Cecilia Payne

Faszination Sterne und schwarze Löcher.
Zusammengestellt von Heinrich Sommerkorn.
Aus der Sicht eines Hobbyastronomen mit Diskussionselementen, da ich immer noch lerne.
Der Grund dafür, warum ich mich an dieses Thema wage, ist, dass mich die Sterne seit
meiner Jugend faszinieren und sie mit ihren Endprodukten, den Elementen, die
Grundvoraussetzung für unser Leben mit all seinen Lebensformen geschaffen haben.
Da ich kein Wissenschaftler bin und mit mathematischen Formeln nichts anzufangen weiß,
mir aber das Innenleben der Sterne viele Fragen aufwirft, und die in den Büchern, die ich
gelesen habe und die man für Laien wie mich geschrieben hat, oft nur allgemein beantwortet
wurden, versuche ich mein Bild vom Innenleben der Sterne selbst zu finden.
Es hat mich immer mehr gestört, zu einem bestimmten Thema, was nicht nur das Sterninnere betrifft in verschiedenen astronomischen Lektüren lesen zu müssen, um Antworten zu
finden.
Meine Hauptlektüre waren hierbei aus der Serie
„Eine Galaktische Odyssee“, Teil 7, mit dem Titel „die Fingerabdrücke Gottes“,
“Lexikon der Astronomie“
von Helmut Zimmermann und Alfred Weigert,
„Schwarze Löcher im Kosmos“
„BIG BANG zweiter Akt “
von Mitchel Begelman und Martin Rees,
von Harald Lesch und Jörn Müller und
„Eine kurze Geschichte der Zeit“ von Stephen W. Hawking.
„Spätphasen der Sternentwicklung“ von MPIFR Optical and Interferometry Group.
Das, was ich für mich als wichtig erachte, habe ich aus den oben genannten Büchern
entnommen und nach meinen Vorstellungen gemixt zusammengestellt. So stammen einige
Abläufe aus meiner Vorstellungskraft und müssen so nicht richtig sein.
Wenn Du es mir begründet widerlegen oder ergänzen kannst, würde ich mich freuen.
Es gäbe eine Grundlage für spannende Diskussionen.
Alles, was wir sehen, die Sterne, Planeten, Erde, Wasser, Pflanzen, Tiere, unsere Körper,
die Hilfsmittel, die wir benutzen, um unser Leben damit zu erleichtern, aber auch wirklich
alles, findet seinen „Ursprung im Wasserstoff“.
Bild aus Thomas Seilnacht „Periodensystem“.
Das ist provozierend ausgedrückt, aber wir werden es sehen.
In den Sternen werden die Elemente durch Kernfusion erzeugt. Die Kernfusion kann man im
Allgemeinen auch als „Brennen“ bezeichnen, obwohl dieses nukleare Brennen nicht mit
einem uns bekannten Verbrennungsvorgang auf der Erde vergleichbar ist.
Wer mit Wasserstoff zu tun hat weiß, wie explosiv er ist. Ich weiß wovon ich rede, denn ich
hatte im Labor damit zu tun.
Wieso soll Wasserstoff die Ursache von allem sein, und wo kommt er her?
Die Wissenschaftler haben herausgefunden, dass es vor Milliarden Jahren ein Ereignis
gegeben hat, dass sie heute den Urknall nennen.
Wie entstand der Urknall?
Dass es ihn gegeben hat, erkennt man am Auseinander stieben der Galaxien.
Die gewaltige Explosion des Urknalls war die Ursache.
Den ersten Astronomen, denen dieser Effekt durch Beobachtung und Berechnung auffiel,
waren „Carl Wirtz, „Georges Lemaitre“ und „Edwin Hubble“.
http://de.wikipedia.org/wiki/Carl_Wilhelm_Wirtz
Carl Wirtz hatte den Spitznamen: „Der Hubble ohne Teleskop“.
Nachdem Carl Wirtz an die Kieler Sternwarte berufen worden war, fand er 1922 und 1924
zwei entscheidende Beziehungen, zuerst die zwischen Helligkeit und Radialgeschwindigkeit,
dann die zwischen Winkeldurchmesser und Radialgeschwindigkeit von Nebeln. Letztere
wurde von ihm 1924 als Beweis für die Richtigkeit eines von Willem de Sitter 1918
entwickelten Weltmodells angeführt. Dieses De-Sitter-Weltmodell kann man als primitive
Form eines expandierenden Universums ansehen, und Wirtz ist somit der erste, der die
Expansion des Weltalls mit Hilfe der Radialgeschwindigkeiten der Galaxien - allerdings rein
qualitativ - nachwies. Den überzeugenden theoretischen Beweis der Expansion des Weltalls
lieferte 1927 Abbé Georges Lemaître, der in seiner Arbeit auch die Expansionsrate des
Universums ableitete. Edwin Hubble bestimmte diese Expansionsrate 1929 neu; Hubble
glaubte aber zeit seines Lebens nicht an die Realität der Expansion, wenngleich er in der
heutigen Zeit ständig als ‚Entdecker‘ der Expansion des Weltalls bezeichnet wird.
Was ist Hubble aufgefallen?
Edwin Powell Hubble (1889-1953) hatte in den 20ziger Jahren des vorigen Jahrhunderts mit
dem damals größten Teleskop der Welt, einem 2,5m Spiegel auf dem Mount Wilson in den
USA, Photoplatten von bestimmten Himmelsbereichen in zeitlichen Abständen belichtet.
http://de.wikipedia.org/w/index.php?title=Fotoplatte&redirect=no
Bei der Auswertung der Platten, die er mit einem Mikroskop vornahm, fand er heraus, dass
sich zum einen, weit entfernte Galaxien von uns weg bewegen, dass es aber auch
Himmelsobjekte gab, die sich auf uns zu bewegen, wie den Andromedanebel.
1929 gab Hubble seine Entdeckung, „der Expansion des Weltalls“ bekannt.
1924 hatte Carl Wirtz und 1928 hatte Georges Le Maitre bereits die Expansion des
Universums erkannt aber die Geschichtsschreibung nennt immer Edwin Hubble als
Entdecker.
Hubbles Auswertungen der Photoplatten waren zu seiner Zeit nicht besser zu realisieren;
seine Auswertungsergebnisse und den daraus errechneten Werten waren sehr grob nur
hatte man damals keine besseren Techniken.
So hatte er die Entfernung der Andromeda – Galaxie mit 900.000 Lichtjahren angegeben.
Heute mit unserer verfeinerten Technik wissen wir, dass sie 2,5 Mio. Lichtjahren von uns
entfernt ist.
http://de.wikipedia.org/wiki/Hubble-Konstante
Zuerst wird immer alles von der Wissenschaft angezweifelt aber als man Hubbles Theorie
und Messergebnisse anerkannte, wozu Einstein drei Jahre brauchte, besann sich die
Wissenschaft der Spektralanalyse.
http://de.wikipedia.org/wiki/Joseph_von_Fraunhofer
Bereits Josef Fraunhofer (1787 - 1826) waren diese dunklen Linien bekannt und er leistete
gute Vorarbeiten zu den heutigen Spektralanalysen.
Spektrograph
http://de.wikipedia.org/w/index.php?title=Spektroskopie&redirect=no
Bei der Spektralanalyse zerlegt man das Licht der Sterne mit einem Spektrographen in seine
Spektralfarben. Ein Spektrograph arbeitet wie ein Prisma (vereinfacht: ein Glaskeil), durch
den man den eingefangenen Lichtstrahl leitet und der das für unser Auge einfarbige
Sternenlicht in seine einzelnen Farben zerlegt.
Was dann sichtbar wird, ist mit den Regenbogenfarben zu vergleichen.
Beim Regenbogen übernehmen die Regentropfen die Aufgabe des Glaskeils zur Zerlegung
des Lichtes.
Beim Regenbogen sind die kurzwelligen Farben wie violett, blau oder grün innerhalb des
Regenbogens zu sehen, wogegen sich die langwelligen Farben gelb, orange und rot nach
außen fortsetzen. http://de.wikipedia.org/wiki/Regenbogen
Bei der Spektroskopie stehen die Zahlen 400 nm für die Farbe violett,
450 nm für blau,
500 nm für grün,
570 nm für gelb und
650 nm für rot.
http://www.lichtmikroskop.net/elektronenmikroskop/nanometer.php
Nur Farben in diesem engen Wellenlängenbereich aber mit all ihren Zwischentönen, sind für
unsere Augen sichtbar. Alle anderen Farben, die unter violett oder über dunkelrot
hinausgehen, sehen wir mit unseren Augen nicht mehr.
http://de.wikipedia.org/wiki/Wellenl%C3%A4nge
Absorptionslinien
Da in den Sternen die Elemente gebrannt werden, hinterlassen sie bei der
Spektroskopischen - Aufnahme auf dem Film, je nach Wellenlänge ihrer Strahlung, kleine
senkrechte, dicke oder dünne, je nach Größe des Sterns, angeordnete Linien.
Dies sind die Absorptionslinien. Durch die Absorptionslinien kann man bestimmte Elemente
in den Sternen zuordnen.
http://de.wikipedia.org/wiki/Robert_Wilhelm_Bunsen
http://de.wikipedia.org/wiki/Gustav_Robert_Kirchhoff
Robert Wilhelm Bunsen und Gustav Robert Kirchhoff entschlüsselten das Geheimnis der
Schwarzen Linien im Farblichen Spektrum. Jede Linie stellt ein Element dar.
http://de.wikipedia.org/wiki/Periodensystem
Fraunhofer Linien Diagramm
Wie kommen diese Linien zustande?
http://de.wikipedia.org/wiki/Spektrallinie
Nehmen wir eine Quecksilberlampe.
Der Kern eines Quecksilberatoms besteht aus 80 Protonen mit ihren 80 Elektronen und
122 Neutronen.
http://de.wikipedia.org/wiki/Quecksilberdampflampe
Das Licht der Quecksilberlampe sieht weiß aus. Leitet man dieses Licht durch einen
Spektrographen, stellt man fest, dass dieses Licht eigenartig zusammengesetzt ist. Man
sieht das Spektrum dieses Lichtes. Es ist nicht mehr ein Kontinuum sondern es sind einzelne
Linien.
Spektrograf
http://translate.google.de/translate?hl=de&sl=en&u=http://en.wikipedia.org/wiki/Spectrograph
&prev=search
Filter
Als Filter verwendet man Interferenzfilter, die nur
das Licht je einer der typischen Quecksilberlinien
durchlässt.
Es sind dies ein Gelbfilter für 578 nm,
ein Grünfilter für 546 nm und
ein Blaufilter für 436 nm
Am Bild rechts ist das Spektrum der
Quecksilberdampflampe mit den drei Filtern im
sichtbaren Bereich des Spektrums dargestellt. Die
beiden UV-Linien werden nicht verwendet.
Die Elektronen bleiben aber nicht starr in ihren Elektronenschalen um den Kern stehen,
sonder sie schwirren wie eine Wolke um diesen Kern herum. Sie bewegen sich jedoch nicht
auf willkürlichen Bahnen, sondern stets auf Bahnen mit einem ganz bestimmten
Energieniveau.
Wenn wir einer Quecksilberdampflampe Energie (Strom) zuführen und erhitzen das
Quecksilber, so werden die Elektronen einen Teil dieser Energie absorbieren (aufnehmen)
und durch dieses höhere Energieaufnahme in weiter außen liegende Umlaufbahnen um den
Kern geschubst.
http://de.wikipedia.org/wiki/Elektronenkonfiguration
Hier fühlen sich die Elektronen aber nicht wohl, denn die Elektronen möchten in ihre
ursprünglichen Bahnen, also auf das niedrigere Energieniveau zurückzukehren dabei wird
die vorher aufgenommene Energie in Form von Photonen (Lichtquanten), wieder abgegeben,
- und zwar in irgendeine Richtung des Raumes.
Jenes Licht das schließlich sichtbar wird, entspricht folglich nicht mehr ganz dem Licht, das
ursprünglich von der Lampe ausgegangen war, das heißt, es fehlt ein Teil, „was sich in Form
von dunklen Linien bemerkbar macht“.
Auf die Sterne bezogen kann man sagen, dass jedes chemische Element ganz bestimmte
Möglichkeiten der Energieänderung aufweist, und man aus der Position einer Linie im
Spektrum auf das Element schließen kann, von dem sie stammt und auf diese Weise zur
chemischen Zusammensetzung eines Sterns gelangen kann.
Unsere Sonne zeigt zwar Linien von Eisen, das sie aber in ihrem Kern nicht brennt, weil sie
hierfür zu klein ist und zu wenig Masse hat. Bei ihrer Entstehung aus einer Molekülwolke hat
sie die dort befindlichen schweren Elemente mit eingesammelt.
Entfernungsmessung durch Spektroskopie.
http://de.wikipedia.org/wiki/Entfernungsmessung
Da Galaxien aus Milliarden von Sternen bestehen und zu weit weg sind, kann man die
Absorptionslinien der einzelnen Elemente in den Sternen für die Rotverschiebungsmessung
nicht verwenden.
Für die Ermittlung der Rotverschiebung der Galaxien wertet man folgende Wasserstofflinien
aus als:
http://de.wikipedia.org/wiki/Balmer-Serie
H - alpha bei einer Wellenlänge von 656,3 nm,
H - beta
bei
486,1 nm und
H - gamma bei
434 nm.
Bei Galaxien, die sich von uns weg bewegen, verschieben sich diese Linien nun zum roten
Bereich hin.
Zur Auswertung nimmt man die Absorptionslinien des bereits oben erwähnten Wasserstoffs.
Kommt ein Stern aber auf uns zu, verschieben sich die Linien in den blauen Bereich, also
entgegengesetzt.
Das ist wie beim Martinshorn der Feuerwehr: Kommt das Feuerwehrauto mit
eingeschaltetem Martinshorn auf uns zu, sind die Töne höher, als wenn es sich von uns weg
bewegt.
http://de.wikipedia.org/wiki/Doppler-Effekt
Das ist der Doppler - Effekt, benannt nach dem österreich. Physiker Christian Doppler.
http://de.wikipedia.org/wiki/Christian_Doppler
Die Änderung der Frequenz tritt ein, weil beim Annähern der Quelle mehr und beim
Entfernen weniger Wellenzüge je Zeiteinheit beim Beobachter eintreffen.
Auf dem "Raumschiff Erde" haben wir 2 Fenster, aus denen wir ins All sehen können.
Das erste Fenster liegt im Frequenzbereich zwischen 290 nm und 1030 nm. Das ist der
Bereich zwischen Ultraviolett und Infrarot, wobei unser Auge lediglich die Regenbogenfarben
von violett bis rot mit all ihren Zwischentönen aufnehmen kann.
Das zweite Fenster liegt im Frequenzbereich zwischen 3cm und 30m und ist für unser Hören
bestimmt. Radios, Fernsehsendungen gehören dazu.
Ein weiteres Beispiel:
Im Radio hören wir den Sender "WDR 5" auf 88,1 Megahertz, das sind 88,1 Millionen
Schwingungen in der Sekunde. http://de.wikipedia.org/wiki/Hertz_(Einheit)
Bei Funkamateuren werden Radiowellen zum Funkbetrieb genutzt. Einer dieser
Frequenzbereiche die von den Amateuren genutzt werden ist das 20 Meter Band also 14
Megahertz, das sind 14 Millionen Schwingungen pro Sekunde.
Die Radioastronomie nutzt ebenfalls dieses Fenster.
http://de.wikipedia.org/wiki/Radioastronomie
Radioteleskope setzt man unter anderem dazu ein, um in Dunkelwolken nach Molekülen zu
suchen.
Moleküle rotieren und geben dabei ein Frequenzsignal ab.
Somit hat jede Molekülgruppe seinen eigenen Frequenzbereich.
http://de.wikipedia.org/wiki/Kohlenstoff
http://de.wikipedia.org/wiki/Formaldehyd
Ein rotierendes Kohlenstoffmolekül ist in seiner Frequenz langwelliger als ein Formaldehyd –
Molekül. Dunkelwolken enthalten somit alle Bausteine unseres Lebens.
„Edward Emerson Barnard 1857 – 1923
http://de.wikipedia.org/wiki/Edward_Barnard
Er beobachtete und fotografierte diese Dunkelwolken. Der Schlangennebel B 72 und die
kleine Wolke B 68, beide liegen im Sternbild „Schlangenträger“ wurden mit dem B vor der
Zahl nach ihm benannt.
http://de.wikipedia.org/wiki/Barnard_68
http://translate.google.de/translate?hl=de&sl=en&u=http://en.wikipedia.org/wiki/Snake_Nebul
a&prev=search
Die Plejaden
http://de.wikipedia.org/wiki/Plejaden
http://de.wikipedia.org/wiki/Plejaden_(Mythologie)
Bereits 1919 fotografierte Herr Barnard die Plejaden.
Als er die Schleierformationen vor einigen Sternen sah vermutete er damals, dass diese
Schleier die Überreste der Wolke sein müssten aus denen die Sterne entstanden seien.
Heute wissen wir, dass es sich nicht um die „Staubüberreste“ der Dunkelwolke handelt aus
denen sie hervorgegangen sind.
Diese Staubreste liegen zwischen den Plejaden und unserem Blickfeld.
Woraus bestehen Moleküle?
http://de.wikipedia.org/wiki/Molek%C3%BCl
Das DNA Molekül
http://de.wikipedia.org/wiki/Desoxyribonukleins%C3%A4ure
Die interstellaren Moleküle setzen sich aus den kosmisch sehr häufigen Elementen
Wasserstoff, Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff und Silizium zusammen, aber auch die
selteneren Elemente Schwefel, Phosphor und Chlor sind in einigen Molekülen vertreten.
Helium und Neon sind ebenfalls häufig vorhanden, gehen aber als Edelgase keine
Verbindungen ein.
http://de.wikipedia.org/wiki/Edelgase
Wie entstehen Moleküle?
http://de.wikipedia.org/wiki/Molek%C3%BCl
Ein Molekül entsteht nicht wie ein Element.
Die Grundlage jeglicher Materie, die wir im Universum finden, sind die 92 Elemente.
Sie entstehen im Inneren von Sternen, wo sie nach und nach durch Kernfusion aus
Wasserstoff gebildet werden.
Ein Element, z .B. ein Kohlenstoffatom,
http://de.wikipedia.org/wiki/Prim%C3%A4res_Kohlenstoffatom
http://de.wikipedia.org/wiki/Drei-Alpha-Prozess
Das Kohlenstoffatom wird in einer Kernfusion im Innern eines Sterns unter hohen
Temperaturen von ca. 100 Millionen Grad aus drei Heliumatomen verschmolzen.
Um ein Molekül zu bilden, müssen die Atome sich annähern und zusammenstoßen, dabei
verbinden sie sich, was in der Gasphase einer Wolke, wo die einzelnen Atome sehr weit von
einander entfernt sind, sehr schwierig ist.
Die einfachste Art der Molekülbildung besteht darin, dass sich zwei Atome beim Zusammenstoß zu einem Molekül vereinigen.
Das Wasserstoffmolekül
http://de.wikipedia.org/wiki/Wasserstoff
Um die Strukturen aufzubauen, die wir um uns herum sehen, verbinden sich die Atome der
einzelnen Elemente zu den nächst größeren Einheiten, den Molekülen.
Moleküle entstehen also durch die Verbindung zweier oder mehrerer Atome miteinander.
Im einfachsten Fall ist nur ein Element daran beteiligt.
Fügen sich Atome verschiedener Elemente zusammen, können sehr komplexe Moleküle
entstehen.
Das Glycin Molekül.
http://de.wikipedia.org/wiki/Glycin
Ein Baustein des Lebens.
Sie sind letztendlich auch die Grundlage für das Leben auf der Erde.
Das Atom.
http://de.wikipedia.org/wiki/Atom
Um zu verstehen, wie Moleküle entstehen, sollte man eine ungefähre Vorstellung vom
Aufbau der Atome haben. Atome bestehen, grob gesagt, aus einem oder mehreren positiv
geladenen Kernen und einem bis mehreren negativen Elektronen, die den oder die Kerne in
einem bestimmten Abstand um-schwirren. Wenn sie sich zu weit vom Kern entfernen, gehen
sie dem Kern „verloren“. Wenn man andererseits versucht, sie zu nah in Richtung Kern zu
drücken, widersetzen sie sich.
Ein Atom ist also im Allgemeinen ein relativ stabiles Gebilde. Wie kann es sich dann
mit einem anderen Atom vereinen?
Dafür müssen einige Bedingungen erfüllt sein.
Es müssen genügend Atome vorhanden sein, damit sich zwei Atome überhaupt begegnen
können, d. h. die Konzentration der Atome muss hoch genug sein.
Eine Reaktion der beiden Atome kann nur stattfinden, wenn sie sich soweit annähern, dass
Atomkerne und Elektronen sich gegenseitig beeinflussen.
Dann müssen die Elektronen genau die richtige Energiemenge enthalten, um den
Widerstand des künftigen Molekülpartners zu überwinden.
Wenn die Atomkerne sich im richtigen Abstand zueinander befinden, verteilen sich die
Elektronen zwischen und um die Kerne; man sagt, die Kerne teilen sich die gemeinsamen
Elektronen.
Bei der Annäherung zweier Atomkerne besteht also zunächst eine Energiebarriere.
Wenn die Elektronen über genügend Energie verfügen, diese Barriere zu überwinden, wird
Energie freigesetzt und es kommt zur Bildung eines Moleküls.
Unter den mehr atomigen Molekülen dominieren die kohlenstoffhaltigen, die sogenannten
organischen Verbindungen.
Dies beruht auf der Fähigkeit des Kohlenstoffs, selbst unter ungünstigen Bedingungen in
vielfältiger Form reagieren zu können.
Damit dieses neue Molekül stabil bestehen bleibt, darf die gerade frei gewordene Energie
oder auch andere, von außen kommende Energie, nicht in Richtung Molekül marschieren.
Kohlenstoffverbindung in Form eines Diamanten.
http://de.wikipedia.org/wiki/Diamant
Wo im Weltall finden wir Bedingungen, die Entstehung von Molekülen ermöglichen?
http://de.wikipedia.org/wiki/Molek%C3%BClwolke
Unsere Galaxie ist massenhaft angefüllt mit den Bausteinen für Sterne, Planeten und das
Leben.
