bedingungen ist es aber möglich, dass im Sterninnern eine Schicht liegt, in welcher Helium aus dem einfach in den zweifach ionisierten Zustand (es "verliert" zwei Elektronen) übergeht.

    Wird eine solche Schicht nun komprimiert oder entspannt, ändert sich die Temperatur weit weniger als in den umgebenden Schichten, weil die zugeführte Energie vorwiegend für die Ionisation verbraucht wird. Diese Schicht nimmt also Wärmeenergie auf, ohne sie weiterzuleiten, wodurch Konvektionszonen, wie sie in stabilen Sternen (z.B. unserer Sonne) vorhanden sind, quasi blockiert werden - der Stern schrumpft.

    Daraufhin ändert sich aber wieder die innere Temperaturstruktur und das Ionisationsgleichgewicht der Heliumschale. Strahlung wird jetzt wieder freigegeben und der Stern dehnt sich neuerlich aus. Dies ist der Antriebsmotor für die Pulsationen, welche wiederum verantwortlich sind für die Helligkeitsschwankungen der Cepheiden.

    Es gibt noch wesentlich mehr Arten von veränderlichen Sternen, die zum Teil unregelmäßigen Schwankungen unterworfen sind. Diese sollen der besseren Übersichtlichkeit wegen hier aber (vorerst) nicht weiter besprochen werden.

    Gamma Bursts

    Ein großes Rätsel gab uns der Kosmos auf, als in den sechziger Jahren des vergangenen Jahrhunderts zufällig durch einen Satelliten (Vela) Gammastrahlenblitze GRB (Gamma Ray Burst) entdeckt wurden. Doch es dauerte über 10 Jahre, bis man erkannte, dass diese natürlichen Ursprungs waren und in den Weiten des Alls entstanden. Man benennt die Gammabursts nach ihrem Erscheinungsdatum, indem man es an die Bezeichnung GRB anhängt. So bedeutet z.B. GRB021004, dass am 4. Oktober 2002 ein Burst beobachtet wurde.

    Unterteilt werden Gammabursts in zwei Kategorien: Die kurzzeitigen blitzen nur zwischen einigen Millisekunden bis zu mehreren hundert Sekunden auf, während lange Bursts zwischen etwa 2 und 1000 Sekunden beobachtbar sind.

    Gammastrahlen sind die energiereichsten Wellen des elektromagnetischen Spektrums mit den kürzesten Wellenlängen unter 0,01 [nm], ein einzelnes Gammaquant hat eine Energie von stets mehr als 100 [keV]. Die Strahlung entsteht nur bei Prozessen, in denen extrem hohe Energien umgesetzt werden. Ursachen für kontinuierliche Gammastrahlung sind beispielsweise die plötzliche Abbremsung sehr schneller Elektronen (in Synchrotronen als Bremsstrahlung bekannt) oder die Synchrotronstrahlung relativistischer Elektronen. Auch durch einen bestimmten Prozess, dem so genannten inversen Compton- Effekt wird Gammastrahlung freigesetzt, wenn energiereiche Elektronen einen Teil ihrer Energie auf Photonen übertragen (im Gegensatz dazu ist der Compton- Effekt eine Streuung von Photonen an geladenen Teilchen). Diese Vorgänge sind alle nicht thermisch. Thermische Gammastrahlung wird erst bei Temperaturen oberhalb mehrerer 100 Millionen [K] freigesetzt, ihr Anteil am Gammaspektrum ist daher nur gering. Im Spektrum findet man auch Emissionslinien. So liegt bei 1,8 [MeV] eine Linie, die auf radioaktiven Zerfall von Aluminium 26Al beruht, bei 68 [MeV] sieht man eine Linie durch den Zerfall so genannter Pi- Mesonen und bei 511 [keV] zeigt eine Linie die Vernichtung eines Elektron- Positron- Paars an.

    Was aber haben nun diese Blitze zu bedeuten, die wir empfangen, und woher stammen sie?
     
  12. H2SO4

    H2SO4 Neuer Benutzer

    Bis heute sind tausende solcher Blitze bekannt und registriert, vor allem durch das an Bord des Compton- Satelliten (CGRO, Compton Gamma Ray Observatory) installierte BATSE- Experiment. Die einzelnen Blitze treten unregelmäßig auf und sind völlig isotrop über alle Himmelsrichtungen verteilt. Durch verfeinerte Messmethoden ist ihre Position heute recht genau bestimmbar. Das Überwachungsteleskop HETE 2 (High Energy Transient Explorer) sendet sofort nach der Detektion eines neuen Blitzes dessen Koordinaten zur Erde. Von hier aus kann dann das "Nachglühen" der Gammaquelle mit optischen Teleskopen verfolgt werden.

    2609 Gammablitze, aufgenommen mit dem CGRO (Compton Gamma Ray Observatory). Man erkennt deutlich, wie gleichmäßig die Blitze verteilt sind. Dargestellt ist eine Projektion in galaktischen Koordinaten, die Milchstraßenebene ist die horizontale Linie in der Mitte. Aus der unteren Farbskala gehen die Intensitäten der einzelnen Bursts hervor.

    Die Strahlungsintensität mancher Impulse ist höher als alle von anderen bekannten Objekten ausgestrahlten Energien. Sie übertreffen manchmal sogar die Quasare um den Faktor 10 000! Die freigesetzten Energien liegen im Bereich von 1043 bis 1045 Joule. Gammastrahlungsausbrüche sind daher die energetisch größten Vorgänge im Kosmos seit dem Urknall.

    Wodurch aber können sie entstehen?

    Zunächst vermutete man, dass diese Erscheinungen darauf zurückzuführen seien, dass Neutronensterne einen ihrer (möglicherweise vorhandenen) Planeten eingefangen haben. Beim Aufprall eines solch großen Körpers auf die Sternoberfläche würden rund 10 % der Planetenmasse in Energie umgewandelt. Eine andere Erklärung waren magnetische Strahlungsausbrüche, welche auf der Oberfläche alter Pulsare stattfinden könnten.

    Diese Hypothesen hat man aber inzwischen beiseite gelegt. Die Ursachen der Gamma- Bursts sind inzwischen deutlich klarer geworden.

    Für die Entstehung langer GRB's kommen eigentlich nur Supernovae oder Hypernovae in Betracht, den Explosionen massereicher oder sehr massereicher Sterne. Bei solchen Prozessen werden große Energien auch im Gammabereich freigesetzt. Nur bei den langen GRB's kann man ein Nachleuchten ("Nachglühen" genannt) auch im optischen Bereich mit dem Teleskop beobachten.

    GRB030229 um 12:57 UhrEin außergewöhnlich heller Gammablitz, GRB 030329, wurde am 29. März 2003 im Sternbild des Löwen beobachtet. Dank des HETE- Experiments wurden die Koordinaten sofort zur Erde geleitet, weshalb diese Aufnahme 80 Minuten nach Erfassung des Bursts gelang. Der Gammablitz war eine halbe Minute lang heller als die Gammastrahlung des gesamten Universums! Es ist möglich, dass wir hier Zeuge der Geburt eines Schwarzen Loches waren, weil vermutlich die Explosion eines extrem massereichen Sterns, einer Hypernova, die Ursache des Blitzes war.

    GRB030229 um 18:32 UhrNach knapp sieben Stunden ist die Quelle des Gammaausbruchs kaum noch zu erkennen. Das Besondere an diesem Burst war, dass er in einer Distanz von "nur" 2 Milliarden Lichtjahren stattfand. Das war der bisher zweitnächste Gammaausbruch, der je beobachtet wurde. Meistens kommen sie aus Entfernungen von 10 Milliarden Lichtjahren. Das Nachglühen war zu Beginn so hell, dass man es vielleicht sogar mit bloßem Auge hätte sehen können.

    Kurzzeitige GRB's müssen andere Ursachen als Hypernovae haben. Als sehr wahrscheinlich gilt hier die Verschmelzung zweier Neutronensterne oder diejenige eines Neutronensterns mit einem Schwarzen Loch, da nur bei einem solchen Vorgang so hohe Energieraten abgestrahlt werden könnten. Neutronensterne rotieren allgemein sehr schnell (siehe hierzu Pulsare) und weisen extreme Magnetfelder auf. Wenn solche Giganten kollidieren, verstärken sich die Magnetfelder noch weiter und die auftretenden, extremen Kräfte können schlagartig, im Sekundenbruchteil, soviel Energie freisetzen, wie ein Pulsar sonst nur in Millionen von Jahren emittiert. Das ergaben Computersimulationen des britischen Astronomen Stephan Rosswog von der University of Leicester.

    Zudem wird bei solchen Zusammenstößen vermutlich auch eine bestimmte Menge an Material ausgestoßen, wie ein weiteres Modell erklärt, sicherlich aber weniger Materie als bei einer Supernova. Die Energieemission ist aber deutlich höher und so wird die Geschwindigkeit des abgestoßenen Materials in relativistischen Bereichen liegen. Das beschleunigte Material wird dann aber wieder im interstellaren Medium abgebremst und verwandelt einen großen Teil der (kinetischen) Energie in Strahlung. Das geschieht, weil in der Bugstoßfront die kinetische Energie auf Elektronen übertragen wird, die nun wiederum auf fast Lichtgeschwindigkeit beschleunigt werden und dabei Synchrotronstrahlung im Gammabereich emittieren. Bei der Kollision ultrakompakter Objekte könnten auch entstehende relativistische Jets eine Schockfront im interstellaren Medium hervorrufen, aus der die Gammastrahlung hervorgeht. In Bereichen hinter dieser Front könnten energieärmere Emissionen durch den Aufprall entstehen, diese sehen wir dann als Nachglühen in den anderen Wellenlängenbereichen.

    Durch die Dopplerverschiebung wird die Energie dieser Gammastrahlung in unsere Richtung noch verstärkt, und bedingt durch relativistische Effekte wird der Strahlungsausbruch dann in gebündelter Form bei uns zu empfangen sein (siehe hierzu auch Schneller als das Licht?).

    Weil die Intensität und Dauer der Bursts von den Umständen bei der Verschmelzung zweier Neutronensterne oder eines solchen mit einem Schwarzen Loch (ihre Massen, Aufprallgeschwindigkeiten, Materie in ihrer Umgebung usw.) abhängen und daher sehr verschieden ausfallen können, erklärt man sich damit die Unterschiede der bisher beobachteten kurzen Bursts.

    Wie bereits erwähnt führt man das Auftreten eines Gamma- Blitzes auch auf Hypernovaexplosionen, also dem Zusammenbruch supermassiver Sterne, zurück. In diesem Bild hat das Weltraum- Teleskop Hubble die Quelle eines Gamma- Ausbruchs entdeckt. Möglicherweise ist hier ein supermassiver Stern explodiert und hat vielleicht ein Schwarzes Loch hinterlassen. Der uns nächstgelegene Stern, dem ein solches Schicksal beschieden sein könnte, ist der 100- Sonnenmassen schwere Stern Eta Carinae, der nur rund 8000 Lichtjahre von der Erde entfernt ist.

    Eine weitere, ältere Hypothese führt die Bursts auf das Verdampfen primordialer Schwarzer Mini- Löcher zurück. Nach der Urknallhypothese könnten sich im Anfangsstadium des Alls winzige Mini- Löcher gebildet haben. Solch ein Gebilde von Protonengröße, wenn es die Masse eines kleinen Berges (1015 [g]) übersteigen würde, könnte bis heute existieren (kleinere Löcher wären inzwischen verdampft). In dem Moment, wo es verdampft, würde es einen gewaltigen Ausbruch von Teilchen und Energie für den Bruchteil einer Sekunde geben. Ein solches Ereignis wäre durch einen Gamma- Burst gekennzeichnet und würde die Existenz der Mini- Löcher anzeigen. Allerdings konnte bis heute die Existenz primordialer Schwarzer Löcher nicht geklärt werden.

    Gammastrahlen werden auch in unserer Milchstraße erzeugt, und zwar durch unterschiedliche Quellen. Stellare Quellen sind beispielsweise einige Pulsare, wie der bekannte Pulsar im Krebsnebel oder der Vela- Pulsar. Ihre Gammastrahlung ist gepulste Synchrotronstrahlung.

    Ein rotierender Neutronenstern ist ein PulsarEin Neutronenstern hat ein milliardenfach stärkeres Magnetfeld wie die Erde (oberes Bild). Durch seine irrsinnig schnelle Rotation werden Teilchen von seiner Oberfläche mitgerissen und entlang der Magnetfeldlinien bis in relativistische Bereiche beschleunigt. Diese geben dann einen Teil ihrer kinetischen Energie in Form von Synchrotronstrahlung wieder ab. Die Synchrotronstrahlung kann dabei im Röntgenbereich liegen, aber auch als Gammastrahlung emittiert werden. Liegt die Rotationsachse des Magnetfeldes in Richtung Erde, empfangen wir einen Gamma- Puls

    Nicht unerwähnt bleiben sollen hier auch einige der wenigen eindeutig identifizierten Gamma- Quellen. Zu ihnen gehören einige Röntgen- Doppelsterne wie Cygnus X-1 und Hercules X-1. Auch in der Nähe unseres galaktischen Zentrums liegt eine Gammaquelle. Selbst unsere Sonne strahlt einen geringen Gamma- Anteil ab. Extragalaktische Quellen sind die Seyfert- Galaxie NGC 4151, die elliptische Riesengalaxie Markarian 421 und der Quasar 3C279.

    Eine elegante Lösung zur Erzeugung von Gammastrahlung sind natürlich die Schwarzen Löcher. Spiralt Materie in einer Akkretionsscheibe um ein Loch, kann sie durch die extrem hohe Reibung und Beschleunigung so viel an kinetischer Energie aufnehmen, dass letzthin unter anderem auch Gammastrahlung emittiert wird. Das jedoch wohl eher nicht als Gammablitz, sondern vielmehr in Form kontinuierlicher Strahlung.

    Mysteriöse Gammaquellen in unserer GalaxisDiese Bilder geben eine Vorstellung von der Ansicht unserer Milchstraße. Links oben ist eine Computer- Animation zu sehen, welche die Milchstraße in der Draufsicht zeigt, rechts daneben sieht man sie von der Seite. Links unten sind insgesamt 271 Gammastrahlen- Quellen dargestellt, aufgenommen durch den Compton- Satelliten. Sie emittieren kontinuierlich Strahlung. Man muss sich dabei vorstellen, dass die Darstellung uns kugelförmig umgibt. Die Anhäufung der Strahlungsquellen in der Bildmitte gibt die galaktische Ebene wieder. Rechts unten sieht man ausschließlich 120 nicht identifizierte Quellen aus gleicher Untersuchung. Die Hälfte von ihnen, fast alle in der galaktischen Ebene konzentriert, mögen bekannte Objekte sein, die aber noch nicht klassifiziert werden konnten. Die andere Hälfte ist einer neuen Klasse von Strahlern zuzuordnen, die im so genannten Gould Belt liegen. Das ist vermutlich ein Ring aus jungen, sehr massiven Sternen mit einem Durchmesser von etwa 2000 Lichtjahren (die Sonne liegt ungefähr auf halbem Weg zum Rand des Rings). Der Belt ist der Überrest irgendeines gewaltigen Ereignisses vor etwa 40 Millionen Jahren. Wenn seine Ausläufer auf Interstellare Materie treffen, wird eine hohe Bildungsrate von massiven Sternen ausgelöst. Diese haben nur eine kurze Lebensdauer und enden in Neutronensternen oder Schwarzen Löchern. Beide sind aber potentielle Quellen für Gammastrahlung.

    Auf der Suche nach Ursachen für die langen Bursts ist man inzwischen ein gutes Stück vorangekommen. In den Spektren der beobachteten GRB's fand man häufig ausgeprägte Eisenlinien, was in der Tat auf die Explosion massereicher Sterne schließen lässt. Der Röntgensatellit XXM- Newton fand zudem Hinweise auf Schwefel, Silizium und andere schwere Elemente. Nicht zuletzt finden diese hochenergetischen Explosionen in Bereichen statt, in denen man sie auch erwartet: In Gebieten erhöhter Sternentstehung. Massereiche Sterne entwickeln sich ja sehr schnell und können sich daher bis zu ihrer Explosion kaum vom Entstehungsort entfernen.

    Für die hohen Energieausstrahlungen hat man nun auch eine Erklärung parat. Massereiche Sterne sind in jedem Fall von Materiescheiben umgeben, die sie z.T. selbst durch ihren Wind erzeugen. Bei der Explosion des Sterns wird die Energie in einer Art Schale aus Teilchen zunächst "zwischengespeichert". Diese Schale expandiert mit fast Lichtgeschwindigkeit und holt die langsame Materie ein, wodurch sich beim Zusammenprall eine Stoßfront ausbildet. In dieser Kollisionszone wird nun die Energie als Gammastrahlung freigesetzt. Die Ausbreitung geschieht möglicherweise in Form von Jets, wodurch wir die Gesamtenergie um den Faktor 500 zu hoch ansetzen (ein Jet von 10° Ausdehnung würde nur etwa 1/500 des Himmels abdecken, durch die Strahlbündelung sehen wir dann auch nur jeden fünfhundertsten GRB).

    Auch gibt es einen simplen Grund für die kurze Zeitdauer der GRB's: Die Explosionswelle expandiert mit fast Lichtgeschwindigkeit. Dadurch kommen relativistische Effekte zum Zug, was bedeutet, dass die Zeit für außenstehende Beobachter extrem verkürzt wird! Einen Burst, der sich vielleicht über viele Stunden entwickelt, sehen wir deshalb nur wenige Sekunden.

    Zwar wissen wir längst nicht alles über Gammaausbrüche und die Explosion massereicher Sterne, vieles ist noch sehr rätselhaft. Durch ihre unermüdliche Arbeit haben die Wissenschaftler inzwischen aber einige Geheimnisse aufgedeckt, und weitere künftige, empfindlichere Observatorien außerhalb der Erdatmosphäre werden sie bei dieser Aufgabe unterstützen.

    Kosmische Strahlung:

    Aus allen Richtungen des Kosmos wird auf uns geschossen! Zu jeder Zeit werden wir mit hochenergetischen Protonen, Neutrinos, ±- Teilchen (Heliumkerne) und schwereren Kernen sowie Elektronen bombardiert. Diese Teilchen stammen sehr wahrscheinlich aus unserer Galaxis.

    Entdeckt wurde die kosmische Strahlung bereits 1912 von dem österreichischen Physiker Prof. Viktor Hess. Die Radioaktivität war bereits bekannt und man glaubte, dass die gemessene ionisierende Strahlung aus der Erde selbst emittiert wurde. Hess stieg jedoch mit einem Ballon bis auf 5 [Km] Höhe und stellte dabei ein stetiges Ansteigen der Intensität mit der Höhe fest. Er schloss daraus, dass die Strahlung aus dem Weltraum kommen musste. Wenn die hochenergetischen Teilchen mit den Atomkernen der Erdatmosphäre zusammenprallen, werden bei diesen Kollisionen Schauer von vielen Sekundärteilchen erzeugt. Nachweisen konnte man diese schon 1927 mit einer Nebelkammer.

    Im Mittel treffen 700 Teilchen pro m2 und Sekunde bei uns ein. Überwiegend sind das Protonen (etwa 87%), rund 12% ±- Teilchen (Heliumkerne) sowie 1% schwerere Kerne, wobei fast alle bekannten chemischen Elemente nachgewiesen wurden. Die Teilchen weisen Energien zwischen 107 und 1020 [eV] (Elektronenvolt, Erläuterung siehe unten) auf. Dabei gilt, dass mit zunehmender Energie die Teilchenhäufigkeit abnimmt, die hochenergetischen Teilchen sind also eher selten. Letztere weist man mit großflächigen Detektoren in Langzeitmessungen indirekt durch Erfassung der Sekundärstrahlung auf der Erde nach. Bei Energien bis zu 1015 [eV] werden Instrumente wie Ionisationskammern, Zählrohre und Kernspurplatten mit Ballonen in die oberste Atmosphäre gebracht, oder sie sind in Satelliten (Space Shuttle, ISS) installiert.

    Die kosmische Strahlung kommt gleichmäßig verteilt aus allen Richtungen des Weltraums. Verschiedene Quellen kommen dafür in Betracht:

    * Supernovaexplosionen
    * Pulsare. Diese Neutronensterne sind mit ihren extremen Magnetfeldern in der Lage, geladene Teichen hoch zu beschleunigen.
    * Weiße Zwerge mit starken Magnetfeldern
    * Novae

    Wahrscheinlich sind aber Supernovae die hauptsächlichen Verursacher der Strahlung. Bei diesen Explosionen werden große Materiemengen ins All gestoßen, wobei die Materie Magnetfelder mit sich führt. Entlang der Magnetfeldlinien beschleunigen die Teilchen der kosmischen Strahlung bis nahe an die Lichtgeschwindigkeit. Diesen Vorgang hat bereits 1949 Enrico Fermi beschrieben. Unterstützt wird seine Theorie von der Elementverteilung der kosmischen Strahlung, die identisch ist mit derjenigen des Sonnensystems. Das ist ja ebenfalls aus den Auswürfen von Supernovaexplosionen aufgebaut.

    Vor dem Auftreffen auf die Erde werden die Teilchen von interstellaren Magnetfeldern abgelenkt und auch durch das Magnetfeld der Erde (van Allen- Gürtel) beeinflusst. Auch der Sonnenwind mit seinen Magnetfeldern schirmt den inneren Bereich des Sonnensystems vor niederenergetischen Teilchen ab. Daher kann man nicht aus der Einfallsrichtung auf die Quelle schließen, vielmehr breitet sich die kosmische Strahlung gleichmäßig in unserer Galaxis aus. Das kann durch die Altersbestimmung von radioaktiven Nukliden belegt werden, wonach die Teilchen beim Auftreffen auf die Erde bis zu 10 Millionen Jahre unterwegs waren. Da sie sich mit fast Lichtgeschwindigkeit ausbreiten, müssen sie größere Entfernungen als den Durchmesser der Milchstraße zurückgelegt haben. Daher wird die kosmische Strahlung vielfach gestreut oder abgelenkt sein und auf unregelmäßigen Bahnen die Galaxie durchqueren.

    Auch wenn der Raum zwischen den Sternen ein fast perfektes Vakuum darstellt, so ist er doch überall durchzogen von Teilchenstrahlungen und elektromagnetischen Wellen und verschiedenen Feldern. Es gibt wohl keinen Ort im ganzen Kosmos, von dem man sagen könnte, er wäre ein absolutes Vakuum!

    Elektronvolt (eV)

    Ein Elektronvolt bezeichnet die kinetische Energie, die ein Elektron gewinnt aus dem Durchlaufen einer Potentialdifferenz von 1 Volt (im Vakuum).

    1 [eV] = 1,602 189 × 10-19 [J] (1 [J], Joule, = 1 [Nm], Newtonmeter, = [m2 Kg s-2])

    Um mit größeren Einheiten leichter umgehen zu können, hat man das Kiloelektronvolt [KeV] = 103 [eV], das Megaelektronvolt [MeV] = 106 [eV], das Gigaelektronvolt [GeV] =109 [eV] sowie das Teraelektronvolt [TeV] = 1012 [eV] für höchstenergetische Teilchen eingeführt.
     
  13. H2SO4

    H2SO4 Neuer Benutzer

    Emmosionsnebel:

    Sterne der Spektralklasse O oder B gehören zu den "vollschlanken" Vertretern ihrer Art:es sind die massereichsten und damit auch heißesten Sterne einer Galaxie. Gehen Sie einmal an einem klaren Winterabend spazieren und betrachten das herrliche Sternbild des Orion. Mit einem Fernglas bewaffnet, finden wir unterhalb der drei Gürtelsterne einen verschwommenen Fleck, den berühmten Orion- Nebel (M42), die "Urmutter" aller Gas- und Emissionsnebel.

    Hätten wir ein etwas größeres Instrument zur Hand wie das Hubble- Teleskop, könnten wir eine Gruppe aus 4 leuchtkräftigen, jungen Sternen sehen
    das Trapez. Einer von ihnen, ´1 Orionis, ist deutlich heller als die anderen, es ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse O6 mit einer Oberflächentemperatur von 40 000 [K]. Er strahlt mehr als
    250 000 Mal so hell wie die Sonne, überwiegend im Ultraviolettbereich und ist damit in der Lage, umgebende Gas- und Staubwolken von einigen hundert Sonnenmassen zu ionisieren (= Atome verlieren ihre Elektronen). Seine Ionisationswirkung reicht weit über 10 Lichtjahre in den umgebenden Gasnebel. Auch die anderen 3 Sterne des Trapezes ionisieren ihre Umgebung, andere helle Flecken sind Sternentstehungsgebiete mit protoplanetaren (protoplanetar = Vorläufer eines Planeten) Staubscheiben.

    Man erahnt beim Vergleich mit dem nächsten Bild, welche ungeheuren Materiemengen sich in solchen Gebieten befinden.

    n dieser phantastischen Aufnahme ist der gesamte, riesige Molekülwolkenkomplex des Orions zu sehen. Oben im Bild sehen wir den berühmten Pferdekopfnebel IC 434 (rot), den man nicht in kleinen Teleskopen erkennen kann, sondern nur auf lang belichteten Aufnahmen. Der helle Stern direkt darüber ist der erste der Gürtelsterne, ¶ Orionis oder Alnitak genannt. Links darüber erkennt man den Flammennebel, einen großen Emissionsnebel mit dramatischen Dunkelwolken. Ganz unten der bekannte Orionnebel M 42 und etwas darüber sehen wir zunächst einen blauen Emissionsnebel und daran anschließend schwache rote Nebelschleier, die sich bis zum Pferdekopfnebel erstrecken. In 1500 Lichtjahren Entfernung gelegen, erstreckt sich das ganze Gebiet über hunderte von Lichtjahren und enthält Material für über 100 000 Sonnen.

    Emissionsnebel sind sicherlich die schönsten Objekte des Firmaments. Die Sterne entstehen, wie wir gesehen haben, in den großen interstellaren Gas- und Staubwolken. Dabei haben massearme Sterne wie unsere Sonne kaum einen Einfluss auf die umgebenden Materiewolken. Dafür haben sie allerdings eine hohe Lebenserwartung und können sich in aller Ruhe von ihrem Geburtsort entfernen. Ihre massereichen Verwandten, Sterne der Spektralklassen O oder B, haben diese Zeit aber nicht. Sie verbrennen recht schnell ihre Vorräte und schaffen es erst gar nicht, weit von ihren Entstehungsorten zu entfliehen. Diese Sterne findet man daher nur in der Umgebung großer Gas- und Staubwolken.