Aber wie setzen sich diese Bausteine zusammen? Ein kosmischer Lego - Bausatz.
Um ein Molekül im interstellaren Raum zu bilden, braucht es bestimmte Bedingungen: einen
Träger, auf dem sich die Atome ablagern und zu Molekülen verbinden können.
Eine besondere Rolle erfüllt der kosmische Staub, er fungiert als Träger und schützt vor
energiereicher Strahlung.
Der Pferdekopfnebel.
http://de.wikipedia.org/wiki/Pferdekopfnebel
Woraus besteht der Träger?
Der interstellare Staub entsteht hauptsächlich bei der Ausdehnung und schnellen Abkühlung
der äußeren Hüllen von kühlen Riesensternen; je nach Zusammensetzung der Elemente die
in dem Stern gebrannt wurden.
http://de.wikipedia.org/wiki/Interstellarer_Staub
Der Staub hat nur einen kleinen Anteil an der Gesamtmasse der interstellaren Materie,
spielt aber in vielen Bereichen eine wichtige Rolle.
Intergalaktischer Staub.
Hat ein Stern Zeit seines Lebens mehr Sauerstoff gebrannt, kommt der Staub hauptsächlich
in Form von sauerstoffreichen Silikaten vor oder hat der Stern mehr Kohlenstoff gebrannt
besteht der Staub aus kohlenstoffreichem Graphit.
http://de.wikipedia.org/wiki/Silicate
http://de.wikipedia.org/wiki/Graphit
An die Oberfläche dieser Staubteilchen können sich nun andere Atome an lagern. In
Laborversuchen hat man herausgefunden, dass, je rauer die Oberfläche ist, um so besser
die Molekülbildung gelingt. Befindet sich ein Wasserstoffatom auf der Oberfläche eines
Staubteilchens und verbindet sich dort mit einem zweiten, so kann die Bindungsenergie
Strahlungslos auf das Staubteilchen übergehen und das Molekül bleibt erhalten. Die Energie
kann aber auch genutzt werden, um das neu gebildete Wasserstoffmolekül vom
Staubteilchen abzulösen. Hier finden Atome geradezu ideale Bedingungen, um miteinander
zu reagieren: die Oberfläche, auf der sie sich befinden, erleichtert ihnen die Annäherung
aneinander; die frei werdende Bindungsenergie wird vom Staubpartikel abgeleitet;
zerstörerische Strahlung, die aus dem Weltraum eintrifft, wird ebenfalls abgefangen.
Hohe Gasdichten sind mit einer entsprechenden hohen Staubdichten verbunden, da das
Massenverhältnis von interstellarem Gas zu interstellarem Staub weitgehend konstant ist.
Die Staubdichte in den Molekülwolken bewirkt, ob am Rand einer Wolke wo noch UVStrahlung junger Sterne durchdringt, nur einfach gebaute, relativ stabile Moleküle wie das
Kohlenmonoxid CO existieren oder eine hohe Staubkonzentration im inneren der Wolke eine
starke Abschwächung energiereicher Strahlung verursacht.
In den interstellaren Staubwolken wurden somit die Voraussetzungen für die Entstehung des
Lebens auf der Erde gelegt.
Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff und Silizium zusammen, aber auch die selteneren
Elemente Schwefel, Phosphor und Chlor sind in einigen Molekülen vertreten.
Helium und Neon sind ebenfalls häufig vorhanden, gehen aber als Edelgase keine
Verbindungen ein.
Die Entdeckung bestimmter interstellarer Moleküle hat für Überlegungen hinsichtlich der
Entstehung von Leben im Kosmos große Bedeutung.
http://de.wikipedia.org/wiki/Interstellare_Materie
http://de.wikipedia.org/wiki/Leuckart-Wallach-Reaktion
Aus den beiden beobachteten Molekülen Methylamin und Ameisensäure könnte das
bisher nicht beobachtete Glyzin, die einfachste Aminosäure entstehen. Aminosäuren spielen
für die Existenz lebender Materie eine entscheidende Rolle, ebenso Moleküle mit Phosphor.
In den interstellaren Staubwolken wurden somit die Voraussetzungen für die Entstehung des
Lebens auf der Erde gelegt. Ob die Vorläufer der heute bekannten biologischen Moleküle mit
Meteoriten oder Kometen aus dem Weltall auf die Erde kamen oder auf der Erde selbst
entstanden, ist nach wie vor umstritten.
Meiner Meinung nach sind Kometen und Meteoriten die Tankschiffe auf denen ein Teil der
wertvollen Ladung auf die Erde gebracht wurden.
Der Adlernebel.
http://de.wikipedia.org/wiki/Adlernebel
Temperatur und Dichte der Wolken.
Die kinetische (Bewegungs)- Temperatur eines Molekülgases lässt sich wie bei einem
Atomgas aus der Breite der beobachteten Spektrallinien herleiten.
Meist benutzt man dazu die Linien des Ammoniak.
http://de.wikipedia.org/wiki/Kinetische_Energie
http://de.wikipedia.org/wiki/Ammoniak
Die in den Molekülwolken herrschenden Temperaturen sind das Ergebnis der dort
wirksamen Heiz- und Kühlprozesse.
In den Wolken in denen Wasserstoff molekular ist, herrschen Temperaturen zwischen -220
und -240° Celsius. Wegen der niedrigen Temperaturen im interstellaren Raum existieren
Wasserstoffverbindungen in fester Form. Man fasst die Molekülbildung als einen langsam
ablaufenden Prozess auf.
Die in den Molekülwolken beobachteten Dichten betragen im allg. etwa 10 2 bis 106
Wasserstoffmoleküle je cm³. Innerhalb einer Wolke kann die Dichte stark variieren; lokal
kann sie selbst 108 Moleküle je cm³ erreichen.
http://de.wikipedia.org/wiki/Barnard_68
Diese sehr dichten Gebiete einer Molekülwolke bezeichnet man auch als „Kerne“ der Wolke.
Ist der Wasserstoff atomar, liegen die Temperaturen zwischen 80 und 100° Celsius.
Im warmem atomaren Gas, das sich im Bereich zwischen den interstellaren Wolken befindet,
liegen die Temperaturen in der Größenordnung von 1.000 Kelvin.
In den Emissionsgebieten herrschen kinetische (Bewegungs)- Temperaturen von 8.000 bis
10.000 Kelvin und im heißen interstellaren Gas herrschen kinetische Temperaturen zwischen
105 und 106 Kelvin.!!!
Prof. Mayo Greenberg von der Uni Leiden in den Niederlanden
http://translate.google.de/translate?hl=de&sl=nl&u=http://nl.wikipedia.org/wiki/Jerome_Mayo_
Greenberg&prev=search
In den neunziger Jahren des vorigen Jahrhunderts hatte sich Professor Mayo Greenberg von
der Universität Leiden in den Niederlanden in seinem Labor für seine Forschungen eine
Apparatur gebaut, welche die Bedingungen des Weltraums simulierte.
Moleküle, die im Weltraum weit verbreitet sind, wie z. B. Kohlenmonoxid -, Stickstoff- und
Wasserstoffmoleküle wurden in einer Vakuumkammer mit ultraviolettem Licht bestrahlt, wie
es auch die Sterne aussenden.
Nach kurzer Zeit schon konnten im Innern der Kammer komplizierte organische
Verbindungen nachgewiesen werden.
Prof. Greenberg zieht daraus den Schluss, dass im Universum offenbar auf die gleiche Weise ständig
komplexe organische Moleküle entstehen.
Der interstellare Raum bildet ein riesiges Reservoir solch organischer Materie.
http://de.wikipedia.org/wiki/Interstellarer_Raum
Womit könnte die Natur so wertvolle Materie zum weiteren Gebrauch konservieren?
http://www.astronews.com/news/artikel/2002/06/0206-019.shtml
Neuste Radio- Teleskopbeobachtungen von Wassermasern ( das sind große Blasen aus
Wassermolekülen) ergaben, dass alternde Sterne wie der Stern „W43A“ im Sternbild Adler
schmale, präzedierende Ströme von Wassermolekülen ins All schleudern; ähnlich einem
außer Kontrolle geratenen Gartenschlauch.
Der alternde Stern „W 43A“
http://de.wikipedia.org/wiki/Very_Long_Baseline_Array
Diese Beobachtungen wurden mit dem Very Long Baseline Array - Radioteleskop der
Nationalen Science Foundation herausgefunden. Quelle Physikalisches Institut Köln. Prof.
Stutzki / Heinzmann.
https://www.youtube.com/watch?v=1FJ714I1Xd8 http://www.ph2.uni-koeln.de/236.html
http://de.wikipedia.org/wiki/NGC_2639
NGC 4258
http://de.wikipedia.org/wiki/Messier_106
Mit dem 100-m-Radioteleskop in Effelsberg konnte man bereits vier Objekte nachweisen, die
Wassermaser erzeugen. Zu den vier Objekten gehören: NGC 4258, Markarian 1419, NGC
2639 und IC 2560.
Der Kosmische Kühlschrank zur Konservierung.
Der kosmische Raum lässt die Temperaturen in den Wolken bis zu minus 260° C und
oftmals noch darunter absinken.
Aus meiner Sicht werden Wassermoleküle vom interstellaren Raum als „Gefrierfächer“
genutzt. Im interstellaren Raum frieren dann einfache sowie komplizierte Moleküle und
organische Verbindungen auf der Stauboberfläche ein.
NH3 = Ammoniak
http://de.wikipedia.org/wiki/Ammoniak
Chemische Reaktionen sättigen und überziehen die Verbindungen mit Wassereis und
Ammoniakeis (NH3-Mänteln). Bei der Sternentstehung darf es nicht zu hohe Temperaturen
geben, da sonst der Vorgang der Sternbildung abgebremst, gestoppt und so in eine
Expansion des Gases umschlägt die eine Sternentstehung verhindert. Es ist nicht ohne
Grund dort draußen so kalt.
Bewegungen in den Wolken. http://gepris.dfg.de/gepris/projekt/5075884
Die interstellare Materie nimmt an der allgemeinen Rotation um das Galaktische Zentrum teil.
Die mittleren Geschwindigkeiten liegen im Größenverhältnis von 10 km/s, doch kommen
auch bis zu 10mal größere Werte vor. In den Wolkenkomplexen existieren dazu noch eine
mehr oder minder starke Turbolenz mit Schallgeschwindigkeiten.
http://de.wikipedia.org/wiki/Trifidnebel
Die Dunkelwolke M 20 ist ein schönes Beispiel. Bei einem Zusammenstoß zweier Wolken
bildet sich daher eine Stoßfront aus, in der die kinetische Energie der Wolkenbewegung in
Anregungs-, Ionisations - und thermische Energie überführt wird. Diese Energie geht durch
Abstrahlung wieder verloren. Andererseits wir ständig neue kinetische Energie hinein
gepumpt: Durch einen neu entstandenen Stern hoher Effektivtemperatur wird umgebendes
kühles Gas ionisiert und dabei stark aufgeheizt, so dass es expandiert und
Bewegungsenergie gewinnt. Es dehnt sich aus. Außerdem gelangt gasförmige Materie mit
hoher kinetischer Energie explosionsartig z.B. beim Ausbruch einer Supernova in diese
interstellaren Wolkengebilde.
Kommen wir zum Urknall.
http://de.wikipedia.org/wiki/Urknall
Wer kam auf den Terminus "Urknall"?
Der Französische Physiker Le‘ Maitre äußerte die Vermutung, dass,
„Wenn alles auseinander strebt, es irgendwann einmal in einem Punkt vereint gewesen
sein muss“.
http://de.wikipedia.org/wiki/Georges_Lema%C3%AEtre
http://de.wikipedia.org/wiki/George_Gamow
George Gamow
Dass veranlasste den Kernphysiker George Gamow Berechnungen anzustellen.
1948 veröffentlichte er seine Berechnung mit welchen Temperaturen zu welcher Zeit das
Universum entstand.
Es war eine Explosion, deren Hitze und Schockwelle für das Auseinander stieben der
Galaxien verantwortlich gemacht wird. Gamows weitere Begründung war, dass es noch
Reste dieser Explosion geben müsse, wenn der Kosmos mit einem solchen Urknall
begonnen hat.
Die Überreste dieses Urknalls müssten auch heute noch im Universum aufzufinden sein, in
Form einer allgemeinen Strahlung.
So lautete die Theorie Gamows.
Gamows Berechnungen wurden zur damaligen Zeit von der wissenschaftlichen Fachwelt
nicht ernst genommen, weil sie für den menschlichen Verstand der damaligen Zeit nicht
vorstellbar waren.
17 Jahre später, 1965, wurde seine Theorie durch die amerikanischen Wissenschaftler
„Dr. Wilson und Dr. Penzias“ bestätigt.
http://de.ask.com/wiki/Robert_Woodrow_Wilson?lang=de&o=2802&ad=doubleDownan=apna
p=ask.com
http://de.wikipedia.org/wiki/Arno_Penzias
Was hatten sie herausgefunden?
Wilson und Pentias widmeten sich der Radioastronomie in Holmdel in New Jersey, USA.
Sie waren mit der Untersuchung des seltsamen Radiorauschens betraut, das die für die
Übertragung von Satellitensignalen eingesetzte Antenne aufgefangen hatte.
Um den Himmel in engen Bereichen nach Radiosignalen abzuhören, bedienten sie sich nicht
der großen Radioteleskope sondern einer Hornantenne.
Diese Antenne war aus Metall, hatte eine Öffnung von ca. 2 m² und wurde trichterartig auf
einer Länge von ca.10 m immer enger.
Hornantennen nehmen alle Strahlung mit Wellenlängen kleiner als ihre Öffnung auf.
Wegen der auftretenden Resonanzeffekte kann eine Hornantenne im Gegensatz zu großen
Parabolantennen, nur bei wenigen Frequenzen arbeiten. Aus diesem Grund wurde die
Antenne zur Überprüfung von Satellitensignalen eingesetzt.
Alle Bereiche des Himmels wurden abgehört. Was immer sie Aufnahmen, es war ein
Rauschen im Hintergrund zu hören. Man glaubte zunächst an einen technischen Defekt der
Empfangsgeräte.
Als nach einer Überprüfung kein Fehler zu finden war, wurde die Hornantenne von den
beiden Wissenschaftlern überprüft. Da sich Traubendreck in der Antenne befand, wurde sie
innen gründlich gereinigt. Die neuen Tests wurden an großen Städten gemacht, da die
Störstrahlung der vielen Frequenzen hier am größten ist. Das Ergebnis blieb immer das
gleiche:
Das Rauschen war im Hintergrund zu hören.
Berechnungen der beiden ergab, dass sich das Rauschen im Mikrowellenbereich befand.
Es konnte sich somit nur um das kosmische Hintergrundrauschen handeln.
Die Kosmische Hintergrundstrahlung
http://de.wikipedia.org/wiki/Hintergrundstrahlung
Der Mikrowellenbereich stellt die Restenergie des Urknalls dar.
Das Licht, das unmittelbar nach der Entstehung des Kosmos entstand und das ganze
Universum erfüllte, durchdringt heute das gesamte Universum in Form einer Radiostrahlung,
die von Wilson und Pentias mit der Hornantenne aufgenommen wurde.
Wie gewaltig muss die Explosion des Urknalls gewesen sein, wenn man Milliarden Jahre
später diesen Hall noch hören kann!
Mit Le Maitres, und Hubbles Beobachtungsergebnissen, der Basis von George Gamows
Berechnungen und den Forschungsergebnissen der letzten Jahrzehnte wurde Mitte der
80ziger
Jahre
des
vorigen
Jahrhunderts
am
Nationalen
Center
für
Supercomputeranwendungen vom Dell Forschungszentrum AT&T unter der Leitung von
Prof. Larry Smarr, folgendes Szenario errechnet:
Prof. Larry Smarr
http://translate.google.de/translate?hl=de&sl=en&u=http://en.wikipedia.org/wiki/Larry_Smarr&
prev=search
Zeit:
10-36
Sekunden nach dem Urknall
Temperatur: 1028 ° C
Die Größe des sich bildenden Universums betrug ca. 1cm³.
Das Mini - Universum bestand aus Quarks, Antiquarks und
Photonen.
http://de.wikipedia.org/wiki/Quark_(Physik)
http://de.wikipedia.org/wiki/Photon
Stießen ein Quark und ein Antiquark zusammen, entstanden
zwei Photonen.
Stießen zwei Photonen zusammen, entstanden je ein Quark und
ein Antiquark.
Quarks bildeten die Materie, Photonen das Licht.
Licht und Materie waren in diesem Zustand noch eins.
Zeit:
10-34
Sekunden nach dem Urknall
Temperatur: 1027 ° C
Bei der Kollision von Quarks und Antiquarks entstehen immer
noch Photonen, aber Materie entstand jetzt nicht mehr aus dem
Zusammenstoß von Photonen,
Bei diesem Prozess blieben einige Quarks übrig und bildeten
die Ursuppe aller Materie im Universum.
Zeit:
10-5 Sekunden nach dem Urknall
Temperatur: 1012 ° C
Quarks, die sich bisher im Raum frei bewegt hatten, banden
sich nun zusammen und bildeten die Atomteilchen
"Proton und Neutron".
http://de.wikipedia.org/wiki/Proton
http://de.wikipedia.org/wiki/Neutron
Das Proton setzt sich aus zwei Up - Quarks und einem DownQuark zusammen. Das Neutron aus zwei Down - Quarks und
einem Up - Quark.
Zeit:
3 Minuten nach dem Urknall lag die Temperatur bei 1011 ° C
Zeit:
100.000 Jahre nach dem Urknall
Temperatur: 4000° C.
http://de.wikipedia.org/wiki/Elektron
Elektronen, die sich bisher frei im Raum bewegten, banden sich
nun an die Protonen. So entstanden Wasserstoff und Helium.
Nachdem sich das Universum ausgedehnt und abgekühlt hatte,
begann die erste Sternbildung. Das Licht konnte sich nun
gradlinig ausbreiten und die Materie erstmals erkennen lassen.
Zeit:
1 Milliarde Jahre nach dem Urknall
Nun bilden sich die ersten Galaxien, die wir heute mit dem
Hubble - Teleskop auf lange belichteten Aufnahmen als kleine
rote Punkte sehen. Alles, was wir Menschen in unserer
Gegenwart im Universum sehen, ist Vergangenheit. Selbst das
Licht der Sonne ist schon über 8 1/2 Minuten alt bevor wir es
sehen.
Im Laufe der Jahre wurden die Messmethoden und Berechnungen immer mehr verbessert
Wie sieht die heutige Wissenschaft den Urknall?
Harald Lesch, Professor für Theoretische Astrophysik am Institut für Astronomie und
Astrophysik an der Universität München beschreibt in seinem Buch
„Big Bäng zweiter Akt“ folgendes Szenario:
Prof. Harald Lesch
http://www.usm.lmu.de/people/lesch/lesch.html
Zeit:
10-36
Sekunden nach dem Urknall
Temperatur: 1028°Kelvin
(1Kelvin entspricht einer Temperatur von minus 273 Grad Celsius)
Die Größe des sich bildenden Universums betrug ca. 1cm³.
Das Mini - Universum bestand entsprechend den Theorien aus
einem extrem heißen Plasma aus Teilchen und Antiteilchen von
schweren sogenannten X - Bosonen, Quarks und Gluonen, die
sich ständig ineinander umwandelten..
http://de.wikipedia.org/wiki/Boson http://de.wikipedia.org/wiki/Gluon
Zeit:
10-34
Sekunden nach dem Urknall
Temperatur: 1027 ° Kelvin
Als aufgrund der fortschreitenden Ausdehnung des Universums
die Temperatur auf etwa 1027 ° Kelvin gesunken war, reichte
die Energie im Kosmos nicht mehr für die Bildung
superschwerer Teilchen aus und die X - Bosonen zerfielen in
Quarks.
*Bis jetzt sind nur Teilchen im Spiel. Von Licht, also entstandenen Photonen, noch keine Rede.+
Temperatur: 1012 ° Kelvin
Als die Temperatur des Kosmos auf 10 Billionen Grad gefallen
war, konnten auch die Quarks und die Antiquarks nicht mehr
länger als selbständige Teilchen existieren.
Es bildeten sich aus den Quarks Protonen und Neutronen,
und aus den Antiquarks wurden Antiprotonen und
Antineutronen.
Da aber „geringfügig“ mehr Quarks als Antiquarks vorhanden
waren, entstand auf zehn Milliarden normale Protonen
beziehungsweise Neutronen immer ein Antiproton
beziehungsweise ein Antineutron zu wenig.
Und jetzt kam der entscheidende Augenblick:
Was jetzt passierte, gehört zu den größten Geheimnissen des Universums. Theoretisch hätte
der völlig Symmetrische Zerfall der X- und Anti- X- Bosonen in genauso viele Quarks wie
Antiquarks erfolgen müssen, und jedes Teilchen hätte sich wie gewohnt mit seinem
Antiteilchen zu Strahlung vernichtet. Stattdessen stellte sich ein winziges Ungleichgewicht
ein:
Auf etwa zehn Milliarden Quarks entstand jeweils ein Antiquark weniger.
Damit hatten die Quarks einen Überschuss von zirka eins zu zehn Milliarden.
Nachdem die Temperatur auf etwa 1 Billion Grad abgesunken war, zerstrahlten die
Protonen paarweise mit den Antiprotonen und die Neutronen mit den Antineutronen
zu hoch energetischen Photonen.
*Jetzt war Licht entstanden, die Gammastrahlung.“+
http://de.wikipedia.org/wiki/Gammastrahlung
Zurück blieben nur die wenigen
Antiteilchen mehr übrig waren.
Protonen
und
Neutronen,
für
die
keine
Prof. Stephen W. Hawking
http://de.wikipedia.org/wiki/Stephen_Hawking
*Stephen W. Hawking beschreibt in seinem Büchlein über die „kurze Geschichte der Zeit“
einen Vorgang wo ich mich Frage, ob außer Photonen auch noch andere Teilchen
entstanden?.1983 wurden am Europäischen Kernforschungszentrum CERN die drei mit
Masse ausgestatteten Partner des Photons entdeckt- (W +, W - und Z°).
http://de.wikipedia.org/wiki/Steven_Weinberg
http://de.wikipedia.org/wiki/Abdus_Salam
http://de.wikipedia.org/wiki/Elektroschwache_Wechselwirkung
Nach der Weinberg – Salam - Theorie würden sich die drei neuen Teilchen und das Photon
bei erheblich höherer Energie als 100 GeV alle gleich verhalten, nur bei geringeren
Teilchenenergien, die in normalen Situationen vorliegen, kommt es zum Bruch dieser
Symmetrie zwischen den Teilchen.
http://de.wikipedia.org/wiki/Elektronenvolt
http://www.calculand.com/einheiten-umrechnen/?p=-316&gruppe=Spannung
Cern
http://de.wikipedia.org/wiki/CERN
Carlo Rubbia
Simon van der Meer
http://de.wikipedia.org/wiki/Carlo_Rubbia http://de.wikipedia.org/wiki/Simon_van_der_Meer
Bei einem anderen Versuch hatten Carlo Rubbia, der Leiter des Teams von einigen hundert
Physikern, und dem CERN-Ingenieur Simon van der Meer, der das verwendete AntimaterieSpeichersystem entwickelt hat, ein Proton und ein Antiproton mit hoher Energie
zusammenstoßen lassen.
Dabei entstanden etliche freie Quarks, die auf einem Detektor „Strahlen“ verursachten.
„Harald Lesch“
http://de.wikipedia.org/wiki/Harald_Lesch
Machen wir uns die enorme Tragweite dieses Ereignisses klar:
Die gesamte Materie in Form von Sternen, Galaxien, intergalaktischem Wolkengas und
was es sonst noch alles im heutigen Universum gibt, entstand aus diesen wenigen
Protonen und Neutronen, die der Vernichtung entgangen waren, weil kein Antiteilchen
mehr für sie da war.
Einzig und allein dieser verschwindent kleinen Asymetrie beim Zerfall der X-Bosonen
im frühen Universum verdanken wir unsere Existenz!
Ohne diese Asymmetrie wären gleich viele Quarks und Antiquarks erzeugt worden, und die
Paarvernichtung der Protonen und Neutronen hätte zu einem vollständig entleerten
Universum geführt, einem Universum ohne Sterne, ohne Planeten und natürlich auch ohne
Leben.
Wolfgang Pauli
http://de.wikipedia.org/wiki/Wolfgang_Pauli
*Da haben wir aber auch noch das Paulische Ausschließungsprinzip., das 1925 von dem
österreichischen Physiker Wolfgang Pauli entdeckt wurde.+
(Eine kurze Geschichte der Zeit)
http://de.wikipedia.org/wiki/Pauli-Effekt
http://www.quantenwelt.de/quantenmechanik/vielteilchen/pauliprinzip.html
Nach dem Paulischen Ausschließungsprinzip können sich zwei gleiche Teilchen nicht im
gleichen Zustand befinden, das heißt, sie können innerhalb der Grenzen, welche die
Unschärferelation steckt, nicht die gleiche Position und die gleich Geschwindigkeit haben.
Das Ausschließungsprinzip ist von entscheidender Bedeutung, weil es erklärt, warum
Materieteilchen unter dem Einfluss der Kräfte, die von den Teilchen mit dem Spin 0,1 und 2
hervorgerufen werden, nicht zu einem Zustand von sehr hoher Dichte zusammenstürzen.
Wenn die Materieteilchen weitgehend gleiche Positionen haben, müssen sie sich mit
verschiedenen Geschwindigkeiten bewegen, das heißt, sie werden nicht lange in der
gleichen Position bleiben.
Wäre die Welt ohne Ausschließungsprinzip entstanden, würden Quarks keine
separaten, abgegrenzten Protonen und Neutronen und diese wiederum zusammen mit
den Elektronen keine separaten abgegrenzten Atome bilden,
Alle Teilchen würden zu einer mehr oder minder gleichförmigen, dichten >>Suppe<<
zusammenstürzen.
(Harald Lesch)
Mit der Entstehung der Protonen und Neutronen, den Bausteinen für die Atome, war das erst
Etappenziel erreicht. Nur etwa eine zehntausendstel Sekunde, weniger, als das Auge für
einen Wimpernschlag benötigt, hat es gedauert, bis praktisch aus dem Nichts überall im
Universum gleichmäßig verteilt die Grundform der uns vertrauten Materie vorhanden war.
Eine derart rasante Entwicklung hat es im späteren Universum nie wieder gegeben.
*Licht und Materie waren in diesem Zustand noch eins.+
http://de.wikipedia.org/wiki/Materie
In der Folgezeit stellte sich im Universum zwischen den Protonen und den Neutronen ein
zahlenmäßiges Gleichgewicht ein. Unter Mitwirkung der zahlreich vorhandenen Neutrinos
und Antineutrinos verwandelten sich fortwährend Protonen in Neutronen und Neutronen
wieder in Protonen. Wenn dabei eine Art kurzfristig die Oberhand gewann, so liefen die
Reaktionen in Richtung auf die andere Art sogleich beschleunigt ab, so dass das
Gleichgewicht fast augenblicklich wieder hergestellt war.
Das ging so lange gut, bis die Temperatur im Kosmos auf zehn Milliarden Grad gefallen
war. Zunächst wirkte sich das nur bei den Neutronen aus. Diese Teilchen sind nämlich etwas
schwerer als die Protonen, und es brauchte daher ein wenig mehr Energie, ein Neutron in
ein Proton umzuwandeln, als umgekehrt.
Die Menge der Protonen nahm also etwas zu, und die der Neutronen nahm ab. Doch
Protonen und Neutronen konnten sich noch nicht zu Atomkernen formieren, da die hoch
energetischen Photonen keine Bindung zuließen.
Etwa eine Sekunde nach dem Urknall reichte die Energie für die Umwandlung nicht mehr
aus, und die Prozesse kamen zum Erliegen. Zu diesem Zeitpunkt fand man im Universum
auf je ein Neutron etwa sechs Protonen. Doch diese Verteilung war nicht von Dauer.
Freie, ungestörte Neutronen sind ihrem Wesen nach nicht stabil, sie zerfallen mit einer
Halbwertzeit von etwa 630 Sekunden (10 ½ Minuten) wieder in Protonen, Elektronen und
Antineutrinos.
Wäre das nur 10 ½ Minuten so weiter gegangen, hätte es auf je ein Neutron statt 6, 13
Protonen gegeben, und schließlich wären alle Neutronen in Protonen zerfallen.
Doch glücklicher Weise kam etwas dazwischen, und zwar schon zweieinhalb Minuten später.
Zu diesem Zeitpunkt betrug die Temperatur nur noch ungefähr eine Milliarde Kelvin, und
das Neutron-Protonen-Verhältnis war wegen des fortschreitenden Zerfalls der Neutronen
mittlerweile auf eins zu sieben gefallen.
Stießen jetzt ein Proton und ein Neutron zusammen, so konnten sie sich dauerhaft zu
einem Deuteriumkern, bestehend aus zwei Nukleonen, verbinden, da Deuterium
unterhalb einer Milliarde Kelvin nicht mehr zerfällt.
http://de.wikipedia.org/wiki/Deuterium
*Licht und Materie waren in diesem Zustand immer noch eins.+
Für die nächsten Minuten verwandelte sich das Universum in einen gigantischen
Fusionsreaktor, in dem die ersten drei leichten Elemente und einige ihrer Isotope
zusammengeschmolzen wurden.
Zunächst bildete sich aus je einem Proton und einem Neutron, Deuterium, ein Isotop des
Wasserstoffs.
Beim Zusammenstoß zweier Deuterien entstand anschließend entweder Tritium, ein weiteres
Isotop des Wasserstoffs mit zwei Neutronen im Kern, oder Helium3, ein Isotop des Heliums,
bestehend aus zwei Protonen und einem Neutron.
Schließlich verschmolz entweder ein Deuteriumkern mit einem Helium3-Kern oder ein
Deuteriumkern mit einem Tritiumkern zu Helium
http://de.wikipedia.org/wiki/Tritium
http://de.wikipedia.org/wiki/Helium-3
http://de.wikipedia.org/wiki/Helium
Letztendlich fanden sich noch einige wenige Tritium- und Heliumkerne zum Isotop Lithium7
zusammen, aber dann war Schluss.
http://de.wikipedia.org/wiki/Lithium
Am Ende dieses Fusionsrauschs waren praktisch alle Neutronen zum Aufbau von
Atomkernen aufgebraucht.
In Gleichgewichtsprozenten ausgedrückt bestand das Universum von da ab aus ungefähr 75
Prozent Wasserstoff, 24 Prozent Helium, 0,001 Prozent Helium3, 0,002 Prozent Deuterium
und 0,00000001 Prozent Lithium7.
In den interstellaren Wolken und in den sehr frühen Sternen hat sich diese Verteilung im
Wesentlichen bis heute erhalten,
Mithilfe der Spektroskopie lässt sich die Elementenverteilung dort sogar messen.
Die Daten stimmen sehr gut mit den anhand des Standardmodells berechneten Werten
überein.
Für die Kosmologen ist das eine hervorragende Bestätigung ihrer Theorie vom frühen
Universum.
http://de.wikipedia.org/wiki/Proton
http://de.wikipedia.org/wiki/Neutron
Warum brach die Entwicklung mit der Bildung von Helium ab?
Das liegt daran, dass es in der Natur weder ein stabiles Element mit 5 noch mit 8
Nukleonen im Kern gibt.
http://de.wikipedia.org/wiki/Nukleon
Sollte die Natur während der Nukleosynthese dennoch versucht haben, derartige Kerne
aufzubauen, so zerfielen diese wieder, noch ehe ein weiterer Kernbaustein angefügt werden
konnte. Die Lücke zum nächsten stabilen Element mit je 3 Protonen und Neutronen, dem
normalen Lithium, beziehungsweise mit 4 Protonen und 5 Neutronen, dem Beryllium, konnte
die primordiale Nukleosynthese einfach nicht überspringen.
Bis jetzt waren lediglich die Atomkerne der Elemente Wasserstoff, Helium und Lithium
entstanden.
Richtige Atome waren das nicht, ihnen fehlten die Elektronen.
Um die entsprechende Anzahl von Elektronen an die Kerne zu binden, war das Universum
immer noch zu heiß.
Immer wenn es einem Wasserstoff- oder einem Heliumkern gelang, ein freies Elektron
einzufangen, um sich zu einem Wasserstoff- oder Heliumatom zu komplettieren, fuhren die
Photonen dazwischen und trennten die Partner wieder voneinander.
Die Materie im Universum war ein Plasma, ein ionisiertes Gas, bestehend aus positiv
geladenen Ionen und negativ geladenen Elektronen.
Aber die Expansion des Universums ging unvermindert weiter und etwa 200 Jahre nach dem
Urknall war es nur noch etwa 150 000 Grad heiß.
http://de.wikipedia.org/wiki/Expansion_des_Universums
Bei dieser Temperatur hatten die Photonen bereits zu wenig Energie, um eine >>Hochzeit<<
zwischen den Wasserstoffkernen und den Elektronen zu verhindern.
Jetzt sollten sich eigentlich Protonen und Elektronen zu Wasserstoffatomen vereinigen oder,
wie die Physiker sagen, miteinander rekombinieren. Aber nichts dergleichen geschah.
Aufgrund der gewaltigen Zahl der damals vorhandenen Photonen fanden sich immer wieder
welche, die noch genügend Energie hatten, um Atomkerne und Elektronen zu trennen.
Die so genannte Rekombinationstemperatur der Wasserstoffatome lag viel tiefer, nämlich bei
3000 Grad Kelvin.
http://de.wikipedia.org/wiki/Rekombination
Diesen Wert erreichte das Universum jedoch erst
383 000 Jahre nach dem Urknall.
Erst dann konnten die Atomkerne die Elektronen dauerhaft an sich binden.
Bis schließlich alle Protonen ihre Elektronenpartner gefunden hatten, dauerte es etwa 40 000
weitere Jahre.
Am Ende dieser Entwicklung, die sich trotz der anfänglich blitzartig ablaufenden Prozesse
doch über einen Zeitraum von mehr als 400 000 Jahren hinzog, standen endlich die ersten
Atome für den Aufbau der im Universum vorhandenen Materie zur Verfügung.
400 000 Jahre sind für uns eine außerordentlich lange Zeit. Verglichen mit der Zeit vom
Urknall bis heute ist es jedoch nur einen Augenblick.
Setzt man die etwa 13,7 Milliarden Jahre, die das Universum mittlerweile alt ist, mit der
Länge eines 24-Stunden-Tages gleich, so entsprechen die ersten 400 000 Jahre nur ganze
2,5 Sekunden. Mit anderen Worten: Das >>Leben<< des Universums hatte zu diesem
Zeitpunkt gerade erst begonnen.
Soweit Prof. Lesch.
Was geschah durch den Urknall?
*Beim Urknall wurden riesige Mengen Wasserstoff, etwas Helium und etwas Deuterium
gebildet, aus denen sich bis heute und in der Zukunft Sterne und Galaxien, gebildet haben
und weiter bilden werden.
Bei den ersten Sternen, die sich nach dem Urknall bildeten, diente das Deuterium wohl als
"Zünder". Es fehlte im Anfangsstadium des Universums unter anderem der Staub, der von
Sternen während ihrer Lebensphase "ausgeschwitzt" wird und u. a. zur Kühlung des
Wasserstoffs bei der Sternentstehung und zur Molekülbildung gebraucht wird.
Als Erklärung:
http://de.wikipedia.org/wiki/Wasserstoff
Zwei Wasserstoffatome lagern sich in dem kalten Universum in einer Molekülwolke an ein
Staubteilchen an und verbinden sich zu einem Wasserstoffmolekül.
Kollabiert die Wolke, aufgrund einer Störung, die von einer Schockwelle einer Supernova
ausgelöst werden kann, kommt es zur Sternentstehung.
Dabei steigt in den Molekülwolken die Temperatur, bedingt durch die Rotation der Wolke und
der damit verbundenen Reibungseffekte der inneren Bestandteile der Wolke.
Das Wasserstoffmolekül löst sich durch die angestiegene Temperatur von dem Staubteilchen
ab und überträgt ihm seine Wärme.
Somit wird für eine ausreichende Kühlung beim Verdichten der Materiewolke gesorgt und
eine Ausdehnung und Auflösung der Wolke verhindert.
Zu hohe Gastemperaturen in interstellaren Wolken behindern ein Verdichten des zukünftigen
Sterns. Es ist noch immer nicht genau geklärt, wie sich unter den Anfangsbedingungen des
Universums die ersten Sterne bilden konnten, da es an der besagten Kühlung fehlte.
Irgendwie hat es funktioniert, sonst wären wir heute nicht hier.
Aus dem Wasserstoff wurden im Laufe von Milliarden Jahren Sterne geboren, die wieder
starben. Wasserstoff ist nach Milliarden Jahren immer noch am häufigsten vorhanden. Durch
ihren Tod reicherten die Sterne das Universum mit den Teilchen an, die im Laufe ihres
Lebens in ihrem Innern entstanden sind.
http://de.wikipedia.org/wiki/Stern
Diese Teilchen bestehen aus Staub und Elementen wie Sauerstoff, Kohlenstoff, Aluminium,
Phosphor, Schwefel, Eisen und noch etlichen mehr.
In Milliarden Jahren sind so viele der Elemente entstanden, dass sie zusammen mit dem
Staub große Wolken bildeten. http://de.wikipedia.org/wiki/Interstellarer_Staub
Diese Wolkenstrukturen beobachten die Astronomen zwischen den Sternen in unserer
Galaxie. Man bezeichnet sie als Dunkelwolken oder interstellare Molekülwolken.
Das ist die zurzeit gängige Theorie. Wir gehen von unseren Beobachtungen geleitet zu
dieser Theorie über. 13,7 Milliarden Jahre soll unser Universum alt sein. Was aber, wenn
eine derartige lange Zeitachse bis zu unserer Gegenwart gar nicht vorhanden war?
Die Frage nach dem „Woher“ der Materie bliebe dennoch unbeantwortet. Der Physik Nobelpreisträger (1979) Steven Weinberg gibt in seinem Buch „Die ersten drei Minuten“ das
rein Spekulative der Urknalltheorie zu. Mit jedem neuen größeren und besseren
Beobachtungsgerät gelangen wir mit unserem Blick immer tiefer ins Universum. Da wo in der
gestrigen Theorie keine Galaxienhaufen sein sollten, finden wir heute, anhand der
verbesserten Beobachtungstechnik, ganze Haufenstrukturen.
http://translate.google.de/translate?hl=de&sl=en&u=http://sci.esa.int/xmmnewton/&prev=search
Erinnert sei der Röntgensatelit XMMU mit dem Objekt: 2235,3 – 2557- z 1,4 das rund
9 Milliarden Lichtjahre von uns entfernt ist und diese Galaxiengruppe nach unserer Theorie
von der Entstehung des Universums dort gar nicht sein dürfte. +
http://www.mpg.de/500087/pressemitteilung20050228
Kommen wir zu den Elementen. http://de.wikipedia.org/wiki/Chemisches_Element
Entstehen die unten stehenden Elemente in den Sternen?
Lithium, Berylium und Bor.
LithiumkernLithiumkernBeryliumkernBeryliumkernBorkern-
6Li besteht aus 3 Protonen und 3 Neutronen
7Li besteht aus 3 Protonen und 4 Neutronen (kosmologisch)
8Be besteht aus 4 Protonen und 4 Neutronen.
9Be besteht aus 4 Protonen und 5 Neutronen.
11B besteht aus 5 Protonen und 6 Neutronen.
Es sind sehr seltene Elemente, dass liegt im wesentlichen an der Instabilität der Atomkerne
mit der Massezahl 5 und 8. http://de.wikipedia.org/wiki/Massenverh%C3%A4ltnis
Die Bildung dieser Kerne im Sterninneren ist sehr unwahrscheinlich.
Die vorhandenen Kerne werden schon bei relativ niedrigen Temperaturen von wenigen
Millionen Kelvin zerlegt, wobei Helium entsteht.
Mit Ausnahme des kosmologischen Anteils von Lithium- 7Li sind die existierenden -,
Berylium- und Borkerne aller Wahrscheinlichkeit nach das Ergebnis von
Kernspaltungsprozessen im interstellaren Raum, bei denen massereiche Atomkerne des
interstellaren Gases, vor allem Kohlenstoff -, Stickstoff- und Sauerstoffkerne, durch
hochenergetische Teilchen der primären Kosmischen Strahlung in masseärmere Kerne, im
wesentlichen der Elemente Lithium, Berylium und Bor zerlegt werden.
http://de.wikipedia.org/wiki/Kernspaltung
Wie und wo entstehen die Elemente?
Das Wasserstoffatom, Proton genannt, ist der einfachste Atomkern.
Das Proton ist positiv geladen.
Um dieses Proton kreist wie ein Planet um die Sonne ein Elektron.
Das Elektron ist negativ geladen und 1836mal leichter als das Proton.
Die Masse eines Atoms ist so unvorstellbar klein, dass Walton sie für nicht messbar hielt. Er
wählte deshalb das Element Wasserstoff als Bezugseinheit und schloss aus den
Masseverhältnissen bei chemischen Reaktionen, um wie viel schwerer die anderen Atome
gegenüber Wasserstoff sein müssten. Diese Werte waren noch recht ungenau.
http://de.wikipedia.org/wiki/Chemische_Reaktion
Sie können heute durch moderne Verfahren sehr genau ermittelt werden. Für das Atom mit
der geringsten Masse, das Wasserstoffatom, wurde folgende Masse bestimmt.
0,000.000.000.000.000.000.000.001.6724 kg wiegt ein Wasserstoffatom. (1,6724-27 kg)
Das Gegenstück vom Proton ist das neutrale, also ungeladene Neutron.
0,000.000.000.000.000.000.000.001.6747 kg wiegt das Neutron.
(1,6747-27 kg)
Man staune über die Nullen hinter dem Komma.
Wie sollen so kleine Protonen Sterne zum Strahlen bringen und zusammen mit den
Neutronen die Elemente bilden?
Bei der Geburt der Sterne sind Neutronen kaum vorhanden. Sie dienen aber als Bausteine
für die Elemente. Ein freies Neutron, also ein Neutron, dass nicht an ein Proton gebunden
und mit ihm und anderen Protonen und Neutronen ein Element bildet, hat nur eine
Lebensdauer von ca. 10 Minuten. Es wandelt sich unter Freisetzung eines Elektrons und
Antineutrinos in ein Proton um. Die positiv geladenen Seiten von Magneten haben die
gleichen Eigenschaften wie die positiv geladenen Protonen, sie stoßen sich ab.
Es muss aber einen Weg geben, dass die Protonen ihre Abstoßungskräfte überwinden und
verschmelzen. Wie wären sonst die Sterne und die Elemente entstanden.
Wie überwindet man die Abstoßungskräfte?
http://de.wikipedia.org/wiki/Coulomb
*Die Astronomen beobachten und die Physiker berechnen das Beobachtete. Hierdurch
wurden die Abläufe des Beobachteten erklärbar gemacht.
Aus diesem Grund ist es wegen der gewaltigen Größe der verschiedenen Körper, von der
interstellaren Wolke bis zum schwarzen Loch unmöglich die Größenverhältnisse
maßstabsgetreu anzugeben. Je größer, desto ungenauer ist eine maßstabsgerechte
Angabe?
Ein Vergleich zwischen unserer "kleinen" Sonne und dem großen "Alnilam" im Sternbild
„Orion“, der 1340 Lichtjahre von uns entfernt ist.
Nehmen wir unsere Sonne als Bezugskörper.
In Natura hat sie einen Durchmesser von knapp 1,4 Mio. km. Ihre Masse entspricht etwa der
von 332.950 Erdmassen. (1 Erdmasse sind ungefähr 6 Milliarden Billionen Tonne)
Nach dem Tod unserer Sonne bleibt ein sehr dichter, kohlenstoffreicher, leuchtend weißer
Zwerg und nach seinem Erkalten und Erlöschen ein schwarzer Zwerg übrig.
http://de.wikipedia.org/wiki/Wei%C3%9Fer_Zwerg
Die Masse dieser Zwerge liegt in einer Größenordnung von ca. 0,8 bis 1,3 Sonnenmassen.