    Carina- NebelDer Carina- Nebel, bekannt auch als Schlüssellochnebel oder NGC 3372. Er verdankt sein prächtiges Aussehen dem wohl massivsten Stern in der Milchstraße, · Carinae. Mit über 100 Sonnenmassen produziert er dermaßen hohe Strahlungsintensitäten, dass er zusammen mit einigen anderen sehr massereichen Sternen das ganze riesige Gebiet ionisiert und zum Leuchten anregt.

    Die massereichen Sterne mit Oberflächentemperaturen zwischen 20 000 und 50 000 [K] emittieren ihr Licht überwiegend im energiereichen UV- Bereich. Diese Strahlung ionisiert die umgebenden Gase, d.h. die Gasatome werden mehr oder weniger ihrer Elektronen beraubt. Dermaßen angeregt, emittieren die Elektronen während der Rekombination die aufgenommene Strahlung wieder in Form sichtbaren Lichts, so dass wir die volle Pracht der riesigen Materieansammlungen betrachten können. Viel "Ruhe" wird den Elektronen jedoch nicht gegönnt, wenn sie ihren Platz im Atom wieder eingenommen haben, denn schon bald wird das nächste UV- Photon sie wiederum anregen.

    Tarantel- Nebel Die riesigen Gasblasen, die vorwiegend aus ionisiertem Wasserstoff bestehen (HII- Gebiete), nennt man auch nach dem schwedisch- amerikanischem Astrophysiker Bengt Strömgren (1908- 1987) Strömgren- Blasen. Die von den Sternen ausgehende UV- Strahlung reicht soweit, bis sie irgendwann ihre "Kraft verlieren". Nach außen hin wird die Wolke deshalb sehr schnell neutral und dunkel. Nebenstehend der Tarantel- Nebel (30 Doradus), ein extrem heller Emissionsnebel von mehr als 1000 Lichtjahren Ausdehnung, er befindet sich in der Großen Magellanschen Wolke. Es handelt sich um eine riesige HII- Region die, wenn sie sich in gleicher Entfernung befände, das gesamte Sternbild Orion einnähme!

    Ein weiteres Beispiel eines Emissionsnebels stellt der Lagunen- Nebel im Sternbild Sagittarius (Schütze) dar.

    Lagunen- Nebel In 5000 Lichtjahren Entfernung gelegen überdeckt der Lagunen- Nebel M 8 die dreifache Fläche des Mondes am Himmel. Als eines der schönsten Objekte der nördlichen Himmels enthält er viele Sternentstehungsgebiete. Man kann ihn bereits mit bloßem Auge erkennen (Helligkeit 5m9), seine ganze Pracht entfaltet er aber erst in größeren Instrumenten in roter Farbe, die vom Wasserstoff als Hauptbestandteil des Nebels stammt.

    Im Sternbild Monoceros (Einhorn) finden wir den nächsten Emissionsnebel, wegen seiner Form Rosetten- Nebel genannt.

    Im New General Catalog einfach als NGC 2237 bezeichnet, verdient dieser schöne Nebel zu Recht seinen Namen. Im Zentrum des Nebels liegt ein offener Sternhaufen ( NGC 2244) aus hellen, jungen Sternen, die vor 4 Millionen Jahren entstanden. Durch ihre enormen stellaren Winde haben sie gleich nach ihrer Geburt begonnen, die umgebenden Wolken fortzublasen und so das Loch im Zentrum geschaffen. Jetzt regen sie mit ihrer intensiven Strahlung das Gas des Nebels an, der einen Durchmesser von 100 Lichtjahren hat und 5000 Lichtjahre entfernt ist.

    Der Pelikan- Nebel in 2000 Lichtjahren Entfernung liegt im Sternbild Schwan. Ein weiteres Sternentstehungsgebiet, gekennzeichnet durch dunkle Staubwolken, die in das ionisierte Gas eingebettet sind. Wir sehen eine Materieansammlung von 30 Lichtjahren Ausdehnung. Der Pelikan- Nebel liegt quasi an der "Ostküste" des Nordamerika- Nebels, der sich ebenfalls im Schwan befindet. In Wirklichkeit handelt es sich um ein riesiges, zusammenhängendes Gebiet ähnlich dem Orion- Komplex.

    Reflexionsnebel

    Ihre aktivste Lebensphase haben die massereichen Sterne, wenn sie verschwenderisch ihren Wasserstoffvorrat verbrennen und Oberflächentemperaturen von bis zu 50 000 [K] aufweisen. Im HR- Diagramm erscheinen sie daher in den Spektralklassen O und B, ihre Hauptenergie strahlen sie im UV- Bereich ab. Diese Strahlung kann umgebende Gas- und Staubwolken ionisieren und so als Emissionsnebel erscheinen lassen. Wenn aber der Brennstoff der massereichen Sterne zur Neige geht, sinkt ihre Effektivtemperatur und sie wandern durch das ganze HR- Diagramm bis hin zur Klasse M. Der Emissionsnebel verlöscht und wird jetzt zu einem Reflexionsnebel, weil das Licht der Sterne an den Teilchen der Materiewolken gestreut wird.

    Im Sternbild Orion finden wir in der Nähe des Sterns Rigel, einem Blauen Überriesen, einen Reflexionsnebel von außergewöhnlicher Gestalt.

    Hexenkopfnebel Spinnenbein und Krötenblut - fast könnte man glauben, das Antlitz einer Hexe zu erblicken! Nicht umsonst bekam dieser Reflexionsnebel den Namen Hexenkopfnebel, der etwa 1000 Lichtjahre von uns entfernt ist. Er wird von Rigel angestrahlt, der sich eine Bildweite rechts vom Nebel befindet. Feine Staubpartikel in IC 2118, wie der Nebel offiziell bezeichnet wird, reflektieren das Licht Rigels. Die blaue Farbe entsteht auf dieselbe Art, wie unser Blau des Himmels: die Staubpartikelchen reflektieren die blauen Anteile des Lichts viel effektiver als die roten. Auf der Erde übernehmen Stickstoff- und Sauerstoffmoleküle diese Funktion.

    benfalls im Orion, etwa 2° südlich des großen Orionnebels, finden wir einen weiteren Reflexionsnebel, genannt NGC 1999. In Form von Jets ausgestoßenes Gas ist meist das erste Anzeichen für Sterngeburten. Diese Jets reißen Löcher in die Materiewolken, aus denen die Sterne entstanden, und ihr Licht kann nun die Umgebung als Reflexionsnebel erleuchten lassen.

    Hier sieht man den Nebel NGC 1999, welcher den jungen Stern V380 Orionis enthält. Weiterhin ist eine dreieckförmige Säule aus Staub zu erkennen, die in den Reflexionsnebel ragt. Unterhalb dieser Region liegt ein weiteres Sternentstehungsgebiet, L1641N, bei dem das Licht von rund 50 neuen Sternen einen weiteren Reflexionsnebel erstrahlen lässt. Im Infrarotlicht hat man hier mehr als 6 Jets und Gaseruptionen erkannt. Die von den Sternen ausgehenden Jets können auf die umgebenden Materiewolken stoßen und dort mit hoher Geschwindigkeit aufprallen. In der Stoßfront wird Bewegungsenergie in thermische Energie umgewandelt und abgestrahlt, solche Objekte nennt man nach ihren Entdeckern Herbig-Haro-Objekte. Allein in diesem Nebel hat man Dutzende dieser Objekte gefunden.

    Der wohl bekannteste Reflexionsnebel ist der in den Plejaden, dem Siebengestirn.

    Die Plejaden Dieser sehr auffällige Sternhaufen ist bereits mit bloßem Auge ein schöner Anblick. Den dünnen Reflexionsnebel kann man aber nur auf lang belichteten Aufnahmen sehen, der vom Licht der vielen jungen Sterne angestrahlt wird. Kann man mit bloßem Auge je nach Sicht 5 oder 7 Sterne erkennen, bestehen die Plejaden doch aus über 3000 Sternen, darunter viele Braune Zwerge. Der Haufen hat nur einen Durchmesser von 13 Lichtjahren und ist 400 Lichtjahre entfernt.

    Als letztes Beispiel eines Reflexionsnebels soll uns der Nebel um den Dreifachstern Á (rho) Ophiuchi (Schlangenträger) dienen.

    Den Dreifachstern Rho Ophiuchi, umgeben vom blauen Reflexionsnebel IC 4604. Auch sieht man im oberen Bildbereich ausgedehnte Dunkelwolken, die das Licht dahinter liegender Sterne verschlucken. Die roten Nebel sind Emissionsnebel, das heiße Gas leuchtet dort selbst. Der sehr helle Stern auf der linken Seite der Bildmitte ist Antares, ein Roter Riese. Er ist umgeben von gelblichen Nebelschwaden, die ebenfalls Reflexionsnebel sind, erleuchtet von seinem Licht. Rechts davon sieht man den Kugelsternhaufen M 4, der allerdings schon zum Sternbild des Skorpions gehört.

    Sterbende Sterne:

    Die Geburt eines Sterns dauert etwa 1 Million Jahre. Nach dem Durchleben einer unruhigen Anfangsphase kann ein Stern, wenn seine Masse nicht größer als 1,4 Sonnenmassen ist, für einen Zeitraum von rund 8 Milliarden Jahren als Hauptreihenstern ohne nennenswerte Störungen existieren. Danach ist der Wasserstoffvorrat im Kern aufgebraucht und es beginnt nun die Kernverschmelzung des im vorangehenden Leben erzeugten Heliums.

    Zuvor wird sich der Kern aber verdichten, weil durch den nachlassenden Strahlungs- und Gasdruck nun die Gravitation überwiegt. Sie ist stets nach innen gerichtet und presst die Materie im Zentrum immer weiter zusammen, wodurch die Temperatur stetig ansteigt, bis schließlich das Helium fusioniert wird. Ist dieses verbraucht, beginnt das Kohlenstoffbrennen, der "Asche" aus der Heliumfusion. Nach und nach werden so immer schwerere Elemente ausgebrütet, bis der Kern bei sehr massiven Sternen zum Schluss nur noch aus Eisen besteht. Diese Prozesse sind abhängig von der Sternmasse, bei einem Zwergstern wie unserer Sonne ist das Ende erreicht, wenn der Kern nur noch aus Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. Weitere Fusionen sind dann nicht mehr möglich, denn die Gravitation des Sterns reicht nicht mehr aus, um den Kern durch das Zusammenpressen entsprechend aufzuheizen.

    Mit dem Ende des Wasserstoffbrennens im Kern (es wird nur noch Wasserstoff in einer den Kern umgebenden dünnen Schale fusioniert) wird auch weniger Energie freigesetzt. Das führt dazu, dass jetzt die Gravitation den Kern immer weiter kontrahieren lässt, wodurch dieser sich enorm aufheizt. Daraus resultiert letzten Endes ein Aufblähen des Sterns auf riesige Abmessungen, was wiederum eine Abkühlung der äußeren Hülle zur Folge hat. Der Stern wird zu einem Roten Riesen. Unserer Sonne ist dieses Schicksal natürlich auch beschieden und sie wird eines fernen Tages die inneren Planeten, vielleicht auch die Erde, verdampfen.

    Planetarischer Nebel BD+30 3639Diese Aufnahme des Chandra- Röntgensatelliten zeigt den Planetarischen Nebel BD+30 3639 in 5000 Lichtjahren Entfernung. Man sieht eine sich ausdehnende, 3 Millionen [K] heiße Gasblase mit 100-fachem Durchmesser des Sonnensystems. Sie entstand durch einen Roten Riesen, der an seinem Lebensende seine gesamte äußere Hülle abgestoßen hat. Die dabei entstandene Schockwelle führte zur Aufheizung der Gasblase. In ihr verborgen ist der Rest des ehemals sonnenähnlichen Sterns, ein Weißer Zwerg.

    Ist das Helium im Kern verbraucht, zieht sich der Stern etwas zusammen, bis das Kohlenstoffbrennen einsetzt. Danach dehnt er sich erneut aus, weil ja im Kern wieder mehr Energie freigesetzt wird. Über ein paar Jahrtausende wird der Stern so pulsieren und noch die im Kernbereich freigesetzte Energie abstrahlen. Können keine Kernreaktionen mehr ablaufen, wird der innere Stern durch die nun ungehindert einwirkende Gravitation kollabieren, was recht schnell erfolgt. Im Zentrum des Sterns wird keine Energie mehr freigesetzt, die bislang den notwendigen Strahlungs- und Gasdruck zur Erhaltung des Gleichgewichtes gegenüber der Gravitation lieferte.

    Sirius A und BSirius, der hellste Stern am Himmel (-1m5) hat einen Begleiter (Sirius B), welcher 10 Größenklassen schwächer ist. Dieser Weiße Zwerg hat eine Temperatur von 25 000 [K], seine Größe beträgt aber nur ¾ des Erddurchmessers und umkreist Sirius A in engem Abstand. Würde man auf Sirius B spazieren gehen, so wäre man 400 000 Mal schwerer als auf der Erde.

    Der Kernbereich stürzt nun innerhalb einer Sekunde in sich zusammen, bis seine Materie soweit zusammen gepresst ist, dass sie entartet. Der Kollaps kommt zu diesem Zeitpunkt schlagartig zum Stillstand, denn der Entartungsdruck der Elektronen lässt keine weitere Kompression des Kerns mehr zu. Bis jetzt hat die Hülle des Sterns noch gar nichts von den Vorgängen im Innern "bemerkt". Doch nun stürzt sie im freien Fall auf den Kern herab, aber dieser ist absolut hart und unnachgiebig.

    Weißer Zwerg in M2-9Manchmal scheint es so, als ob Sterne nach ihrem "Tod" einen schöneren Anblick bieten als zu Lebzeiten. Hier ist das Ende eines sonnenähnlichen Sterns zu sehen (obwohl im Zentrum des Gebildes sich zwei Sterne umkreisen). Dieser Stern hat den so genannten Schmetterlingsnebel (ein Planetarischer Nebel) mit der Bezeichnung M2-9 gebildet, die abgestoßene Hülle bietet einen imposanten Anblick.

    Der Impuls der einstürzenden Gasmassen wird beim Aufprall auf den kollabierten Kern umgedreht und durch eine Art Überschallknall bläst der Stern dabei einen großen Teil seiner Hülle in den Raum. Dieser Masseverlust wird ergänzt durch den mit ansteigender Leuchtkraft stetig zunehmenden Sternenwind, einem stetigen Partikelstrom, der z.B. unser ganzes Planetensystem als Sonnenwind durchzieht. Zum Ende dieser Prozesse ist fast die gesamte Hülle abgeblasen, welche uns fortan als bereits erwähnter Planetarischer Nebel erfreut. Dabei hat der Stern einen großen Teil seiner ursprünglichen Masse in Form von Wasserstoff, Helium, Stickstoff, Kohlenstoff, Sauerstoff und anderen Elementen an den interstellaren Raum zurückgegeben.

    Der nun freigelegte Kern ist soweit verdichtet, dass ein Kubikzentimeter seiner Materie eine Tonne wiegt! Wollte man auf seiner Oberfläche spazieren gehen, müssten unsere Beine ein Gewicht von rund 600 Tonnen tragen! Durch die starke Gravitation sinken die restlichen schwereren Gase wie Helium nach unten auf die Oberfläche des Weißen Zwergs, während der leichtere Wasserstoff aufsteigt.

    Das ist der Grund, warum viele Weiße Zwerge ein reines Wasserstoffspektrum zeigen, wir haben es mit so genannten DA- Sternen zu tun, (D kommt vom englischen dwarf = Zwerg). Andere, die keinen Wasserstoff mehr besitzen, weisen dagegen im Spektrum nur noch Helium auf (DB- Stern), weil dieses nun die obere Sternatmosphäre bildet.

    Warum stürzt der übriggebliebene Kern nicht weiter in sich zusammen, da er doch keinen Strahlungsdruck und damit keine Wärme mehr erzeugen kann, sondern nur noch der Gasdruck der Gravitation entgegenwirkt? Nun, der Kern ist im Laufe des Sternenlebens ja immer weiter verdichtet worden, vor allem in den letzten Stadien. Dabei kann seine Innentemperatur bis auf 1 Milliarde (!) [K] ansteigen, was wiederum bedeutet, dass alle Atome ionisiert, das heißt von ihren Elektronen vollständig befreit sind. Wir haben es also mit einem so genannten Plasma zu tun, welches aus den "nackten" Atomkernen und den nun frei beweglichen Elektronen besteht.

    In der Quantenphysik gilt, dass sich zwei Elektronen (oder andere Teilchen [Fermionen]) nicht beliebig nahe kommen können (Pauli- Verbot). Sie haben unter den Bedingungen im hochverdichteten und ultraheißen Sterninnern nur noch eine Ausweichmöglichkeit, die darin besteht, dass sie sich immer schneller bewegen. Und zwar bis in den Bereich der Lichtgeschwindigkeit! Diese irrsinnig beschleunigten freien Elektronen üben den Druck aus, der eine weitere Kontraktion verhindert. Materie in diesem Zustand nennt man entartet; die Elektronen setzen nun der Gravitation ihren Entartungsdruck entgegen und der weitere Kollaps kommt zum Stillstand.

    Allerdings ist auch hier wie allem in der Natur eine Grenze gesetzt: überschreitet die Masse des Restkerns etwa das 1,4- fache der Sonnenmasse - die so genannte Chandrasekhar- Grenze - kann auch der Druck der entarteten Elektronen einem noch weitergehenden Kollaps nicht mehr standhalten und je nach Restmasse wird sich ein Neutronenstern oder gar ein Schwarzes Loch bilden.

    Der Reststern, nun zu einem Weißen Zwerg in Erdgröße mit einer Oberflächentemperatur von bis zu 200 000 [K] geworden, strahlt fortan über einen Zeitraum von mehreren Milliarden Jahren seine gesamte ihm noch innewohnende Energie ab (wohlgemerkt: Wärmeenergie, keine Fusionen mehr!), bis er völlig ausgekühlt ist. Er wird dann für alle Zukunft als Schwarzer Zwerg durch den Kosmos irren. Die Abkühlphase dauert jedoch sehr lange - seit Bestehen unserer Galaxis ist noch kein einziger Weißer Zwerg unter 4000 [K] abgekühlt!
     
  14. H2SO4

    H2SO4 Neuer Benutzer

    Sterne sind nichts anderes als riesige Blasen aus Gas. Änderungen ihrer chemischen Zusammensetzung und physikalischen Struktur erfolgen nur in sehr langen Zeiträumen von Millionen oder Milliarden Jahren. Damit einher gehen auch die äußerlichen Veränderungen wie Größe, Farbe, Leuchtkraft oder Temperatur. Durch direkte Beobachtung oder Messung sind diese Vorgänge nicht erfassbar, weil das Sterninnere selbst bei unserer Sonne nicht zugänglich ist. Nur durch Modellrechnungen, abgeleitet beispielsweise aus der Beobachtung von Sternhaufen oder Doppelsternen, deren Mitglieder zum gleichen Zeitpunkt entstanden und durch unterschiedliche Massen verschieden weit entwickelt sind, kann man auf den inneren Zustand eines Sterns schließen.

    Zu Beginn seiner Existenz weist ein Stern ein schier unerschöpfliches Reservoir an Brennstoff (überwiegend Wasserstoff) auf, auch hat er einen großen Vorrat an potentieller (Gravitations-) Energie. Den längsten Zeitraum verbringt er mit der ruhigen Phase der zentralen Wasserstofffusion. Hier wandert er langsam den Hauptreihen- Ast im HR- Diagramm hinauf. Bei einem Stern mit der Masse unserer Sonne dauert dieses Brennen im Kern etwa 10 Milliarden Jahre (die Sonne hat jetzt, nach ca. 4,6 Milliarden Jahren, etwa 35% ihres Wasserstoffs im Kern verbraucht). Hat der Stern die zehnfache Masse, ist das Wasserstoffbrennen bereits nach etwa 10 Millionen Jahren beendet. Ausgesprochene Zwergsterne mit deutlich geringerer Masse als die Sonne benötigen für diesen Prozess 15, 20 Milliarden Jahre oder noch länger. Daher ist noch kein einziger Stern dieser Größenordnung seit Entstehung des Universums verloschen!

    Je mehr Wasserstoff im Zentrum verbraucht wird, umso höher wird die Heliumkonzentration ansteigen. Das Helium, die "Brennasche", bleibt am Ort des Entstehens und kann unter den gegebenen Bedingungen nicht fusionieren, so dass die zentrale Energiequelle langsam versiegt. Das Wasserstoffbrennen erfolgt nun in einer Kugelschale um den Kern herum und reichert ihn so mit weiterem Helium an. Der Gas- und Strahlungsdruck im Zentralgebiet lässt ohne den Energienachschub immer mehr nach. Der Kern wird nun langsam durch die einwirkende, nach innen gerichtete Gravitation verdichtet, wodurch die Temperatur ansteigt. Mit ansteigender Temperatur aber dehnen sich die äußeren Gebiete des Sterns nun aus. Hat er sich auf einen hundertfachen Durchmesser aufgebläht, kühlen die äußeren Schichten auf 3000 [K] ab und er erscheint in rötlicher Farbe. Durch die vergrößerte Oberfläche bleibt die Leuchtkraft aber nahezu gleich, er wandert als Roter Riese den Riesenast rechts im HRD hinauf. Die Kontraktion des Zentrums erfolgt auf der Kelvin- Helmholtz- Zeitskala und dauert etwa 500 000 Jahre.

    HR- Diagramm der SonneSehen wir uns nochmals die Entwicklung eines Sterns am Beispiel der Sonne in einem HR- Diagramm an. Im grauen Kasten oben ist angegeben, wie lange der Stern sich in der jeweiligen Phase befindet. Die untere Zeit stellt dar, in welchem Alter die Sonne diese Zustände erreicht. Derzeit befindet sie sich etwa in der Mitte ihres Wasserstoffbrennens und damit auf der Hauptreihe. In etwa 4,5 Milliarden Jahren ist dieser Brennstoff verbraucht, nur noch in einer Schale um den nun aus Helium bestehenden und kontrahierenden Kern fusioniert Wasserstoff. Die Hülle dehnt sich zum Roten Riesen aus, im Alter von 12,2 Milliarden Jahren zündet schlagartig das Helium (siehe auch weiter unten), wenn die Kerntemperatur auf etwa 100 Millionen [K] gestiegen ist. Nach dem Heliumbrennen wird die Hülle abgestoßen, ein Planetarischer Nebel entsteht. Der nun freigelegte Restkern kann keine Fusionen mehr betreiben, er kontrahiert zu einem Weißen Zwerg und strahlt nur noch seine enorme Restwärme in den Raum.

    Tarantel- NebelIn der Großen Magellanschen Wolke, auf dem südlichen Firmament, findet man den wegen seiner Form so genannten Tarantel- Nebel. Auch dieses Gebiet ist gekennzeichnet durch eine hohe Sternentstehungsrate. In einer Entfernung von 165 000 Lichtjahren zeigt das Gebiet eine Größe von 1000 Lichtjahren. Wäre der Nebel nur so weit entfernt wie der Orion- Nebel, so hätte er am nächtlichen Himmel eine Größe von 30 Vollmonden.

    Mit freundlicher Genehmigung von Gary Bernstein & Megan Novicki (U. Michigan)

    Zustandsgleichung und Entartung

    Einen Teil seiner potentiellen Energie verbraucht der Stern durch die Kontraktion des Kerns, diese Energie wird zum Teil in Wärme umgesetzt, wodurch die Temperatur der zentralen Heliumkugel immer weiter ansteigt. Durch die hohe Dichte im Zentrum ist das Elektronengas dort inzwischen entartet, das Gas im Kern verhält sich deshalb jetzt nicht mehr wie ein so genanntes ideales Gas:

    Um den Zustand eines Sterns zu beschreiben, müsste man theoretisch jedes einzelne Teilchen mit seinen unzähligen Wechselwirkungen betrachten. Weil ein solches Unterfangen völlig unmöglich ist, reduziert man die Beschreibung des Gases, aus dem ein Stern besteht, auf den mathematischen Zusammenhang zwischen Druck, Dichte und Temperatur. Die nachstehende Zustandsgleichung beschreibt die Verhältnisse eines idealen Gases, wobei der Druck p dem Produkt aus Dichte Á und Temperatur T proportional ist:

    p = ÁKT/m = nKT

    K ist die Boltzmann- Konstante, K = 1,3805 × 10-23 [J K-1], n die Teilchenzahl pro Volumeneinheit und m die Masse des Gasteilchens.

    Ein ideales Gas ist ein solches, bei dem die einzelnen Teilchen so betrachtet werden, als hätten sie keine Ausdehnung und würden nur durch elastische Stöße miteinander wechselwirken. Ein reales Gas verhält sich naturgemäß anders, jedoch kommen Wasserstoff und die leichten Edelgase (z.B. Helium) diesem Zustand am nächsten, insbesondere bei niedrigem Druck und hoher Temperatur. Im Vergleich zu ihrem mittleren Abstand haben sie unter solchen Bedingungen eine verschwindend kleine Ausdehnung. Der Druck eines Gases ist also nicht von der chemischen Beschaffenheit, sondern nur von der Teilchendichte und der Temperatur abhängig.

    Bei recht hohen Dichten und relativ niedriger Temperatur spielen jedoch immer mehr quantenmechanische Effekte eine Rolle, das Gas verhält sich immer weniger wie ein ideales Gas, die Zustandsgleichung wird dadurch komplizierter. Fermionen, das sind Teilchen mit halbzahligem Spin (der Spin ist ein unveränderbarer quantenmechanischer Eigendrehimpuls eines Teilchens), unterliegen dem Pauli- Prinzip. Zu den Fermionen zählen wir die Leptonen ("leichte Teilchen") wie Elektronen, Myonen oder Neutrinos und die Baryonen ("schwere Teilchen") wie Protonen und Neutronen.

    Das Pauli- Prinzip verbietet den Fermionen, sich im gleichen Quantenzustand zu befinden. Wenn wir uns die hohen Dichten und Temperaturen im Innern der Sterne vergegenwärtigen, fällt es leicht sich vorzustellen, dass ein Elektron kaum noch Platz für seine Bewegungen hat. Denken wir uns dazu, dass jedes Elektron in einen "Kasten" gesperrt ist, in dem es sich bewegen kann. An den Seitenflächen wird es immer wieder einmal mit benachbarten Elektronen zusammenprallen. Machen wir den Kasten nun viel kleiner, versucht das Elektron auszuweichen. Es bekommt eine Art "Platzangst" und seine Bewegungen werden immer hektischer und schneller. In diesem Zustand ist die Elektronengaskomponente entartet.

    Wir können die Entartung allerdings auch etwas seriöser definieren:
    Sie basiert auf der von Werner Heisenberg (1901-1976) aufgestellten Unschärferelation, nach der man niemals gleichzeitig exakt den Ort und den Impuls eines Teilchens bestimmen kann. Ort und Impuls des Teilchens sind also unscharf, nicht eindeutig zu identifizieren. Multipliziert man nun die Unschärfe des Ortes mit der Unschärfe des Impulses, erhält man etwa den Wert des Planckschen Wirkungsquantums h, einer minimalen Dimension. Erhebt man dieses zur dritten Potenz, h3, ergibt sich ein Einheitsvolumen, ein Phasenraum mit 3 echten Raumdimensionen und 3 Impulsdimensionen. Das ist unser "Kasten" von oben. Wolfgang Paulis Ausschließungsprinzip besagt nun, dass sich innerhalb eines solchen Phasenraums nicht zwei identische Teilchen aufhalten können. Sie müssen sich wenigstens durch ihren Spin, der bei den Fermionen den Wert +½ oder -½ annehmen kann, unterscheiden. Im Phasenraum können sich also höchstens zwei Elektronen aufhalten, und man kann sie nicht dichter zusammenquetschen. Steigt jedoch die Dichte ungemein hoch an, z.B. auf 1 Million [g/cm3] bei einem nur noch aus Helium bestehenden Kern, so füllen die langsamen Elektronen ihre Phasenräume vollständig aus. Der Zusammenstoß mit benachbarten Elektronen wird aber immer häufiger, so dass als Ausweg nach Paulis Prinzip nur noch bleibt, dass sich die Elektronen durch ihre Geschwindigkeit, ihren Impuls unterscheiden. Ihre Geschwindigkeit nimmt immer weiter zu und geht sogar bis in den relativistischen Bereich. Durch ihre schnelle Bewegung üben die Elektronen einen großen Druck aus, den Entartungsdruck. Er ist so groß, dass er das Sternzentrum vor weiterer Kontraktion bewahrt, auch Weiße Zwerge und Neutronensterne werden durch diesen Druck gegen die einwirkende Gravitation stabilisiert. Die Entartung lässt sich durch Absenken der Temperatur nicht zurück nehmen, selbst wenn man das Gas auf fast 0 [K] abkühlen würde.

    Unterscheiden müssen wir zwischen nichtrelativistischer und relativistischer Entartung. Bei letzterer ist die Fermi- Energie (siehe unten) gleich oder größer als die Ruhemasseenergie der Teilchen. Der Druck des Gases ist nun nicht mehr abhängig von der Temperatur, im Falle der nichtrelativistischen Entartung ist er proportional Á5/3, bei relativistischer Entartung proportional Á4/3. Wenn man also die Dichte eines nichtrelativistisch entarteten Gases um 1% erhöht, wird der Druck um 5/3 = 1,67% zunehmen. Man bezeichnet diese Druckzunahme als Kompressionswiderstand des Gases. Relativistisch entartetes Gas ist also "weicher", hat weniger Kompressionswiderstand (1,33% bei 1% Dichteerhöhung). Die Grenze zwischen nichtrelativistischer und relativistischer Entartung liegt bei einer Dichte von Á = 2 × 106 [g cm-3]. Der unterschiedliche Grad der Entartung macht die Zustandsgleichungen wesentlich komplizierter als oben angedeutet, vor allem, wenn zwischen den beiden Grenzfällen nur teilweise Entartung eintritt. In diesem Fall ist der Druck auch noch mehr oder weniger stark von der Temperatur abhängig.
    Grundsätzlich lässt sich eine Entartung durch eine genügend große Temperaturerhöhung zurücknehmen.

    Im Kern des Sterns sind neben den Elektronen auch die Atomkerne vorhanden, beide bilden je eine Gaskomponente. Weil sie viel leichter sind, entarten die Elektronen zuerst. Das entartete Elektronengas übt dann einen derart hohen Druck aus, dass es praktisch allein verantwortlich für die mechanische Stabilität des Sterns ist. Die Atomkerne verbleiben dabei im idealen Gaszustand, der Beitrag des Kerngases zum Druck ist vernachlässigbar. Entartetes Elektronengas ist ein sehr guter Wärmeleiter, im Kern herrscht deshalb nahezu die gleiche Temperatur wie in der wasserstoffbrennenden Schale.

    FermienergieNun noch einige Anmerkungen zur erwähnten Fermi- Energie:
    Wenn wir ein Gas bei einer Temperatur von 0 [K] betrachten, können nicht alle Teilchen den Grundzustand einnehmen. Der Grundzustand ist das niedrigste mögliche Energieniveau, auf dem sich ein Teilchen aufhalten kann. Im oberen Bild haben wir solche Teilchen bei 0 [K] dargestellt. Die untere Linie zeigt den Grundzustand an, den jedes Teilchen anstrebt. Aus energetischer Sicht (nach dem Pauli- Prinzip) müssen sich die Teilchen aber quasi übereinander stapeln, bis zu einer bestimmten Grenzenergie (obere rote Linie). Diese Fermi- Energie (benannt wie auch die Fermionen nach dem ital. Physiker Enrico Fermi, 1901- 1954) ist das größte Energieniveau, welches ein Teilchen bei 0 [K] besetzen kann. Unter "normalen" Bedingungen allerdings, also höheren Temperaturen, werden immer einige Teilchen Zustände oberhalb der Fermi- Energie einnehmen (mittleres Bild). Die Fermi- Energie steigt mit der Teilchendichte an, was zu sehr verwunderlichen Eigenschaften führen kann. Im unteren Bild sehen wir eine Konfiguration, wie sie z.B. in einem Neutronenstern vorliegt: durch die extrem hohe Teilchendichte in solchen Objekten ist die Fermi- Energie sehr groß, so dass sich die Teilchen brav übereinander stapeln wie beim kalten Gas und kaum eines die Grenzenergie erreicht. So ist es möglich, dass sich der Neutronenstern wie ein gefrorener Körper verhält, auch wenn seine Temperatur eine Milliarde [K] beträgt! Die der Fermi- Energie entsprechende Temperatur wäre hier sogar 100-mal höher.

    Weitere Entwicklung
     
  15. H2SO4

    H2SO4 Neuer Benutzer

    Hat sich eine bestimmte Menge Helium gebildet, etwa 0,45 Sonnenmassen, ist die Temperatur auf etwa 100 Millionen [K] angestiegen. Jetzt zündet die bisherige Brennasche schlagartig als Heliumflash (flash = Blitz). In nur wenigen Sekunden wird eine gewaltige Energiemenge freigesetzt, welche zunächst aber nicht nach außen abgeführt werden kann, sondern die Temperatur weiter erhöht. Die erhöhte Temperatur des Kerngases lässt aber die Fusionen noch schneller ablaufen, wodurch wiederum noch mehr Energie freigesetzt wird. Kurzfristig, für einige Sekunden, werden im Kern 100 Milliarden (!) Sonnenleuchtkräfte freigesetzt, durch die hohe Temperatur wird die Entartung nun zurückgenommen und das Gas der Kernregion kann wieder expandieren.

    Durch diese Expansion wird aber Wärmeenergie verbraucht und die Prozesse im Innern normalisieren sich. Die Energien des Flashs werden durch die Expansion darüber liegender Schalen aufgebraucht. Im Kern kann nun eine ruhige Phase des Heliumbrennens ablaufen, bei unserer Sonne wird diese Phase etwa 30 Millionen Jahre dauern. Ein Stern zehnfacher Sonnenmasse hat das Helium bereits nach rund
    100 000 Jahren verbrannt. Bedingt durch die hohen Temperaturen im Innern hat sich die Hülle nun auf fast 140fachen Sonnenradius ausgedehnt. Sie ist deshalb nur noch sehr schwach gravitativ an den Kern gebunden.

    Sonnenartiger Stern während des HeliumbrennensSchematische Darstellung eines sonnenähnlichen Sterns während der Phase des Heliumbrennens. Dies erfolgt ausschließlich im Zentrum, in einer darüber befindlichen Schale wird noch Wasserstoff fusioniert, dessen Brennasche (Helium) den Kern weiter mit neuem Brennstoff versorgt. Angedeutet sind noch die nach innen gerichtete Eigengravitation und die Strahlungsemission aus der äußeren Konvektionszone.

    Der Kern des Sterns besteht nach dem Ende des Heliumbrennens nur noch aus Kohlenstoff und Sauerstoff, Helium wird nun nur noch in einer Schale um den Kern weiter fusioniert. Für die weitere Existenz des Sterns ist seine bis jetzt verbliebene Masse, vor allem diejenige der Kernregion, ausschlaggebend. Weitere Kontraktionen und erneute Kernverschmelzungen sind möglich, wenn das Gas im Innern sich wie ein ideales Gas verhält. Je geringer die Masse des Sterns ist, um so mehr muss die Zentralregion kontrahieren um die erforderliche Temperatur zur Zündung des nächsten Kernprozesses zu erreichen. Hierbei ist aber die Gefahr sehr groß, dass das Elektronengas entartet. Bei massearmen Sternen reicht die Eigengravitation nicht aus, um den Kern soweit zusammen zu pressen und damit zu erhitzen, dass die Heliumfusion zünden kann. Hat der Stern sogar eine Masse von weniger als 8% der Sonnenmasse, ist bereits vor Beginn des Wasserstoffbrennens die Kernregion entartet, so dass diese Fusion erst gar nicht einsetzt. Diese Sterne sind die Braunen Zwerge.

    Besteht der Kern nach dem Heliumbrennen aus einer Kohlenstoffkugel von etwa 1,4 Sonnenmassen, kann bei weiterer Kontraktion ab etwa 500 Millionen [K] das Kohlenstoffbrennen einsetzen. Dies wird aber mit einem ungeheuer energiereichen Flash ausgelöst, welcher den gesamten Stern höchstwahrscheinlich in einer Supernovaexplosion völlig zerreißen wird.

    Die Plejaden - das Siebengestirn im Sternbild StierDer wohl bekannteste offene Sternhaufen, die Plejaden (M 45). Er liegt in einer Entfernung von nur 400 Lichtjahren und hat eine Ausdehnung von etwa 13 Lichtjahren. Bei den meisten der über 3000 Sterne handelt es sich, insbesondere bei den hier sichtbaren, um massereiche, heiße, junge Sterne, welche durch ihre Strahlung die umgebenden Gas- und Staubwolken als schwach leuchtende blaue Reflexionsnebel erscheinen lassen. Jedoch wurden neuerdings hier auch massearme Braune Zwerge entdeckt.

    Für jeden Stern gilt: je geringer seine Masse ist, umso geringer ist auch seine Gravitationsenergie. Um die Temperatur im Kern soweit zu erhöhen, dass weitere Fusionen ablaufen können, muss der massearme Stern also viel stärker kontrahieren. Eine sanfte Fusion des Kohlenstoffkerns ist jedoch möglich, wenn dieser rund 0,9 Sonnenmassen aufweist und das Gas noch nicht entartet ist. Dementsprechend muss der Stern eine Gesamtmasse über einer Grenze von 2,3 Sonnenmassen aufweisen, wenn das Heliumbrennen vor Einsetzen der Entartung beginnen soll, und mehr als etwa 8-10fache Sonnenmasse zum Zünden des Kohlenstoffbrennens. Bei genügender Masse ist es damit möglich, dass durch weitere Kontraktionen und Kernprozesse zum Schluss ein reiner Eisenkern entsteht, der dann aber nicht weiter fusionieren kann. Bei erneuter Kontraktion wird er als Neutronenstern oder Schwarzes Loch enden.

    Sehr massereiche Sterne von 80 bis zur Obergrenze von 120 Sonnenmassen sind von Anfang an instabil. Ihre Kernzone ist zu keiner Zeit entartet, Fusionen laufen durch die ungeheuren Dichten und hohen Temperaturen sehr schnell ab. Kleinste Störungen bringen diese Sterne rasch aus dem Gleichgewicht und führen zu Schwingungen des Sternkörpers, welche letztendlich zum Abstoßen großer Materiemassen führen (siehe auch Hypernovae). Einen weiteren Masseverlust erleiden diese Giganten durch die hohen freigesetzten Energiemengen sowie einem extremen Sternenwind. Die meiste Masse verlieren sie allerdings an ihrem Lebensende in einer Supernovaexplosion.

    Fusionen in massereichen SternenIn massereichen Sternen können Kernfusionen gleichzeitig in mehreren Zonen ablaufen. Hier ein Schnitt durch einen Roten Überriesen, der in seinem Zentrum Kohlenstoff zu Neon und Magnesium fusioniert. In einer Schale darüber wird Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff umgewandelt, während in der äußeren Schale noch Wasserstoff "brennt".

    Die ersten Sterne:

    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.
     
  16. H2SO4

    H2SO4 Neuer Benutzer

    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

    Was also lässt die Neutronensterne so schnell werden? Viele von ihnen sehen wir mit mehreren Hundert Kilometern pro Sekunde fliehen, einige sogar wie oben gesehen mit bis zu 1600 [Km/s]. Sicherlich ist es möglich, dass eine Supernovaexplosion nicht völlig kugelsymmetrisch verläuft und so in eine Richtung ein Rückstoß erzeugt wird, ähnlich dem eines Raketentriebwerkes. Doch es gibt eine viel elegantere Hypothese. Schuld am Kick, den der Neutronenstern erhält, könnten so genannte sterile Neutrinos sein. Bisher sind diese hypothetischen Teilchen noch nicht nachgewiesen. Das wird auch nicht leicht sein, da sie noch weniger mit Materie wechselwirken als "gewöhnliche" Neutrinos. So es sie aber gibt, könnten sich viele der bei einer Supernova- Explosion massenhaft ausgestoßenen "normalen" Neutrinos in die sterile Form umwandeln, die nicht mehr mit dem Sternrest im Zentrum wechselwirkt. Ursprünglich noch vom ungeheuer starken Magnetfeld des gerade entstandenen Neutronensterns in ihrer Richtung geprägt, entfliehen sie und wirken auf diese Weise wie ein Raketentriebwerk.

    Die berechtigte Frage erhebt sich nun, was haben sterile Neutrinos mit den ersten Sternen zu tun? Die von Peter Biermann, Max-Planck-Institut für Radioastronomie, und Alexander Kusenko, University of California in 2006 aufgestellte Hypothese besagt, dass der Zerfall steriler Neutrinos die Bildung von Wasserstoff- Molekülen deutlich beschleunigt haben könnte. Die ersten Pop III- Sterne könnten demnach durch diesen Kühlungsmechanismus schon im kosmischen Alter von 20 bis 100 Millionen Jahren aufgeflammt sein.

    Ein Blick in MiniBooNE Neutrinos sind die "komischen Käuze" im Teilchenzoo. Sie haben keine Ladung und wechselwirken kaum mit anderen Teilchen. Wir kennen 3 Arten, das Elektron- Neutrino, das Myon- Neutrino und das Tau- Neutrino. Irrerweise oszillieren sie dann auch noch von einer in die andere Art. In Experimenten des Liquid Scintillator Neutrino Detector am Los Alamos National Laboratory wurden schon 1995 Hinweise auf die Existenz der sterilen Neutrinos gefunden (steril deshalb, weil sie nicht der schwachen Wechselwirkung unterliegen wie die übrigen Neutrinos, sondern einzig durch die Gravitation wechselwirken). 2007 kam dann die Ernüchterung: Am Fermi National Accelerator Laboratory in Batavia wurden Strahlen von Myon- Neutrinos in einen riesigen Tank mit Namen MiniBooNE gelenkt, um zu sehen wie viele Elektron- Neutrinos dort entstanden. Im Bild sieht man einige der 1250 Fotomultiplier des mit Mineralöl gefüllten Detektors. Bei sehr seltenen Streuprozessen erzeugen Neutrinos im Öl Elektronen und Myonen, die schneller sind als die Lichtgeschwindigkeit in diesem Medium. Dadurch emittieren sie so genannte Tscherenkow- Strahlung, die registriert wird. Die Ergebnisse entsprachen jedoch vollkommen den Erwartungen des Standardmodells der Teilchenphysik. Es gab nicht einen einzigen Hinweis mehr, dass sterile Neutrinos tatsächlich existieren.

    Mit freundlicher Genehmigung des Fermilab
    Das war ein herber Rückschlag und man muss nun weiter nach dem "Stiefel" suchen, der den Neutronensternen den Tritt versetzt. Beim Urknall entstanden, hätten sterile Neutrinos auch ein wesentlicher Bestandteil der Dunklen Materie sein können, wenn ihre Masse nur wenige [KeV] betragen würde. Sie könnten selbst nach einer weiteren Überlegung auch das Fehlen von Antimaterie im Kosmos erklären und ebenso das Entstehen der massereichen Schwarzen Löcher in den Galaxienzentren. Für all diese Rätsel fehlt nun doch wieder eine plausible Erklärung. Aber ganz muss man die Hoffnung noch nicht aufgeben. Die im MiniBooNE- Experiment nachzuweisenden sterilen Neutrinos hätten Massen im Bereich von 1 [eV] entsprochen. Hypothesen zufolge könnten sie jedoch auch einige [KeV] und sogar nach anderen Modellen bis hin zu 1012 [GeV] "schwer" sein. Sehen wir, was die Zukunft in dieser Hinsicht bringt. Zumindest für die Entstehung der massereichen Schwarzen Löcher bietet sich noch einen Alternative an, zu der nicht einmal Materie erfoderlich ist: So genannte Brill- Wellen, eine spezielle Form von Gravitationswellen, könnten im jungen Kosmos spontan zu Schwarzen Löchern kollabiert sein. Doch zurück zu den ersten Sternen:

    Dunkle Sterne?

    Wie wir weiter oben schon sahen, war die Bildung von Sternen im jungen Universum gar nicht so einfach, die Jeansmassen und damit diejenigen der Sterne waren unvergleichlich größer als es die heutigen Verhältnisse zulassen. In einer Wolke aus Wasserstoff und Helium kommt es also zu ersten Verdichtungen, es bildet sich eine abgeflachte Scheibe. Aus einer solchen Keimzelle, dem Protostern, ragen vielleicht noch 2 Spiralarme heraus und sie hat eine Masse von 1/10 der Sonnenmasse. Doch relativ schnell sammelt sich immer mehr an Masse an, bis im Zentrum des Geschehens Druck und Temperatur so weit angestiegen sind, dass Kernverschmelzungen einsetzen. Hierdurch wird alsbald eine enorme Energiemenge freigesetzt, die letztendlich das weitere Anwachsen verhindert: umgebende Gaswolken werden fort geblasen. Soweit das übliche Szenario der Sternentstehung.

    Es könnte jedoch auch ein weiterer, gewichtiger Faktor eine Rolle bei der Bildung der ersten Sterne gespielt haben: Erneut die Dunkle Materie!

    Ein ziemlich "heißer" Kandidat für die Dunkle Materie ist das Neutralino, das noch nicht nachgewiesene Superpartnerteilchen des Neutrinos. An den Stellen, an denen sich die Dunkle Materie verdichtete, könnten sich auch größere Mengen normaler Materie versammelt haben. Denkbar ist nun nach Paolo Gondolo, Physikprofessor an der Universität von Utah und anderen, dass in diesem Gemisch aus Dunkler und normaler Materie Paare aus Neutralinos und Antineutralinos untereinander interagierten und sich gegenseitig vernichteten (annihilierten). Dabei entstanden dann Quarks und Antiquarks, Neutrinos, Positronen und Gammastrahlung. Und Wärme! Während die Wasserstoffwolken das Bestreben haben, durch einen Kühlungsmechanismus Wärme zu verlieren um weiter kontrahieren zu können, bewirkt die Annihilation der Neutralinopaare das Gegenteil: Die Wolke wird erwärmt.

    Dunkler SternZumindest einem Teil der ersten Sterne könnte solches geschehen sein. Durch das Erwärmen dehnt sich das Gas aus - der "Stern" bläht sich auf wahrhaft gigantische Abmessungen aus: Das Gebilde könnte eine Ausdehnung zwischen 4 und 2000 [AE] (Astronomischen Einheiten) einnehmen, entsprechend einer 400 bis 200 000fachen Sonnengröße. Das sind zwischen 600 Millionen und 300 Milliarden Kilometer, groß genug, um 15 000 Sonnensysteme wie unseres darin unterzubringen. Gondolo wollte diese Extraklasse von Sternen zunächst Braune Riesen nennen, weil sie nicht wie andere Sterne leuchten und nur im Infraroten sichtbar wären. Seine Co- Autoren bestanden jedoch darauf, sie nach dem gleichnamigen Song der Greatful Dead als Dark Star, also Dunkler Stern zu benennen. Schon 80 oder 100 Millionen Jahre nach dem Urknall konnten vermutlich die Dunklen Sterne entstehen und es ist denkbar, dass sie bis heute existieren. Man wird also Ausschau halten nach großen Gebilden, die im Infrarotlicht leuchten.

    Diese künstlerische Darstellung vermittelt einen Eindruck vom möglichen Aussehen eines Dunklen Sterns, wenn man ihm im Infraroten betrachtet. Der Kern ist umhüllt von Wolken aus Wasserstoff und Helium.

    Mit freundlicher Genehmigung der University of Utah
    Der überwiegende Teil eines Dunklen Sterns besteht aus der normalen Materie, also Wasserstoff- und Heliumgas. Es ist allerdings auch denkbar, dass die Annihilation der Neutralinos nach relativ kurzer Zeit beendet war. Der Dunkle Stern könnte dann kollabiert sein - bis hin zum Schwarzen Loch, vermutet Gondolo. Somit hätten wir doch wieder eine brauchbare Erklärung für das Entstehen der supermassereichen Schwarzen Löcher in der Frühzeit des Universums. Andererseits werden nach der Neutralinovernichtung Kontraktionen einsetzen, bis schließlich Wasserstoff im Innern fusioniert und ein "richtiger" Stern der ersten Generation aufleuchtet, der umgebendes Gas fort bläst und den vorzeitigen Kollaps zum Schwarzen Loch verhindert.

    Wir müssen wohl noch ein wenig abwarten, ob die vorausgesagten Teilchen wie Neutralino oder gar steriles Neutrino tatsächlich existieren. Moderne Teilchenbeschleuniger wie der LHC (Large Hadron Collider) am Cern werden womöglich in absehbarer Zeit Antworten liefern. Erst dann werden wir mehr über die ersten Sterne im Universum wissen, die den Weg bereitet haben zur Entstehung von langlebigen Sternen sowie Planeten. Leider können wir keinen einzigen Stern der Spezies Pop III auf unseren "Labortisch" legen (gemeint ist damit selbstverständlich ein Teleskop) um ihn eingehend zu untersuchen. Es gibt sie nicht mehr...

    Energieumwandlung der Sterne:

    Nichts geht ohne die Gravitation

    Wohl schon immer haben sich die Menschen gefragt, was denn dieser helle Glutball am Himmel ist und was ihn leuchten und Wärme abstrahlen lässt. Kein Wunder, dass die Sonne in alten Kulturen zunächst als Gottheit verehrt wurde. Dann gab es tatsächlich auch Zeiten in denen man ernsthaft spekulierte, die Sonne müsse aus einem großen Berg brennender Kohle bestehen. Zum Glück ist das nicht der Fall, sonst wäre es hier auf der Erde inzwischen schon recht ungemütlich kühl geworden! Denn einerseits würde ein Kohlehaufen auch von der Masse der Sonne nur ein paar Millionen Jahre brennen, andererseits längst nicht die beobachtete Energie abstrahlen. Heute wissen wir, dass die nach außen abgestrahlten Energien eines Sterns in seinem Innern durch Verschmelzungen von Atomkernen freigesetzt werden.
    Diesen Vorgängen wollen wir uns jetzt widmen.

    Komprimiert man Materie (z.B. die Luft beim Aufpumpen eines Fahrradschlauches), so werden die einzelnen Atome oder Moleküle näher zusammengebracht und sie werden sich schneller bewegen, weil sie dem Druck ausweichen wollen. Bewegung von Atomen/Molekülen ist aber nichts anderes als Wärme. Die Luftpumpe wird spürbar wärmer, und man kann sich vielleicht vorstellen, was der Druck bei großen Körpern wie der Erde oder gar der Sonne bewirkt. Steigt man in die Erde hinab, so wird es im Mittel nach jeweils 30 [m] um 1 [K] wärmer, im Zentrum herrschen dann vermutlich etwa 2000 bis 10000 [K] (der Temperaturanstieg verläuft allerdings nicht linear). In der Sonne ist alles naturgemäß noch viel krasser: in ihrer Zentralregion wie bei den meisten Sternen herrschen Temperaturen von rund 20 Millionen [K]! Massereichere Sterne können sogar noch viel höhere Temperaturen erreichen, wie wir noch sehen werden. Die Temperaturen sind deshalb so hoch, weil die nach innen gerichtete Gravitation das Sternzentrum gnadenlos zusammenquetscht und somit hoch komprimiert - ähnlich wie beim Fahrradschlauch. Unter solchen Verhältnissen ist dann jede Materie gasförmig und ionisiert, d.h. die Atome sind ihrer Elektronen vollständig beraubt.

    Aufbau des Wasserstoff- Atoms

    Nebenstehende Grafik skizziert den Aufbau eines Wasserstoffatoms. Es besteht aus einem Proton, welches den Kern darstellt, und wird von einem Elektron in einer Elektronenhülle umkreist. Wird dem Elektron Energie zugeführt, z.B. in Form von Wärme oder eines Gamma- Quants, so verlässt es den Verbund und es bleibt ein ionisierter, positiv geladener Kern (das Proton) zurück.

    Ein solches ionisiertes Gas nennt man Plasma. Die Atomkerne (hier: Wasserstoff, also Protonen) bewegen sich durch die hohe Temperatur so schnell, dass sie hin und wieder zusammenstoßen. Es kann dann geschehen, dass vier Wasserstoffkerne (Protonen) zu einem Heliumkern verschmelzen. Dabei tritt der so genannte Massendefekt auf - der Heliumkern ist komischerweise ein klein wenig leichter als die Summe aller Ausgangsprodukte! Doch genau das ist es, was die Sonne und alle anderen Sterne leuchten lässt! Dieser winzig kleine Verlust an Masse wird als Energie abgestrahlt. Bei einem einzigen gebildeten Heliumkern beträgt der Massendefekt nur etwa 1%, immerhin verliert die Sonne aber auf diese Weise in jeder Sekunde 4 Millionen Tonnen an Masse. Doch keine Sorge, auch in den nächsten 4 Milliarden Jahren kann sie das problemlos durchhalten.