Die Abkühlung dauert wohl Milliarden von Jahren.
Die Massedichte liegt ca. bei 1 Tonne pro cm³.
Sein Durchmesser liegt im Größenbereich unserer Erde und somit bei gut 12.000 km.
„Weiße Zwerge sind eine Sternart, die auf immer und ewig im Gravitationsgleichgewicht
bleiben kann“.
Geschichte
Der erste Weiße Zwerg der entdeckt wurde war 1862 im Sirius System. Zur Überraschung
der Astronomen entdeckte Alvan Graham Clark hier einen kleinen Begleiter (Sirius B) des
hellen Sirius Sterns, der eine Oberflächentemperatur von 25.000 Kelvin, näherungsweise
den Durchmesser der Erde hat und dabei fast so massereich wie die Sonne ist.
http://de.wikipedia.org/wiki/Alvan_Graham_Clark
Erst 1930 entdeckte Subrahmanyan Chandrasekhar was ein Weißer Zwerg ist und das kein
Weißer Zwerg mehr als 1,44 Sonnenmassen haben kann, da der Stern ansonsten weiter
kollabieren würde und ein Neutronenstern entsteht, und bekam dafür 1983 den Nobelpreis.
http://de.wikipedia.org/wiki/Subrahmanyan_Chandrasekhar
Wie gewöhnliche Sterne werden weiße Zwerge durch die ungeordneten Bewegungen der
Teilchen, aus denen sie bestehen, vor dem Gravitationskollaps bewahrt.
Doch anders als bei normalen Sternen hängen diese Bewegungen nicht von der Temperatur
des Gases in ihrem Innern ab. Wenn weiße Zwerge ihre innere thermische Energie
abstrahlen und abkühlen, verlieren sie also nicht den schützenden Druck und kontrahieren
daher nicht. +
Die Art von Druck, die einen Weißen Zwerg stützt, heißt „Entartungsdruck“. Er entsteht
durch einen Quantenmechanischen Effekt, das so genannte
Das „Pauli- oder Ausschließungsprinzip“:
http://de.wikipedia.org/wiki/Pauli-Prinzip
Zwei gleiche Teilchen können nicht denselben Ort und denselben Impuls besitzen. Das
Prinzip gilt für die Grundbausteine der Atome - Protonen, Elektronen und Neutronen.
Solche Teilchen werden mit dem Sammelbegriff „Fermionen“ bezeichnet, nach dem großen
italienischen Physiker Enrico Fermi. http://de.wikipedia.org/wiki/Enrico_Fermi
Ihnen gemeinsam ist, dass sie einen halbzahligen quantenmechanischen Drehimpuls oder
>> Spin << besitzen. http://de.wikipedia.org/wiki/Spin
Der Spin ist eine innere Eigenschaft jeder Teilchenart und kann durch nichts geändert
werden. Der Begriff >> halbzahliger Spin << hat eine sehr konkrete Auswirkung auf das
kollektive Verhalten von Gruppen von Fermionen. Er verhindert, dass sie zu dicht
zusammengepackt werden. Sie sorgen dafür, dass „niemals“ zwei von ihnen den gleiche >>
Quantenzustand << einnehmen. Dies bedeutet, dass sie „nicht“ beide räumlich sehr dicht
beieinander liegen und ähnliche Geschwindigkeiten haben können. Wenn Fermionen dicht
zusammengepackt werden, können sie sich nicht alle langsam bewegen. Das
Ausschließungsprinzip zwingt den meisten von ihnen hohe Geschwindigkeiten auf, je mehr
man sie zusammendrückt, um so schneller bewegen sie sich. Diese Bewegungen erzeugen
einen Druck, welcher der Kompression entgegenwirkt - zusätzlich zu jeglichem Druck, den
die Teilchen möglicher Weise aufgrund ihrer thermischen Energie ausüben.
Wenn der Großteil der Teilchenbewegungen in einem Gas auf diesen
quantenschematischen Widerstand gegen die Kompression beruht, heißt es,
„das Gas entartet“.
http://de.wikipedia.org/wiki/Entartete_Materie
Die ungeordneten Bewegungen in Zusammenhang mit der Entartung erzeugen einen Druck,
der einen Stern gegen den Gravitationskollaps stabilisieren kann, genauso wie die
thermischen Bewegungen zu einem Druck führen, der die Sonne stabilisiert.
Die Grenzmasse eines kohlenstoffreichen Zwergs liegt bei 1,44 Sonnenmassen.
Das wird auch als die Chandrasekharsche Grenzmasse (nach dem indischen Astrophysiker
Subrahmanyan Chandrasekhar) bezeichnet. Es gibt aber kohlenstoffreiche Zwerge, die
einen Massezuwachs erhalten und die Grenzmasse von 1,44 Sonnenmassen übersteigen.
http://de.wikipedia.org/wiki/Chandrasekhar-Grenze
Die Grenzmasse von 1,44 Sonnenmassen wird überstiegen. Was passiert dann mit
dem weißen Zwerg?
Diesen Massezuwachs kann der Zwerg durch einen Begleitstern erhalten, der sich seinem
Lebensende nähert und mit dem er einst ein Doppelsternsystem bildete.
http://de.wikipedia.org/wiki/Doppelstern
Der sich im Sterben befindende Begleitstern dehnt sich nun aufgrund der steigenden Hitze in
seinem Inneren aus und kommt mit seiner wasserstoffreichen Hülle in das Anziehungsfeld
des Zwergs. Hierbei zieht der Zwerg die Wasserstoffhülle auf sich; er wird zu einem
saugenden "Vampir". Durch diesen Vorgang werden auf dem toten Zwerg
Kernfusionsvorgänge eingeleitet und er wird für kurze Zeit zu neuem Leben erweckt.
Durch die nun neu entfachten Brennvorgänge erhält der kohlenstoffreiche Zwerg einen
weiteren Massezuwachs.
Es gibt jedoch eine obere Grenze für die Masse eines Weißen Zwerges. Untersucht man
eine Reihe von Weißen Zwergen mit immer größerer Masse, so stellt man fest, dass die
durch die Entartung hervorgerufene ungeordnete Bewegung der Elektronen mit wachsender
Masse des Sterns immer schneller wird und sich bei Massen knapp oberhalb der
Sonnenmasse der Lichtgeschwindigkeit annähert. Chandrasekhar stellte fest, dass es für
Weiße Zwerge mit Massen über 1,4 Sonnenmassen kein Gravitationsgleichgewicht geben
http://www.einstein-online.info/lexikon?search_letter=g&set_language=de
Bei höheren Massen kann der Entartungsdruck niemals die Gravitation ausgleichen, ganz
gleich, wie stark der Stern auch komprimiert werden mag. Chandra erkannte, dass die
>>Spannkraft<< des entarteten Gases - seine Fähigkeit, der Kompression zu widerstehen geschwächt wird, wenn die Elektronen gezwungen sind, sich nahezu mit
Lichtgeschwindigkeit zu bewegen.
Wenn nun die Masse die Grenze von 1,44 Sonnenmasse übersteigt, läuft aus meiner Sicht
folgender Prozess ab:
*Der Gravitationsdruck auf den weißen Zwerg, der aus einem Kohlenstoff- Sauerstoffkern
besteht, wird nun so groß, dass die Elektronen ihre Spannkraft verlieren und aus dem
weißen Zwerg heraus gequetscht werden. Bildlich gesehen ist das so, als wenn man eine
ungeschälte Mandarine (sie stellt den weißen Zwerg dar) zwischen den Händen zusammen
preßt und nun der Saft aus der Schale heraus gedrückt wird und an den Händen herunter
läuft. „Der Saft stellt die Elektronen dar“.
Durch das Ausquetschen der Elektronen aus dem weißen Zwerg sind die Kohlenstoff- und
Sauerstoffatome jetzt ungeschützt und bewegen sich ebenfalls fast mit Lichtgeschwindigkeit.
(Pauli- Ausschließungsprinzip). Durch ihre Reibung, ausgelöst durch den hohen Druck,
entsteht eine solche Hitze, dass ein Kernfusionsrausch mit Lichtgeschwindigkeit abläuft und
in dieser kurzen Zeit alle Elemente bis Eisen gebrannt werden. Dieser Ablauf ist so
gigantisch und wild, dass es den Weißen Zwerg zerreißt und so explodiert er in einer
Supernova und wird vollständig zerstört und aufgelöst.
Die bei der Kernfusion entstandenen Eisenatome werden jedoch im Gegensatz zum
Neutronenstern in ihm nicht gebunden, sondern durch das Zerreißen des Sterns im
interstellaren Raum freigesetzt und finden sich unter anderem in unserem Blut und in den
Planeten wieder.
Das Eisen in unserem Blut stammt aus dem gewaltigen Ende eines solchen Zwergs. +
Nun ist der Zwerg explodiert, aber was wurde aus dem Begleitstern?
Der Begleitstern durchläuft je nach seiner vorhandenen Masse, seine einzelnen
Brennphasen und endet entweder als weißer Zwerg, oder als Neutronenstern, während sein
ehemaliger Begleiter, zerstört wurde.
Der hier beschriebene Vorgang dient nur zum besseren Verständnis. Es kann so ablaufen
wie hier beschrieben, es gibt aber auch viele andere Möglichkeiten, da es mehrere
Klassifikationen von Doppel-und Mehrfachsternsystemen gibt.
http://www.mpa-garching.mpg.de/mpa/research/current_research/hl2005-3/hl2005-3-de.html
Zum Beispiel:
Die physischen Doppelsterne werden traditionsgemäß nach den Beobachtungsmöglichkeiten
in „visuelle, spektroskopische, photometrische, astrometrische und Röntgendoppelsterne
eingeteilt“.
Ein anderes Klassifikationsprinzip benutzt als Kriterium den relativen Abstand der
Komponenten.
In den „getrennten Systemen“ haben beide Sterne einen so großen Abstand, dass ihr
physikalischer Zustand völlig unbeeinflusst vom jeweilig anderen Stern ist.
In den „halbgetrennten Systemen“ ist der Abstand beider Sterne so klein, dass Masse von
einem zum anderen fließt, wodurch sowohl der physikalische Aufbau als auch die
Entwicklung der beiden Sterne durch die Anwesenheit des anderen Sterns beeinflusst
werden und anders verlaufen, als wenn beide Sterne Einzelsterne wären.
*Der Stern Algol zum Beispiel:
http://de.wikipedia.org/wiki/Algol_(Stern)
Hier kommt das „Algol Paradoxon“ ins Spiel. Wir haben gelernt, dass massereiche Sterne ein
kürzeres Leben haben als masseärmere Sterne. Das kommt daher, dass sie ihren
Wasserstoff = Vorrat bedeutend schneller aufbrauchen als kleine Sterne und bei ihnen
frühzeitiger das Heliumbrennen beginnt. Der massereiche Stern wird durch das
Heliumbrennen in seinem Kern heißer, er dehnt sich aus und erlangt viel früher das rote
Riesenstadium, gegenüber einem kleinen Stern.
Bilden nun zwei Sterne ein Doppelsternsystem, und hat einer der beiden Sterne mehr Masse
z.B. (3 Sonnenmassen) bei seiner Geburt, als sein Begleiter (1,5 Sonnenmassen)
abbekommen, so kommt dieser massereiche Stern als erster in die Sterbephase und dehnt
sich auf Grund der Hitze des Heliumbrennens in seinem Kern aus, während sein kleiner
masseärmere Begleiter weiter im Stadium des Wasserstoffbrennens verbleibt.
Da jeder Stern eines Doppelsternpaares ein eigenes Gravitationsfeld hat, kreisen sie um
einen gemeinsamen Schwerpunkt, den sogenannten „Lagrangepunkt“, benannt nach dem
französischen Mathematiker Joseph- Louis de Lagrange (1736-1813). +
*Zur besseren Vorstellung:
Auf ein Blatt Papier zeichne man zwei unterschiedlich große Kreise nebeneinander. Diese
Kreise bilden nun die zwei Sterne eines Doppelsternpaares, wobei der größere Kreis, der
massereichere Stern darstellt. Jetzt zeichne man um beide Kreise eine große 8 und man
wird feststellen, das die Bögen um den jeweiligen Kreis, Tropfenförmig sind. Den Inhalt der
jeweiligen Tropfen, in denen sich die Sterne als Kreise befinden, nennt man das „Roche-
Volumen“, benannt nach dem französischen Mathematiker E. A. Roche (1820-1883).
http://de.wikipedia.org/wiki/Roche-Grenze
Der Schnittpunkt der beiden tropfenförmigen Kreise ist der Lagrangepunkt.
Dehnt sich nun der massereichere Stern aus, überschreitet er die Zone seines eigenen
Gravitationseinflusses (sein tränenförmiges Roche- Volumen) und seine Materie
(Wasserstoff) strömt über den Lagrangepunkt in das Einflussgebiet seines masseärmeren
Begleiters. http://de.wikipedia.org/wiki/Joseph-Louis_Lagrange
Der Begleiter schluckt auf diese Weise soviel Masse, dass er nun zum massereicheren Stern
wurde (1.5 > 3.2 Sonnenmassen) und der ehemals massereichere Stern von (3 > 0,8
Sonnenmassen) abnahm und jetzt der masseärmere Stern wurde. +
Der Stern Algol ist ein Bedeckungsveränderlicher, der in der Geschichte der Erforschung der
Sternentwicklung einen besonderen Platz einnimmt. Alle 2,9 Tage wird der kleinere aber
massereichere hellere Stern von dem größeren masseärmeren lichtschwächeren roten Stern
verdeckt. Die Bahnparameter sind so gut bekannt, um die Massen beider Sterne bestimmen
zu können, und dies führte zu dem berühmten >>Algol- Paradoxon<<, weil man sich anfangs
nicht erklären konnte, wieso ein masseärmere Stern, vor dem massereicheren Stern, ins
Sterbestadium kam. http://de.wikipedia.org/wiki/Bedeckungsver%C3%A4nderlicher_Stern
Stirbt nun in einem Doppelsternsystem der jetzt masseärmere Stern, bleibt ein Weißer Zwerg
übrig. Voraussetzung hierfür ist jedoch, dass beide Sterne unter fünf Sonnenmassen bleiben.
Haben beide Sterne jedoch mehr Masse, z. B. 20- und 8- Sonnenmassen, ist es der gleiche
Vorgang, nur bleibt als Rest kein Weißer Zwerg, sondern ein Neutronenstern übrig.
In den „Kontaktsystemen“ stehen beide Sterne so nahe und in einem so starken
Masseaustausch, dass sie praktisch eine gemeinsame Hülle haben.
http://de.wikipedia.org/wiki/W-Ursae-Majoris-Stern
Ein „visueller Doppelstern“ liegt dann vor, wenn beide Einzelsterne optisch getrennt werden
können. http://www.astro.uni-jena.de/Teaching/Praktikum/pra2002/node158.html
Die Entscheidung, ob zwei am Himmel benachbarte Sterne tatsächlich einen visuellen
(physischen) und keinen optischen Doppelstern bilden, ist z.T. erst nach jahrelanger
Beobachtung zu fällen.
Kommen wir zu den Sternen.
Wie entstehen Sterne?
http://de.wikipedia.org/wiki/Sternentstehung
*Stellen wir uns vor, dass es in unserer Galaxie einmal eine Wolke gab, aus der unsere
Sonne entstehen sollten. Sie war so groß, dass ich Durchmesser ungefähr 500 Billionen km
oder 50 Lichtjahre durchmaß und das Licht 50 Jahre brauchte, um sie zu durchqueren. Sie
war nicht sehr dicht und enthielt nur etwa zwei Wasserstoffatome pro Kubikzentimeter und
Staubanteile.
Zum Vergleich: Die Luft am Meeresspiegel enthält über mehrere Milliarden Moleküle bei
gleichem Volumen.
http://de.wikipedia.org/wiki/Luftdruck
Trotz der geringen Dichte war die Wolke in der Schwerelosigkeit so schwer, dass sie die
Masse unserer Sonnen besaß, und die Wolke war kalt.
Sie war im All zu einer Temperatur von minus 260° C abgekühlt und konnte fast nichts
ausstrahlen.
Ihr Strahlungsdruck war so gering, dass sich die Wolke in einem sehr schwachen
Gleichgewicht befand. http://de.wikipedia.org/wiki/Strahlungsdruck
Bei einer Störung hätte sie sich aufgelöst oder zusammengezogen. Nehmen wir an, sie
wurde gestört: Ein schwarzer Zwerg war auf seinem einsamen Weg, um das Zentrum der
Galaxie rotierend, schnell durch sie hindurch geflogen.
Durch diese Störung und aufgrund der Schwerkraft der Wolke begann sie im Drehimpuls der
Galaxie in sich zusammenzustürzen. +
Wie kann man sich das Zusammenstürzen der Wolke vorstellen?
*Bei schönem Wetter auf der Erde ist der aufsteigende Wasserdampf erst dann zu sehen,
wenn er in die kühlere Oberschicht der Troposphäre kommt und dort als Wolke in
Erscheinung tritt. Irgendwann ist sie genug gesättigt, kondensiert und regnet aus.
http://de.wikipedia.org/wiki/Troposph%C3%A4re
Die Anziehungskraft der Erde zieht die Regentropfen an. Wenn die Tropfen könnten würden
sie zum Massezentrum der Erde also zum Erdkern fallen.http://de.wikipedia.org/wiki/Erdkern
In der Schwerelosigkeit des Alls jedoch stürzt die Wolke mit dem Drehimpuls der Galaxie auf
ihren Mittelpunkt zu und verdichtet sich.
Nach Tausenden von Jahren entstanden so Materiehaufen in der zusammenfallenden
Wolke, die wir Globulen nennen. http://www.wiki-aventurica.de/wiki/Globule
Die Teilchendichte betrug jetzt schon ca. 1000 pro cm³. Ihre Temperatur war zwar gestiegen,
betrug jedoch immer noch minus 205° C.
Die Wolke strahlte kein sichtbares Licht aus und erschien als dunkle Masse vor einem hellen
Gas- und Sternenhintergrund. Die Säulen des Adlernebels sind dafür ein schönes Beispiel.
Die sich gebildeten "Vor-Sternenkugeln" waren nun mittelgroß, dennoch hatte jede einen
Durchmesser von mehr als 100 Sonnensystemen.
Die Kugeln verdichteten sich weiter und enthielten nun die Masse von einigen 100 Sonnen.
Ihre Schwerkraft zog weiter an der Materie in ihrem Innern, und Billionen über Billionen
Gasatome und Staubteilchen fielen aus allen Richtungen ununterbrochen in die Zentren der
Kugeln. Sie verdichteten sich immer stärker. Durch das Verdichten erhöhte sich die
Temperatur. Das ist die Gravitationsenergie, die in Form von Hitze starkes infrarotes Licht
ausstrahlt. Binnen mehrerer 100.000 Jahre, je nach Größe der einzelnen Globulen,
schrumpften und verdichteten sich die Kugeln auf ein Millionstel ihres Entstehungsvolumens.
Immer noch waren sie doppelt so groß wie das Sonnensystem.
Ihre Kerne wurden durch die Massenkonzentration aufgeheizt und strahlten beträchtliche
Energiemengen aus, die den Zerfall verlangsamten aber stetig fortsetzten.
Im letzten Kontraktionsstadium wurden ihre Kerne stabil und klar begrenzt. Man konnte sie
nun nicht mehr Globule nennen. Sie wurden jetzt Protosterne.+
http://de.wikipedia.org/wiki/Kontraktion_(Physik)
Die Art von Druck, die einen Protostern stützt und die Temperaturen in ihm ansteigen lässt,
entsteht ebenfalls durch den Quantenmechanischen Effekt, das so genannte „Pauli- oder
Ausschließungsprinzip“: Zwei gleiche Teilchen können nicht denselben Ort und den selben
Impuls besitzen.
http://de.wikipedia.org/wiki/Quantenmechanik
>>In einem Weißen Zwerg sind es die „Elektronen“, die durch ihre schnellen Bewegungen
einen Gegendruck gegen den Druck der Gravitation ausüben<<.
http://de.wikipedia.org/wiki/Gravitation
>>Im Protostern übernehmen die Protonen mit ihren Elektronen diese Arbeit<<.
http://www.spektrum.de/lexikon/astronomie/protostern/361
Um es noch einmal zu wiederholen, Protonen, Elektronen und Neutronen ist gemeinsam,
dass sie einen halbzahligen quantenmechanischen Drehimpuls oder >> Spin << besitzen.
Er verhindert, dass sie zu dicht zusammengepackt werden und dass „niemals“ zwei von
ihnen den gleichen >> Quantenzustand << einnehmen.
Das Ausschließungsprinzip zwingt jetzt den Protonen hohe Geschwindigkeiten auf, je mehr
man sie zusammendrückt, um so schneller bewegen sie sich. Diese immer schnelleren
Bewegungen der Protonen in einem Protostern, erzeugen einen Druck, welcher der
Kompression entgegenwirkt. Wenn Protonen sich so schnell bewegen, kreuzen sich auch
ihre Wege. Da sie positiv geladene Teilchen sind, stoßen sie sich ab. Es ist ein
Reibungseffekt und Reibung erzeugt Hitze, die Protosterne rot leuchtend in den
Dunkelwolken des Adlernebels erstrahlen lassen. Das von der Oberfläche der Protosterne
ausgestrahlte rote Licht wurde somit nicht durch Kernfusion erzeugt, sondern durch
Gravitationsenergie.
Wie sieht die Entwicklung eines Riesensterns aus?
http://de.wikipedia.org/wiki/Riesenstern
*Ein Riesenstern der Spektralklasse O mit 40 Sonnenmassen (Alnilam im Sternbild Orion),
Heute erst 4 Millionen Jahre alt, hat er sich bereits zu einem B0 Stern verändert und hat bei
seiner Entstehung im Gegensatz zu unserer Sonne bedeutend mehr Wasserstoff und Helium
abbekommen.
Nun gibt es im kosmischen Raum den altbekannten Gegenspieler der Masse:
die Gravitation.