    Proton-Proton-Reaktion

    Im Temperaturbereich, in welchem Kernreaktionen ablaufen, sind keine Elektronen mehr an die Atomkerne gebunden. Die ihnen (in Form von Wärme) zugeführte Energie ist viel zu hoch, als dass die Atomkerne sie noch an sich binden könnten. Durch die Kontraktion interstellarer Materie steigt die Temperatur im Innern eines werdenden Sterns stetig an. Ab etwa 3 Millionen [K] kann die so genannte Proton- Proton- Reaktion einsetzen: zwei Wasserstoffkerne (1H+), von denen jeder nur aus einem (positiv geladenen) Proton besteht, stoßen zusammen und bilden unter Abgabe eines Positrons (e+, das positiv geladene Antiteilchen des Elektrons), eines Elektronneutrinos (½e) und von Energie (E = mc2, Massedefekt!) in Form eines Gamma- Photons (³) einen Deuteriumkern (2D):

    1H+ + 1H+ ’ 2D+ + e+ + ½e + ³

    2D+ bedeutet, dass der Wasserstoffkern nun aus 2 Kernteilchen, einem Proton und einem Neutron, besteht. Das neutrale Neutron wird in der oben gezeigten Reaktion dadurch erzeugt, weil eines der beiden Protonen ein Positron abspaltet. Deuterium, auch schwerer Wasserstoff genannt, stellt durch das zusätzliche Neutron ein Isotop des Wasserstoffs dar (die Schreibweise 2H+ ist daher ebenfalls korrekt). Bei dieser Startreaktion wird eine Energiemenge von 0,42 [MeV] freigesetzt. Das freigesetzte Positron reagiert sofort mit einem Elektron - beide vernichten (annihilieren) sich gegenseitig zu 2 Gamma- Quanten:

    e+ + e- ’ 2 ³

    Die bei dieser vollständigen Umwandlung von Materie freigesetzte Energiemenge beträgt 1,022 [MeV], so dass insgesamt 1,442 [MeV] Energie abgestrahlt werden. Zusätzlich trägt das Neutrino noch 0,26 [MeV] davon, hauptsächlich in Form von kinetischer Energie.

    Doch halt, irgendetwas stimmt hier doch nicht! Ein Neutron ist schwerer als ein Proton, also muss das Deuterium schwerer sein als die beiden Protonen, aus denen es entstand. Wo bleibt dann der Massedefekt? Wieso wird überhaupt Energie freigesetzt? Es müsste doch Energie verbraucht werden! Des Rätsels Lösung liegt in der Bindungsenergie des neuen Atomkerns. Er stellt einen energetisch günstigeren Zustand dar und bei der Vereinigung von Proton und Neutron wird mehr Energie freigesetzt, als zur Bildung des Neutrons erforderlich ist. Interessant ist zudem, dass letzten Endes alle in einem Stern freigesetzte Energie umgewandelte Gravitation ist. Nur durch ihren Druck auf das Zentrum des Sterns werden die Atomkerne so energiereich, dass die Kernfusionen ablaufen können.

    Wichtig zu wissen: Man beachte, dass die hier genannten Kernverschmelzungen nur aufgrund eines Effektes der Quantenmechanik ablaufen können. Normalerweise sind auch bei den im Sterninnern herrschenden Temperaturen die elektrischen Abstoßungskräfte der Protonen so hoch, dass es nicht zu einer Kernverschmelzung kommen würde. Die Coulombkraft der beiden positiven elektrischen Ladungen würde eine Abstoßung verursachen. Die Protonen müssten also eine sehr hohe Geschwindigkeit haben, um diese Barriere zu überwinden. Nur wenige weisen aber eine solche kinetische Energie auf. Hier greift jedoch der so genannte Tunneleffekt. Ein Proton überwindet hin und wieder die Energiebarriere der elektrischen Abstoßung, indem es sie wie durch einen Tunnel durchdringt. Man kann sich das vorstellen wie einen Bergsteiger, der anstatt die Energie zum Übersteigen eines Berges aufzubringen, einfach durch einen Tunnel marschiert. Solche Durchtunnelungen finden nicht häufig statt, auch nicht in der Quantenwelt, durch die riesige Anzahl an Protonen gibt es aber genügend Kernverschmelzungen, um die Sterne leuchten zu lassen.
     
  17. H2SO4

    H2SO4 Neuer Benutzer

    Bildung eines Deuterium- KernsZwei Protonen (rot) kollidieren und bilden einen Deuteriumkern. Das Neutron entsteht dabei durch die Abspaltung eines Positrons und eines Elektron- Neutrinos. Auch wird Energie freigesetzt, in Form eines Gammaquants (einem Photon).

    Auf diese PP- Reaktion (Proton-Proton) muss ein Proton etwa 14 Milliarden Jahre warten! Doch sind im Zentrum eines Sterns derart viele Protonen vorhanden, dass zu jedem Zeitpunkt unzählige dieser Zusammenstöße stattfinden und die fortdauernde Energiefreisetzung gewährleistet ist.
    Das nun gebildete 2D+ reagiert nach nur 1,4 Sekunden mit einem weiteren Proton unter Abgabe eines Gamma-Quants (³) zu einem Heliumisotop:

    2D+ + 1H+ ’ 3He2+ + ³

    Bei dieser Reaktion werden 5,49 [MeV] an Energie freigesetzt. Nun dauert es nochmals rund 1 Million Jahre, bis dieses 3He2+ mit einem weiteren seiner Art zu einem "richtigen" Heliumkern mit vier Kernteilchen (zwei Protonen und zwei Neutronen), wieder unter Energieabgabe, reagiert. Dabei werden 2 Protonen freigesetzt:

    3He2+ + 3He2+ ’ 4He2+ + 1H+ + 1H+

    Auch hier wird wiederum Energie freigesetzt, 12,86 [MeV], weil das Helium nochmals einen energetisch günstigeren Zustand als die Ausgangsprodukte darstellt. Im Endeffekt vereinigen sich bei der PP- Reaktion demnach 4 Protonen unter Abgabe von 2 Elektron- Neutrinos und 2 Gamma- Quanten zu einem Heliumkern.

    Heliumkern Die freigesetzte Energie ist in Form kinetischer Energie, also als Bewegungsenergie der entstandenen Teilchen, sowie als Strahlung vorhanden. Bei der bisher beschriebenen PP- Reaktion wird eine Energiemenge von insgesamt 24,2 [MeV] freigesetzt, entsprechend rund 4 × 10-12 [J]. Sie wird auch PP- Reaktion I genannt, weil sie im Temperaturbereich ab etwa 10 Millionen [K] abläuft, wie es in der Sonne zu über 90% der Fall ist.

    Die Temperatur im Kern des nun aktiven Sterns steigt durch die freigesetzte Energie rapide an, das heißt der nach außen gerichtete (Bewegungs-) Druck der Gasteilchen würde zusammen mit dem Druck der entstandenen Strahlung den Stern förmlich zerreißen.

    WasserstoffbrennenDiesem Druck entgegen gerichtet ist aber der Druck der nach innen wirkenden Gravitation, und so stellt sich nach anfänglich unruhiger Phase bald ein hydrostatisches Gleichgewicht ein, welches dem Stern ein ruhiges "Brennen" erlaubt. Die im Kern freigesetzte harte Gammastrahlung gelangt nach und nach zur Oberfläche des Sterns und wird zum Schluss in den Raum abgestrahlt. Jedoch nicht mehr nur als Gammastrahlung, sondern vorwiegend im Licht-, Röntgen- oder Radiowellenbereich.

    Solche thermalisierte Strahlung entsteht, wenn beispielsweise ein Elektron ein Gammaquant absorbiert und irgendwann diese aufgenommene Energie (E = hv) wieder abgibt, nun allerdings mit etwas erniedrigter Frequenz. Die Verringerung der Frequenz entsteht, weil das Elektron einen Teil der aufgenommenen Energie als Bewegungsenergie (thermische Bewegung!) verbraucht. Nach einiger Zeit wird das veränderte Quant vom nächsten Teilchen absorbiert und wiederum leicht verändert desorbiert usw., bis zum Schluss die ursprüngliche Gammastrahlung den Stern als sichtbares Licht verlässt.

    Bei Temperaturen ab etwa 15 Millionen [K] treten weitere Nebenreaktionen auf, die als PP- Reaktion II bezeichnet wird:

    * 1 Heliumisotop (3He2+) trifft auf einen Heliumkern (4He2+), es bildet sich ein Berylliumkern (7Be4+)
    3He2+ + 4He2+ ’ 7Be4+ + ³
    Berylliumkern
    * Das 7Be4+ fängt ein Elektron ein und wird zu Lithium (7Li3+)
    7Be4+ + e- ’ 7Li3+ + ½e
    Lithiumkern
    * 7Li3+ kollidiert mit einem Proton und bildet 2 4He2+- Kerne

    7Li3+ + 1H+ ’ 4He2+ + 4He2+

    Nur noch etwa 9% der Fusionen in der Sonne laufen nach diesem Schema ab, wobei 18,9 [MeV] an Energie freigesetzt werden. Erreicht ein Stern Temperaturen von mehr als 23 Millionen [K] in seinem Zentrum, finden hauptsächlich Fusionen des Typs PP- Reaktion III statt:

    * Ein Heliumisotop 3He2+ bildet wieder mit einem 4He2+ einen Berylliumkern 7Be4+
    3He2+ + 4He2+ ’ 7Be4+ + ³
    * Das 7Be4+ kann auch ein Proton einfangen und wird zum Borisotop (8B5+)
    7Be4+ + 1H+ ’ 8B5+ + ³
    * Dieses 8B5+ gibt ein Neutrino und ein Positron ab und zerfällt in zwei 4He2+- Kerne
    8B5+ ’ 8Be4+ + e+ + ½e
    8Be4+ ’ 4He2+ + 4He2+

    Bei dieser Reaktion, die in der Sonne nur noch einen Anteil von 0,1 % hat, wird noch eine Energie von 1,7 [MeV] freigesetzt. Die entstandenen Neutrinos durchqueren ungehindert den gesamten Stern, weil sie kaum mit anderen Kernteilchen wechselwirken. Im PP- III- Prozess sind die Neutrinos am energiereichsten und lassen sich damit am besten in den Detektoren nachweisen.

    CNO- Zyklus

    Ist im Stern bereits ein geringer Anteil an Kohlenstoff (C) vorhanden, so tritt ab etwa 10 Millionen [K] eine zusätzliche Fusionsmöglichkeit des Wasserstoffs zu Helium auf, bei welcher der Kohlenstoff eigentlich nur als Katalysator fungiert. Nach ihren Entdeckern Hans Bethe und Carl Friedrich von Weizsäcker wird der CNO- Zyklus (Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff) auch Bethe-Weizsäcker- Zyklus genannt:

    * Ein Kohlenstoffkern 12C fängt ein Proton 1H ein und bildet ein instabiles Stickstoffisotop 13N

    * 12C + 1H ’ 13N + ³ 13N zerfällt unter Abgabe eines Positrons und Neutrinos zu 13C
    13N ’ 13C + e+ + ½e
    * 13C nimmt ein Proton 1H auf und bildet Stickstoff 14N
    13C + 1H ’ 14N + ³
    * 14N nimmt ein Proton 1H auf und bildet ein Sauerstoffisotop 15O
    14N + 1H ’ 15O + ³
    * 15O zerfällt unter Abgabe eines Positrons und Neutrinos zu 15N
    15O ’ 15N + e+ + ½e
    * 15N fängt ein Proton 1H ein und bildet wieder Kohlenstoff 12C und einen Heliumkern 4He
    15N + 1H ’ 12C + 4He

    Kohlenstoffkern

    Auch in dieser Reaktion wird wieder Energie freigesetzt, und zwar ein Betrag von 25,03 [MeV]. Wie leicht zu erkennen ist, dient der Kohlenstoff nur als Katalysator, im Endeffekt verschmelzen 4 Protonen zu einem Heliumkern. Während eine vollständige Proton- Proton- Reaktion einige Milliarden Jahre in Anspruch nimmt, benötigt der CNO- Zyklus 340 Millionen Jahre und ist damit deutlich schneller. Es liegt auf der Hand, dass eine solche Fusion in den ersten Sterngenerationen (= Population III) nicht ablaufen konnte. Einfach deshalb, weil es damals noch keinen Kohlenstoff gab.

    3- Alpha Prozess

    Ist der Wasserstoff im Kern zu Helium fusioniert, wird damit auch keine Energie mehr freigesetzt. Der bislang herrschende Strahlungs- und Gasdruck lässt nach und es gibt keine Gegenwehr zu den nun überhand nehmenden Gravitationskräften. Diese quetschen die jetzt überwiegend aus Heliumkernen (±- Teilchen) bestehende Zentralregion zusammen, worauf die Temperatur weiterhin kräftig ansteigt. Hierdurch dehnt sich der Stern aus, die Sternhülle kühlt sich durch die nun gigantische Oberfläche ab - der Stern tritt ins Stadium eines Roten Riesen.
     
  18. H2SO4

    H2SO4 Neuer Benutzer

    Durch die voranschreitende Kontraktion und den damit weiter ansteigenden Druck entartet das Gas im Kern, in Abhängigkeit von der Gesamtmasse des Sterns (siehe auch weiter unten Verrücktes Gas ). Durch den Entartungsdruck wird jetzt aber eine weitere Kontraktion unterbunden, nur noch die Temperatur erhöht sich.

    Ab 100 Millionen [K] beginnt das Heliumbrennen, bei dem Heliumkerne zu Kohlenstoff verschmelzen. Der Ausdruck "Brennen" ist ein wenig unglücklich gewählt, denn das Helium "verbrennt" nicht in einer chemischen Reaktion, sondern hier fusionieren Atomkerne. Die Heliumfusion wird auch nach ihrem Entdecker Edwin Salpeter als Salpeter- Prozess bezeichnet. Durch die nun wieder freigesetzte Energie dehnt sich der Kern aus und die Entartung wird durch die weiter ansteigende Temperatur zurückgenommen. Das Heliumbrennen zündet explosionsartig und wird daher als Helium- Blitz (Helium- Flash) bezeichnet (siehe hierzu auch Entstehung und Entwicklung der Sterne):

    * 2 Heliumkerne 4He bilden zunächst Beryllium 8Be unter Abgabe eines Gammaquants. Dieser Vorgang benötigt sogar einen kleinen Energiebeitrag (92 [KeV]):
    4He + 4He ’ 8Be + ³
    * Der Berylliumkern 8Be fusioniert mit einem Heliumkern 4He unter Abgabe von Energie zu Kohlenstoff 12C:
    8Be + 4He ’ 12C + ³

    Das gebildete 8Be ist dabei aber sehr instabil und zerfällt rasch wieder (nach 10-16 ) in 2 4He. Nur ein sehr geringer Anteil des Berylliums, etwa jeder zehnmilliardste Kern kommt wirklich zur Fusion mit einem Heliumkern. Damit dieser Prozess tatsächlich abläuft, müssen 3 Alpha- Teilchen praktisch fast gleichzeitig zusammenstoßen. Daher der Name 3-Alpha-Prozess, in welchem 7,27 [MeV] an Energie freigesetzt werden

    Derartige Reaktionen können nur unter extrem hohen Drucken und Temperaturen stattfinden und sind deshalb ausschließlich in Sternen mit genügender Masse möglich. Die Wahrscheinlichkeit für das synchrone Zusammentreffen dreier Heliumkerne ist sehr gering und somit konnte bei der Elemententstehung nach dem Urknall kein Kohlenstoff erzeugt werden, denn die Temperatur war dazu viel zu schnell abgesunken.

    Manchmal trifft ein Alpha- Teilchen auch auf einen Kohlenstoffkern (12C), wobei unter Entsendung eines Gamma- Quants Sauerstoff (16O) entsteht.

    12C + 4He ’ 16O + ³

    Heliumbrennen Letztendlich besteht die Kernregion des Sterns aus einem Gemisch von Kohlenstoff und Sauerstoff. Auch bei diesen Reaktionen wird wieder Energie frei, die den Stern weiter stabil strahlen lässt. Sterne von der Masse der Sonne haben damit ihren Endzustand erreicht. Nach dem Abstoßen der Hülle bleibt der freigelegte Kohlenstoff- Sauerstoffkern als erdgroßer Weißer Zwerg übrig.

    Während des Heliumbrennens wird in einer Schale um den Kern weiter Wasserstoff fusioniert, was einerseits stabilisierenden Strahlungsdruck liefert und die Kernregion mit frischem Brennstoff versorgt. Die Sternenhülle kontrahiert wieder, die Oberfläche wird heißer. Doch die Leuchtkraft sinkt trotz wieder verkleinerter Oberfläche, weil der Stern insgesamt weniger Energie freisetzt. In der ruhigen Phase des Heliumbrennens befinden sich beispielsweise die Riesen Aldebaran und Arktur (Spektralklasse K).

    Kohlenstoffbrennen

    Hat ein Stern eine Masse von mindestens 4 Sonnenmassen, so kann auch nach dem Ende des Heliumbrennens noch Energie freigesetzt werden. Zunächst aber kontrahiert der Stern wieder, bis das Gas in der Kernregion auf 2×108 [Kg/m3] verdichtet ist und eine Temperatur von 600 Millionen [K] angenommen hat. Jetzt kann der Kohlenstoff fusionieren:

    12C + 4He ’ 16O + ³
    13C + 4He ’ 16O + n

    Die Fusion des Kohlenstoffisotops 13C stellt somit eine Neutronenquelle dar, auch bei der folgenden zweiten Fusion wird ein Neutron freigesetzt:

    Kohlenstoffbrennen

    12C + 12C ’ 24Mg + ³
    12C + 12C ’ 23Mg + n
    12C + 12C ’ 23Na + 1H
    12C + 12C ’ 20Ne + 4He
    12C + 12C ’ 16O + 2 4He

    Mit diesen Neutronen können im s- Prozess weitere Elemente gebildet werden. Bei den Reaktionen, in denen 23Mg und 16O entstehen, wird keine Energie freigesetzt, sondern sogar ein wenig verbraucht. Nach einer relativ kurzen Zeit - einige Tausend Jahre - ist das Kohlenstoffbrennen beendet. Der Kern besteht jetzt aus Magnesium, Sauerstoff und Neon. Selbst letzteres kann unter geeigneten Bedingungen in einem weiteren Schritt Energie freisetzen.



    Neonbrennen

    Sterne mit einer Mindestmasse von 8 Sonnenmassen können im Anschluss an das Kohlenstoffbrennen auch noch ihr Neon fusionieren. Nach dem Ende der C- Fusionen versiegt wieder einmal der Energienachschub aus dem Zentrum (wenn auch in den Schalen um den Kern weiter Helium bzw. Wasserstoff fusionieren). In dieser Folge setzen erneut Kontraktionen ein, die das Sternzentrum zu einer ungeheuren Dichte von 4 Milliarden [Kg/m3] zusammenpressen. Die Temperatur steigt dabei auf unvorstellbare 1200 Millionen Kelvin. Unter diesen Bedingungen werden die Gammaphotonen überaus energiereich und sie sind jetzt imstande, zuvor erbrütete Kerne durch Fotodissoziation zu zerschlagen.

    So wird mancher Neonkern zu Sauerstoff und Helium zertrümmert:

    20Ne + ³ ’ 16O + 4He

    Ist das geschehen, kann ein anderer Neonkern mit dem nun wieder zur Verfügung stehenden Helium verschmelzen und dabei erneut Energie freisetzen:

    20Ne + 4He ’ 24Mg + ³

    Der Neon- Kern kann jedoch auch ein Neutron einfangen und dabei Energie freisetzen. Das gebildete Neonisotop kann dann wieder mit einem ±- Teilchen reagieren, wobei wieder ein Neutron freigesetzt wird:

    Neonbrennen
     
  19. H2SO4

    H2SO4 Neuer Benutzer

    20Ne + n ’ 21Ne + ³
    21Ne + 4He ’ 24Mg + n

    Aus den Reaktionen geht hervor, dass im Laufe dieser Fusionen das Neon in die Elemente Sauerstoff und Magnesium umgewandelt wird, sich das Sternzentrum also damit anreichert. Nach dem Verbrauch des Neons erlischt abermals die Energieversorgung aus dem Zentrum. Wenn auch in Schalen um den Kern jetzt noch Kohlenstoff, Helium und Wasserstoff fusionieren, reicht doch die freigesetzte Energie nicht aus, den weiteren Kollaps aufzuhalten. Das Sternzentrum wird nochmals durch die Gravitation verdichtet.

    Sauerstoffbrennen

    Und zwar geht die Verdichtung jetzt so weit, bis eine Temperatur von 1½ Milliarden [K] und eine Dichte von 10 Milliarden [Kg/m3] erreicht ist. Unter diesen Bedingungen kann eine Reihe von Reaktionen der Sauerstoffkerne ablaufen, wobei vor allem Silizium, Phosphor und Schwefel gebildet werden:

    Sauerstoffbrennen

    16O + 16O ’ 32S + ³
    16O + 16O ’ 31S + n
    16O + 16O ’ 31P + 1H
    16O + 16O ’ 28Si + 4He
    16O + 16O ’ 24Mg + 2 4He

    Es dauert nur wenige Jahre, bis aller Sauerstoff im Sternzentrum verbraucht ist. Wieder setzen anschließend Kontraktionen ein, bis die Bedingungen geschaffen sind, dass nun auch noch als letzte Phase das Silizium fusioniert.



    Siliziumbrennen

    Die Temperatur muss jetzt mindestens auf 2,7 Milliarden [K] gestiegen sein und die Dichte auf 30 Tonnen (!) pro [cm3], damit das Siliziumbrennen einsetzen kann. Es ist das letzte Mal, dass ein Stern (von mindestens 8 Sonnenmassen) noch einmal für ein paar Tage in einem stabilen hydrostatischen Gleichgewicht in seinem Zentrum Energie freisetzt. In Schalen um den Kern fusionieren derweil weiterhin Sauerstoff, Neon, Kohlenstoff, Helium und Wasserstoff.

    Während des Siliziumbrennens fusionieren zwei Siliziumkerne zu einem Nickelisotop:

    28Si + 28Si ’ 56Ni + ³

    Das Nickelisotop ist jedoch nicht stabil und zerfällt alsbald in einem ²+- Zerfall unter Abgabe eines Positrons und eines Elektronneutrinos zu Kobalt:

    56Ni ’ 56Co + e+ + ½e

    Doch auch das Kobalt ist nicht stabil und zerfällt wiederum, diesmal zum stabilen Eisenkern:

    56Co ’ 56Fe + e+ + ½e

    Am Ende befindet sich im Sternzentrum eine Eisenkugel von vielleicht 10 000 [Km] Durchmesser mit einer maximalen Masse von ca. 2,8 bis 3 Sonnenmassen.

    Siliziumbrennen

    Jetzt kann die Gravitation noch einmal das Sternzentrum verdichten, ohne jedoch auf eine Gegenwehr zu stoßen. Das Eisen (56Fe) wird durch einen Photodissoziation genannten Prozess in 14 Heliumkerne (4He) gespalten, verursacht durch hochenergetische Gammaphotonen, die in den umliegenden Schalen produziert wurden und nun in den Kern eindringen. Dies führt zum sofortigen Kollaps des Sternzentrums. Bei diesem Kollaps kann der Druck so hoch ansteigen, dass die Bindungsenergie der Kernbausteine verringert wird und sich die Atomkerne praktisch auflösen. Die so freigesetzten Protonen fangen ein Elektron ein (inverser Betazerfall) und bilden damit ein Neutron. Womit dann der gesamte Kern fast ausschließlich aus Neutronen besteht. Das ist die Geburtsstunde eines Neutronensterns, bei genügend großer Masse auch eines stellaren Schwarzen Lochs.

    Verrücktes Gas

    Bei den Temperaturen, die in einem Stern, ja selbst auf seiner Oberfläche herrschen, kann keine Materie in festem oder flüssigem Zustand bestehen. Unter diesen Bedingungen können nur Gase existent sein, wenn sie auch ganz und gar nicht die Eigenschaften besitzen, welche wir von unserer Umgebung gewohnt sind. So sind unter Normalbedingungen die Atome bzw. Moleküle der Gase elektrisch neutral, weil genau so viele (negative) Elektronen in der Elektronenhülle den Atomkern umgeben, um die positive Ladung der Protonen zu neutralisieren.

    Bei hohen Temperaturen, ab 10 000 [K], verlassen jedoch die ersten Elektronen das Atom, weil die zugeführte (kinetische) Energie so groß wird, dass ein Aufenthalt in der Hülle nicht mehr möglich ist. Dadurch wird das Atom natürlich elektrisch (positiv) geladen, weil die Ladung der Protonen nicht mehr vollständig neutralisiert wird. Das Gas ist ionisiert. Und zwar umso mehr, je weniger Elektronen sich in der Elektronenwolke aufhalten. Ein solches Gas nennt man Plasma. Das geht soweit, dass im Sterninnern kein Atom mehr ein Elektron besitzt. Nun leistet die Gravitation ihren Beitrag: sie presst das Gas immer mehr zusammen, je tiefer man in den Stern eindringt. So liegt die Gasdichte im Außenbereich bei vielleicht 5 [gcm-3], während sie im Kern eines massereichen Sterns leicht um den Faktor 10 Millionen verstärkt wird. Entsprechend hoch ist damit auch der Druck des Gases.

    Den Gasdruck kann man sich vorstellen als die Häufigkeit und Heftigkeit, mit der die Gasmoleküle in einem geschlossenen Gefäß gegen die Gefäßwandung prallen; mit ansteigendem Druck geschieht dies häufiger und heftiger. In einem Stern übernimmt dabei die Gravitation die Funktion der Gefäßwandung.

    Im Sterninnern kommt noch ein wichtiger Faktor hinzu, der Strahlungsdruck. Das Verhalten der Strahlungsphotonen (ein Photon ist die kleinste Energieeinheit einer beliebigen elektromagnetischen Schwingung, man kann auch sagen ein Strahlungsquant) kann man sich in Analogie zu den gerade beschriebenen Molekülen vorstellen.
    Strahlungs- und Gasdruck würden jeden Stern unweigerlich auseinander reißen, wenn die Gravitation die Materie nicht mit gnadenlosem Griff zusammenpressen würde.

    Bedingt durch die ungemütlichen Bedingungen im Sterninnern, also extremer Gas- und Strahlungsdruck sowie höllischer Temperatur, müssen sich alle Atome und was von ihnen übrig geblieben ist, alle Teilchen der Materie mit sehr großer Geschwindigkeit bewegen. Normalerweise ist diese Geschwindigkeit abhängig von der Temperatur (Temperatur ist ja nichts anderes als Bewegung von Teilchen) und dem Druck. Bei sehr hohen Dichten wie im Kern eines Sterns spielt die Temperatur hierbei aber keine Rolle mehr. Vielmehr ist die hohe Geschwindigkeit darin begründet, dass die Teilchen extrem nahe zusammengequetscht sind.

    Nun können aber nicht gleiche Teilchen (Elektronen, Protonen oder Neutronen; Teilchen mit gleichem Spin, das ist der Eigendrehimpuls) gleiche Lagen und Geschwindigkeiten einnehmen (Pauli- Verbot), sie können sich nicht beliebig einander nähern, sondern müssen sich durch ihren Impuls unterscheiden. Das erreichen sie, indem sie sich schnell bewegen. Je höher die Dichte, umso höher ist die Geschwindigkeit, und umso größer sind dann auch die Geschwindigkeitsdifferenzen. Ein solches Gas nennt man entartet.

    Mit zunehmender Dichte entarten zuerst die Elektronen, bis ihre Geschwindigkeit in den relativistischen Bereich (d.h. in der Nähe der Lichtgeschwindigkeit) gelangt. Steigt der Druck weiter, vereinigen sich die Elektronen mit den Protonen, es entsteht ein Neutronenstern. Auch dieses Neutronengas entartet mit weiter steigender Dichte, und ab 1014 [gcm-3] bewegen auch sie sich im relativistischen Bereich. Weiteres zur Entartung unter Zustandsgleichung und Entartung.

    Braune Zwerge:

    Die Existenz substellarer Objekte mit geringen Massen, weniger als 8% derjenigen der Sonne, wurde in den frühen 60er Jahren des letzten Jahrhunderts in Theorien als verhinderte Sterne (failed stars) vorausgesagt. Erst 1995 gelang ihr endgültiger Nachweis. Ein "richtiger" Stern muss mehr als 0,08 Sonnenmassen (entsprechend 84 Jupitermassen) aufweisen, damit Kernfusionen des Wasserstoffs zu Helium bei etwa 10 Millionen [K] in seinem Innern ablaufen können. Braune Zwerge , deren Massen zwischen 13 und 75 Jupitermassen liegen, sind jedoch nicht in der Lage, genügend Gravitationsdruck und damit die erforderlichen Zentraltemperaturen zu erzeugen. Lediglich in ihrer Anfangsphase, direkt nach ihrer Entstehung, können sie das wenige vorhandene, primordiale (= urzeitliche) Deuterium (so genannter Schwerer Wasserstoff, bestehend aus einem Proton und einem Neutron) mit Wasserstoff verschmelzen, wobei ein Gamma- Quant freigesetzt wird:

    2D + 1H --> 3He + ³

    Das gelingt allerdings nur bei ausreichender Masse, welche den meisten Braunen Zwergen aber fehlt. Selbst wenn, ist dieser knappe Brennstoff bald verbraucht und der Stern kühlt von den höchstens erreichten 3000 [K] immer weiter ab, bis er zuletzt nur noch ein kalter Materieklumpen wird. Die von Braunen Zwergen abgestrahlte Energie stammt neben den kargen Deuterium- Fusionen ausschließlich aus der in Wärme umgewandelten Gravitationsenergie.

    Trapez im OrionDie hellen Sterne auf diesem Bild markieren das bekannte Trapez, einem offenen Sternhaufen im Orion- Nebel. Die noch sichtbaren, unscheinbaren "Sternchen" sind vermutlich alle Braune Zwerge oder umherirrende jupiterähnliche Planeten. Braune Zwerge findet man überwiegend in den Sternentstehungsgebieten, wie z.B. den Plejaden, weil sie hier noch jung und relativ "warm" sind.

    Nach Beendigung der spärlichen Kernreaktionen kontrahieren Braune Zwerge vielleicht noch um einen geringen Betrag, weil der schwache Gas- und Strahlungsdruck aus dem Zentrum nachlässt und können sich dabei sogar noch ein wenig weiter erwärmen. Doch ab jetzt wird endgültig keine weitere Energie mehr im Kern freigesetzt, denn die Fusionen kamen zum Stillstand, da mangels Masse die gravitationsbedingte Verdichtung nicht die erforderliche Temperatur erzeugt. Der Stern wird nach Erreichen seiner Höchsttemperatur nun immer lichtschwächer und strahlt Licht im roten Spektralbereich, zuletzt nur noch Infrarotstrahlung ab. In den Teleskopen erscheint er damit nur noch schwachrot bis dunkelorange, daher der Name Brauner Zwerg. Diese Bezeichnung, geprägt Anfang der 70er Jahre, geht übrigens auf die Astrophysikerin Jill Tarter zurück, die heute am SETI- Institut arbeitet.

    Größenvergleich Brauner ZwergIn dieser Darstellung sehen wir die Größenverhältnisse von Sonne und Jupiter zu einem Braunen Zwerg.
    Die verhinderten Sterne werden oft mit der Bezeichnung Gliese und einer Nummer versehen, das geht zurück auf den Astronomen Wilhelm Gliese (1915- 1993), der einen Katalog der nächsten Sterne erstellte (CNS, Catalogue of Nearby Stars). Gliese arbeitete lange Zeit am Astronomischen Recheninstitut Heidelberg (ARI), und noch heute kann man dort in seinem Katalog ARICNS die Daten für jeden einzelnen Stern abrufen.

    Der Nachweis eines Braunen Zwergs ist naturgemäß recht schwierig, wenn auch die heutigen Instrumente der Astronomen immer weiter verbessert werden. Neben der geringen Größe und der schwachen Leuchtkraft erkalten sie auch recht schnell, weil sie keine Energie durch Fusionsprozesse freisetzen können und ihre geringe Masse zudem kein guter Wärmespeicher ist. Nach Erreichen der Höchsttemperatur dauert es nur etwa 10 Millionen Jahre, bis sie langsam aus dem sichtbaren Lichtspektrum verschwinden. Deshalb kann man Braune Zwerge am besten in näherer Umgebung in Sternsystemen entdecken, die noch recht jung sind. Danach sind sie zu dunkel und lassen sich nur noch im Infrarotbereich detektieren. Einen Vorteil gegenüber den wasserstoffbrennenden Sternen haben Braune Zwerge allerdings: Sie haben eine praktisch unbegrenzte Lebensdauer, denn sie durchlaufen keine stellartypische Entwicklung.

    Irgendwann ist der Braune Zwerg völlig erkaltet und zieht dann als schwarzer, unsichtbarer Materiehaufen (bitte nicht verwechseln mit einem Schwarzen Loch, dessen Masse ist um einige Potenzen größer!) seine Bahn durch die Galaxis. Man vermutet, dass allein in unserer Milchstraße, vor allem in ihrem Halo, etliche Milliarden dieser Zwerge existieren. Sie könnten prinzipiell einen deutlichen Beitrag zur Dunklen Materie liefern. Allerdings bleibt noch zu klären, wieso ausgerechnet im Halo der Galaxis vermehrt dieser Sterntypus entstanden sein soll. Zudem sind ihre Massen wohl doch zu gering, um die Dunkle Materie zu erklären. So finden wir in einer Sonnenumgebung von 8 [pc] 7 Weiße Zwerge und etwa 250 Braune Zwerge, die zusammengenommen gerade die Masse der Weißen Zwerge ausmachen.

    Brauner Zwerg Gliese 229 BDas Auflösungsvermögen des Hubble- Teleskops verdeutlichen diese beiden Aufnahmen eines Braunen Zwergs. Die linke Aufnahme gelang mit dem 60"- Teleskop auf Mt. Palomar, die rechte wurde von Hubble gemacht. Sie zeigen den kühlen, roten Zwergstern Gliese 229 A und seinen kleinen Begleiter, Gliese 229 B, einen Braunen Zwerg. Das System befindet sich in 19 Lichtjahren Entfernung im Sternbild Lepus (Hase), 1995 gelang diese erste Entdeckung eines Braunen Zwergs. Er hat eine Oberflächentemperatur von gerade noch 1000 [K] und deshalb eine um den Faktor 100 000 schwächere Leuchtkraft wie die Sonne. Mit einer 20 bis 50- fachen Jupitermasse ist er diesem Planeten doch etwas ähnlich, zumal ein hoher Methan- Anteil seiner Oberfläche bestimmt wurde, der sich aufgrund der niedrigen Temperatur bilden konnte. Jedoch entstehen Braune Zwerge wie andere Sterne auch durch Kontraktion einer interstellaren, überwiegend aus Wasserstoff bestehenden Gaswolke. Planeten dagegen bilden sich durch Aufsammeln von Materie in zirkumstellaren Gas- und Staubscheiben, welche eine gerade entstehende Sonne umgeben.

    Wie kann man eigentlich, so stellt sich die Frage, einen Braunen Zwerg von einem anderen Stern unterscheiden? Schließlich könnte das beobachtete Objekt auch ein Roter Zwerg sein, ein abkühlender Stern mit geringer Masse, die aber mehr als 8% der Sonnenmasse beträgt. Des Rätsels Lösung ist das Element Lithium, welches man durch spektrale Zerlegung des Sternlichts nachweisen kann. Braune Zwerge sind nicht in der Lage, Fusionen ablaufen zu lassen. Das in ihnen enthaltene, noch vom Urknall stammende Lithium ist also unverändert erhalten geblieben und wir können seine Linie im Spektrum entdecken. Ein Stern mit mehr als etwa 0,065 Sonnemassen erzeugt in seinem Innern eine Temperatur von etwa 2 Millionen [K]. Protonen (Wasserstoffkerne) werden dadurch so schnell, dass sie beim Zusammenstoss das aus 3 Protonen und 4 Neutronen bestehende Lithium zu zwei Heliumkernen (je 2 Protonen und Neutronen) aufspalten:

    1H + 7Li --> 2 4He
     
  20. H2SO4

    H2SO4 Neuer Benutzer

    Finden wir also dieses Element nicht, so handelt es sich auch nicht um einen Braunen Zwerg!

    Vergleich Brauner Zwerg mit echtem Stern Braune Zwerge kann man als Bindeglieder zwischen echten Sternen und den großen Gasplaneten ansehen. Im Gegensatz zu den Sternen, in denen Fusionen eine bedeutende Rolle spielen, sind sie vollkonvektiv. Während im Innern der wasserstoffverbrennenden Sterne eine Strahlungszone jeden Austausch von Materie aus den Innern mit den äußeren Schichten verbietet, ist ein Brauner Zwerg sozusagen "gut durchmischt", die Wärmebewegung des Gases sorgt für ein Aufsteigen der innersten heißen Zonen bis zur Außenschicht, nach Abkühlung sinkt das Material aufgrund der nun größeren Dichte wieder ab. Übrigens führt die Kontraktion interstellaren Gases zu Braunen Zwergen zu so hohen Dichten, dass eine entartete Elektronengaskomponente entsteht, genau wie bei den Weißen Zwergen. Letztere sind allerdings die Überreste ausgebrannter Sterne, während man einen Braunen Zwerg eher als Protostern ansehen kann. Die einsetzende Entartung des Gases stoppt die Temperaturerhöhung durch die Kontraktion, so dass die Zündtemperatur des Wasserstoffs nicht erreicht werden kann.

    Gliese 229 A und BWir sehen nochmals den Braunen Zwerg Gliese 229 B als künstlerische Darstellung, im Hintergrund der 40 [AE] entfernte Rote Zwerg Gliese 229 A. In dieser düsteren Farbe würde uns der Stern erscheinen, der nun im Alter von einigen Milliarden Jahren nur noch eine Temperatur von 1000 [K] hat. Mehr Energie als im optischen strahlt er noch im Infrarotbereich aus. Die dunklen Bänder aus Staub oder atmosphärischen Turbulenzen sind nur theoretisch, jedoch aufgrund der schnellen Rotationsperiode von Stunden zu erwarten. Ebenso wird ein innerer "Dynamo" ein magnetisches Feld erzeugen, vor allem bei jungen Sternen dieses Typs, da man hierdurch entstandene Röntgenemissionen beobachten konnte.

    Zwergsterne:

    inige Zahlen

    In einem Bereich von 0,08 bis hin zu 8 Sonnenmassen, entsprechend den Spektralklassen G8 und B3 (die Sonne hat die Spektralklasse G2) im Hertzsprung- Russel Diagramm erstrecken sich die Zwergsterne, zu denen auch die Sonne gehört. Weil sie der uns nächstgelegene Stern ist, soll stellvertretend an ihrem Beispiel die Klasse der Zwergsterne beschrieben werden.

    Unsere Sonne ist ein Stern mittlerer Größe und umkreist in einer Entfernung von rund 8 [Kpc] (Kiloparsec) das Zentrum der Milchstraße mit einer Geschwindigkeit von 225 [Km/s]. Für einen Umlauf benötigt sie 210 Millionen Jahre. Die Entfernung zur Erde beträgt 149 597 000 [Km], was einer Astronomischen Einheit [AE] entspricht. Sie weist einen Durchmesser von rund
    1 400 000 [Km] auf und hat die 333 000- fache Masse der Erde (rund 2 × 1030 [Kg]).

    Weil uns die Sonne so nahe steht, ist sie das ideale Studienobjekt für den Aufbau und die Energieumwandlung der Sterne (siehe hierzu auch Energieumwandlung der Sterne, dort wird auf dieses Thema detailliert eingegangen). Durch Untersuchungen des Sonnenspektrums kennen wir ihre Zusammensetzung, die Vorgänge im Inneren müssen wir jedoch aus theoretischen Modellen und den bekannten physikalischen Gesetzen sowie kernphysikalischen Erkenntnissen ableiten.

    Noch ein paar Zahlen lassen uns staunen: Damit wir uns an einem Sommertag in der Sonne aalen können, muss sie gigantische Materiemengen umsetzen. In jeder Sekunde setzt sie 564 Millionen Tonnen (!) Wasserstoff in Helium um. Das kann nur in ihrem Zentrum durch Kernfusion geschehen, hier herrschen 15 Millionen [K] bei einem Druck von 220 Millionen [bar]. Unter diesen Bedingungen werden in jeder Sekunde 4 Millionen Tonnen Materie in reine Energie umgewandelt, und das bereits seit etwa 4,5 Milliarden Jahren. Doch keine Angst, der Brennstoffvorrat der Sonne reicht noch einmal so lang. Die Erde empfängt nur einen Bruchteil der Sonnenenergie, das sind aber immerhin 750 Billionen Kilowattstunden pro Jahr. Der gesamte Energieverbrauch der Menschheit beträgt nur etwa den 8000sten Teil dieses Betrages.

    Rotation

    Von entscheidender Bedeutung für viele Erscheinungen auf der Sonne ist ihre differentielle Rotation.
    Differentielle RotationIn nebenstehender Grafik sind die unterschiedlichen Rotationsgeschwindigkeiten dargestellt. Deutlich ist zu erkennen, dass die Äquatorzone viel schneller rotiert als die Polregionen. Eine exakte Erklärung für die unterschiedlichen Geschwindigkeiten gibt es noch nicht, man vermutet aber die Ursache in der Konvektionszone (siehe hierzu Aufbau). Hier wird nicht nur Energie weitertransportiert, sondern auch Drehimpuls. Dieser wird wohl so aufgeteilt, dass die äquatorialen Zonen beschleunigt werden, was auf Kosten der Polgebiete geschieht. Die Sonne rotiert in gleicher Richtung wie die Erde bei ihrem Umlauf um die Sonne.



    Aufbau

    Von den äußersten Schichten bis ins Zentrum ist die Sonne ein reiner Gasball. Folgende kleine Tabelle gibt eine Übersicht über den Aufbau von innen nach außen:

    Bezeichnung Vorgänge Abstand vom Zentrum in 1000 [Km] Temperatur
    Kernzone Kernfusionen Wasserstoff-Helium 0 - 28 14.600 000 [K]
    Energietransport durch Strahlung 70 12.600 000 [K]
    210 6.600 000 [K]
    560 1.300 000 [K]
    Energietransport durch Konvektion 680 100 000 [K]
    Photosphäre sichtbare Strahlung 400 [Km] dick 9000 [K]
    Sonnenrand 696 4300 [K]
    Chromosphäre 698 5000 [K]
    704 300 000 [K]
    Korona leuchtende Hülle 716- 2780 1 000 000 [K]

    Bei den Temperaturen, die an der Sonnenoberfläche und erst recht in ihrem Innern herrschen, kann jegliche Materie nur in gasförmigem Zustand existieren. Je tiefer man in sie eindringt, umso weniger sind die Atome imstande, die sie sonst umgebenden Elektronen zu binden, sie sind immer weiter ionisiert. Ein solches Gas, aus dem die Sonne und (fast) alle anderen Sterne bestehen, nennt man Plasma.

    Schnitt durch die SonneEin Schnitt durch unsere Sonne. Man erkennt, dass Sterne wie eine Zwiebel aus mehreren übereinander liegenden Schalen aufgebaut sind. Im kleinen Zentrum (blau) findet das zentrale Wasserstoffbrennen statt. Die hier freigesetzte Gammastrahlung wandert langsam durch die Strahlungszone nach außen. Innerhalb dieser Zone gibt es keine thermischen Bewegungen (Konvektion) des Sonnengases. Der weitere Abtransport der Energie erfolgt dann aber durch Wärmebewegungen in der Konvektionszone, der äußeren Schale. Die Gammastrahlung ist inzwischen soweit thermalisiert, dass sie die Sonne als sichtbares Licht verlässt.

    Sonneninneres

    Im Sonneninnern herrscht an jedem Ort ein stabiles, so genanntes hydrostatisches Gleichgewicht ( weil sich dichtes Gas ähnlich einer Flüssigkeit verhält). Ansonsten würde der Gasball in sich zusammenstürzen (Kern) bzw. explodieren (Hülle). Im Innern wird der zur Gravitation notwendige Gegendruck durch die im Kern ablaufenden Fusionen erzeugt. Die hier freigesetzte Strahlung sowie der bei den vorherrschenden Temperaturen von 15 Millionen [K] enorme Gasdruck üben einen solchen Druck aus, dass die nach innen gerichtete Gravitation gerade aufgehoben wird und sich der Stern im Gleichgewicht befindet. Sinkt einmal die Temperatur im Kern wegen nachlassender Fusionen, so presst die Gravitation den Stern etwas mehr zusammen. Hierdurch steigen Temperatur und Druck weiter an, so dass neue Fusionen ablaufen können und der Stern erneut ein hydrostatisches Gleichgewicht einnimmt.

    Die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium begann vor etwa 4,6 Milliarden Jahren, dem Entstehungszeitpunkt unserer Sonne. Bis heute ist rund die Hälfte des Wasserstoffs im Kern umgewandelt, so dass noch einmal beruhigende 4 Milliarden Lebensjahre zu erwarten sind. Dann allerdings wird die Fusion im Kern vorübergehend nachlassen, und durch den nun fehlenden Energienachschub schrumpft dann unter der Einwirkung der Gravitation das Sonnenzentrum soweit, bis die Temperaturerhöhung die Heliumfusion zündet. Durch die nun höhere Temperatur dehnt sich die äußere Hülle aus und kühlt dabei ab. Der Stern hat zwar nur noch eine Außentemperatur von etwas mehr als 3000 [K], durch seine enorme Größe jetzt aber eine viel höhere Strahlungsleistung. Die Sonne expandiert zum Roten Riesen und wird die inneren Planeten und wahrscheinlich auch die Erde verschlingen.

    Der Energietransport im Sonneninnern erfolgt überwiegend durch Strahlung, und zwar bis zu etwa ¾ des Radius. Darüber wird die Energie durch Konvektion (Wärmetransport durch Gase, wie z.B. aufsteigende Luftschlieren über heißem Asphalt) nach außen transportiert. Was könnten wir eigentlich im Innern der Sonne sehen? Erstaunlicherweise nichts, denn dort herrscht finsterste Nacht, kein Lichtstrahl beleuchtet die Vorgänge! Das, was der Sonnenkern an Strahlung produziert, setzt er überwiegend als Gamma- Quanten frei (neben den Neutrinos). Erst kurz vor dem Verlassen des Gasballs ist die Gammastrahlung soweit thermalisiert, dass sie die Wellenlänge sichtbaren Lichts erreicht. Das funktioniert so:

    Gleich nach seiner Freisetzung stößt ein Gamma- Photon mit einem Elektron zusammen und wird von diesem absorbiert. Das Elektron gewinnt dadurch an (Bewegungs-) Energie. Alsbald gibt das Elektron jedoch wieder das Photon frei, weil es aber ein wenig von dessen Energie verbrauchte, wird die Photonenwellenlänge etwas größer. Es wandert nun vielleicht schon als Röntgenphoton weiter (mit Lichtgeschwindigkeit!) nach außen, wobei es ebenfalls immer wieder mit Elektronen (und natürlich auch anderen Kernteilchen) kollidiert. Durch diese ständigen Zusammenstöße braucht das Photon für den Weg vom Innern bis zum Rand des Kerns (280 000 [Km]) allein 26 000 Jahre! Bis zu einer Entfernung von rund 500 000 [Km] vom Mittelpunkt herrscht die strahlungsdominierte Zone; in ihren Außenbereichen können Heliumionen existieren, welche das Röntgenphoton absorbieren und mit größerer Wellenlänge wieder abgeben.

    Nun beginnt die Konvektionszone, und die hier vorherrschenden Ionen absorbieren unser Röntgenphoton weiterhin, bis es schließlich in Ultraviolett- und Infrarotstrahlung umgewandelt ist. Doch erst in der Photosphäre wird die Strahlung in sichtbares Licht übersetzt. So braucht unser Gammaquant vom Kern bis zum Rand der Sonne über 10 Millionen Jahre.

    Rund 90 % der Gesamtmasse sind in der inneren Hälfte der Sonnenkugel zusammengedrängt, der Konvektionszone stehen nur noch knapp 2 % der Masse zur Verfügung. In jeder Sekunde werden im Kern etwa 564 Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium umgewandelt. Dabei werden so viele Neutrinos freigesetzt, dass jeder Quadratzentimeter der Erde pro Sekunde von 70 Milliarden dieser Teilchen getroffen wird. Neutrinos sind Teilchen mit sehr geringer Masse, die höchst selten mit anderen Teilchen wechselwirken und sich mit fast Lichtgeschwindigkeit bewegen. Sie sind wirklich "harmlos", denn wir spüren nichts davon, dass sekündlich Milliarden von ihnen unsere Körper durchfliegen. Sie durchfliegen sogar die Erde ohne jeglichen Widerstand, als würde die Materie für sie gar nicht existieren.

    Photosphäre

    Das augenscheinlichste Merkmal der Sternatmosphäre ist die Granulation:

    GranulationDieses körnige Aussehen der Sonnenoberfläche wird durch die oben beschriebene Konvektion verursacht. Jedes dieser Körner (Granula) hat eine durchschnittliche Ausdehnung von rund 1000 [Km] und stellt eine Konvektionszelle aufgestiegenen, heißen Gases dar. Gasblasen steigen in der Konvektionszone mit 300 [Km/s] auf.



    Eine einzelne Zelle (Granula) ist nur um etwa 300 [K] heißer als die Umgebung; sie kühlt sich nach dem Aufsteigen an die Oberfläche ab und ist nach 10 [min] wieder verschwunden.
    Die Photosphäre selbst ist nur etwa 400 [Km] dick, aus ihr stammt das nun sichtbare Licht. Die Gasdichte ist von den extremen Werten im Innern auf jetzt nur noch 10-7 [g/cm3] abgesunken. Die Temperatur liegt bei knapp 6000 [K].

    Sonnenflecken und Magnetfeld

    Finden wir also dieses Element nicht, so handelt es sich auch nicht um einen Braunen Zwerg!

    Vergleich Brauner Zwerg mit echtem Stern Braune Zwerge kann man als Bindeglieder zwischen echten Sternen und den großen Gasplaneten ansehen. Im Gegensatz zu den Sternen, in denen Fusionen eine bedeutende Rolle spielen, sind sie vollkonvektiv. Während im Innern der wasserstoffverbrennenden Sterne eine Strahlungszone jeden Austausch von Materie aus den Innern mit den äußeren Schichten verbietet, ist ein Brauner Zwerg sozusagen "gut durchmischt", die Wärmebewegung des Gases sorgt für ein Aufsteigen der innersten heißen Zonen bis zur Außenschicht, nach Abkühlung sinkt das Material aufgrund der nun größeren Dichte wieder ab. Übrigens führt die Kontraktion interstellaren Gases zu Braunen Zwergen zu so hohen Dichten, dass eine entartete Elektronengaskomponente entsteht, genau wie bei den Weißen Zwergen. Letztere sind allerdings die Überreste ausgebrannter Sterne, während man einen Braunen Zwerg eher als Protostern ansehen kann. Die einsetzende Entartung des Gases stoppt die Temperaturerhöhung durch die Kontraktion, so dass die Zündtemperatur des Wasserstoffs nicht erreicht werden kann.

    Gliese 229 A und BWir sehen nochmals den Braunen Zwerg Gliese 229 B als künstlerische Darstellung, im Hintergrund der 40 [AE] entfernte Rote Zwerg Gliese 229 A. In dieser düsteren Farbe würde uns der Stern erscheinen, der nun im Alter von einigen Milliarden Jahren nur noch eine Temperatur von 1000 [K] hat. Mehr Energie als im optischen strahlt er noch im Infrarotbereich aus. Die dunklen Bänder aus Staub oder atmosphärischen Turbulenzen sind nur theoretisch, jedoch aufgrund der schnellen Rotationsperiode von Stunden zu erwarten. Ebenso wird ein innerer "Dynamo" ein magnetisches Feld erzeugen, vor allem bei jungen Sternen dieses Typs, da man hierdurch entstandene Röntgenemissionen beobachten konnte.

    Zwergsterne:

    inige Zahlen

    In einem Bereich von 0,08 bis hin zu 8 Sonnenmassen, entsprechend den Spektralklassen G8 und B3 (die Sonne hat die Spektralklasse G2) im Hertzsprung- Russel Diagramm erstrecken sich die Zwergsterne, zu denen auch die Sonne gehört. Weil sie der uns nächstgelegene Stern ist, soll stellvertretend an ihrem Beispiel die Klasse der Zwergsterne beschrieben werden.

    Unsere Sonne ist ein Stern mittlerer Größe und umkreist in einer Entfernung von rund 8 [Kpc] (Kiloparsec) das Zentrum der Milchstraße mit einer Geschwindigkeit von 225 [Km/s]. Für einen Umlauf benötigt sie 210 Millionen Jahre. Die Entfernung zur Erde beträgt 149 597 000 [Km], was einer Astronomischen Einheit [AE] entspricht. Sie weist einen Durchmesser von rund
    1 400 000 [Km] auf und hat die 333 000- fache Masse der Erde (rund 2 × 1030 [Kg]).