Die Gravitation oder auch Schwerkraft versucht nun die Sterne zusammen zuziehen, bis sie
Kollabieren. Um nicht zu kollabieren wehren sich die Sterne heftig in Form von
Kernreaktionen in ihren Sternzentren dagegen.
Große Sterne wehren sich aufgrund ihrer höheren Masse um so mehr.
Die Kernreaktionen erzeugen Energie, die aus dem Kern nach außen strebt, gegen die
Gravitation arbeitet und dem Stern so seine Größe sichert.
Es ist ein ständiges Gegeneinander und
die meiste Arbeit leistet hier die Gravitation .
Der Wasserstoffverbrauch des Riesen ist aus diesem Grund gegenüber unserer Sonne
enorm. Je nach Größe der Sterne ändert sich in ihrem Alter ihre chemische
Zusammensetzung.
Vergleichen wir die Gravitation hier auf der Erde mit unterschiedlichen Massen, dann sollte
man in einem Selbstversuch eine Tasse Wasser und anschließend einen Eimer Wasser mit
ausgestreckten Arm halten und zwar so lange, bis es nicht mehr geht.
Man kann sich vorstellen, wie lange man eine Tasse Wasser halten kann und wie viel
Energie und Kraft man benötigt, um einen 10 Liter Eimer voll Wasser zu halten.
Der Überrest dieses Riesensterns ist bildlich gesehen ein extrem dichter Eisenkern.
In Natura ist es natürlich kein Eisen, es sind Neutronen.
Ein Eisen- 56Fe - Kern setzt sich aus 26 Protonen mit ihren 26 Elektronen und 30 Neutronen
zusammen.
Beim Todeskampf des Riesensterns werden die Eisenatome so dicht gepackt, dass die
Elektronen, die die Protonen umkreisen, in die Protonen hinein gepresst und diese sich
durch diesen Vorgang in Neutronen umwandeln.
Sie neutralisieren sich und können nun nicht mehr reagieren. Das Proton ist ein
reaktionsfähiges Teilchen, während sich das Neutron aufgrund seiner fehlenden Ladung
passiv verhält. Da der Überrest des Riesensterns nur aus Neutronen besteht, nennen wir ihn
Neutronenstern.+
http://de.wikipedia.org/wiki/Neutronenstern
Die Entdeckung des ersten Neutronensterns.
http://scienceblogs.de/astrodicticum-simplex/2010/03/08/als-jocelyn-bell-einmal-beinaheausserirdische-entdeckt-hatte-aber-dann-etwas-fast-ebenso-cooles-fand/
Woher nehmen wir eigentlich dass Wissen, wie es in den Sternen aussieht und wie es
funktioniert?
Von MPIFR Optical and Interferometry Group
http://www.mpifr-bonn.mpg.de/forschung/infrarot
Die Ausarbeitung physikalischer Konzepte zur Struktur und Entwicklung der Sterne begann
in der zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts mit der Betrachtung von Gasen im gravitativen
Gleichgewicht. Grundlegende Theorien dazu wurden unabhängig voneinander vor allem
durch Lane, Ritter und Thomson (Lord Kelvin) in einer Reihe von Arbeiten bereitgestellt (z.B.
Lane 1870, Ritter 1878, Thomson 1887).
Emden baute diese Theorien weiter aus und fasste den bis dahin erlangten Wissensstand
1907 in dem Buch Gaskugeln zusammen, das in den nächsten 20 Jahren wegweisend für
das Verständnis des Sternaufbaus war. Es wurde zu der Zeit angenommen, dass der
Energietransport im Inneren eines Sterns vor allem durch konvektive Bewegungen vermittelt
wird, so dass ein bestimmter Polytropenindex mit einer Gaskugel im konvektiven
Gleichgewicht korrespondiert. http://de.wikipedia.org/wiki/Lane-Emden-Gleichung
Die Frage der Energieerzeugung war noch vollkommen ungeklärt. Aus den damals
vorhandenen geologischen Abschätzungen zum Erdalter folgte bereits, dass die Sonne ihren
Energiehaushalt weder durch Kontraktion (Helmholtz-Kelvin-Hypothese) noch durch die
ebenfalls diskutierte Möglichkeit von Meteoriteneinfällen bis heute gedeckt haben kann, da
diese Energiequellen entweder viel zu schnell erschöpft gewesen wären oder aber zu kleine
Beiträge lieferten.http://de.wikipedia.org/wiki/Kelvin-Helmholtz-Kontraktion
http://de.wikipedia.org/wiki/Kernfusion
Während der nächsten 20 Jahre wurde der Energietransport durch Strahlung als wichtiger
Transportmechanismus erkannt und detailliert untersucht (erste Arbeiten dazu z.B. von
Schwarzschild (1908)). Hertzsprung trug 1911 die Helligkeit (Leuchtkraft) einer Anzahl von
Sternen gegen ihren Spektraltyp (Temperatur) auf. Der weitaus größte Teil der Sterne lag auf
einem schmalen Band (,,Hauptreihe``), das sich diagonal durch das Diagramm zieht. Es
zeigte sich bald, dass sich verschiedenen Gebieten dieses Diagrammes auch verschiedene
Entwicklungsstadien der Sterne zuordnen lassen (wie z.B. der Hauptreihe die Phase des
Wasserstoffkernbrennens, in der sich auch die Sonne befindet), so dass das ,,HertzsprungRussell-Diagramm`` fortan zur Bühne der Sternentwicklung wurde.
http://de.wikipedia.org/wiki/Karl_Schwarzschild
http://de.wikipedia.org/wiki/Ejnar_Hertzsprung
http://de.wikipedia.org/wiki/Henry_Norris_Russell
http://de.wikipedia.org/wiki/Hertzsprung-Russell-Diagramm
Das Herzsprung-Russel-Diagramm
War es wirklich Russel auf den das Diagramm zurück zu führen ist?
Annie Jump Cannon (Wikipedia)
(* 11. Dezember 1863 in Dover, Delaware, USA; † 13. April 1941 in Cambridge,
Massachusetts, USA) war eine amerikanische Astronomin. Bekannt wurde sie durch
den Merksatz Oh, Be A Fine Girl - Kiss Me!, welcher Generationen von
Astronomen die Reihenfolge der Spektralklassen beigebracht hat.
Leben
Cannon war die älteste von drei Töchtern von Wilson Cannon, einem
Schiffbauer und Senator aus Delaware, und seiner Frau Mary Jump.
Am Wellesley College studierte Annie Physik und Astronomie und begann mit
spektroskopischen Beobachtungen von Sternen.
Nach ihrem Abschluss kehrte sie für ein Jahrzehnt nach Delaware zurück. Nach
dem Tode ihrer Mutter 1894 begann sie in Wellesley als Lehrerin zu arbeiten und
studierte Astronomie in Radcliffe. Im Jahre 1896 begann sie bei Edward Charles
Pickering an dem Harvard-College-Observatorium mit astronomischer
Datenreduktion.
Durch die Vorarbeit von Nettie Farrar, Williamina Fleming, Antonia Maury und ihre Geduld
gelangte sie zu der Einordnung der Spektrallinien der Sterne in die Spektralklassen O, B, A,
F, G, K und M. Damit überarbeitete sie das vorherige System der Spektralsequenz von
Sternen, indem sie durch neue Erkenntnisse einige der ursprünglichen Klassen aus der
Sequenz entfernen konnte. Cannon führte auch Nummern zur weiteren Unterteilung des
Spektraltyps eines Sterns ein. Hierzu verwendete sie Zahlen von 0 bis 9, wobei eine höhere
Zahl einer größeren Kühle des Sterns entspricht. Die Sonne ist beispielsweise ein Stern des
Spektraltyps G2 und damit kühler als ein Stern mit der Klassifizierung G1, jedoch wärmer als
ein Stern mit dem Spektraltyp G3.
Cannon klassifizierte mehr als 400.000 Sterne. Sie veröffentlichte darüber
hinaus einen Katalog von veränderlichen Sternen.
Eine ihrer Mitarbeiterin war die Astronomin
Cecilia Payne-Gaposchkin
Cecilia Payne-Gaposchkin im Harvard College Observatory bei der Arbeit
Cecilia Helena Payne-Gaposchkin (* 10. Mai 1900 als Cecilia Payne in Wendover,
Buckinghamshire, England; † 7. Dezember 1979 in Cambridge (Massachusetts), USA) war
eine englisch-amerikanische Astronomin.
Sie studierte ab 1919 Naturwissenschaften, insbesondere Astronomie, an der Universität
Cambridge, die damals aber Frauen keine akademischen Titel zuerkannte. Ab
1923 arbeitete sie im Rahmen eines Programms zur Frauenförderung des Observatoriums
der Harvard-Universität, als erste Doktorandin von Harlow Shapley. Sie arbeitete mit Annie
Jump Cannon zusammen, die sich mit der Auswertung von Sternspektren beschäftigte.
1925 wurde sie am Radcliffe College promoviert, denn auch Harvard war
dafür zu konservativ. In ihrer Dissertation wies sie nach, dass die Variabilität der
Sternspektren nicht, wie damals allgemein angenommen, eine entsprechend
unterschiedliche Zusammensetzung widerspiegelt, sondern vorwiegend durch die thermische
Ionisation verursacht ist. Die Zusammensetzung der Sterne sei vielmehr recht einheitlich und
für die meisten Elemente ähnlich der irdischen.
Harvard Klassifikation der Spektrallinien nach Annie Jump Cannon. Es fehlen die
numerischen Untergruppen.
Ihren
Befund,
Wasserstoff
und
Helium
seien
die
Hauptbestandteile, musste sie allerdings unter dem Druck von
Henry Norris Russell, Shapleys Lehrer, widerrufen:
„almost certainly not real“.
Nach unabhängigen Messungen bestätigte Russell aber 1929 dieses Ergebnis.
Ihre Doktorarbeit wurde im Nachhinein als die „zweifellos brillianteste
Doktorarbeit“ aus dem Fachbereich Astronomie bezeichnet.
1956 wurde sie Professorin an der Harvard University.
Mit der gleichzeitigen Etablierung der Atomtheorie kam der Gedanke auf, dass die Quelle der
von einem Stern abgestrahlten Energie ,,subatomaren`` Ursprungs sein könnte (erstmals
vorgeschlagen von Russell (1919), Perrin (1920) und Eddington (1920)). Die Ergebnisse
dieser Forschungsepoche fasst 1926 Eddingtons berühmtes Buch The Internal Constitution
of the Stars zusammen. http://de.wikipedia.org/wiki/Jean-Baptiste_Perrin
http://de.wikipedia.org/wiki/Arthur_Stanley_Eddington
In der folgenden Dekade wurden zwei grundsätzliche Lücken im Verständnis der
Sternentwicklung geschlossen: Zum einen entstand die Theorie entarteter Plasmen (siehe
z.B. Fowler 1926, Chandrasekhar 1931), die den Aufbau der Weißen Zwerge klärte. Zum
anderen wurden die nuklearen Mechanismen entdeckt, die (auf der Hauptreihe) für die
Energieversorgung im Inneren sorgen (Proton-Proton-Kette durch von Weizsäcker (1937)
http://de.wikipedia.org/wiki/Carl_Friedrich_von_Weizs%C3%A4cker
http://de.wikipedia.org/wiki/Hans_Bethe
http://de.wikipedia.org/wiki/Charles_Critchfield
http://de.wikipedia.org/wiki/Bethe-Weizs%C3%A4cker-Zyklus
sowie Bethe und Critchfield (1938), CNO-Zyklus durch Bethe (1939)). Chandrasekhars
Monographie An Introduction to the Study of Stellar Structure (1939) enthält umfangreiche
Studien zu Sternaufbau und -entwicklung inklusive der Theorie Weißer Zwerge und den
ersten Resultaten zur nuklearen Energieerzeugung und wurde damit zu einem Standardwerk
der Astrophysik.
Weitere umfangreiche Untersuchungen folgten, insbesondere zur Bestimmung nuklearer
Energieerzeugungsraten.
So
konnten
schließlich
erfolgreich
genauere
Sternentwicklungsmodelle konstruiert werden, die nun verschiedene nukleare
Energieerzeugungsmechanismen im Inneren enthielten. Die Konstruktion solcher Modelle ist
in dem von Martin Schwarzschild 1957 veröffentlichten Buch Structure and Evolution of the
Stars beschrieben. http://de.wikipedia.org/wiki/Martin_Schwarzschild
Der folgende und bis heute andauernde Abschnitt der Untersuchungen zur Sternentwicklung
ist durch den Einsatz von leistungsfähigen Computern geprägt (Großrechenanlagen,
workstations) Erst durch sie - gestützt von immer besseren nuklearen und atomaren Daten wurden sehr detaillierte Rechnungen zur Sternentwicklung möglich, da nun die Entwicklung
in all ihren Phasen simuliert werden kann.
http://www.frauen-informatik-geschichte.de/index.php?id=99
2. Die Abhängigkeit der Entwicklung von der Anfangsmasse
Die Frage, wie sich ein Stern nach seiner Entstehung entwickelt, kann bereits grundsätzlich
anhand der Anfangsmasse entschieden werden, da diese sowohl die Physik des
Sternaufbaus als auch die Entwicklungszeitskalen bestimmt. Es ergibt sich etwa folgendes
grobes Raster:
2.1 Sterne mit Anfangsmassen M < 0.08 Sonnenmassen
Diese Objekte sind zu massearm, um in ihrem Inneren genügend hohe
Temperaturen zur Zündung des Wasserstoffbrennens aufbauen zu können. Sie
werden als ,,Braune Zwerge`` bezeichnet. Unterhalb von etwa 0.015
Sonnenmassen (=15 Jupitermassen) beginnt schließlich das Gebiet der Planeten.
Da diese braunen Zwerge aber Wärme abgeben, muss es in ihrem Innern eine
Wärmequelle geben. Auch braune Zwerge haben einen Kern der aus metallisch festem
Wasserstoff besteht dessen Dichte jedoch nicht so groß ist, dass es zur Kernfusion kommt.
Seine Dichte ist aber so hoch, dass durch den hohen Druck, der auf dem Kern lastet, die
Wasserstoffatome mit ihren Elektronen sich so schnell bewegen, dass Reibungsenergie
entsteht. Wir erinnern uns: http://de.wikipedia.org/wiki/Brauner_Zwerg
Wenn Fermionen http://de.wikipedia.org/wiki/Fermion dicht zusammengepackt werden,
können sie sich nicht alle langsam bewegen. Das Ausschließungsprinzip zwingt den meisten
von ihnen hohe Geschwindigkeiten auf, je mehr man sie zusammendrückt, um so schneller
bewegen sie sich. Diese Bewegungen erzeugen einen Druck, welcher der Kompression
entgegenwirkt - zusätzlich zu jeglichem Druck, den die Teilchen möglicher Weise aufgrund
ihrer thermischen Energie ausüben.
Wenn der Großteil der Teilchenbewegungen in einem Gas auf diesen
quantenschematischen Widerstand gegen die Kompression beruht, heißt es,
„das Gas entartet“.
http://de.wikipedia.org/wiki/Elektronengas
Die ungeordneten Bewegungen in Zusammenhang mit der Entartung erzeugen einen Druck,
der einen Stern, einen braunen Zwerg oder einen Gasplaneten gegen den
Gravitationskollaps stabilisieren kann, genauso wie die thermischen Bewegungen zu einem
Druck führen, der die Sonne aber auch braune Zwerge stabilisiert. Über diesem festen Kern
liegt eine dicke Schicht von flüssigem Wasserstoff und darüber als Abschluss nach außen
eine Schicht aus gasförmigen Wasserstoff.
2.2 Sterne mit Anfangsmassen 0.08 Sonnenmassen < M < 0.8 Sonnenmassen
Hier zündet das Wasserstoffkernbrennen, jedoch ist die Entwicklung so langsam, dass die
Hauptreihenphase länger als das heutige Alter des Universums dauert. Diese Sterne
befinden sich also noch heute am Anfang ihrer Entwicklung.
*Die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium beginnt bei ca. 6 Mio.° Celsius. +
2.3 Sterne mit Anfangsmassen 0.8 Sonnenmassen < M < 8 Sonnenmassen
Wie kann man sich das Innere dieser Sterne , zu der auch unsere Sonne gehört,
vorstellen?
Der Kern
Die nuklearen Vorgänge, die diese Sterne antreiben, finden im Kern statt.
Wasserstoffatome (Protonen) beginnen bei etwa 6 Millionen °Celsius zu Helium zu
verschmelzen. Ein so heißes Sandkorn würde seine Umgebung verbrennen, und zwar
Kilometerweit. Bei diesem starken Druck werden pro Sekunde mehrere Millionen Tonnen
Materie in Energie umgesetzt und strömen als Gammastrahlen (Licht) heraus in die
strahlende Zone.
Die Kernfusion im Anfangsstadium:
Die Kernfusion, mit der Sterne ihre Energie erzeugen, ist eine Serie von drei Kollisionen
atomarer Teilchen, die "Proton-Proton-Zyklus" genannt wird.
In diesem Prozess wird Materie in Form von vier Wasserstoffatomen, die man Protonen
nennt, in ein Heliumatom verschmolzen. Bei diesem Vorgang wird Energie frei. Die Proton –
Protonkette wurde 1937 durch „von Weizäcker“ beschrieben.
Wie sieht diese Kernfusion aus, die einer Wasserstoffbombenexplosion eng verwandt
ist?
https://www.youtube.com/watch?v=XcNjxbI758Q
Der hier beschriebene Vorgang ist nur einer von verschiedenen Kernprozessen, mit denen
Sterne ihre Energie erzeugen, aber er ist nicht so kompliziert in seinem Ablauf und dient sehr
gut einem besseren Verständnis.
Zuerst müssen wir uns in die mikroskopische Welt der Atome, ins Sterninnere, begeben. Im
Kern eines Sterns wird die Temperatur in Millionen Grad gemessen.
Kollision Nr. 1
Tief im Sonnenkern, wo die Materie nicht fest ist, soll die Dichte der Wasserstoffatome
(Protonen) bis zum 14fachen der Dichte von Blei sein. (160g / cm³)
Die Dichte von Blei ist 11,342g / cm³
http://de.wikipedia.org/wiki/Sonne
Durch die ständig ansteigende Gravitationsenergie, hat sich nun im Kern der Sonne
allmählich die Temperatur auf 10 Mio.° Celsius erhöht.
Im Kern sind jetzt nur noch Wasserstoffatome vorhanden, die sich extrem schnell bewegen.
Die Elektronen wurden durch den ständigen Druck- und Hitzeanstieg im Kern der Sonne aus
ihren Schalen, in denen sie die Protonen umkreisen, gepresst.
Alle Voraussetzungen für ein "Zünden" des Sterns sind nun gegeben.
Der Proton-Proton-Zyklus beginnt, wenn ihre Abstoßungskräfte überwunden und ein Proton
mit einem anderen Proton zusammenstößt, das Bindungsenergie besitzt.
Der 2-Protonenkern ist äußerst instabil und zerfällt sofort in einen Deuteriumkern, der aus
einem Proton und einem Neutron besteht.
Hier haben wir das erste Neutron, das für die Elementeentstehung benötigt wird.
Der Zerfall setzt ein Neutrino und ein Positron frei. Neutrinos und Positrone sind winzige
Elementarteilchen. http://de.wikipedia.org/wiki/Positron
Das Neutrino http://de.wikipedia.org/wiki/Neutrino ist elektrisch neutral und fliegt sofort aus
dem Kern des Sterns, durch die strahlende Zone und Konfektionszone, durch die
Photosphäre http://de.wikipedia.org/wiki/Photosph%C3%A4re und die Chromosphäre
http://de.wikipedia.org/wiki/Chromosph%C3%A4re
in den Weltraum hinaus. http://de.wikipedia.org/wiki/Universum
Das Neutrino durchströmt da es mit kaum einer Materie in Wechselwirkung kommt auch die
Erde und unsere Körper.
Das Positron ist das positive Gegenstück eines negativ geladenen Elektrons.
Positiv und negativ ziehen sich an. Das Positron trifft nun ein freies Elektron, und beide
werden in einer Explosion zerschlagen. Man nennt dies auch "Paarvernichtung".
Bei dieser Explosion oder Paarvernichtung entsteht Gammastrahlung.
„Aus Materie entsteht Licht“.
Kollision Nr. 2
Der Deuteriumkern, der durch die erste Kollision entstanden ist, besteht weiter und neigt
dazu, mit einem anderen Wasserstoffatom zu reagieren.
Bruchteile von Sekunden später reagiert er mit einem anderen Proton in seiner Nähe. Ein
Gammastrahl mit großer Energie wird freigesetzt, und ein neues Element ist entstanden. Es
handelt sich um das seltene Helium- 3He, das ¼ weniger wiegt als das fertige Helium- 4He
und aus zwei Protonen und nur einem Neutron besteht.
Kollision 3
Die dritte und letzte Kollision des "Proton-Proton-Zyklus" findet erst viele Jahre später statt.
Dabei stößt ein Helium- 3He - Kern mit einem anderen Helium- 3He - Kern, der genauso
entstanden ist, zusammen.
Rein rechnerisch gesehen müsste jetzt ein Heliumkern mit 4 Protonen und 2 Neutronen
entstanden sein. Beim Verschmelzen der beiden Helium- 3He - Kerne werden jedoch zwei
der vier Protonen wieder freigesetzt.
Die zwei freien Protonen bewegen sich weiter, um wieder andere Protonen zu treffen, und
alles beginnt von neuem.
Das Ergebnis der dritten Kollision ist somit ein Helium- 4He -Kern, der aus 2 Protonen und 2
Neutronen besteht, sowie den bereits erwähnten 2 freien Protonen.
Der Heliumkern ist jedoch nur zu 99,3% massiv, das entspricht nur 4 Protonen.
Doch wo ist die übrige Masse geblieben?
Sie ist in Energie umgewandelt worden, in Form von Gammastrahlung und Neutrinos.
Dies ist das Endprodukt der drei Kollisionen. http://de.wikipedia.org/wiki/Energie
Mit dieser Form der Energiegewinnung lebt die Sonne Milliarden Jahre lang, ein Riesenstern
hingegen nur Millionen Jahre.