    Weil uns die Sonne so nahe steht, ist sie das ideale Studienobjekt für den Aufbau und die Energieumwandlung der Sterne (siehe hierzu auch Energieumwandlung der Sterne, dort wird auf dieses Thema detailliert eingegangen). Durch Untersuchungen des Sonnenspektrums kennen wir ihre Zusammensetzung, die Vorgänge im Inneren müssen wir jedoch aus theoretischen Modellen und den bekannten physikalischen Gesetzen sowie kernphysikalischen Erkenntnissen ableiten.

    Noch ein paar Zahlen lassen uns staunen: Damit wir uns an einem Sommertag in der Sonne aalen können, muss sie gigantische Materiemengen umsetzen. In jeder Sekunde setzt sie 564 Millionen Tonnen (!) Wasserstoff in Helium um. Das kann nur in ihrem Zentrum durch Kernfusion geschehen, hier herrschen 15 Millionen [K] bei einem Druck von 220 Millionen [bar]. Unter diesen Bedingungen werden in jeder Sekunde 4 Millionen Tonnen Materie in reine Energie umgewandelt, und das bereits seit etwa 4,5 Milliarden Jahren. Doch keine Angst, der Brennstoffvorrat der Sonne reicht noch einmal so lang. Die Erde empfängt nur einen Bruchteil der Sonnenenergie, das sind aber immerhin 750 Billionen Kilowattstunden pro Jahr. Der gesamte Energieverbrauch der Menschheit beträgt nur etwa den 8000sten Teil dieses Betrages.

    Rotation

    Von entscheidender Bedeutung für viele Erscheinungen auf der Sonne ist ihre differentielle Rotation.
    Differentielle RotationIn nebenstehender Grafik sind die unterschiedlichen Rotationsgeschwindigkeiten dargestellt. Deutlich ist zu erkennen, dass die Äquatorzone viel schneller rotiert als die Polregionen. Eine exakte Erklärung für die unterschiedlichen Geschwindigkeiten gibt es noch nicht, man vermutet aber die Ursache in der Konvektionszone (siehe hierzu Aufbau). Hier wird nicht nur Energie weitertransportiert, sondern auch Drehimpuls. Dieser wird wohl so aufgeteilt, dass die äquatorialen Zonen beschleunigt werden, was auf Kosten der Polgebiete geschieht. Die Sonne rotiert in gleicher Richtung wie die Erde bei ihrem Umlauf um die Sonne.



    Aufbau

    Von den äußersten Schichten bis ins Zentrum ist die Sonne ein reiner Gasball. Folgende kleine Tabelle gibt eine Übersicht über den Aufbau von innen nach außen:

    Bezeichnung Vorgänge Abstand vom Zentrum in 1000 [Km] Temperatur
    Kernzone Kernfusionen Wasserstoff-Helium 0 - 28 14.600 000 [K]
    Energietransport durch Strahlung 70 12.600 000 [K]
    210 6.600 000 [K]
    560 1.300 000 [K]
    Energietransport durch Konvektion 680 100 000 [K]
    Photosphäre sichtbare Strahlung 400 [Km] dick 9000 [K]
    Sonnenrand 696 4300 [K]
    Chromosphäre 698 5000 [K]
    704 300 000 [K]
    Korona leuchtende Hülle 716- 2780 1 000 000 [K]

    Bei den Temperaturen, die an der Sonnenoberfläche und erst recht in ihrem Innern herrschen, kann jegliche Materie nur in gasförmigem Zustand existieren. Je tiefer man in sie eindringt, umso weniger sind die Atome imstande, die sie sonst umgebenden Elektronen zu binden, sie sind immer weiter ionisiert. Ein solches Gas, aus dem die Sonne und (fast) alle anderen Sterne bestehen, nennt man Plasma.

    Schnitt durch die SonneEin Schnitt durch unsere Sonne. Man erkennt, dass Sterne wie eine Zwiebel aus mehreren übereinander liegenden Schalen aufgebaut sind. Im kleinen Zentrum (blau) findet das zentrale Wasserstoffbrennen statt. Die hier freigesetzte Gammastrahlung wandert langsam durch die Strahlungszone nach außen. Innerhalb dieser Zone gibt es keine thermischen Bewegungen (Konvektion) des Sonnengases. Der weitere Abtransport der Energie erfolgt dann aber durch Wärmebewegungen in der Konvektionszone, der äußeren Schale. Die Gammastrahlung ist inzwischen soweit thermalisiert, dass sie die Sonne als sichtbares Licht verlässt.

    Sonneninneres

    Im Sonneninnern herrscht an jedem Ort ein stabiles, so genanntes hydrostatisches Gleichgewicht ( weil sich dichtes Gas ähnlich einer Flüssigkeit verhält). Ansonsten würde der Gasball in sich zusammenstürzen (Kern) bzw. explodieren (Hülle). Im Innern wird der zur Gravitation notwendige Gegendruck durch die im Kern ablaufenden Fusionen erzeugt. Die hier freigesetzte Strahlung sowie der bei den vorherrschenden Temperaturen von 15 Millionen [K] enorme Gasdruck üben einen solchen Druck aus, dass die nach innen gerichtete Gravitation gerade aufgehoben wird und sich der Stern im Gleichgewicht befindet. Sinkt einmal die Temperatur im Kern wegen nachlassender Fusionen, so presst die Gravitation den Stern etwas mehr zusammen. Hierdurch steigen Temperatur und Druck weiter an, so dass neue Fusionen ablaufen können und der Stern erneut ein hydrostatisches Gleichgewicht einnimmt.
     
  21. H2SO4

    H2SO4 Neuer Benutzer

    Photosphäre

    Das augenscheinlichste Merkmal der Sternatmosphäre ist die Granulation:

    GranulationDieses körnige Aussehen der Sonnenoberfläche wird durch die oben beschriebene Konvektion verursacht. Jedes dieser Körner (Granula) hat eine durchschnittliche Ausdehnung von rund 1000 [Km] und stellt eine Konvektionszelle aufgestiegenen, heißen Gases dar. Gasblasen steigen in der Konvektionszone mit 300 [Km/s] auf.



    Eine einzelne Zelle (Granula) ist nur um etwa 300 [K] heißer als die Umgebung; sie kühlt sich nach dem Aufsteigen an die Oberfläche ab und ist nach 10 [min] wieder verschwunden.
    Die Photosphäre selbst ist nur etwa 400 [Km] dick, aus ihr stammt das nun sichtbare Licht. Die Gasdichte ist von den extremen Werten im Innern auf jetzt nur noch 10-7 [g/cm3] abgesunken. Die Temperatur liegt bei knapp 6000 [K].

    Sonnenflecken und Magnetfeld

    Die bekanntesten Erscheinungen auf der Sonne sind sicherlich die Sonnenflecken, welche mit einer Periode von 11 Jahren in der Häufigkeit ihres Auftretens zu- und wieder abnehmen. Die Flecken werden hervorgerufen durch das Magnetfeld der Sonne. Eine Eigenheit eines großen Gasballs wie der Sonne ist ihre differentielle Rotation, das heißt, dass der Sonnenäquator 25 Tage für einen Umlauf benötigt, die Polgebiete aber eine Woche länger dazu brauchen.

    SonnenfleckenEine Sonnenfleckengruppe aus dem Juni 2000. Das dunkle, relativ kühle Zentrum des Fleckens bezeichnet man als Umbra, den umgebenden Rand als Penumbra.

    u Beginn des Sonnenflecken- Zyklus verlaufen die Feldlinien des Magnetfeldes gerade von Pol zu Pol.

    Magnetfeld zu Zyklusbeginn Der Beginn des Zyklus. Die noch in der Sonne liegenden Magnetfeldlinien verlaufen gerade und geordnet.

    Magnetfeld wird verzogen In Äquatornähe werden sie nun aber durch die differentielle Rotation immer mehr gedehnt, ja sie werden sogar mehrmals um die ganze Sonne gewickelt.

    Magnetfeld ist verwirbelt Damit noch nicht genug, werden die Feldlinien durch die Konvektionsströmungen an der Oberfläche ineinander verdreht und verflochten, wodurch sie letztlich instabil werden. Ganze Bündel von Feldlinien brechen dann durch die Oberfläche als magnetische Flussröhren von 500 [Km] Ausdehnung und lassen die Sonnenflecken hervortreten.

    Zum Zyklusende ist das Magnetfeld in einer solch chaotischen Verfassung, dass es völlig zusammenbricht und sich anschließend mit umgekehrter Polarität wieder neu orientiert und aufbaut. Der bisherige magnetische Nordpol wird zum Südpol, und es beginnt ein neuer, 22jähriger Zyklus.

    Durch die Verwirbelungen der Feldlinien steigt der Druck im Innern der Flussröhren stark an, sodass in ihnen befindliche Gase nach außen gepresst werden. Damit werden die Röhren leichter als ihre Umgebung, sie steigen auf, durchstoßen die Oberfläche und bilden so die Sonnenflecken.

    Die Sonne als Glocke?

    Unsere Sonne klingt, aber nicht wie eine Glocke, die von einem Klöppel angeschlagen wird, sondern eher wie von vielen kleinen Sandkörnern getroffen. Sie verhält sich wie ein widerhallender Hohlraum, der Millionen Schwingungsmodi oder stehende Wellen aufweist. In ihr laufen ständig Schall- oder Druckwellen, welche ein Schwingen der Oberfläche verursachen, ähnlich den seismischen Beben auf der Erde. Durch die inneren Vorgänge erzeugt, fungieren Schichten mit unterschiedlicher Temperatur oder Dichte als Reflexionswände für diese stehenden Wellen (ähnlich dem Funktionsprinzip einer Orgelpfeife).

    Jeder von uns kennt einen oszillierenden Modus: wenn man ein Ende eines straffen Taues schüttelt, kann man ein oszillierendes Wellenmuster erkennen, das in einer Dimension hin und her schwingt. Bei schnellerem Schütteln können sich stabile Muster mit zwei oder mehr Schwingungen entlang des Taues überlagern. In diesen Überlagerungsmustern bilden sich Orte im Tau, die sich nicht bewegen, diese nennt man Knoten.

    In zwei Dimensionen sind mehrere Schwingungsmodi möglich. Der Kaffee in der Tasse zeigt uns ziemlich komplexe zweidimensionale Schwingungsmuster, wenn ein vorbeidonnernder LKW den Boden erschüttert. In der Sonne treten Schwingungen in drei Dimensionen auf, sie haben charakteristische räumliche Muster mit Knoten, die sich sowohl auf der Oberfläche der Sonne als auch radial innerhalb des Sonnenkörpers befinden.

    Helioseismologen, die sich mit solchen Schwingungen beschäftigen, interessieren besonders so genannte p- Moden, die so heißen, weil sie dem Druck P, der Rückstellkraft der bewegten Sonnenoberfläche, entgegenwirken. Sie haben eine Frequenz von 3,3 [mHz] (Millihertz) bei Wellenlängen von 2 000 bis 50 000 [Km]. Man nennt sie auch 5 [min]- Oszillationen, weil sie mit einer Periode von 5 [min] 20 schwingen.

    P-Moden lassen sich mit drei ganzen Zahlen charakterisieren: l und m stellen quasi die Koordinaten eines Gitternetzes auf der Sonnenoberfläche dar, indem sie die Gesamtzahl der Knotenlinien bzw. die Zahl der Knotenlinien durch die Pole darstellen, n sagt uns, wie oft sich das Gitter zwischen Oberfläche und Zentrum in Innern wiederholt. Hier ist das Oberflächenmuster eines Modus mit l = 19, m = 19 dargestellt. 19 Knotenlinien durchqueren den Nordpol und ebenso viele passieren den Äquator.In diesem Bild sieht man einen Modus mit l = 19, m = 15. Dort gibt es 15 meridionale Kreise von Knoten und 4 Linien in der Ost-West-Richtung. In beiden Bildern ist der Faktor n nicht berücksichtigt, er gibt ja die Anzahl Knoten auf einer Linie vom Zentrum zur Oberfläche wieder und beeinflusst nicht die äußere Erscheinung. Bei einem Schnitt durch die Sonne sehen wir einen Schwingungsmodus mit n = 11, l = 19, m = 15, es ergeben sich 11 Wiederholungen des Musters zwischen Zentrum und Oberfläche. Die Schallwellen laufen nicht auf Geraden aus der Sonne hinaus, sondern bleiben in der Kugelschale gefangen. Die Schallgeschwindigkeit wird zur Mitte hin größer, denn sie nimmt im heißer und dichter werdenden Gas zu. An der Sonnenoberfläche herrscht ein plötzlicher Dichteabfall, so dass an dieser Phasengrenze die Wellen wieder nach innen reflektiert werden. Diese Erscheinung ist vergleichbar auch auf der Erde bekannt, und zwar in Form einer Fata Morgana oder bei der Reflexion von Radiowellen durch die Ionosphäre. Eine Welle kann so die Sonne komplett durchlaufen und an derselben Stelle wieder auftreffen. Hierbei kann sie mit sich selbst in Resonanz kommen und sich dadurch verstärken, sie gewinnt dabei soviel Energie, dass sie die Photosphäre in Bewegung bringt.

    Man kann nun schlecht auf der Sonne herumlaufen und die Sonnenbeben mit einem Seismometer messen, sondern die Auf- und Abbewegung der Oberfläche wird durch den Doppler- Effekt mit einem Heliospektrographen erfasst. Die Schwingungen des Sonnenkörpers sind die Folge von Druckwellen im Sonneninnern. Sie werden angeregt durch die Bewegung aufsteigender heißer Gasblasen in der Konvektionszone.

    Durch diese Wellen wird das Gas der Photosphäre veranlasst, langsam auf- und abzusteigen. Am Außenrand der Photosphäre angekommen, wird die Welle durch die plötzliche Dichteänderung wieder nach innen reflektiert. Dabei bestimmt der Reflexionswinkel die Eindringtiefe der Welle, und auf diese Art kann eine Welle in einem Zickzack- Kurs die ganze Sonne umwandern. Gleichzeitig laufen so ständig mehrere Millionen Wellen mit unterschiedlichen Frequenzen durch die Sonne.

    Chromosphäre

    Die Chromosphäre ist eine Schicht über der Sonnenoberfläche, in der einige markante Erscheinungen auftreten. Sehr gut lässt sich die Chromosphäre direkt vor oder nach einer totalen Sonnenfinsternis beobachten, wo sie dann als strahlender, roter Ring um die Mondscheibe sichtbar wird.

    ChromosphäreEine faszinierende Ansicht der Sonne im Licht des ionisierten Wasserstoffs. Neben der aktiven Oberfläche erkennt man die Chromosphäre mit einigen Protuberanzen.

    Die spektakulärsten Anblicke sind gewiss die Protuberanzen bzw. Filamente.

    FilamentFilamente sind meist gewaltige Bögen kühlen Gases, welche an den Grenzen unterschiedlicher magnetischer Polaritäten und damit hoher Feldstärken bis weit in die Korona gedrückt werden. So ein Bogen kann über 1 Million [Km] lang sein und sich mehr als 100 000 [Km] in die Höhe erheben. Beachtenswert ist auf dem Bild auch die unruhige, aktive Sonnenoberfläche.

    Vor der Sonnenscheibe erkennt man ein Filament nur als dunklen Fleck, während man ihn am Sonnenrand als Protuberanz sieht. Im Sonneninnern sind die Magnetfelder im relativ dichten Plasma eingeschlossen, aber in der dünnen Chromosphäre übernimmt ihre Kraft die Dominanz und erzeugt diese so imposanten Gebilde.

    Beeindruckend sind auch die Flares, eruptive Protuberanzen.

    Flare Das Magnetfeld unterliegt ja ständigen Veränderungen. Diese können manchmal dazu führen, dass eine ruhende Protuberanz förmlich explodiert, der Bogen wird aufgerissen, und das Plasma fällt auf die Sonne zurück oder entweicht zum Teil mit dem Sonnenwind. Nebenstehende Sequenz zeigt die zeitliche Entwicklung eines Flares. Auch konnte man hier zum ersten Mal beobachten, dass derartige Ausbrüche mit seismischen Beben verbunden sind. Die Wellen sind deutlich zu erkennen. Ein solches Beben hat die 40 000- fache Stärke des Erdbebens, welches San Francisco 1906 vernichtete. Auf der Richter- Skala entspräche das einer Stärke von 11,3!

    Der Sonnenwind

    Mit bis zu 3 Millionen Stundenkilometern jagt die Sonne Gas von sich fort. Dabei handelt es sich um ein bis zu 1 Million [K] heißes Plasma, welches vorwiegend aus Elektronen und Protonen besteht. Sehen kann man die Auswirkungen des Sonnenwindes sogar mit bloßem Auge, wenn alle Jahrzehnte einmal ein heller Komet am Himmel erscheint.

    Kommt nämlich ein Komet in den Bereich der Jupiterbahn, so wird Eis des Kometenkopfes durch den energiereichen Sonnenwind ohne Umweg sofort in gasförmiges Wasser sublimiert (das Eis wird nicht erst flüssig, sondern geht direkt vom festen in den gasförmigen Zustand über), wobei auch Staub mitgerissen wird. Durch diesen Vorgang wird der bis mehrere Millionen [Km] lange Schweif des Kometen erzeugt, der stets von der Sonne weggerichtet ist (er zeigt quasi die Richtung des Sonnenwindes an).

    Jedes Jahr bläst die Sonne allein durch den Wind das rund 10-14fache ihrer eigenen Masse in den Raum, was jedoch nicht weiter tragisch ist, denkt man an die Veränderungen, die sie weit vor Ablauf von 1014 Jahren durchlaufen wird. Weiter oben wurde ja bereits erwähnt, dass die Sonne sich "bereits" in etwa 4·109 Jahren zum Roten Riesen ausdehnen wird. Sie hat dann gerade einmal 1/100 000 ihrer Masse durch den Sonnenwind verloren.

    Bevor der heiße Sonnenwind auf die Erde trifft, prallt er auf das die Erde umgebende Magnetfeld. Durch die Wechselwirkungen dieses Feldes mit dem Sonnenwind entsteht der so genannte Van- Allen- Strahlungsgürtel. In ihm sind die Teilchen des Sonnenwindes quasi durch magnetische Fesseln gefangen.

    Die Sonne bläst immer wieder riesige Gaswolken ins All. Die ionisierten Materiewolken können das irdische Magnetfeld "verbiegen", durch sie entstehen die Nordlichter und sie sind imstande Satelliten und sogar Elektrizitätswerke ausfallen zu lassen.
    Einen Ausbruch der mit Geschwindigkeiten von 20 bis zu 2000 [Km/s] ausgestoßenen Gaswolken, die je nach Geschwindigkeit vom Sonnenwind mitgerissen oder abgebremst werden.

    Beim Aufprall des Plasmas auf das Magnetfeld wird auf der sonnenzugewandten Seite eine starke Bugstoßwelle erzeugt, während auf der entgegengesetzten Seite die Magnetfeldlinien erheblich in die Länge gezogen werden. Der Sonnenwind wird auf diese Weise mit bis zu 700 [Km/s] um die Erde gelenkt und in den interstellaren Raum abgewiesen.

    Eigentlich befinden wir uns damit noch in den äußeren Bereichen der Korona, ja selbst die Magnetfelder der Planeten Jupiter bis Neptun werden noch zu einem magnetischen Schweif langgezogen.

    Der Sonnenwind bläst nicht immer mit gleicher Stärke, sondern ist abhängig von der Sonnenaktivität. Die Reaktionen des Sonnenwindes mit unserem Magnetfeld kann man auch mit bloßem Auge sehen, und zwar als Nord- bzw. Südlicht. Durch diese Wechselwirkungen werden in relativer Erdnähe starke elektrische Ströme erzeugt, welche die magnetischen Erdpole umgeben.

    Bei einem Flareausbruch läuft dessen Stoßwelle mit dem Sonnenwind, und beim Aufprall auf unser Magnetfeld werden benachbarte Feldlinien kurzgeschlossen. Die dabei freiwerdenden Energien ionisieren Moleküle der Atmosphäre, d.h. einzelne Elektronen werden kurzzeitig durch Energiezufuhr abgetrennt. Wenn sie sich wieder auf ihre ursprünglichen Positionen in der Elektronenhülle begeben, strahlen sie diese aufgenommene Energie in Form von sichtbarem Licht wieder ab.

    ie Korona
     
  22. H2SO4

    H2SO4 Neuer Benutzer

    Als äußerer Teil der Sonnenatmosphäre ist die Korona naturgemäß auch die dünnste Schicht, aber dennoch sehr aktiv. Während des Fleckenmaximums kann man hin und wieder zwischen zwei Flecken einen Lichtblitz erkennen, der oberhalb der Flecken im Raum "schwebt". Das sind die bereits oben angedeuteten Flares.

    Die aus dem Fleckenpaar austretenden, völlig miteinander verwirbelten Magnetfeldlinien reichen bis in die Korona. Hier geben diese Felder manchmal ihre Energie in Form elektrischer Entladungen frei, wobei das Plasma örtlich auf 20 Millionen [K] erhitzt werden kann. Die hier vorhandenen, nicht an Atome gebundenen Elektronen werden dabei auf 100 000 [Km/s] beschleunigt, und es entsteht Strahlung im Röntgenbereich, welche zurück in die Chromosphäre schlägt und dort die Flares erzeugt.

    Das so aufgeheizte Plasma wird beschleunigt und führt somit der Korona frisches, heißes Material zu. Solch ein großer Flare kann leicht die Größe der Erde erreichen. Doch es bilden sich auch ständig unzählige kleine Flares, und zusammen mit der stets einwirkenden magnetischen Energie sind sie wahrscheinlich für die sonderbar hohe Koronatemperatur verantwortlich.

    SonnenkoronaNebenstehendes Bild zeigt die weit in den Raum ragende Korona. Viele der Vorgänge in der Sonnenatmosphäre sind bis heute noch ziemlich rätselhaft, jedoch kann man sicherlich so manche der Erscheinungen auf die differentielle, d.h. mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten verlaufende Rotation der Sonne zurückführen.

    Die gesamte Sonne ist ein Ball aus ionisiertem Gas und durch ihre Rotation wird wie bei einem riesigen Dynamo das Magnetfeld erzeugt. Sind die Magnetfeldlinien zu Zyklusbeginn noch geordnet und liegen unter der Oberfläche, werden sie nun mehr und mehr verbogen und miteinander "verwuselt" und verknotet, treten aus der Sonne aus und reichen letztendlich bis in die Korona.

    Zuletzt nochmals eine Aufnahme einer Sonnenprotuberanz:

    ProtuberanzIn einem gewaltigen Bogen spannt sich eine Protuberanz um einen beträchtlichen Teil des Sonnenumfangs.

    Zwar wissen wir auch über diese Erscheinung nur sehr wenig, doch sind diese riesigen Bögen aus kühlem Gas, welches in der Korona quasi "ausfriert" schon sehr beeindruckend. Manche Protuberanz kann wochenlang im Raum stehen, eine andere lässt ihr Material wieder auf die Oberfläche hinabfallen. Es gibt auch Protuberanzen, die sich explosionsartig in den Raum ausbreiten und in einer Druckwelle die Korona vor sich herschieben.

    Dieser kleine Überblick gibt nur einige wenige der vielfältigen Erscheinungen unserer Sonne wieder. Tiefergreifende Informationen über unser Tagesgestirn würden den Umfang dieser Seiten sicher sprengen. Doch auch bei einer solch kurzen Betrachtung sollte man im Auge behalten, dass die Sonne letztlich nur einer von ungezählten Milliarden von Sternen im All ist, und sich zu jeder Zeit solche und noch viel phantastischere Dinge abspielen. Dies alles und damit unsere eigene Existenz verdanken wir allein einer einzigen, der schwächsten Naturkraft: der Gravitation!

    Riesensterne:

    Sterne wie Beteigeuze und Mira gehören zu den Kolossen im Kosmos. Mira mit einem 388- fachen Sonnenradius ist schon ein Riese (Mira ist darüber hinaus der Prototyp der langperiodisch Veränderlichen), kann sich aber leicht hinter Beteigeuze im Orion verstecken, denn dieser Stern ist gleich 700 bis 1000 Mal größer als unsere Sonne! Sie kann praktisch jeden Moment als Supernova explodieren, und da sie nur 400 Lichtjahre entfernt ist, wird dieses Ereignis so hell wie der Vollmond erscheinen und selbst am Tag zu sehen sein.

    Beteigeuze im OrionBeteigeuze im Orion, ein roter Überriese. Dieser Stern in 400 Lichtjahren Entfernung ist rund 1000 Mal größer als unsere Sonne, er würde sich bis weit über die Bahn des Jupiters erstrecken. Solch ein Stern befindet sich im Endstadium seines Lebens, sein Ende als Supernova ist bereits vorprogrammiert. Diese Aufnahme des Hubble- Weltraumteleskops zeigt neben unserer Sonne zum ersten Mal eine echte Sternscheibe.

    Mit Beteigeuze ist aber noch nicht das Ende der Giganten erreicht, übertrifft doch der Stern VV Cephei die Ausdehnung der Sonne gleich um den phantastischen Faktor 1600! Wenn wir von der Größe eines Sterns sprechen, so ist sein Durchmesser allerdings eigentlich weniger wichtig. Kann auch ein solcher Gasball am Ende seiner Entwicklung mehr als beachtliche Ausmaße annehmen, so ist doch die Masse des Sterns entscheidend für seinen Werdegang.

    Eta CarinaeVon der Masse her ist den Sternen bei etwa 120 Sonnenmassen eine Grenze gesetzt, schwerer können sie nicht werden. Denn wenn in einem solch massereichen Stern die Fusionen beginnen, erzeugt er rasch einen derart starken Sternwind, dass er alle umgebende Materie fortbläst. Die Staubwolke, aus der er entstand, kann also kein Material mehr zu seinem weiteren Wachstum beisteuern, von nun an kann dieser Stern nur noch Masse verlieren. So wie Eta Carinae (nebenstehendes Bild), der wohl massereichste Stern in der Milchstraße. Man sieht ihn im Innern einer Gashülle, die er selbst im Laufe der Jahre durch seine enorme Aktivität abgeblasen hat.

    Man findet derartige Giganten stets im Bereich der Sternentstehungsgebiete in den Armen der Spiralgalaxien, was bereits darauf hindeutet, dass sie sich recht schnell entwickeln und daher nicht weit von ihrer Geburtsstätte entfernen konnten. Durch ihre große Masse erzeugen Sterne wie die oben erwähnten in ihren Zentren so ungeheure Temperaturen und Drucke, dass die Kernfusionen extrem schnell ablaufen. Der Stern verschwendet dadurch seinen riesigen Brennstoffvorrat, weshalb seine Entwicklung sehr schnell voran schreitet.

    Je nach Masse muss man zwei Entwicklungswege unterscheiden:

    Bis 40 Sonnenmassen

    Dieser Typus entwickelt sich anfangs wie die Roten Riesen. Zunächst wird im Sternzentrum der vorhandene Wasserstoff innerhalb einiger Millionen Jahre zu Helium fusioniert. Ist er verbraucht, kontrahiert die Kernregion, die jetzt nur noch aus Helium besteht. Denn ohne die im Innern freigesetzte Energie lässt der Gegendruck zur nach innen gerichteten Gravitation nach, die jetzt die Überhand behält und die Materie gnadenlos zusammen presst. Durch die Kontraktion wird das Zentrum aber sehr heiß (umgewandelte Gravitationsenergie!), und diese Wärme wird nach außen abgestrahlt. Dadurch dehnt sich die äußere Hülle des Sterns aus, wodurch sich die Oberfläche wiederum durch ihre Vergrößerung abkühlt. Jedoch bleibt die Leuchtkraft durch die stark expandierte Oberfläche in etwa konstant. Während des Wasserstoffbrennens sehen wir den Stern als heißen, Blauen Überriesen, wie beispielsweise Rigel, mit einer Oberflächentemperatur von bis zu 40 000 [K].

    Die Kernregion kontrahiert inzwischen weiter und irgendwann zündet das Helium, wobei durch den 3-Alpha- Prozess Kohlenstoff und Sauerstoff entstehen. Zu diesem Zeitpunkt ist ein Roter Überriese entstanden, denn die Oberflächentemperatur ist inzwischen von über 20 000 [K] auf Werte um die 3- 4 000 [K] abgesackt. Von der Spektralklasse O gelangen sie hinunter bis zur Klasse K oder M. Unterhalb von 12 Sonnenmassen entwickeln sich diese Sterne beim Übergang vom Blauen zum Roten Riesen zu einem Cepheiden, den leuchtkräftigsten Sternen überhaupt.

    Fusionen in einem ÜberriesenIn dieser Grafik sind die Fusionen eines massereichen Sterns von 20 oder mehr Sonnenmassen im fortgeschrittenen Entwicklungsstadium angedeutet. Er hat bereits das Stadium des Blauen Riesen verlassen, sich weiter ausgedehnt und seine Oberfläche ist stark abgekühlt, so dass er nun als Roter Überriese erscheint. Gleich einer Zwiebel, umgeben mehrere brennende Schalen den inzwischen aus Eisen bestehenden Kern, der nicht weiter fusionieren kann. Die "Brennasche" der einzelnen Schalen versorgt jeweils die darunter liegende mit neuem Kernbrennstoff. Nach relativ kurzer Zeit versiegt jedoch der Brennstoffvorrat und der Stern wird in einer Supernovaexplosion vergehen. Hierbei werden durch bestimmte Prozesse (Neutroneneinfang) noch höhere Elemente als Eisen gebildet und diese zurück ins Universum geblasen. Als Rest verbleibt ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.

    Zur Verdeutlichung der Lebensdauer eines massereichen Sterns sei erwähnt, dass zum Beispiel ein Exemplar von 20 Sonnenmassen in nur 8 Millionen Jahren seinen Wasserstoffvorrat verbraucht hat, und für die Umwandlung des Heliums benötigt er gerade noch 1 Million Jahre. Bei noch größerer Masse verkürzt sich die Lebensdauer entsprechend. Unsere Sonne dagegen benötigt etwa 8 bis 9 Milliarden Jahre, bis sie ins Stadium eines Roten Riesen gelangt.

    Über 40 Sonnenmassen

    Diese Sterne könnte man getrost die "schnellen Brüter" im All nennen, denn sie verbrennen ihre Vorräte extrem schnell. Das liegt allein an der riesigen Masse, denn durch die damit verbundenen ungeheuren Gravitationskräfte wird ein derartiger Druck in der Kernregion erzeugt (und eine ebenso hohe Temperatur), dass die einzelnen Atomkerne viel häufiger kollidieren als in einem "normalen" Stern. Nach dem Ende der Wasserstofffusion im Kern (siehe Energieumwandlung der Sterne) kontrahiert dieser und das Heliumbrennen beginnt. Zwar expandiert der Stern in der Übergangsphase zum Überriesen, doch kühlt er sich dabei erst gar nicht bis zum Roten Überriesen ab, sondern höchstens bis in einen Temperaturbereich von minimal 7000 [K].

    Für kurze Zeit stabilisiert sich der Stern, bis das Helium bei 150 Millionen [K] zündet und in Kohlenstoff und Sauerstoff umgewandelt wird. Fusionen in massereichem Stern Doch auch diese Elemente werden von dem Giganten, wie schon oben erwähnt, immer weiter fusioniert, aber erst wenn seine (nicht entartete) Kernregion durch die zunehmende Kontraktion eine unvorstellbare Temperatur von 1 Milliarde [K] erreicht hat. Hier werden dann Neon und Magnesium erbrütet. In nebenstehender Grafik wird nochmals der schalenförmige Aufbau eines massereichen Sterns in fortgeschrittenem Entwicklungsstadium dargestellt. Selbst in seinen äußeren Regionen wird noch Wasserstoff fusioniert, was in einem massearmen Stern wie der Sonne nie vorkommen wird. Das alles geht sehr schnell vor sich und der Stern setzt so viel Energie frei, dass er zu keinem Zeitpunkt ins Rote Überriesenstadium gelangt, sondern stets als blauer, heißer Überriese erscheint. Wie schon oben bei Eta Carinae gesehen, blasen die massereichsten Sterne einen großen Teil ihrer Materie ins All und sind daher meist von einer Wolke aus Gas und Staub umgeben, welche durch die ungeheure Strahlung des Sterns ionisiert und zum Leuchten angeregt wird.

    Sehr schnell ist bei den massereichsten aller Sterne, welche etwa 100 bis 120 Sonnenmassen aufweisen, den Fusionen ein Ende gesetzt, wenn nämlich der Kern nur noch aus Eisen besteht. Dies kann nicht mehr unter Energieabgabe fusioniert werden, weil dazu im Gegenteil eine große Energiezufuhr notwendig wäre. Sie aber kann der Stern nicht aufbringen, so dass nun bei weiterer Kernkontraktion nur noch eine weitere Verdichtung zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch stattfindet.

    Bezeichnend für die massereichen Sterne ist ihr extremer Sonnenwind. Dieser kann mit Geschwindigkeiten bis zu 4000 [Km/s] Materiemengen von 0.0001 (10-4) Sonnenmassen pro Jahr ins All schleudern (im Vergleich: unsere Sonne schafft gerade mal 10-14 Sonnenmassen). In einigen Fällen kann der Stern sich hierdurch mit einer regelrechten Hülle umgeben, welche dann im Spektrum Absorptionslinien erzeugt. Die ausgestoßene Materie erscheint uns dann im Fernrohr dem Aussehen nach ähnlich einem planetarischen Nebel.

    Wolf- Rayet- Sterne

    Sonderlinge unter den massereichen Sternen sind die Wolf- Rayet- Sterne. In ihren Spektren findet man nur Emissionslinien, allerdings keine des Wasserstoffs. Denn sie haben allem Anschein nach ihre gesamte Wasserstoffhülle bereits abgeblasen, so dass ihr Spektrum hohe Anteile an Helium zeigt.

    ermutlich bedingt durch ihren Entwicklungsstand, teilt man sie in zwei Kategorien ein: WC für kohlenstoff- und WN für stickstoffreiche Sterne. Letztere weisen den hohen Stickstoffanteil auf, weil dieser als Nebenprodukt des Kohlenstoffzyklus während des Wasserstoffbrennens erzeugt wird. Sie dürften damit jünger als die WC- Sterne sein, da sie wahrscheinlich bereits Helium fusionieren.

    Auch sind Wolf- Rayet- Sterne meist von Gasnebeln umgeben, weil sie bereits bis 40% ihrer ursprünglichen Masse aufgrund der hohen Temperatur und des extremen Strahlungsdrucks verloren haben, in Form eines starken Sternenwinds. Durch ihre hohe Temperatur von 30- 50 000 [K] sind die Atome im Spektrum stark ionisiert (Kohlenstoff z.B. hat 3 seiner 4 Außenelektronen verloren), so dass man sie der Spektralklasse O zuordnet. Diese Sterne sind äußerst kurzlebig, mehr als ein paar Millionen Jahre "schaffen" sie nicht und enden garantiert in einer Supernova oder sogar als Hypernova.

    Wolf- Rayet- Stern in NGC 2359In dieser Aufnahme eines Wolf- Rayet- Sterns (der helle Stern in der Bildmitte) im Nebel NGC 2359 erkennt man deutlich die ausgestoßene Sternmaterie. Von den rund 200 in unserer Milchstraße bekannten Sternen dieses Typs weiß man, dass sie jährlich mehr als die Masse der Erde in den Weltraum blasen.
     
  23. H2SO4

    H2SO4 Neuer Benutzer

    Veränderliche Sterne:

    Ein Stern muss nicht immer seine Energie mit relativer Konstanz (wie unsere Sonne) abstrahlen, sondern seine Helligkeit kann deutlichen Schwankungen unterliegen. Gemeint ist hier allerdings nicht das Funkeln der Sterne in einer Winternacht, welches durch atmosphärische Turbulenzen verursacht wird, sondern bestimmte Zustände des Sterns verändern sich in relativ kurzen Zeitabständen. Die Helligkeitsänderungen können in Perioden von Stunden bis hin zu über 9000 Tagen auftreten. Je nach physikalischen Bedingungen unterscheidet man dabei verschiedene Typen der so genannten Veränderlichen Sterne:

    Bei diesen Veränderlichen sind eigentlich keine physikalischen Schwankungen der Sternzustände an den Helligkeitsänderungen beteiligt, sondern es handelt sich um Doppelsterne. Dabei wird eine Komponente von der anderen umkreist und in der Sichtlinie des Beobachters regelmäßig bedeckt. So bestehen z.B. Bedeckungsveränderliche vom Algol- Typ meist aus einem (kühlem) Riesenstern und einem kleinen heißen Stern.

    Eine etwas andere Lichtkurve zeigen Sterne vom Beta Lyrae- Typ:

    Lichtkurve Beta-LyraeDie Lichtkurve der Beta- Lyrae Sterne. Ihre Helligkeitsschwankungen sind noch wesentlich ausgeprägter als beim Algol- Typ.

    Hier umkreisen sich zwei Komponenten so eng, dass ihre Gravitationsfelder in einem bestimmten Punkt, der so genannten Roche- Grenze miteinander verwachsen. Man kann dann nicht mehr zuordnen, zu welchem der beiden Sterne ein bestimmtes Materieteilchen gehört. Grund dafür sind die an einem oder beiden Systemen zerrenden Gezeitenkräfte, die letztlich zum Übergang von Materie von einem auf das andere System führen und den Sternkörper verformen. Bei Beta Lyrae fließt von der größeren, inneren Komponente, welche die Roche- Grenzfläche ausfüllt, gar so viel Materie ab, dass sich eine gemeinsame Gashülle um beide Sterne bildet:

    Kontaktsysteme

    Wenn zwei (oder mehrere) Sterne noch enger beisammen stehen als im oben genannten Fall von Beta Lyrae, dann spricht man von so genannten Kontaktsystemen. Als Beispiel hierfür soll das System W Ursa Major stehen. Beide Komponenten sind vermutlich in etwa gleich groß und zeigen Umlaufzeiten von nur einigen Stunden. Man nimmt heute an, dass beide Sterne eine gemeinsame Hülle bilden.

    Rotationsveränderliche

    Rotationsveränderliche sind Systeme, deren Umlaufbahnen so zur Beobachtungslinie geneigt sind, dass keine Bedeckung mehr stattfindet. Die Helligkeitsschwankungen werden allein durch die Rotation der Sterne hervorgerufen, deren ellipsoidische Körper uns einmal die "volle Breitseite" darbieten, im Minimum ist dann nur die Schmalseite zu sehen. Gegenüber den Bedeckungsveränderlichen sind die Helligkeitsschwankungen deutlich schwächer.

    Kataklysmische Veränderliche

    Kataklysmisch kommt aus dem griechischen und bedeutet Überschwemmung. Bei diesen Veränderlichen handelt es sich ebenfalls um Doppelsterne, und zwar ist die eine (Primär-) Komponente ein Weißer Zwerg, der andere ein alter, kühler und stark expandierter Stern (Roter Riese). Vom letzteren strömt stetig Masse zum Zwergstern über, gelangt aber nicht direkt auf seine Oberfläche, sondern erst in eine sich aufgrund des Drehimpulses gebildete Akkretionsscheibe:

    Besitzt der Weiße Zwerg ein starkes Magnetfeld, so wird sich keine Akkretionsscheibe ausbilden, sondern der Gasstrom von der Sekundärkomponente entlang der magnetischen Feldlinien zu den Polen des Zwergs fließen. Die hot spots werden dann direkt auf seiner Oberfläche gebildet, wobei die thermische Energie noch größer ist (einige Millionen [K]!) und deshalb Röntgenstrahlung emittiert wird.

    Die Helligkeitsschwankungen kataklysmischer Systeme finden in Zeitabständen von etwa 1,5 bis 15 Stunden statt. Die hier beschriebenen Vorgänge zeigen eine deutliche Parallele zu den Novae, weshalb man kataklysmische Systeme auch als Zwergnovae bezeichnet. Diese Zwergnovae stellen darüber hinaus auch jeweils eine Praenova (Vorstadium einer Nova) dar, weil durch die ständige Akkretion von Materie der Weiße Zwerg irgendwann eine kritische Massegrenze überschreitet und dann zur Nova wird.

    Langperiodisch Veränderliche Sterne

    Ein typischer Vertreter dieser Klasse veränderlicher Sterne ist der "Monsterstern" Mira, o Ceti (Walfisch). Er ist so groß, dass er sich bis zur Marsumlaufbahn erstrecken würde. Innerhalb von 332 Tagen ändert er seinen Radius um den Faktor 2, wodurch seine scheinbare Helligkeit von eingangs 2m auf nur noch 10m abfällt.

    Bei diesem Sterntyp handelt es sich um Rote Riesen oder Überriesen, also Sterne mit recht kühler Oberflächentemperatur von 3000 [K] oder gar nur 2500 [K], die das Ende ihrer Existenz vor Augen haben. Sie weisen relativ große Helligkeitsschwankungen auf, wobei ihre Perioden von über einem Monat bis zu mehr als fünf Jahren betragen können.

    Die Pulsationen des Sterns, bedingt durch innere Vorgänge (siehe hierzu auch weiter unten, Cepheiden), führen zur Abkühlung bzw. Erhöhung der Oberflächentemperatur und damit zu den beobachteten Helligkeitsschwankungen. Auch die vergrößerte bzw. verkleinerte Oberfläche spielt dabei eine Rolle. Hinzu kommt, dass die Konzentration von Molekülen und Staub in der Sternatmosphäre stark von der Temperatur abhängig ist, wodurch die Lichtdurchlässigkeit erheblich beeinflusst wird.

    Riesenstern MiraDiese Aufnahme des Hubble- Weltraumteleskops zeigt den Riesenstern Mira im Sternbild Walfisch. In nur 400 Lichtjahren Entfernung kann dieser Stern sich bis zur 700-fachen Sonnengröße aufblähen. Das etwas unförmige Aussehen in der linken Bildhälfte rührt von einem Weißen Zwerg, der Mira begleitet. Dieser Winzling saugt nämlich recht fleißig Materie vom Riesen ab!

    Bedingt sind diese Änderungen durch die Vorgänge im Sterninnern. Nach dem Ende des Wasserstoffbrennens beginnt durch Kontraktion und Temperaturerhöhung des Kerns das Heliumbrennen. Dieses läuft sehr rasant ab, bald besteht der Kern dann nur noch aus Kohlenstoff und Sauerstoff. In einer Schale um den Kern wird jedoch weiter Helium verbrannt, in einer darüber liegenden Wasserstoff. Beide Schalen lösen sich aber in ihrer Aktivität ab.

    Zunächst brennt die Wasserstoffschale, sie wandert nach außen, kühlt sich ab und erlischt. Nun wird die Leuchtkraft von einer heliumfusionierenden Schicht stetig erhöht. Geht das Helium zur Neige, verlischt die Schale, die Wasserstoffschale kontrahiert und zündet wieder und versorgt die darunter liegende mit frischem Helium. Bald zündet diese wiederum, und zwar explosionsartig (man spricht von einem Helium- Blitz). Diese thermischen Pulse werden im Laufe der Zeit immer schneller.

    Ähnlich wie die Cepheiden reguliert der Stern den Strahlungsfluss nach außen, wie durch ein Ventil, und er beginnt zu pulsieren. Aufgrund seiner ungeheuren Größe ist die Pulsationsperiode aber sehr lang, wie weiter oben bereits erwähnt.

    Cepheiden

    Typischer Vertreter der klassischen Cepheiden ist der Stern Delta Cephei, ein gelb- weißer Überriese der Spektralklasse F. Seine Helligkeit schwankt mit einer konstanten Periode von 5,366 Tagen um etwa 2 Größenklassen.

    Diese Änderungen beruhen ebenfalls auf Pulsationen, also Schwingungen des Sterns und damit verbundener abwechselnder Vergrößerung und Verkleinerung der Oberfläche.
    Normalerweise sollte in einem Stern ein Gleichgewicht zwischen Strahlungs- und Gasdruck und Gravitation herrschen, welcher ihm für lange Zeit ein "ruhiges Leben" garantiert. Unter bestimmten Bedingungen ist es aber möglich, dass im Sterninnern eine Schicht liegt, in welcher Helium aus dem einfach in den zweifach ionisierten Zustand (es "verliert" zwei Elektronen) übergeht.

    Wird eine solche Schicht nun komprimiert oder entspannt, ändert sich die Temperatur weit weniger als in den umgebenden Schichten, weil die zugeführte Energie vorwiegend für die Ionisation verbraucht wird. Diese Schicht nimmt also Wärmeenergie auf, ohne sie weiterzuleiten, wodurch Konvektionszonen, wie sie in stabilen Sternen (z.B. unserer Sonne) vorhanden sind, quasi blockiert werden - der Stern schrumpft.

    Daraufhin ändert sich aber wieder die innere Temperaturstruktur und das Ionisationsgleichgewicht der Heliumschale. Strahlung wird jetzt wieder freigegeben und der Stern dehnt sich neuerlich aus. Dies ist der Antriebsmotor für die Pulsationen, welche wiederum verantwortlich sind für die Helligkeitsschwankungen der Cepheiden.

    Es gibt noch wesentlich mehr Arten von veränderlichen Sternen, die zum Teil unregelmäßigen Schwankungen unterworfen sind. Diese sollen der besseren Übersichtlichkeit wegen hier aber (vorerst) nicht weiter besprochen werden.

    Gamma Bursts

    Ein großes Rätsel gab uns der Kosmos auf, als in den sechziger Jahren des vergangenen Jahrhunderts zufällig durch einen Satelliten (Vela) Gammastrahlenblitze GRB (Gamma Ray Burst) entdeckt wurden. Doch es dauerte über 10 Jahre, bis man erkannte, dass diese natürlichen Ursprungs waren und in den Weiten des Alls entstanden. Man benennt die Gammabursts nach ihrem Erscheinungsdatum, indem man es an die Bezeichnung GRB anhängt. So bedeutet z.B. GRB021004, dass am 4. Oktober 2002 ein Burst beobachtet wurde.

    Unterteilt werden Gammabursts in zwei Kategorien: Die kurzzeitigen blitzen nur zwischen einigen Millisekunden bis zu mehreren hundert Sekunden auf, während lange Bursts zwischen etwa 2 und 1000 Sekunden beobachtbar sind.

    Gammastrahlen sind die energiereichsten Wellen des elektromagnetischen Spektrums mit den kürzesten Wellenlängen unter 0,01 [nm], ein einzelnes Gammaquant hat eine Energie von stets mehr als 100 [keV]. Die Strahlung entsteht nur bei Prozessen, in denen extrem hohe Energien umgesetzt werden. Ursachen für kontinuierliche Gammastrahlung sind beispielsweise die plötzliche Abbremsung sehr schneller Elektronen (in Synchrotronen als Bremsstrahlung bekannt) oder die Synchrotronstrahlung relativistischer Elektronen. Auch durch einen bestimmten Prozess, dem so genannten inversen Compton- Effekt wird Gammastrahlung freigesetzt, wenn energiereiche Elektronen einen Teil ihrer Energie auf Photonen übertragen (im Gegensatz dazu ist der Compton- Effekt eine Streuung von Photonen an geladenen Teilchen). Diese Vorgänge sind alle nicht thermisch. Thermische Gammastrahlung wird erst bei Temperaturen oberhalb mehrerer 100 Millionen [K] freigesetzt, ihr Anteil am Gammaspektrum ist daher nur gering. Im Spektrum findet man auch Emissionslinien. So liegt bei 1,8 [MeV] eine Linie, die auf radioaktiven Zerfall von Aluminium 26Al beruht, bei 68 [MeV] sieht man eine Linie durch den Zerfall so genannter Pi- Mesonen und bei 511 [keV] zeigt eine Linie die Vernichtung eines Elektron- Positron- Paars an.

    Was aber haben nun diese Blitze zu bedeuten, die wir empfangen, und woher stammen sie?

    Bis heute sind tausende solcher Blitze bekannt und registriert, vor allem durch das an Bord des Compton- Satelliten (CGRO, Compton Gamma Ray Observatory) installierte BATSE- Experiment. Die einzelnen Blitze treten unregelmäßig auf und sind völlig isotrop über alle Himmelsrichtungen verteilt. Durch verfeinerte Messmethoden ist ihre Position heute recht genau bestimmbar. Das Überwachungsteleskop HETE 2 (High Energy Transient Explorer) sendet sofort nach der Detektion eines neuen Blitzes dessen Koordinaten zur Erde. Von hier aus kann dann das "Nachglühen" der Gammaquelle mit optischen Teleskopen verfolgt werden.

    2609 Gammablitze, aufgenommen mit dem CGRO (Compton Gamma Ray Observatory). Man erkennt deutlich, wie gleichmäßig die Blitze verteilt sind. Dargestellt ist eine Projektion in galaktischen Koordinaten, die Milchstraßenebene ist die horizontale Linie in der Mitte. Aus der unteren Farbskala gehen die Intensitäten der einzelnen Bursts hervor.

    Die Strahlungsintensität mancher Impulse ist höher als alle von anderen bekannten Objekten ausgestrahlten Energien. Sie übertreffen manchmal sogar die Quasare um den Faktor 10 000! Die freigesetzten Energien liegen im Bereich von 1043 bis 1045 Joule. Gammastrahlungsausbrüche sind daher die energetisch größten Vorgänge im Kosmos seit dem Urknall.

    Wodurch aber können sie entstehen?
     
  24. H2SO4

    H2SO4 Neuer Benutzer

    Zunächst vermutete man, dass diese Erscheinungen darauf zurückzuführen seien, dass Neutronensterne einen ihrer (möglicherweise vorhandenen) Planeten eingefangen haben. Beim Aufprall eines solch großen Körpers auf die Sternoberfläche würden rund 10 % der Planetenmasse in Energie umgewandelt. Eine andere Erklärung waren magnetische Strahlungsausbrüche, welche auf der Oberfläche alter Pulsare stattfinden könnten.

    Diese Hypothesen hat man aber inzwischen beiseite gelegt. Die Ursachen der Gamma- Bursts sind inzwischen deutlich klarer geworden.

    Für die Entstehung langer GRB's kommen eigentlich nur Supernovae oder Hypernovae in Betracht, den Explosionen massereicher oder sehr massereicher Sterne. Bei solchen Prozessen werden große Energien auch im Gammabereich freigesetzt. Nur bei den langen GRB's kann man ein Nachleuchten ("Nachglühen" genannt) auch im optischen Bereich mit dem Teleskop beobachten.

    GRB030229 um 12:57 UhrEin außergewöhnlich heller Gammablitz, GRB 030329, wurde am 29. März 2003 im Sternbild des Löwen beobachtet. Dank des HETE- Experiments wurden die Koordinaten sofort zur Erde geleitet, weshalb diese Aufnahme 80 Minuten nach Erfassung des Bursts gelang. Der Gammablitz war eine halbe Minute lang heller als die Gammastrahlung des gesamten Universums! Es ist möglich, dass wir hier Zeuge der Geburt eines Schwarzen Loches waren, weil vermutlich die Explosion eines extrem massereichen Sterns, einer Hypernova, die Ursache des Blitzes war.

    GRB030229 um 18:32 UhrNach knapp sieben Stunden ist die Quelle des Gammaausbruchs kaum noch zu erkennen. Das Besondere an diesem Burst war, dass er in einer Distanz von "nur" 2 Milliarden Lichtjahren stattfand. Das war der bisher zweitnächste Gammaausbruch, der je beobachtet wurde. Meistens kommen sie aus Entfernungen von 10 Milliarden Lichtjahren. Das Nachglühen war zu Beginn so hell, dass man es vielleicht sogar mit bloßem Auge hätte sehen können.

    Kurzzeitige GRB's müssen andere Ursachen als Hypernovae haben. Als sehr wahrscheinlich gilt hier die Verschmelzung zweier Neutronensterne oder diejenige eines Neutronensterns mit einem Schwarzen Loch, da nur bei einem solchen Vorgang so hohe Energieraten abgestrahlt werden könnten. Neutronensterne rotieren allgemein sehr schnell (siehe hierzu Pulsare) und weisen extreme Magnetfelder auf. Wenn solche Giganten kollidieren, verstärken sich die Magnetfelder noch weiter und die auftretenden, extremen Kräfte können schlagartig, im Sekundenbruchteil, soviel Energie freisetzen, wie ein Pulsar sonst nur in Millionen von Jahren emittiert. Das ergaben Computersimulationen des britischen Astronomen Stephan Rosswog von der University of Leicester.