Was geschieht in der strahlenden Zone? http://de.wikipedia.org/wiki/Strahlungstransport
*Im Kern des Sterns, wo die Brennvorgänge ablaufen, sind die Elektronen von den Protonen,
bedingt durch den Druck und die Hitze, getrennt. In der strahlenden Zone dagegen finden
sich sowohl freie Elektronen als auch solche, die Protonen umkreisen. Der Druck und die
Temperatur ist jedoch geringer als im Kern des Sterns.
Diese Zone ist ein großes Gebiet sehr dichter und sich schnell bewegender Protonen und
Elektronen, die nun von den Gammastrahlen aus dem Kern des Sterns bombardiert werden.
Da die Protonen dieser Gase in der strahlenden Zone mit ihren Elektronen verbunden und
hier außerdem viele freie Elektronen vorhanden sind, kann die Energie der Gammastrahlen
nicht leicht absorbiert werden und nach außen steigen. Statt dessen stoßen die
Gammastrahlen mit den Elektronen zusammen, werden zwischen ihnen hin- und her
geworfen, so wie die Kugel in einem Flipperautomaten.
Die Energie der Gammastrahlung wird durch diesen Vorgang absorbiert und als schwächere
Ultraviolett- und Röntgenstrahlen ausgestoßen.
Die Energie in Form von Licht braucht alleine 1.000.000 Jahre, um aus der strahlenden Zone
heraus in die Konfektionszone zu kommen.
Die Sonne verliert bei diesen Kernfusionsabläufen gegenüber dem Riesenstern nur ein
Bruchteil an Materie und Energie. +
Was ist die Photosphäre? http://de.wikipedia.org/wiki/Photosph%C3%A4re
Die Photosphäre ist wohl nur ca. 160 km tief. Sie ist die gasförmige trübe Sonnenoberfläche.
Sie gibt fast all die Energie ab, die die Planeten erhalten.
Ihre fast 6000° k heiße Oberfläche wirkt gesprenkelt, was von großen Feuerstürmen
hervorgerufen wird.
Diese peitschenden Granule bekommen Energie aus der Konfektionszone und geben sie als
Licht und Hitze ab. http://de.wikipedia.org/wiki/Granulation_(Astronomie)
Unter Granulen versteht man eine Granulation auf der Sonnenoberfläche, die man mit HaFiltern beobachten kann. http://de.wikipedia.org/wiki/H-alpha
Jedes einzelne Granul hat eine Ausdehnung von der Größe Europas (ca. 1400 km² im
Durchmesser). Supergranule erreichen einen Durchmesser von 10.000 bis 15.000 km².
Diese Granule nehmen aus der Tiefe der Konfektionszone die Energie auf, die die
Konfektionszone aus der strahlenden Zone bekommt.
Mit dieser Energie schießen sie nach oben aus der Granulationsebene heraus, geben dabei
Energie als Licht und Hitze ab und sinken abgekühlt wieder zurück, um wieder neue Energie
aufzunehmen. Ein ständiges Auf und Ab.
Die Photosphäre besteht wie die ganze Sonne, mit Ausnahme des Kerns, aus 75%
Wasserstoff, 24% Helium und 1% aller Elemente des Weltalls.
Was ist die Chromosphäre? http://de.wikipedia.org/wiki/Chromosph%C3%A4re
Die Chromosphäre ist eine halbdurchsichtige Gasschicht, die man nur mit Spezialfiltern oder
bei einer Sonnenfinsternis sehen kann. Mit einer Dicke zwischen 9600 und 16.000 km ist sie
recht dünn. In ihr tummeln sich gigantische Feuerwerke aus Sonnenflares und
Protuberanzen.
Obwohl die Gase so dünn sind, dass sie auf der Erde ein Vakuum wären, hat diese Zone
doch eine sehr bestimmte Struktur. Lange Gasfinger, die Spikulen, reichen in komplizierten
Netzen in den Weltraum.
Was ist eine Korona? http://de.wikipedia.org/wiki/Korona_(Sonne)
Die Korona ist die äußere Atmosphäre der Sonne und aller Sterne.
Sie ist einem Vakuum noch ähnlicher als die Chromosphäre, ist hunderttausendmal dunkler
als die Photosphäre und nicht ganz rund.
Sie verändert sich durch Gasströme, die bis zu 10 Sonnenradien lang sind.
Ihre trüben Gase sind nur mit einem Koronografen zu beobachten. Der natürlichste
Koronograf ist der Mond. Sie legen sich häufig auf die Linien des Sonnenmagnetfeldes.
Starke Sonnenwinde entweichen oft durch Löcher in der Korona.
Die Koronatemperatur variiert je nach Intensität der Sonne zwischen 2- 10 Millionen Grad
Kelvin. In Koronalen Löchern, also da wo Materie entweicht, liegt die Temperatur bei ca. 1
Million Grad Kelvin
Bei Riesensternen zwischen 10 – 200 Millionen Grad Kelvin.
http://de.wikipedia.org/wiki/Kelvin
2.3 Sterne mit Anfangsmassen 0.8 Sonnenmassen < M < 8 Sonnenmassen
Ist ein bestimmter Kernbrennstoff im Sternzentrum erschöpft, können die nächsten
Kernreaktionen erst dann beginnen, wenn der Druck und hierdurch die Temperatur hierfür
genügend hoch ist.
Die Zeit des Wasserstoffbrennens in jedem Stern, ist die längste und effektivste Phase in
seinem Leben.
Nach dem Ende des zentralen Wasserstoffbrennens wird der Stern zu einem kühlen Roten
Riesen. Er besteht in seinem Inneren nun aus Helium umgeben von einer ausgedehnten
Wasserstoff/Helium - Hülle. Schließlich zündet als nächste Fusionsstufe das zentrale
Heliumbrennen ( 100 Mio.° Celsius) und der Stern wird wieder heißer.
Warum geht das Heliumbrennen nicht übergangslos weiter?
*Ein Heliumkern besteht aus zwei Protonen und zwei Neutronen.
Die Abstoßungskräfte von Heliumkernen sind höher als die von Wasserstoffkernen.
Wer einmal zwei Magnete so gegeneinander hält, dass sie sich abstoßen, und nun versucht,
die sich abstoßenden Flächen gegeneinander zu drücken wird feststellen, dass man einige
Kraft in den Fingern benötigt, um sie zusammen zu halten.
Bei einem Versuch habe ich einen kleinen Magneten mit einem Durchmesser von drei
Zentimeter auf eine Küchenwaage geklebt und die abstoßende Seite eines gleich großen
Magneten soweit dagegen gedrückt, dass sich ihre Flächen fast berührten. Dabei stand ein
Gewicht von 1,4 kg auf der Waage an
Wie überwindet man diese Abstoßungskräfte in einem Stern?
Coulomb-Kraft
http://de.wikipedia.org/wiki/Coulombsches_Gesetz
Antwort: „Durch höheren Druck und den sich daraus ergebenden höheren Temperaturen.
Und wieder leistet die Gravitation die meiste Arbeit“.
Da das Wasserstoffbrennen mangels Brennstoff im Zentrum des Sterns „bildlich gesehen“
irgendwann abbricht und dann keine Energie mehr erzeugt wird, die dem Stern sein
Überleben dadurch sichert, dass die nach außen strebende Energie gegen die
Gravitationsenergie arbeitet, beginnt der Kern abzukühlen, und die Gravitation gewinnt die
Oberhand. Der „kühle“ Heliumkern wird jetzt zum einen von der ihn umgebenden weiter
brennenden Wasserstoffschale aufgeheizt und da Helium schwerer ist als Wasserstoff, zieht
die Gravitation den Heliumkern zusammen und der Heliumkern verdichtet sich unter seinem
eigenen Gewicht.
Die Gravitationsenergie verstärkt nun die Verdichtung und formt sie in Hitze um.
Die ungeordneten Bewegungen der Fermionen, erzeugen einen Druck, der den Stern gegen
den Gravitationskollaps stabilisiert, genauso wie die thermischen Bewegungen zu einem
Druck führen, der die Sonne stabilisiert, bis die Zündtemperatur des nächsten Brennens
erreicht wird.
Der Heliumkern wird so heiß, dass bei 100 Millionen Grad drei Heliumatome zu einem
Kohlenstoffatom verschmelzen und noch mehr Hitze entsteht.
Anmerkung: Hätte man beim Zeppelinunglück http://de.wikipedia.org/wiki/LZ_129
in Amerika, bei denen die Tanks der "Graf Zeppelin" mit Wasserstoff gefüllt waren, Helium
benutzt, wäre das Explosionsunglück nicht in dieser katastrophalen Form abgelaufen. Das
Unglück geschah durch elektrostatische Aufladung an der Außenhaut des Zeppelins. Die
Lackierung war hoch feuerempfindlich.
Es war die Außenhaut, die Feuer fing, und dann übertrug sich die Hitze auf die
Wasserstofftanks, die dann explodierten. Elektrostatische Aufladung wurden zur damaligen
Zeit noch nicht beachtet. +
Die Heliumfusion zu Kohlenstoff.
http://de.wikipedia.org/wiki/Drei-Alpha-Prozess
Von MPIFR Optical and Interferometry Group

Die Heliumschalenquelle wird in quasi zyklischen Abständen thermisch instabil. Diese
thermischen Pulse beeinflussen kurzzeitig Leuchtkraft und Radius des Sterns. Sie
können Mischprozesse auslösen und die ursprünglich sauerstoffreiche
Zusammensetzung der Hülle in eine kohlenstoffreiche Chemie verändern.
Kohlenstoffsterne machen einen großen Prozentsatz der AGB-Sterne aus und finden
ihre Erklärung in den Thermischen Pulsen. Die "Perioden" dieser Pulse betragen, je
nach Masse des Sterns, typischerweise einige 1000 bis 10000 Jahre.
Der Stern wird schließlich abermals zu einem Roten Riesen und hat den Asymptotischen
Riesenast http://de.wikipedia.org/wiki/AGB-Stern erreicht. Im Laufe der folgenden
Entwicklung steigt die Leuchtkraft stark an (bis zu einigen 10000 Sonnenleuchtkräften). Die
konvektive Hülle erreicht Ausdehnungen von mehreren Hundert Sonnenradien. Tief im
Inneren dahingegen kontrahiert der stellare Kern, während gleichzeitig seine Masse durch
die nach außen brennenden Schalenquellen anwächst. Der Kern wird somit immer massiver,
während die Hülle immer ausgedehnter und dünner wird. Seine Masse beträgt schließlich 0.5
bis 1 Sonnenmasse, mit etwa 1/100 Sonnenradius Durchmesser ist er aber um einen Faktor
10000 kleiner als die über ihm liegende Hülle.
http://de.wikipedia.org/wiki/Sonnenradius
Aufbau eines AGB Sternes
Die Entwicklung auf dem Asymptotischen Riesenast wird insbesondere durch folgende
Punkte gekennzeichnet:
 Viele AGB-Sterne sind aufgrund dynamischer Instabilitäten der Hüllenrandschichten
Pulsationsveränderliche
Typische AGB-Sterne sind z.B. Mira- und OH/IR-Sterne.
http://de.wikipedia.org/wiki/OH/IR-Stern
Als langperiodisch Veränderliche haben Mira-Sterne Perioden von 100 bis etwa 500
Tagen. Sie sind von einer zirkumstellaren Hülle umgeben, daher weisen ihre Spektren
sowohl im Optischen (stellare Komponente) als auch im Infraroten (zirkumstellare
Komponente) Intensitätsmaxima auf. Außerdem zeigen sie zu etwa 30% eine OHMaseremission bei 1665/67 und 1612 MHz. Die OH/IR-Objekte hingegen sind durch
die sie umgebenden dickeren Staubhüllen nur im Infraroten sichtbar und zeigen alle
die oben genannte Maseremission. Etwa 75% von ihnen sind periodisch veränderlich
mit Perioden bis zu 2000 Tagen.
 Die Heliumschalenquelle wird in quasi zyklischen Abständen thermisch instabil.
Diese thermischen Pulse http://de.wikipedia.org/wiki/AGB-Stern
beeinflussen kurzzeitig Leuchtkraft und Radius des Sterns. Sie können Mischprozesse
auslösen und die ursprünglich sauerstoffreiche Zusammensetzung der Hülle in eine
kohlenstoffreiche Chemie verändern. Kohlenstoffsterne machen einen großen
Prozentsatz der AGB-Sterne aus und finden ihre Erklärung in den Thermischen
Pulsen. Die "Perioden" dieser Pulse betragen, je nach Masse des Sterns,
typischerweise einige 1000 bis 10000 Jahre.
 Die Hüllenkonvektion http://www.ita.uni-heidelberg.de/~ulm/papers/Sternatm.pdf
dringt im Laufe der Entwicklung immer tiefer in den Stern ein. Sie kann sogar Gebiete
der Wasserstoffschalenquelle erreichen, wenn der Stern massereich genug ist (>5
Sonnenmassen). Dieses Eintauchen der ausgedehnten Hülle in tief liegende, nuklearaktive Gebiete führt zum sog. Hüllenbrennen, in dessen Verlauf die Chemie der Hülle
verändert wird. Kohlenstoff-Sterne können z.B. wieder in sauerstoffreiche und dann
jedoch ebenfalls stickstoffreiche Sterne transformiert werden. AGB Sterne mit
Hüllenbrennen sind im Gegensatz zu anderen Roten Riesen an ihrer Oberfläche stark
mit Lithium angereichert und weisen größere Leuchtkräfte auf.
http://www3.kis.uni-freiburg.de/~ovdluhe/Lehre/Einfuehrung/Einfuehrung_TOC.html
 Neutrinoverluste kühlen das Innere des Sterns und verzögern damit nachhaltig die
thermonukleare Zündung von Kohlenstoff, die den Stern durch die starke Entartung
der Kernbereiche zerreißen würde.
 Während der AGB Entwicklung kommt es zu immer heftiger werdenden
Massenverlusten durch schock- und staubgetriebene Winde, die zur Ausbildung
zirkumstellarer Staubhüllen führen. Durch die oft dramatisch ansteigenden
Massenverlustraten können AGB-Sterne bis zu 85% ihrer Anfangsmasse verlieren.
Dieser enorme Massenverlust ist nicht nur die weitere Entwicklung von
entscheidender Bedeutung, sondern auch für die Anreicherung des interstellaren
Mediums mit nuklear prozessierter Materie. Das so von den AGB-Sternen ins
interstellare Medium zurückgegebene und mit schwereren Elementen angereicherte
Material nimmt dann wieder an der Bildung neuer Generationen von Sternen (und
Planeten) teil.
Diese starken stellaren Winde beenden schließlich die AGB-Entwicklung, noch bevor
der stellare Kern die Chandrasekhar-Grenzmasse von 1.44 Sonnenmassen erreichen
kann, was zum Kollabieren des Kerns und zu einer Supernova-Explosion führen
würde. Denn sobald die Hüllenmasse (= Masse oberhalb des stellaren Kerns) nur
noch wenige 1/100 Sonnenmassen beträgt, schrumpft die Hülle, und der Stern
verlässt den asymptotischen Riesenast. Der stellare Kern enthält dann fast die
gesamte Masse des Sterns und ist bereits ein vorgefertigter Weißer Zwerg.
Typischerweise verbleibt zum Beispiel von einem 1-Sonnenmassen-Stern am Ende
der AGB-Entwicklung nur noch ein Rest von 0.6 Sonnenmassen , ein 7Sonnenmassen-Stern verliert etwa 6 Sonnenmassen. Größe und Entwicklung der
Massenverluste steuern somit die Aufenthaltsdauer in dieser wichtigen Phase der
Sternentwicklung.
Der Heliumfusionsablauf sieht anders aus als der Proton- Proton- Zyklus beim
Wasserstoffbrennen.
Der Heliumkern wird nun durch den Gravitationsdruck allmählich heißer.
Das Problem bei der Heliumfusion zu Kohlenstoff liegt darin, dass gleichzeitig drei
Heliumatome sich treffen müssen um zu fusionieren. Hier liegt jetzt ein kleines Problem. Sind
der Druck und die Temperatur im Kern noch nicht hoch genug, können sich bereits zwei
Heliumatome treffen. Dann haben wir ein Isotop mit der Massezahl 8 und wenn nicht binnen
von 10-16 Sekunden eine weiterer Heliumkern dazukommt, zerfällt dieses Isotop wieder, da
Kerne mit der Massezahl 5 + 8 sehr instabil sind. (Lithium und Berylium)
Erst wenn der Temperaturbereich von 100 Millionen Grad erreicht ist, wird diese Barriere
überschritten; das Helium explodiert in einem Heliumblitz, auch Flash genannt. und drei
Heliumatome verschmelzen zu einem Kohlenstoffatom und noch mehr Hitze entsteht.
*Das treibt die Temperatur im Sonnenkern so hoch, dass sich die Sonne, die sich durch die
Hitze des Wasserstoffschalenbrennens um den Heliumkern schon ausgedehnt hat, sich nun
weiter ausdehnt und mit gewaltigen Materieschüben, die in den Weltraum abgegeben
werden, immer mehr an Masse verliert. Siehe die einzelnen Schalen vom
Katzenaugennebel. +
Elementenentstehung durch Heliumreaktionen.
http://daten.didaktikchemie.uni-bayreuth.de/umat/elemententstehung/elemententstehung.htm
Die Atomkerne mit den Massezahlen 12, 16 und 20, also:
Kohlenstoff- 12C,
Sauerstoff- 16O
und Neon- 20Ne,
entstehen bei Heliumreaktionen aus Helium- 4He - Kernen.
Die Bildung eines Kohlenstoff- 12C - Kerns erfordert das gleichzeitige Zusammentreffen von
drei Helium- 4He - Kernen, da ein Kern mit der Massezahl 8 „bestehend aus 2
Heliumkernen“ nur während 10-16 Sekunden stabil ist; nur wenn er während dieser Zeit mit
einem dritten Heliumkern reagieren kann, kommt es zur Bildung eines Kohlenstoff- 12C Kerns.
An diesen kann dann ein weiterer Heliumkern angelagert werden, so daß man einen
Sauerstoff-16O - Kern erhält. Einige wenige dieser Kerne reagieren abermals mit einem
Heliumkern, wobei ein Neon- 20Ne - Kern entsteht.
Je nach den unterschiedlichen physikalischen Bedingungen ergeben sich unterschiedliche
relative Häufigkeiten für die verschiedenen Elemente.
Beim Ablauf der Prozesse in einem Stern unter hydrostatischen Gleichgewichtsbedingungen
ergibt sich eine andere Elementenverteilung, als wenn die Prozesse in entarteter Materie
explosionsartig „in Form eines „Flahs“, Blitz“ ablaufen, da dann die Temperatur innerhalb
kurzer Zeit so extrem ansteigt, dass auch Kernreaktionen mit einem höheren
Temperaturbedarf stattfinden können; es werden dann mehr massereichere Atomkerne
gebrannt.
Bei höheren Temperaturen sind gleichzeitig mit den Heliumreaktionen auch andere
Kernreaktionen möglich, die die Elementenverteilung beeinflussen.
He + He ----->
Be + He ----->
Be = Berylium + Energie = 10-16 Sekunden Lebensdauer.
http://de.wikipedia.org/wiki/Beryllium
C = Kohlenstoff + Energie
An diesen kann dann ein weiterer Heliumkern angelagert werden, so daß man einen
Sauerstoff-16O - Kern erhält. http://de.wikipedia.org/wiki/Sauerstoff
Einige wenige dieser Kerne reagieren abermals mit einem Heliumkern, wobei ein Neon20Ne- Kern entsteht.
Je nach den unterschiedlichen physikalischen Bedingungen ergeben sich unterschiedliche
relative Häufigkeiten für die verschiedenen Elemente.
Atomkerne mit den Massezahlen 12, 16 und 20, also
„Kohlenstoff- 12C“ (bestehend aus 6 Protonen und 6 Neutronen),
„Sauerstoff- 16O“ (bestehend aus 8 Protonen und 8 Neutronen) und
„Neon- 20Ne“ (bestehend aus 10 Protonen und 10 Neutronen) entstehen bei
Heliumreaktionen aus Helium- 4He - Kernen.
http://de.wikipedia.org/wiki/Neon
Haben junge Sterne nach der Theorie eine Masse zwischen 5 und 11 Sonnenmassen, wird
durch das Aufheizen und wieder Abkühlen der Kernregion ein fortwährendes An- und
Abschwellen verursacht.
Ein Aufleuchten und Abschwächen der Leuchtkraft des Sterns sind die Folge.
Sie gehören in diesem jungen Lebensabschnitt zu der Gruppe der veränderlichen Sterne, die
Cepheiden genannt werden.
Von MPIFR Optical and Interferometry Group

Viele AGB-Sterne sind aufgrund dynamischer Instabilitäten der Hüllenrandschichten
Pulsationsveränderliche. Typische AGB-Sterne sind z.B. Mira- und OH/IR-Sterne.
Als langperiodisch Veränderliche haben Mira-Sterne Perioden von 100 bis etwa 500
Tagen. Sie sind von einer zirkumstellaren Hülle umgeben, daher weisen ihre Spektren
sowohl im Optischen (stellare Komponente) als auch im Infraroten (zirkumstellare
Komponente) Intensitätsmaxima auf. Außerdem zeigen sie zu etwa 30% eine OHMaseremission bei 1665/67 und 1612 MHz. Die OH/IR-Objekte hingegen sind durch
die sie umgebenden dickeren Staubhüllen nur im Infraroten sichtbar und zeigen alle
die oben genannte Maseremission. Etwa 75% von ihnen sind periodisch veränderlich
mit Perioden bis zu 2000 Tagen.
*Sie wirken wie Blinklichter im Universum. +
Dieser Zusammenhang ist für die Entfernungsbestimmung und die Schaffung einer
einheitlichen Entfernungsskala im Weltall von großer Bedeutung.
Als Eichpunkt nimmt man für diese Zwecke einen "Standardstern", der in einer Entfernung
von 10 Parsec steht. „1 Parsec sind 3,26 Lichtjahre oder 30,85 Billiarden km“. Auch
Supernovae vom Typ Ia nimmt man zur Entfernungsmessung.
http://de.wikipedia.org/wiki/Parsec
Bei diesem Stern wurde mindestens eine Beobachtungsgröße „z.B. die scheinbare Helligkeit
oder das Spektrum“ sehr genau vermessen.
Zusammen mit anderen Sternen, die diese Größe definieren, bildet man so ein festgelegtes
Bezugssystem.
*Hat man einen Cepheiden gefunden, beginnt man mit der Entfernungsmessung.
http://de.wikipedia.org/wiki/Cepheiden
Aus der beobachteten Lichtschwankung ergibt sich die absolute Helligkeit, aus der in
Verbindung mit der gemessenen scheinbaren Helligkeit unter Einbeziehung des
Standardsterns, die Entfernung des betreffenden Sterns und somit das Sternsystem, in dem
er sich befindet, ermittelt werden kann.
Bis man diese Möglichkeit der Entfernungsbestimmung erkannte, war man auf Parallaxen
(Winkelmessungen) angewiesen. Die Winkelverschiebung ist umso größer umso kleiner die
Gestirnsentfernung und umso größer die Ortsveränderung des Beobachters ist.
Sie stößt bei großen Gestirnsentfernungen an ihre Grenzen, da der Winkel immer kleiner
wird und dann nicht abgelesen werden kann. +
Verhalten der Sonne beim Heliumbrennen?
Bei Sternen in der Größe unserer Sonne entsteht beim Heliumbrennen hauptsächlich
Kohlenstoff. Aber auch Kalzium, Sauerstoff und Neonreaktionen sind möglich.
In der bedeutend kürzeren Zeit, als die das Wasserstoffbrennen in Anspruch nimmt, hat sich
beim Heliumbrennen unserer Sonne der gesamte Heliumvorrat im Zentrum hauptsächlich in
Kohlenstoff und etwas Sauerstoff umgewandelt, und das Heliumbrennen bricht ab.
„Hier endet nach Milliarden Jahren das Leben unserer Sonne“.
*Die Gashülle wird durch die Hitze des Heliumbrennens so groß, dass sie Venus und
Erdbahn verschluckt. Aufgrund der enormen Ausdehnung der Gashülle kühlt diese ab.
Optisch wirkt sie dann rot. Die Sonne wird zu einem roten Riesen, so wie "Beteigeuze", der
Schulterstern im Sternbild "Orion".
Hier wiederholt sich nun die Entwicklung: nach dem Verlöschen des zentralen
Heliumbrennens wird der Stern abermals zu einem Roten Riesen, der diesmal noch
ausgedehnter und leuchtkräftiger ist. Der Stern besteht dann in seinem Inneren aus einem
Kohlenstoff/Sauerstoff - Kern, der von einer helium- und einer wasserstoffbrennenden Schale
umgeben ist, er bevölkert nun den sog.
Asymptotischen Riesenast (Asymptotic Giant Branch, AGB).
Die Entwicklungswege für Sterne mit Anfangsmassen von 1, 3 und 40 Sonnenmassen im
Hertzsprung-Russell-Diagramm. Eingezeichnet sind ebenfalls einige Objekte, die mit der
Bispektrum-Speckle-Interferometrie-Methode beobachtet wurden. Die Kreise geben den
(ungefähren) Ort an. Die gestrichelte Linie kennzeichnet die sog. Alter-Null-Hauptreihe
(ZAMS=Zero Age Mean Sequence). Der Entwicklungsweg für 1 Sonnenmasse ist nur bis zur
Spitze des Roten Riesenastes gezeigt; der für 3 Sonnenmassen enthält auch die AGB Phase
und den Übergang zu den Weißen Zwergen; der 40 Sonnenmassen Entwicklungsweg endet,
bevor die Wolf-Rayet-Phase erreicht ist.
Asymptotischen
Riesenast
(Asymptotic Giant Branch, AGB)
http://de.wikipedia.org/wiki/AGB-Stern
3. Der Asymptotische Riesenast
Sterne mit Anfangsmassen zwischen etwa 0.8 und 8 Sonnenmassen - das sind mehr als
95% aller Sterne - werden zeitweilig zu Roten Riesen, die sich auf dem sog. Asymptotischen
Riesenast (Asymptotic Giant Branch, AGB) befinden. Mit Radien bis zu mehreren 100
Sonnenradien, Leuchtkräften von bis zu mehreren 10000 Sonnenleuchtkräften und
Oberflächentemperaturen von nur etwa 2500 bis 3000 K weisen sie wahrhaft extreme
Dimensionen auf.
Ohne Brennstoff und ohne Strahlenproduktion verliert die Sonne schließlich den langen
Kampf gegen die Schwerkraft und wird instabil. Jetzt zieht die Gravitation den Kern
zusammen.
Der Kern wird somit immer massiver, während die Hülle immer ausgedehnter und dünner
wird. Seine Masse beträgt schließlich 0.5 bis 1 Sonnenmasse, mit etwa 1/100 Sonnenradius
Durchmesser ist er aber um einen Faktor 10000 kleiner als die über ihm liegende Hülle.
Enorme Massenverluste prägen diese Entwicklungsphase und beenden die AGBEntwicklung, noch bevor das Kohlenstoffbrennen als nächste zentrale Brennstufe gezündet
werden kann. Der Stern hat bis zu 85% seiner ursprünglichen Masse in diesem
Entwicklungsstadium verloren. Die Oberflächentemperatur steigt schließlich wieder an, der
Stern beginnt, vom AGB abzuwandern und wird zunächst zu einem Zentralstern eines
Planetarischen Nebels.
Der abkühlende Kohlenstoffkern, der nicht genügend Masse besitzt um ein weiteres Brennen
auszulösen, kollabiert unter seiner Masse zu einem weißen Zwerg.
Durch den Kollaps werden hohe Temperaturen und Stoßwellen freigesetzt, die nun die
ausgedehnte Gashülle durchlaufen.
Bei etwa konstanter Leuchtkraft erhöht sich dabei die Effektivtemperatur von anfangs 3000K
auf über 100000K, sehr massereiche Zentralsterne (> 1 Sonnenmasse) können auch
500000K und mehr erreichen.
Das hat zur Folge, dass die Sonne wie ein Luftballon platzt und dem Universum „elementare
Bausteine“ für neue Sterne und Planeten zurück gibt.
Mit dem Wegsprengen der Außenschicht saugt der sich auflösende Stern alles noch
verbliebene Helium aus dem Kern.
Es bleibt nur noch der Kohlenstoffkern übrig.
Der "Kohlenstoffkern" verdichtet sich bis zur Planetengröße mit einer solchen Dichte, dass
ein Teelöffel seiner Materie eine Tonne wiegt und die millionenfache Dichte von Wasser hat..
Die vormals auf dem AGB abgeworfene und seitdem ständig expandierende Hülle wird dann
vom Zentralstern ionisiert. Wenn dessen Temperatur 30000 K erreicht, wird ein
Planetarischer Nebel sichtbar. Gegen Ende dieser Phase beginnt die Energieproduktion der
Schalenquellen zu versiegen, und Leuchtkraft sowie Temperatur des Sternes fallen ab. Die
durch Kontraktion und Neutrinoverluste dominierte Entwicklung zu einem Weißen Zwerg
beginnt, in deren Verlauf der Stern langsam auskühlt. *(Wo kommen die Neutrinos her?)+
http://quellebom.com/kategorie/kultur/kohlenstoffbrennen.php
Durch die hohe Dichte des Weißen Zwergs entarten seine Elektronen. Je mehr man sie
verdichtet, um so schneller bewegen sie sich und bilden so einen Gegendruck gegen die
Gravitation. Der Weiße Zwerg kann theoretisch ewig so weiterbestehen, da die Gravitation
ihn nicht besiegen kann.
Der weiße Zwerg wird ohne Brennstoff für die weitere Kernfusion trotzdem noch scheinen, da
er seine Zerfallsenergie ausstrahlen kann. Seine Effektivtemperatur liegt etwa bei < 40.000°
Celsius.
Doch auch diese Energie wird verbraucht, und dann kühlt der weiße Zwerg in dem kalten
Universum ab.
Mit dem letzten Rest der Abkühlung wird erst gelbes Licht, dann rotes Licht und schließlich
gar kein Licht mehr ausgestrahlt.
Er geht nach Millionen Jahren der Abkühlung wie eine Lampe aus.
Zuletzt ist der Zwerg so kalt wie der kosmische Raum um ihn herum und strahlt nichts mehr
aus. Der kohlenstoffreiche schwarze Zwerg ist dann im leeren Raum unsichtbar. Es gibt
dann keine Spur mehr von der einst strahlenden Sonne, ihren gewaltigen Anfängen, ihrem
ruhigen mittleren Alter mit ihren wunderschönen Planeten und ihrem späteren heftigen
Todeskampf. Er ist jedoch für das universale System nicht verloren.
Er kreist unsichtbar um das Zentrum seiner Galaxie, in der er als Stern lebte.
Auf seinem dunklen Weg kann er eine Materiewolke durchlaufen und sie stören. Entweder
löst sich diese dann auf oder fällt, wenn genügend Masse vorhanden ist, in sich zusammen
und es entstehen neue Sterne. Der Kreislauf schließt sich.
2.4 Sterne mit Anfangsmassen 8 Sonnenmassen < M < 11 Sonnenmassen
Die Entwicklung in diesem schmalen Massenbereich vollzieht sich ähnlich wie in dem gerade
geschilderten. Allerdings kommt es hier zur Zündung des Kohlenstoffbrennens (im nicht oder
nur schwach entarteten Bereich), an dessen Ende sich im Inneren ein entarteter SauerstoffNeon-Magnesium-Kern befindet, der von einer Kohlenstoff -, Helium- und
Wasserstoffschalenquelle umgeben ist. Auch hier führt die Entwicklung zu einem Weißen
Zwerg.
2.5 Sterne mit Anfangsmassen M > 11 Sonnenmasen
Für massereichere Sterne führt die Entwicklung nicht mehr zu einem Weißen Zwerg. Es wird
in immer kürzeren Entwicklungszeitskalen eine nukleare Energiequelle nach der anderen
(Ne-Brennen, O-Brennen, etc.) gezündet, bis der Kern - umgeben von einer entsprechenden
Anzahl von Schalenquellen - schließlich aus Eisen besteht. Eine weitere Fusion ist nicht
mehr möglich, da alle weiteren Fusionsstufen endotherm sind. Die fortlaufende Kontraktion
verbunden mit den sehr hohen Temperaturen führt schließlich zur Photodissoziation des
Eisenkerns und damit zum Kollaps. Es folgt eine Supernova-Explosion, nach der schließlich,
je nach Masse des Sterns, ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch verbleibt.
http://de.wikipedia.org/wiki/Dissoziation_(Chemie)#Photochemische_Dissoziation
S
ehr massereiche Sterne (100 Sonnenmassen) enden bereits nach wenigen
Fusionsstufen als Supernova (z.B. durch explosives Sauerstoffbrennen oder ElektronPositron-Instabilitäten).
Wie sieht nun das Innenleben eines Riesensterns aus?
Von „Alnilam“ im Sternbild Orion wissen wir, dass er zu der Leuchtkraftklasse B0 gehört. Er
ist 4 Millionen Jahre alt und war bei seiner Geburt ein Stern der Spektralklasse „O6“ und
gehörte sofort zu den Hauptreihensternen. http://de.wikipedia.org/wiki/Alnilam
Da er jetzt ein Stern des Spektraltyps B0 ist, besteht der Kern von Alnilam jetzt nicht mehr
aus Wasserstoff sondern aus Helium.
Die Wasserstoffbrennphase ist bei ihm beendet und das Wasserstoff - Schalenbrennen um
den Heliumkern hat begonnen. Jetzt wandert er im
„Herzsprung – Russel - Diagramm ganz oben rechts rüber zu den
Über – Überriesen.
Alnilam hat 250.000 Sonnenleuchtkräfte. Seine Masse beträgt 40 Sonnenmassen. und er hat
eine Oberflächentemperatur von ca. 40.000° C.
In dieser Klasse finden sich die größten Sterne im Universum wieder.
Nach dem Wienschen Verschiebegesetz strahlt „Alnilam" im Spektralbereich von 72nm.
72nm liegt im extremen Ultraviolett.
Das Wiensche Verschiebegesetz ist nach seinem Entdecker, dem Deutschen Physiker W. C.
Wien (1864 –1928) benannt worden.
http://de.wikipedia.org/wiki/Wiensches_Verschiebungsgesetz
Beispiele:
Temperatur
in (Kelvin)
1000° K
3000° K
4.000° K
5.000° K
5.800° K
6.500° K
7.000° K
14.000° K
290.000° K
3 Mio.° K
100 Mio.° K
290 Mio.° K
300 Mio.° K
Objekt
Glühendes
Eisen
Beteigeuze
Sonne
Rigel
Sonnenkorona
Galaxie
Wellenlänge
in (nm)
Spektralbereich
2900
fernes Infrarot
966
725
580
500
446
414
207
10
0,96
0,029
0,01
0,009
infrarot
rot
gelb
grün
blau
Violett
starkes violett
Röntgenstrahlung
Röntgenstrahlung
Röntgenstrahlung
Röntgenstrahlung
Gammastrahlung
Wenn ein Stern in so einem extremen Strahlungsbereich ab strahlt, kann er dann den
gleichen inneren Aufbau, wie ein kleiner Stern haben?
Um es noch mal zu verdeutlichen: Ein kleiner Stern baut sich von innen nach außen
folgendermaßen auf: Der Kern, die strahlende Zone, die Konvektionszone, die Photosphäre
und die Chromosphäre.
Nun hat ein Riesenstern wie Alnilam sich gegen ganz extremere Gravitationskräfte zu
wehren als es ein kleiner Stern wie unsere Sonne es tun muss, um nicht zu Kollabieren.
Folglich sind die Abläufe (Kernfusionsabläufe) in seinem Inneren viel schneller und sein
Leben wird hierdurch viel kürzer.
Nur als Vergleich zwischen beiden Sternen und nicht tatsächlich käme die Sonne mit einer
Wasserstoffbombenexplosion in ihrem Kern pro Stunde gegen die Gravitationskräfte an.
Bei einem Riesenstern müsste dies jede Sekunde passieren, damit er nicht zerdrückt wird.
Somit herrscht in einem Riesenstern ein ganz anderer Strahlungsdruck.
Da der Riesenstern diesen Wasserstoff - Kernprozess bedeutend schneller durchläuft, weil
die Gravitation ihm das aufzwingt, ändert er schon nach wenigen Millionen Jahren seine
innere chemische Zusammensetzung.
Haben Riesensterne eine Konfektionszone?
Kleine Sterne haben eine Konfektionszone. Ob Riesensterne auch eine haben, kann ich mir
nicht vorstellen.
*Meine vielleicht naive Begründung:
Der Strahlungsdruck aus dem Innern des Sterns ist viel zu stark und die Temperaturen zu
hoch.
Einen Vergleich bietet der Heizkessel im Keller eines Wohnhauses an, der für 80° C heißes
Wasser ausgelegt ist. Dieser soll jetzt einmal die Sonne mit ihrer Kerntemperatur von
15 Mio° C darstellen. Das 80° heiße Wasser wird durch ein Leitungssystem in die einzelnen
Heizkörper in den Wohnungen geleitet. Die Heizkörper stellen die Konfektionszone der
Sonne dar
Würde man versuchen, 500° C heißes Wasser durch das Heizungssystem zu leiten, würde
man einen Kraftwerkskessel benötigen, um diese Temperaturen zu erzeugen.
Diesen Kraftwerkskessel stellt der Riesenstern „Alnilam“ mit seiner Temperatur je nach
seiner elementaren Zusammensetzung von ca.100 bis 800 Mio° Celsius im Kernbereich dar.
Bei 500° Celsius gibt es kein Wasser mehr, sondern nur noch hochverdichteten Dampf, und
der Druck in den Heizungsrohren würde auf über 110bar ansteigen und würde die Zuleitung
zum Heizkörper, den Heizkörper und das gesamte Haus sprengen.
Wie soll mit diesem Druck und Hitze eine Konfektion auf einem Riesenstern möglich sein?
Nehmen wir unsere kleine Sonne mit einer Oberfläche von ca. 6 Billiarden km², dann ist der
>Teil der Sonne<, der sich an die strahlende Zone anschließt, also die Konfektionszone mit
ihren Granulen, und einer Temperatur von ca.6.000° Celsius >in seiner Struktur< sehr viel
„zähflüssiger“ als im gleichen Bereich des Riesensterns „Alnilam“ mit einer Oberfläche von
Trillionen km² und seiner Oberflächentemperatur von ca. 40.000 Kelvin.
1 Kelvin = -273,6° Celsius
Die Gase in diesem Bereich von Riesensternen werden mit steigender Temperatur immer
dünner und würden auf der Erde ein immer stärker werdendes Vakuum darstellen.
Die Strahlung des „Alnilam“ liegt im extremen Ultrviolettbereich und müsste nach der
strahlenden Zone direkt von der Photosphäre abgestrahlt werden. Hier kann es nach meiner
Vorstellung keine Konfektionszone geben.
Hoffentlich findet sich jemand, der mir das bestätigt, ob das so richtig ist, oder mir erklärt,
dass es ganz anders funktioniert.
Ultraviolette Strahlung ist für das menschliche Auge nicht sichtbar und hätte ein Riesenstern
Planeten, könnten Lebewesen wie wir nicht existieren, denn die kurzwellige Strahlung würde
alles organische Leben verbrennen.
„Durch den enormen Strahlungsdruck wirft ein Riesenstern durch seinen Sternwind
massenhaft Materie ins Universum und er hat einen enormen Masseverlust.
Es werden nun gewaltige Prozesse im Kern des Riesensterns freigesetzt, die den Anfang
seines Endes ankündigen und in einem gewaltigen Sterntod enden. +.
Wie alle Sterne beginnen spätere AGB-Sterne ihre Entwicklung zunächst mit der sog.
Hauptreihenphase.
http://de.wikipedia.org/wiki/Hauptreihe
Während dieser Phase, in der sich auch unsere Sonne befindet, verbrennt im Zentrum
Wasserstoff zu Helium. Nach dem Ende des zentralen Wasserstoffbrennens bildet sich um
den dann aus Helium bestehenden Kern eine Wasserstoffschalenquelle aus, in der weiterhin
Wasserstoff zu Helium fusioniert wird.
Der Stern verlässt die Hauptreihe und wird erstmals zu einem Roten Riesen, dessen
Heliumkern immer kompakter wird, während die Hülle sich ständig weiter ausgedehnt
(durchaus bis zu mehr als 100 Sonnenradien). An der Spitze des sog. Roten Riesenastes
zündet schließlich das Heliumkernbrennen, nach dessen Ende der Stern in seinem Inneren
dann aus einem entarteten Kohlenstoff/Sauerstoff-Kern besteht, der von zwei
Schalenquellen umgeben ist, in denen weiterhin Wasserstoff und Helium verbrannt werden.
Über diesem stellaren Kern befindet sich eine ausgedehnte konvektive Hülle.
Der Stern wird schließlich abermals zu einem Roten Riesen und hat den Asymptotischen
Riesenast erreicht. Im Laufe der folgenden Entwicklung steigt die Leuchtkraft stark an (bis zu
einigen 10000 Sonnenleuchtkräften). Die konvektive Hülle erreicht Ausdehnungen von
mehreren Hundert Sonnenradien. Tief im Inneren dahingegen kontrahiert der stellare Kern,
während gleichzeitig seine Masse durch die nach außen brennenden Schalenquellen
anwächst.
Der Kern wird somit immer massiver, während die Hülle immer ausgedehnter und dünner
wird. Seine Masse beträgt schließlich 0.5 bis 1 Sonnenmasse, mit etwa 1/100 Sonnenradius
Durchmesser ist er aber um einen Faktor 10000 kleiner als die über ihm liegende Hülle.
Wie kann man sich das Leben und das Sterben eines Riesensterns vorstellen?
*Ein Astrolaie wie ich einer bin, braucht ein einfaches Chema zum besseren Verständnis der
Zusammenhänge in den jeweiligen Abläufen im Lebenszyklus eines Sterns..
Die gewaltigen Kernprozesse setzen für ihren Ablauf unterschiedliche Temperaturen voraus.
Das beginnt mit dem Wasserstoffbrennen, bei dem Wasserstoff in Helium umgewandelt wird.
Es ist für jeden Stern die effektivste Energiegewinnung und erfordert die niedrigsten
Temperaturen, beginnend bei ca. 6 - 30 Mio.° Celsius.
Das Heliumbrennen beginnt bei ca. 100 Mio.° Celsius, bei dem Kohlenstoff entsteht.
Das Kohlenstoffbrennen beginnt bei ca. 800 Mio.° Celsius. Hierbei entsteht hauptsächlich
Sauerstoff.
Dann gibt es noch das Sauerstoffbrennen, das bei einer Temperatur von ca. 2 Mrd.° Celsius
abläuft und bei dem Silizium gebildet wird, und Umwandlungsprozesse noch schwererer
Elemente, die im Temperaturbereich von 3 Mrd.° Celsius liegen .
Bei den vorgenannten „Brennprozessen“ entstehen auch viele andere Elemente.
Wegen
des
Temperaturanstiegs
zum
Sternzentrum
hin
und
der
hohen
Temperaturabhängigkeit der Prozesse, sind diese in den Kerngebieten der Sterne
konzentriert.
Ist dort das Ausgangselement eines Kernprozesses verbraucht, kann dieser Prozess in einer
umgebenden Kugelschale um das "ausgebrannte" Zentralgebiet weiter ablaufen.
Die an einer Stelle im Sterninneren neu gebildeten Elemente verbleiben am jeweiligen
Entstehungsort.
Den typischen Zeitraum zwischen dem Beginn eines bestimmten Kernbrennens und dem
Erschöpfen des Brennstoffvorrates für diesen Prozess, bezeichnet man als nukleare
Zeitskala. http://www.tls-tautenburg.de/research/meus/vorlesung/scripts/v13_ws2004.pdf
Die nukleare Zeitskala für das zentrale Heliumbrennen ist wesentlich kürzer als die des
zentralen Wasserstoffbrennens, da u.a. beim Heliumbrennen pro Gramm "Brennstoff" nur
etwa ein Zehntel der Energie frei wird, die dem Stern beim Wasserstoffbrennen zu Verfügung
steht.