    Zudem wird bei solchen Zusammenstößen vermutlich auch eine bestimmte Menge an Material ausgestoßen, wie ein weiteres Modell erklärt, sicherlich aber weniger Materie als bei einer Supernova. Die Energieemission ist aber deutlich höher und so wird die Geschwindigkeit des abgestoßenen Materials in relativistischen Bereichen liegen. Das beschleunigte Material wird dann aber wieder im interstellaren Medium abgebremst und verwandelt einen großen Teil der (kinetischen) Energie in Strahlung. Das geschieht, weil in der Bugstoßfront die kinetische Energie auf Elektronen übertragen wird, die nun wiederum auf fast Lichtgeschwindigkeit beschleunigt werden und dabei Synchrotronstrahlung im Gammabereich emittieren. Bei der Kollision ultrakompakter Objekte könnten auch entstehende relativistische Jets eine Schockfront im interstellaren Medium hervorrufen, aus der die Gammastrahlung hervorgeht. In Bereichen hinter dieser Front könnten energieärmere Emissionen durch den Aufprall entstehen, diese sehen wir dann als Nachglühen in den anderen Wellenlängenbereichen.

    Durch die Dopplerverschiebung wird die Energie dieser Gammastrahlung in unsere Richtung noch verstärkt, und bedingt durch relativistische Effekte wird der Strahlungsausbruch dann in gebündelter Form bei uns zu empfangen sein (siehe hierzu auch Schneller als das Licht?).

    Weil die Intensität und Dauer der Bursts von den Umständen bei der Verschmelzung zweier Neutronensterne oder eines solchen mit einem Schwarzen Loch (ihre Massen, Aufprallgeschwindigkeiten, Materie in ihrer Umgebung usw.) abhängen und daher sehr verschieden ausfallen können, erklärt man sich damit die Unterschiede der bisher beobachteten kurzen Bursts.

    Wie bereits erwähnt führt man das Auftreten eines Gamma- Blitzes auch auf Hypernovaexplosionen, also dem Zusammenbruch supermassiver Sterne, zurück. In diesem Bild hat das Weltraum- Teleskop Hubble die Quelle eines Gamma- Ausbruchs entdeckt. Möglicherweise ist hier ein supermassiver Stern explodiert und hat vielleicht ein Schwarzes Loch hinterlassen. Der uns nächstgelegene Stern, dem ein solches Schicksal beschieden sein könnte, ist der 100- Sonnenmassen schwere Stern Eta Carinae, der nur rund 8000 Lichtjahre von der Erde entfernt ist.

    Eine weitere, ältere Hypothese führt die Bursts auf das Verdampfen primordialer Schwarzer Mini- Löcher zurück. Nach der Urknallhypothese könnten sich im Anfangsstadium des Alls winzige Mini- Löcher gebildet haben. Solch ein Gebilde von Protonengröße, wenn es die Masse eines kleinen Berges (1015 [g]) übersteigen würde, könnte bis heute existieren (kleinere Löcher wären inzwischen verdampft). In dem Moment, wo es verdampft, würde es einen gewaltigen Ausbruch von Teilchen und Energie für den Bruchteil einer Sekunde geben. Ein solches Ereignis wäre durch einen Gamma- Burst gekennzeichnet und würde die Existenz der Mini- Löcher anzeigen. Allerdings konnte bis heute die Existenz primordialer Schwarzer Löcher nicht geklärt werden.

    Gammastrahlen werden auch in unserer Milchstraße erzeugt, und zwar durch unterschiedliche Quellen. Stellare Quellen sind beispielsweise einige Pulsare, wie der bekannte Pulsar im Krebsnebel oder der Vela- Pulsar. Ihre Gammastrahlung ist gepulste Synchrotronstrahlung.

    Ein rotierender Neutronenstern ist ein PulsarEin Neutronenstern hat ein milliardenfach stärkeres Magnetfeld wie die Erde (oberes Bild). Durch seine irrsinnig schnelle Rotation werden Teilchen von seiner Oberfläche mitgerissen und entlang der Magnetfeldlinien bis in relativistische Bereiche beschleunigt. Diese geben dann einen Teil ihrer kinetischen Energie in Form von Synchrotronstrahlung wieder ab. Die Synchrotronstrahlung kann dabei im Röntgenbereich liegen, aber auch als Gammastrahlung emittiert werden. Liegt die Rotationsachse des Magnetfeldes in Richtung Erde, empfangen wir einen Gamma- Puls

    Nicht unerwähnt bleiben sollen hier auch einige der wenigen eindeutig identifizierten Gamma- Quellen. Zu ihnen gehören einige Röntgen- Doppelsterne wie Cygnus X-1 und Hercules X-1. Auch in der Nähe unseres galaktischen Zentrums liegt eine Gammaquelle. Selbst unsere Sonne strahlt einen geringen Gamma- Anteil ab. Extragalaktische Quellen sind die Seyfert- Galaxie NGC 4151, die elliptische Riesengalaxie Markarian 421 und der Quasar 3C279.

    Eine elegante Lösung zur Erzeugung von Gammastrahlung sind natürlich die Schwarzen Löcher. Spiralt Materie in einer Akkretionsscheibe um ein Loch, kann sie durch die extrem hohe Reibung und Beschleunigung so viel an kinetischer Energie aufnehmen, dass letzthin unter anderem auch Gammastrahlung emittiert wird. Das jedoch wohl eher nicht als Gammablitz, sondern vielmehr in Form kontinuierlicher Strahlung.

    Mysteriöse Gammaquellen in unserer GalaxisDiese Bilder geben eine Vorstellung von der Ansicht unserer Milchstraße. Links oben ist eine Computer- Animation zu sehen, welche die Milchstraße in der Draufsicht zeigt, rechts daneben sieht man sie von der Seite. Links unten sind insgesamt 271 Gammastrahlen- Quellen dargestellt, aufgenommen durch den Compton- Satelliten. Sie emittieren kontinuierlich Strahlung. Man muss sich dabei vorstellen, dass die Darstellung uns kugelförmig umgibt. Die Anhäufung der Strahlungsquellen in der Bildmitte gibt die galaktische Ebene wieder. Rechts unten sieht man ausschließlich 120 nicht identifizierte Quellen aus gleicher Untersuchung. Die Hälfte von ihnen, fast alle in der galaktischen Ebene konzentriert, mögen bekannte Objekte sein, die aber noch nicht klassifiziert werden konnten. Die andere Hälfte ist einer neuen Klasse von Strahlern zuzuordnen, die im so genannten Gould Belt liegen. Das ist vermutlich ein Ring aus jungen, sehr massiven Sternen mit einem Durchmesser von etwa 2000 Lichtjahren (die Sonne liegt ungefähr auf halbem Weg zum Rand des Rings). Der Belt ist der Überrest irgendeines gewaltigen Ereignisses vor etwa 40 Millionen Jahren. Wenn seine Ausläufer auf Interstellare Materie treffen, wird eine hohe Bildungsrate von massiven Sternen ausgelöst. Diese haben nur eine kurze Lebensdauer und enden in Neutronensternen oder Schwarzen Löchern. Beide sind aber potentielle Quellen für Gammastrahlung.

    Auf der Suche nach Ursachen für die langen Bursts ist man inzwischen ein gutes Stück vorangekommen. In den Spektren der beobachteten GRB's fand man häufig ausgeprägte Eisenlinien, was in der Tat auf die Explosion massereicher Sterne schließen lässt. Der Röntgensatellit XXM- Newton fand zudem Hinweise auf Schwefel, Silizium und andere schwere Elemente. Nicht zuletzt finden diese hochenergetischen Explosionen in Bereichen statt, in denen man sie auch erwartet: In Gebieten erhöhter Sternentstehung. Massereiche Sterne entwickeln sich ja sehr schnell und können sich daher bis zu ihrer Explosion kaum vom Entstehungsort entfernen.

    Für die hohen Energieausstrahlungen hat man nun auch eine Erklärung parat. Massereiche Sterne sind in jedem Fall von Materiescheiben umgeben, die sie z.T. selbst durch ihren Wind erzeugen. Bei der Explosion des Sterns wird die Energie in einer Art Schale aus Teilchen zunächst "zwischengespeichert". Diese Schale expandiert mit fast Lichtgeschwindigkeit und holt die langsame Materie ein, wodurch sich beim Zusammenprall eine Stoßfront ausbildet. In dieser Kollisionszone wird nun die Energie als Gammastrahlung freigesetzt. Die Ausbreitung geschieht möglicherweise in Form von Jets, wodurch wir die Gesamtenergie um den Faktor 500 zu hoch ansetzen (ein Jet von 10° Ausdehnung würde nur etwa 1/500 des Himmels abdecken, durch die Strahlbündelung sehen wir dann auch nur jeden fünfhundertsten GRB).

    Auch gibt es einen simplen Grund für die kurze Zeitdauer der GRB's: Die Explosionswelle expandiert mit fast Lichtgeschwindigkeit. Dadurch kommen relativistische Effekte zum Zug, was bedeutet, dass die Zeit für außenstehende Beobachter extrem verkürzt wird! Einen Burst, der sich vielleicht über viele Stunden entwickelt, sehen wir deshalb nur wenige Sekunden.

    Zwar wissen wir längst nicht alles über Gammaausbrüche und die Explosion massereicher Sterne, vieles ist noch sehr rätselhaft. Durch ihre unermüdliche Arbeit haben die Wissenschaftler inzwischen aber einige Geheimnisse aufgedeckt, und weitere künftige, empfindlichere Observatorien außerhalb der Erdatmosphäre werden sie bei dieser Aufgabe unterstützen.

    Kosmische Strahlung:

    Aus allen Richtungen des Kosmos wird auf uns geschossen! Zu jeder Zeit werden wir mit hochenergetischen Protonen, Neutrinos, ±- Teilchen (Heliumkerne) und schwereren Kernen sowie Elektronen bombardiert. Diese Teilchen stammen sehr wahrscheinlich aus unserer Galaxis.

    Entdeckt wurde die kosmische Strahlung bereits 1912 von dem österreichischen Physiker Prof. Viktor Hess. Die Radioaktivität war bereits bekannt und man glaubte, dass die gemessene ionisierende Strahlung aus der Erde selbst emittiert wurde. Hess stieg jedoch mit einem Ballon bis auf 5 [Km] Höhe und stellte dabei ein stetiges Ansteigen der Intensität mit der Höhe fest. Er schloss daraus, dass die Strahlung aus dem Weltraum kommen musste. Wenn die hochenergetischen Teilchen mit den Atomkernen der Erdatmosphäre zusammenprallen, werden bei diesen Kollisionen Schauer von vielen Sekundärteilchen erzeugt. Nachweisen konnte man diese schon 1927 mit einer Nebelkammer.

    Im Mittel treffen 700 Teilchen pro m2 und Sekunde bei uns ein. Überwiegend sind das Protonen (etwa 87%), rund 12% ±- Teilchen (Heliumkerne) sowie 1% schwerere Kerne, wobei fast alle bekannten chemischen Elemente nachgewiesen wurden. Die Teilchen weisen Energien zwischen 107 und 1020 [eV] (Elektronenvolt, Erläuterung siehe unten) auf. Dabei gilt, dass mit zunehmender Energie die Teilchenhäufigkeit abnimmt, die hochenergetischen Teilchen sind also eher selten. Letztere weist man mit großflächigen Detektoren in Langzeitmessungen indirekt durch Erfassung der Sekundärstrahlung auf der Erde nach. Bei Energien bis zu 1015 [eV] werden Instrumente wie Ionisationskammern, Zählrohre und Kernspurplatten mit Ballonen in die oberste Atmosphäre gebracht, oder sie sind in Satelliten (Space Shuttle, ISS) installiert.

    Die kosmische Strahlung kommt gleichmäßig verteilt aus allen Richtungen des Weltraums. Verschiedene Quellen kommen dafür in Betracht:

    * Supernovaexplosionen
    * Pulsare. Diese Neutronensterne sind mit ihren extremen Magnetfeldern in der Lage, geladene Teichen hoch zu beschleunigen.
    * Weiße Zwerge mit starken Magnetfeldern
    * Novae
     
  25. H2SO4

    H2SO4 Neuer Benutzer

    Wahrscheinlich sind aber Supernovae die hauptsächlichen Verursacher der Strahlung. Bei diesen Explosionen werden große Materiemengen ins All gestoßen, wobei die Materie Magnetfelder mit sich führt. Entlang der Magnetfeldlinien beschleunigen die Teilchen der kosmischen Strahlung bis nahe an die Lichtgeschwindigkeit. Diesen Vorgang hat bereits 1949 Enrico Fermi beschrieben. Unterstützt wird seine Theorie von der Elementverteilung der kosmischen Strahlung, die identisch ist mit derjenigen des Sonnensystems. Das ist ja ebenfalls aus den Auswürfen von Supernovaexplosionen aufgebaut.

    Vor dem Auftreffen auf die Erde werden die Teilchen von interstellaren Magnetfeldern abgelenkt und auch durch das Magnetfeld der Erde (van Allen- Gürtel) beeinflusst. Auch der Sonnenwind mit seinen Magnetfeldern schirmt den inneren Bereich des Sonnensystems vor niederenergetischen Teilchen ab. Daher kann man nicht aus der Einfallsrichtung auf die Quelle schließen, vielmehr breitet sich die kosmische Strahlung gleichmäßig in unserer Galaxis aus. Das kann durch die Altersbestimmung von radioaktiven Nukliden belegt werden, wonach die Teilchen beim Auftreffen auf die Erde bis zu 10 Millionen Jahre unterwegs waren. Da sie sich mit fast Lichtgeschwindigkeit ausbreiten, müssen sie größere Entfernungen als den Durchmesser der Milchstraße zurückgelegt haben. Daher wird die kosmische Strahlung vielfach gestreut oder abgelenkt sein und auf unregelmäßigen Bahnen die Galaxie durchqueren.

    Auch wenn der Raum zwischen den Sternen ein fast perfektes Vakuum darstellt, so ist er doch überall durchzogen von Teilchenstrahlungen und elektromagnetischen Wellen und verschiedenen Feldern. Es gibt wohl keinen Ort im ganzen Kosmos, von dem man sagen könnte, er wäre ein absolutes Vakuum!

    Elektronvolt (eV)

    Ein Elektronvolt bezeichnet die kinetische Energie, die ein Elektron gewinnt aus dem Durchlaufen einer Potentialdifferenz von 1 Volt (im Vakuum).

    1 [eV] = 1,602 189 × 10-19 [J] (1 [J], Joule, = 1 [Nm], Newtonmeter, = [m2 Kg s-2])

    Um mit größeren Einheiten leichter umgehen zu können, hat man das Kiloelektronvolt [KeV] = 103 [eV], das Megaelektronvolt [MeV] = 106 [eV], das Gigaelektronvolt [GeV] =109 [eV] sowie das Teraelektronvolt [TeV] = 1012 [eV] für höchstenergetische Teilchen eingeführt.

    Emmosionsnebel:

    Sterne der Spektralklasse O oder B gehören zu den "vollschlanken" Vertretern ihrer Art:es sind die massereichsten und damit auch heißesten Sterne einer Galaxie. Gehen Sie einmal an einem klaren Winterabend spazieren und betrachten das herrliche Sternbild des Orion. Mit einem Fernglas bewaffnet, finden wir unterhalb der drei Gürtelsterne einen verschwommenen Fleck, den berühmten Orion- Nebel (M42), die "Urmutter" aller Gas- und Emissionsnebel.

    Hätten wir ein etwas größeres Instrument zur Hand wie das Hubble- Teleskop, könnten wir eine Gruppe aus 4 leuchtkräftigen, jungen Sternen sehen
    das Trapez. Einer von ihnen, ´1 Orionis, ist deutlich heller als die anderen, es ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse O6 mit einer Oberflächentemperatur von 40 000 [K]. Er strahlt mehr als
    250 000 Mal so hell wie die Sonne, überwiegend im Ultraviolettbereich und ist damit in der Lage, umgebende Gas- und Staubwolken von einigen hundert Sonnenmassen zu ionisieren (= Atome verlieren ihre Elektronen). Seine Ionisationswirkung reicht weit über 10 Lichtjahre in den umgebenden Gasnebel. Auch die anderen 3 Sterne des Trapezes ionisieren ihre Umgebung, andere helle Flecken sind Sternentstehungsgebiete mit protoplanetaren (protoplanetar = Vorläufer eines Planeten) Staubscheiben.

    Man erahnt beim Vergleich mit dem nächsten Bild, welche ungeheuren Materiemengen sich in solchen Gebieten befinden.

    n dieser phantastischen Aufnahme ist der gesamte, riesige Molekülwolkenkomplex des Orions zu sehen. Oben im Bild sehen wir den berühmten Pferdekopfnebel IC 434 (rot), den man nicht in kleinen Teleskopen erkennen kann, sondern nur auf lang belichteten Aufnahmen. Der helle Stern direkt darüber ist der erste der Gürtelsterne, ¶ Orionis oder Alnitak genannt. Links darüber erkennt man den Flammennebel, einen großen Emissionsnebel mit dramatischen Dunkelwolken. Ganz unten der bekannte Orionnebel M 42 und etwas darüber sehen wir zunächst einen blauen Emissionsnebel und daran anschließend schwache rote Nebelschleier, die sich bis zum Pferdekopfnebel erstrecken. In 1500 Lichtjahren Entfernung gelegen, erstreckt sich das ganze Gebiet über hunderte von Lichtjahren und enthält Material für über 100 000 Sonnen.

    Emissionsnebel sind sicherlich die schönsten Objekte des Firmaments. Die Sterne entstehen, wie wir gesehen haben, in den großen interstellaren Gas- und Staubwolken. Dabei haben massearme Sterne wie unsere Sonne kaum einen Einfluss auf die umgebenden Materiewolken. Dafür haben sie allerdings eine hohe Lebenserwartung und können sich in aller Ruhe von ihrem Geburtsort entfernen. Ihre massereichen Verwandten, Sterne der Spektralklassen O oder B, haben diese Zeit aber nicht. Sie verbrennen recht schnell ihre Vorräte und schaffen es erst gar nicht, weit von ihren Entstehungsorten zu entfliehen. Diese Sterne findet man daher nur in der Umgebung großer Gas- und Staubwolken.

    Carina- NebelDer Carina- Nebel, bekannt auch als Schlüssellochnebel oder NGC 3372. Er verdankt sein prächtiges Aussehen dem wohl massivsten Stern in der Milchstraße, · Carinae. Mit über 100 Sonnenmassen produziert er dermaßen hohe Strahlungsintensitäten, dass er zusammen mit einigen anderen sehr massereichen Sternen das ganze riesige Gebiet ionisiert und zum Leuchten anregt.

    Die massereichen Sterne mit Oberflächentemperaturen zwischen 20 000 und 50 000 [K] emittieren ihr Licht überwiegend im energiereichen UV- Bereich. Diese Strahlung ionisiert die umgebenden Gase, d.h. die Gasatome werden mehr oder weniger ihrer Elektronen beraubt. Dermaßen angeregt, emittieren die Elektronen während der Rekombination die aufgenommene Strahlung wieder in Form sichtbaren Lichts, so dass wir die volle Pracht der riesigen Materieansammlungen betrachten können. Viel "Ruhe" wird den Elektronen jedoch nicht gegönnt, wenn sie ihren Platz im Atom wieder eingenommen haben, denn schon bald wird das nächste UV- Photon sie wiederum anregen.

    Tarantel- Nebel Die riesigen Gasblasen, die vorwiegend aus ionisiertem Wasserstoff bestehen (HII- Gebiete), nennt man auch nach dem schwedisch- amerikanischem Astrophysiker Bengt Strömgren (1908- 1987) Strömgren- Blasen. Die von den Sternen ausgehende UV- Strahlung reicht soweit, bis sie irgendwann ihre "Kraft verlieren". Nach außen hin wird die Wolke deshalb sehr schnell neutral und dunkel. Nebenstehend der Tarantel- Nebel (30 Doradus), ein extrem heller Emissionsnebel von mehr als 1000 Lichtjahren Ausdehnung, er befindet sich in der Großen Magellanschen Wolke. Es handelt sich um eine riesige HII- Region die, wenn sie sich in gleicher Entfernung befände, das gesamte Sternbild Orion einnähme!

    Ein weiteres Beispiel eines Emissionsnebels stellt der Lagunen- Nebel im Sternbild Sagittarius (Schütze) dar.

    Lagunen- Nebel In 5000 Lichtjahren Entfernung gelegen überdeckt der Lagunen- Nebel M 8 die dreifache Fläche des Mondes am Himmel. Als eines der schönsten Objekte der nördlichen Himmels enthält er viele Sternentstehungsgebiete. Man kann ihn bereits mit bloßem Auge erkennen (Helligkeit 5m9), seine ganze Pracht entfaltet er aber erst in größeren Instrumenten in roter Farbe, die vom Wasserstoff als Hauptbestandteil des Nebels stammt.

    Im Sternbild Monoceros (Einhorn) finden wir den nächsten Emissionsnebel, wegen seiner Form Rosetten- Nebel genannt.

    Im New General Catalog einfach als NGC 2237 bezeichnet, verdient dieser schöne Nebel zu Recht seinen Namen. Im Zentrum des Nebels liegt ein offener Sternhaufen ( NGC 2244) aus hellen, jungen Sternen, die vor 4 Millionen Jahren entstanden. Durch ihre enormen stellaren Winde haben sie gleich nach ihrer Geburt begonnen, die umgebenden Wolken fortzublasen und so das Loch im Zentrum geschaffen. Jetzt regen sie mit ihrer intensiven Strahlung das Gas des Nebels an, der einen Durchmesser von 100 Lichtjahren hat und 5000 Lichtjahre entfernt ist.

    Der Pelikan- Nebel in 2000 Lichtjahren Entfernung liegt im Sternbild Schwan. Ein weiteres Sternentstehungsgebiet, gekennzeichnet durch dunkle Staubwolken, die in das ionisierte Gas eingebettet sind. Wir sehen eine Materieansammlung von 30 Lichtjahren Ausdehnung. Der Pelikan- Nebel liegt quasi an der "Ostküste" des Nordamerika- Nebels, der sich ebenfalls im Schwan befindet. In Wirklichkeit handelt es sich um ein riesiges, zusammenhängendes Gebiet ähnlich dem Orion- Komplex.

    Reflexionsnebel

    Ihre aktivste Lebensphase haben die massereichen Sterne, wenn sie verschwenderisch ihren Wasserstoffvorrat verbrennen und Oberflächentemperaturen von bis zu 50 000 [K] aufweisen. Im HR- Diagramm erscheinen sie daher in den Spektralklassen O und B, ihre Hauptenergie strahlen sie im UV- Bereich ab. Diese Strahlung kann umgebende Gas- und Staubwolken ionisieren und so als Emissionsnebel erscheinen lassen. Wenn aber der Brennstoff der massereichen Sterne zur Neige geht, sinkt ihre Effektivtemperatur und sie wandern durch das ganze HR- Diagramm bis hin zur Klasse M. Der Emissionsnebel verlöscht und wird jetzt zu einem Reflexionsnebel, weil das Licht der Sterne an den Teilchen der Materiewolken gestreut wird.

    Im Sternbild Orion finden wir in der Nähe des Sterns Rigel, einem Blauen Überriesen, einen Reflexionsnebel von außergewöhnlicher Gestalt.

    Hexenkopfnebel Spinnenbein und Krötenblut - fast könnte man glauben, das Antlitz einer Hexe zu erblicken! Nicht umsonst bekam dieser Reflexionsnebel den Namen Hexenkopfnebel, der etwa 1000 Lichtjahre von uns entfernt ist. Er wird von Rigel angestrahlt, der sich eine Bildweite rechts vom Nebel befindet. Feine Staubpartikel in IC 2118, wie der Nebel offiziell bezeichnet wird, reflektieren das Licht Rigels. Die blaue Farbe entsteht auf dieselbe Art, wie unser Blau des Himmels: die Staubpartikelchen reflektieren die blauen Anteile des Lichts viel effektiver als die roten. Auf der Erde übernehmen Stickstoff- und Sauerstoffmoleküle diese Funktion.

    benfalls im Orion, etwa 2° südlich des großen Orionnebels, finden wir einen weiteren Reflexionsnebel, genannt NGC 1999. In Form von Jets ausgestoßenes Gas ist meist das erste Anzeichen für Sterngeburten. Diese Jets reißen Löcher in die Materiewolken, aus denen die Sterne entstanden, und ihr Licht kann nun die Umgebung als Reflexionsnebel erleuchten lassen.

    Hier sieht man den Nebel NGC 1999, welcher den jungen Stern V380 Orionis enthält. Weiterhin ist eine dreieckförmige Säule aus Staub zu erkennen, die in den Reflexionsnebel ragt. Unterhalb dieser Region liegt ein weiteres Sternentstehungsgebiet, L1641N, bei dem das Licht von rund 50 neuen Sternen einen weiteren Reflexionsnebel erstrahlen lässt. Im Infrarotlicht hat man hier mehr als 6 Jets und Gaseruptionen erkannt. Die von den Sternen ausgehenden Jets können auf die umgebenden Materiewolken stoßen und dort mit hoher Geschwindigkeit aufprallen. In der Stoßfront wird Bewegungsenergie in thermische Energie umgewandelt und abgestrahlt, solche Objekte nennt man nach ihren Entdeckern Herbig-Haro-Objekte. Allein in diesem Nebel hat man Dutzende dieser Objekte gefunden.

    Der wohl bekannteste Reflexionsnebel ist der in den Plejaden, dem Siebengestirn.

    Die Plejaden Dieser sehr auffällige Sternhaufen ist bereits mit bloßem Auge ein schöner Anblick. Den dünnen Reflexionsnebel kann man aber nur auf lang belichteten Aufnahmen sehen, der vom Licht der vielen jungen Sterne angestrahlt wird. Kann man mit bloßem Auge je nach Sicht 5 oder 7 Sterne erkennen, bestehen die Plejaden doch aus über 3000 Sternen, darunter viele Braune Zwerge. Der Haufen hat nur einen Durchmesser von 13 Lichtjahren und ist 400 Lichtjahre entfernt.

    Als letztes Beispiel eines Reflexionsnebels soll uns der Nebel um den Dreifachstern Á (rho) Ophiuchi (Schlangenträger) dienen.

    Den Dreifachstern Rho Ophiuchi, umgeben vom blauen Reflexionsnebel IC 4604. Auch sieht man im oberen Bildbereich ausgedehnte Dunkelwolken, die das Licht dahinter liegender Sterne verschlucken. Die roten Nebel sind Emissionsnebel, das heiße Gas leuchtet dort selbst. Der sehr helle Stern auf der linken Seite der Bildmitte ist Antares, ein Roter Riese. Er ist umgeben von gelblichen Nebelschwaden, die ebenfalls Reflexionsnebel sind, erleuchtet von seinem Licht. Rechts davon sieht man den Kugelsternhaufen M 4, der allerdings schon zum Sternbild des Skorpions gehört.
     
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