Es sind zwar Millionen Jahre, die diese Prozesse beanspruchen, aber im Gegensatz zur
Lebensdauer eines kleinen Sterns wie der Sonne, laufen diese Brennprozesse in diesem
kurzen Zeitrahmen explosionsartig ab.
Ist ein bestimmter Kernbrennstoff im Sternzentrum erschöpft, können die nächsten
Kernreaktionen erst dann beginnen, wenn der Druck und hierdurch die Temperatur hierfür
genügend hoch ist.
Die Zeit des Wasserstoffbrennens in jedem Stern ist die längste und effektivste Phase in
seinem Leben.
Nach einigen Millionen Jahren hat sich der gesamte Wasserstoffvorrat im Kern des Sterns in
Helium umgeformt und die Wasserstoffreaktionen brechen ab. +
Ab 20 Sonnenmassen eines Sterns ist er so groß, dass man durch das Heliumbrennen ihm
diese Turbulenzen in seinem Innern bis zu seinem Tod oft nicht ansehen kann. Er durchläuft
nicht die rote Riesenphase. Er endet bereits nach wenigen Fusionsstufen als Supernova
(z.B. durch explosives Sauerstoffbrennen oder Elektron-Positron-Instabilitäten).
* (Siehe SN 1987a) Hier explodierte der Stern als blauer Riese und nicht als roter Überriese.
+
Wie sieht das Innenleben eines Riesensterns nun aus?
*Bei einem Riesen sind Druck- und Temperaturverhältnisse bedeutend extremer.
So hat sich nach dem Heliumbrennen in seinem Zentrum mehr Sauerstoff als Kohlenstoff
gebildet. Auch hier bricht das Heliumbrennen im Zentrum des Sterns ab.
Da der Kohlenstoffkern dreimal so schwer ist wie ein Heliumkern und zwölfmal schwerer als
ein Wasserstoffkern, werden die Abstoßungskräfte von Element zu Element größer und die
brennfähigen Elemente immer schwerer.
Die Hitze des Heliumbrennens im Zentrum fehlt, und der Kern kühlt erneut ab. Er verdichtet
sich unter seinem eigenen Gewicht.
Erneut verstärkt die Gravitationsenergie die Verdichtung und formt sie in noch mehr Hitze
um. Aufgrund der größeren Masse verstärkt sich der Gravitationsdruck, den es in einem
kleinen Stern in dieser Stärke nicht gibt.
Das ist der Grund dafür, dass das Heliumbrennen jetzt in einer dünnen Schale um den
Kohlenstoff-Sauerstoffkern fortgesetzt wird.
Neben den eigentlichen Heliumreaktionen geschehen gleichzeitig weitere Kernprozesse. +
Der langsame Prozeß: http://www.kernchemie.de/Kernspek/nukleosynthese.html
In diesem Lebensabschnitt eines massereichen Sterns läuft nun ein langsamer Prozess ab,
der einen Zeitraum von ca. 100.000 Jahre beansprucht.
Hierbei kommt es zur Bildung von Atomkernen mit einer Massezahl größer "56".
Massereichere Atomkerne als das Element "Eisen- 56Fe" werden erzeugt, und das
geschieht durch den Einbau von zusätzlichen Neutronen in die schon vorhandenen
Atomkerne.
Wo kommen die Neutronen her?
Ein Beispiel:
*Das Element Eisen- 56Fe besteht aus 26 Protonen mit ihren Elektronen und 30 Neutronen.
Beide Zahlen zusammen ergeben die Massezahl eines Elementes.
Lagern sich beim Eisenkern neben den 26 Protonen und 30 Neutronen noch mehr
Neutronen an, wird dieser Kern irgendwann instabil.
Das Verhältnis zwischen Protonen und Neutronen wird zu groß, der Atomkern erleidet einen
„Beta-Zerfall“.
Das heißt, dass ein Neutron sich in diesem Zerfallsprozess in ein Proton umwandelt und das
geschieht so: An die 30 Neutronen des Eisenatoms lagern sich in Folge noch drei Neutronen
an. Wir haben dann einen Eisenkern bestehend aus 26 Protonen und 33 Neutronen.
Dabei handelt es sich um das sehr instabile Eisen- 59Fe Isotop.
Durch den Beta-Zerfall wird ein Neutron des Isotops in ein Proton umgewandelt.
http://de.wikipedia.org/wiki/Betastrahlung
Die Kernladungszahl wächst, und ein Elektron sowie ein Antineutrino werden ausgestoßen.
Das frei gewordene Elektron springt jetzt in eine äußere Schale des neu entstandenen
Elementenkerns und umschwirrt in einer Art Elektronenwolke den neuen Kern.
Das Antineutrino erleidet eine "Paarvernichtung", wenn es mit einem Neutrino
59Co
zusammentrifft. Durch diesen Prozess ist ein neues Element, dass Kobaltentstanden. Es setzt sich aus 27 Protonen mit ihren Elektronen und 32 Neutronen
zusammen.
Atomkerne mit einer Massezahl > 56:
Massereichere Atomkerne als Eisen- 56Fe entstehen durch den Einbau von zusätzlichen
Neutronen in die vorhandenen Kerne.
Wegen ihrer elektrischen Neutralität unterliegen die Neutronen nicht den elektrostatischen
Abstoßungskräften wie die positiv geladenen (Protonen) Atomkerne.
Der Neutroneneinbau erfordert daher keine allzu hohen Temperaturen.
Beim Neutroneneinfang erhöht sich die Massezahl der Atomkerne, ohne dass ihre
Ladungszahl zunimmt, es werden also immer schwerere Isotope des gleichen Elements
aufgebaut.
Kerne mit hohem Neutronenüberschuss sind nicht stabil, sie erleiden einen
Beta-Zerfall,“ bei dem sich ein Neutron dieses Isotops in ein Proton umwandelt“, wodurch die
Kernladungszahl wächst, und ein Elektron sowie ein Antineutrino ausgestoßen werden.
Durch fortlaufenden Beta-Zerfall erhöht sich bei gleichbleibender Massezahl die
Kernladungszahl so weit, bis die Neutronen- und die Protonenzahl im Atomkern in einem
solchen Verhältnis zueinander stehen, bei dem der Kern stabil ist.
Es ist ein stabiles Isotop eines neuen, massereichen Elementes entstanden.
Was passiert beim langsamen Prozess?
Der Beta-Zerfall im s-Prozess (von engl. slow, = langsam).
http://www.kernchemie.de/Kernspek/nukleosynthese.html
Alle Elemente, die links von der fett gedruckten Zahl stehen,
„114Cd*, 115In*, 120Sn*, 26Te* und 132Xe*“ entstanden im langsamen s-Prozess.
Alle Isotope, die rechts neben der fettgedruckten Zahl stehen 116Cd, 124Sn, 128Te und
130Te entstehen bei einer Supernova im schnellen r-Prozess (r = rapid = schnell).
Z = Protonenzahl
55
54
langsamer
-Prozess
Xe
124
53
52
Te
120
51
50
Sn
112
49
48
Cd
110
N > 62
Xe
126
Cs*
133
Xe Xe Xe Xe*
129 130 131 132
Xe
128
J*
127
Te Te Te Te*
Te
123 124 125 126
128
Sb
123
Sn
Sn
122
124
schnellerProzess
Te
122
Sb*
121
Sn Sn Sn* Sn Sn Sn Sn
114 115 116 117 118 119 120
In*
In
115
113
Cd
Cd Cd Cd*
Cd
111 112 113 114
116
63 64 65 66 67 68 69 70 71 72 73 74 75
N = Neutronenzahl
Cs Zäsium
Xe Xenon
J
Te
130
Jod
Te Tellur
Sb Antimon
Sn Zinn
In
Indium
Cd Kadmium
76 77 78
Dieser langsame Prozess läuft vor allem in massereichen Sternen ab, wenn in ihnen das
Heliumbrennen in einer Schale um das jetzt „Kohlenstoff- Sauerstoffhaltige Zentralgebiet“
stattfindet.
Die Freisetzungsrate von Neutronen ist bei derartigen Prozessen gerade so hoch,
dass der Prozess langsam abläuft.
http://www.zum.de/Faecher/Ch/Schoetschel/Kernchemie.pdf
Durch ihn können im Verlauf von etwa 100.000 Jahren alle Elemente bis
Bismut-209, aufgebaut werden.
http://de.wikipedia.org/wiki/Bismut
„Bismut-209“ ist der massereichste stabile Atomkern überhaupt.
„Der Aufbau noch massereicherer Atomkerne hat sofort deren Zerfall zu Blei 208Pb zu
Folge“.
http://de.wikipedia.org/wiki/Blei
Durch den fortlaufenden Beta-Zerfall entstehen immer mehr neue massereichere Elemente
wie Kupfer- 63Cu (mit 29 Protonen und 34 Neutronen),
Silber- 107Ag (mit 47 Protonen und 60 Neutronen),
Gold- 197Au (mit 79 Protonen und 118 Neutronen) oder
Blei- 208Pb (mit 82 Protonen und 126 Neutronen), um nur die geläufigsten einmal zu
nennen.
Je mehr Neutronen ein Element hat desto weicher wird es. Gold muss man Zusätze
beimischen, um es zu Schmuck verarbeiten zu können, da es sich bei geringstem Druck
verbiegt.
Und wer einmal ein Stück Blei in den Händen gehabt hat, weiß, wie weich dieses Material ist.
Wann setzt das Kohlenstoffbrennen ein?
http://de.wikipedia.org/wiki/Kohlenstoffbrennen
Hat die Hitze ca. 800 Millionen Grad erreicht, beginnt das Kohlenstoffbrennen.
Beim Zusammenstoß zweier Kohlenstoff- 12C - Kerne entsteht ein angeregter Magnesium24Ma - Kern, der seine Anregungsenergie in Form von Strahlung abgeben kann.
Bei der Strahlung handelt es sich um Gammastrahlung.
*1967 habe ich einen ABC-Lehrgang bei der Bundeswehr absolviert.
http://de.wikipedia.org/wiki/ABC-Abwehrtruppe_(Bundeswehr)
Wir bekamen den Ablauf einer Atombombenexplosion in einem Film zu sehen. Sofort nach
der Explosion, noch vor der Druckwelle, bewegte sich ein heller blitzartiger Lichtschein
konzentrisch vom Zentrum der Explosion weg.
Es waren Gammastrahlen.
Diese Strahlen lassen organische Substanzen wie Pflanzen, Mensch und Tier verdampfen.
Sie sind in der Lage Beton und Steine zu verbrennen und zu pulverisieren *.
Bei der Kohlenstoffreaktion entstehen mehrere Zerfallsmöglichkeiten. So kann er in einen
Magnesium- 24Ma - Kern und ein Neutron, oder in einen
23Na - Kern und ein Proton, aber auch in einen
Natrium20Ne - Kern und einen Helium- 4He - Kern oder in einen
NeonSauerstoff- 16O - Kern und zwei Helium- 4He - Kerne übergehen.
http://de.wikipedia.org/wiki/Magnesium
http://de.wikipedia.org/wiki/Natrium
http://de.wikipedia.org/wiki/Neon
http://de.wikipedia.org/wiki/Sauerstoff
„Die bei solchen Zerfällen entstehenden Wasserstoff- und Heliumkerne sowie Neutronen
werden sofort wieder verbraucht, indem sie bei Aufbaureaktionen in andere Atomkerne
eingebaut werden“.
Welcher Zerfallsprozess vorherrscht, hängt von der Temperatur ab.
Die Zeitskalen der einzelnen Brennphasen werden nun immer kürzer.
Hat der Stern mit dem Wasserstoffbrennen Millionen bis Milliarden Jahre gelebt, (je nach
Größe des Sterns) braucht er für das Kohlenstoffbrennen nur noch etwa 1.000 Jahre.
Das Neonbrennen ist nach etwa 10 Jahren beendet und für die Fusion von Silizium zu Eisen
und Nickel benötigt der Stern nur noch Sekunden.
Im Kern des Sterns hat sich durch das Kohlenstoffbrennen so viel Sauerstoff angesammelt,
dass das Brennen aufgrund von Kohlenstoffmangel abbricht. Der Kohlenstoff brennt jedoch
in einer Schale um den Sauerstoffkern weiter.
So wie die Schichten in einer Zwiebel, liegen die äußeren Schalen des Sterns mit seiner
Wasserstoffhülle über der Heliumschale, die Heliumschale über der Kohlenstoffschale und
die Kohlenstoffschale über dem Sauerstoff, der sich jetzt im Kern des Sterns befindet.
Die Schalen schieben sich immer weiter nach außen, der Stern schwillt an.
Bis zu ihrem Tod bleiben Über- Über- Riesensterne optisch meistens weiß-blau strahlend, so
wie der Stern, der bei seinem Tod als "Supernova 1987A" bezeichnet wurde.
*Dieser Stern, der als Supernova 1987a endete hatte nur eine Masse von 20
Sonnenmassen.
http://de.wikipedia.org/wiki/SN_1987A
Wir sehen, dass die Natur immer für eine Überraschung gut ist denn nach den theoretischen
Sternmodellen sollten doch auch die Riesensterne als Rote Überriesen sterben. Für mich
haben manche Riesensterne kaum Zeit zum Roten Riesenstadium zu kommen denn ihre
Kernfusionsabläufe sind so gewaltig und schnell dass sie als blauer Riese sterben
Nach dem der Kohlenstoff aufgebraucht war, brach das Kohlenstoffbrennen ab und jetzt
sollte das Sauerstoffbrennen einsetzen, aber wieder ist nicht genügend Hitze vorhanden.
Es ist der gleiche Vorgang wie bei den vorherigen Brennphasen der leichteren
Elemente. Wieder verstärkt die Gravitationsenergie die Verdichtung und formt sie in
für uns unvorstellbare Hitze um. Der langsame Prozess:
In diesem Lebensabschnitt eines massereichen Sterns läuft nun ein langsamer Prozess ab,
der einen Zeitraum von ca. 100.000 Jahre beansprucht.
Hierbei kommt es zur Bildung von Atomkernen mit einer Massezahl größer "56".
Massereichere Atomkerne als das Element "Eisen- 56Fe" werden erzeugt, und das
geschieht durch den Einbau von zusätzlichen Neutronen in die schon vorhandenen
Atomkerne.
http://de.wikipedia.org/wiki/Eisen
Nun beginnt das Sauerstoffbrennen: http://de.wikipedia.org/wiki/Sauerstoffbrennen
Erinnern wir uns an das Paulische Ausschließungsprinzip
Die Art von Druck, die einen Protostern stützt und die Temperaturen in ihm ansteigen lässt,
entsteht durch den Quantenmechanischen Effekt, das sogenannte „Pauli- oder
Ausschließungsprinzip“: Zwei gleiche Teilchen können nicht denselben Ort und den selben
Impuls besitzen.
>>In einem Weißen Zwerg sind es die „Elektronen“, die durch ihre schnellen Bewegungen
einen Gegendruck gegen den Druck der Gravitation ausüben<<.
>>Im Protostern übernehmen die Protonen und Elektronen diese Arbeit<<.
Um es noch einmal zu wiederholen, Protonen, Elektronen und Neutronen ist gemeinsam,
dass sie einen halbzahligen quantenmechanischen Drehimpuls oder >> Spin << besitzen.
Er verhindert, dass sie zu dicht zusammengepackt werden und dass „niemals“ zwei von
ihnen den gleichen >> Quantenzustand << einnehmen.
Das Ausschließungsprinzip zwingt jetzt den Sauerstoffatomen hohe Geschwindigkeiten auf,
je mehr man sie zusammendrückt, um so schneller bewegen sie sich. Diese immer
schnelleren Bewegungen dieser Atomkerne in einem Riesenstern, erzeugen einen Druck,
welcher der Kompression entgegenwirkt. Wenn die Sauerstoffatome sich so schnell
bewegen, kreuzen sich ihre Wege.. Es ist ein Reibungseffekt und Reibung erzeugt Hitze, die
die Zündtemperatur durch den Gravitationsdruck ansteigen lässt. Diese Vorgänge erfahren
alle Kerne in einem Stern bis hin zum Siliziumkern.
Durch den Zug der Gravitation wird die Hitze im Zentrum des Riesen immer größer. Hat sie
ca. 2 Milliarden Grad erreicht, setzt das Sauerstoffbrennen ein.
In dieser Reaktionskette entsteht aus:
zwei Sauerstoff- 16O - Kernen ein angeregter Schwefel- 32S - Kern, der seine
Anregungsenergie in Form von Gammastrahlen abstrahlen kann, der aber auch in
einen Schwefel- 31S - Kern und ein Neutron, oder in
einen Phosphor- 31P - Kern und ein Proton, aber auch in einen
Silizium- 28Si - Kern und einen Helium- 4He - Kern oder in
einen Magnesium- 24Ma - Kern und zwei Helium- 4He - Kerne übergehen kann.
Das Hauptergebnis der verschiedenen Möglichkeiten ist Phosphor- 31P, gefolgt von Silicium28Si - Kernen.
http://de.wikipedia.org/wiki/Schwefel
http://de.wikipedia.org/wiki/Phosphor
http://de.wikipedia.org/wiki/Silicium
*Beim Menschen würde man in diesem fortgeschrittenen Lebensabschnitt eine schwere
Lungenentzündung mit Fieberschüben und Schweißausbrüchen feststellen.
Diese Fieberschübe und Schweißausbrüche hat der Stern auch. Er stößt gewaltige Massen
seiner Materie mit seinen Sternwind ab.
Ein schönes Anschauungsexemplar ist der Stern "Eta-Carinae" +
http://de.wikipedia.org/wiki/Eta_Carinae
Im Kern hat sich jetzt soviel Phosphor und Silizium gebildet, dass auch das
Sauerstoffbrennen abbricht. Der Sauerstoff brennt auch hier in einer Schale um den
Siliziumkern weiter. Wieder kühlt der Kern ab und verdichtet sich.
Die Gravitationsenergie erhöht den Druck noch stärker auf den Kern, und die daraus
entstehende Hitze wird größer und größer.
„Das Siliziumbrennen“. http://de.wikipedia.org/wiki/Siliciumbrennen
Ab einer Temperatur von etwa 3 Milliarden Grad beginnt das "Siliziumbrennen". Aus zwei
Silicium- 28Si -Kernen wird ein "Eisen- 56Fe -Kern", „der Atomkern mit der höchsten
Bindungsenergie“.
Im Temperaturbereich von 3 Milliarden Grad stellt sich nahezu ein Gleichgewicht von
gegenläufigen Reaktionen ein. Energie wird jetzt nicht mehr erzeugt, sondern verbraucht.
Eisen wird nun bevorzugt "gebrannt".
Was als nächstes folgt, ist eines der spektakulärsten Ereignisse, die man in der Astronomie
kennt. Aufgrund seiner Bindungsenergie kann Eisen nicht weiter brennen. Da blitzschnell das
Siliziumbrennen mangels Brennstoff abbricht und keine Hitze mehr erzeugt wird, kühlt der
Kernbereich des Sterns wieder ab. Der Stern sicherte einst sein Überleben durch die in der
Kernfusion erzeugte Energie und Hitze, die nach außen strebt und so den Stern vor dem
Zusammenpressen durch die Gravitation schützt.
Was Millionen Jahre so andauerte, ändert sich nun in wenigen Sekunden.
*Anschaulich gesehen, bewegen sich im Kern des Sterns nun die 3 Milliarden Grad heißen
Eisenatome, vergleichbar mit einer Kohlenstaubwolke in einem Kohlekraftwerk, im
Drehimpuls des Sterns.
Der Kern beginnt jetzt, aufgrund seiner enormen Schwere, in sich zusammenzustürzen. Jetzt
stellt sich der Gravitation nichts mehr entgegen, der Kernbereich implodiert und zieht sich
immer weiter zusammen.
Mit anderen Worten, bei Über- Riesensternen ist die Kernregion zu massereich, um ein
Gleichgewicht als Weißer Zwerg zu erreichen - sie übersteigt die „ChandrasekharGrenze“ von 1,44 Sonnenmassen.
Da es keine Kernreaktionen gibt, die aus Eisen Energie gewinnen können, ist die
Brennstoffzufuhr beendet, und die Kernregion erfährt einen plötzlichen, katastrophalen
Kollaps. Dabei erreicht sie im Bruchteil einer Sekunde die Dichte eines Atomkerns „etwa die
Billiarden fache Dichte von Wasser!“.
Während dieses Kollapses werden die Kernreaktionen, welche die Kernreaktion aus Eisen
aufgebaut haben, rückgängig gemacht - die Eisenkerne werden in immer kleinere Stücke
aufgebrochen, bis nur noch eine Suppe aus Elementarteilchen übrig ist.
Wenn eine Abfolge von nuklearen oder chemischen Reaktionen einen bestimmten
Energiebetrag freigesetzt hat, dann ist eine gleich hohe Energiemenge nötig, um diese
Reaktionen umzukehren.
Woher stammt diese Energie?
Aus der Gravitation http://de.wikipedia.org/wiki/Gravitation
„Der Kollaps der Kernregion“ setzt einen Energiebetrag frei, der etwa der zehnfachen
Energie entspricht, die der Stern in seinem „gesamten Leben“ durch nukleare
Brennvorgänge erzeugt hat.
Anders ausgedrückt:
Über die Lebensdauer eines massereichen Sterns liefert die Gravitation und nicht die
nukleare Reaktion die meiste Energie, doch das tut die Gravitation fast vollkommen innerhalb
der letzten Sekunde im Leben des Sterns.
Zur Veranschaulichung:
*Nehmen wir eine Kohlenstaubwolke in einem Kohlekraftwerk.
http://de.wikipedia.org/wiki/Kohlenstaub
Die Kohlenstaubwolke setzt sich aus Billionen Staubteilchen zusammen, und stellen wir uns
vor, dass jedes Teilchen ein Eisenatom wäre. Dann stürzen mit ca. 60.000 km/s diese
Eisenatome jetzt auf den Mittelpunkt im Kern des Sterns zu, ballen sich dort zusammen und
bilden einen "riesigen Atomkern".
Die Hitze steigt auf bis zu 5 Milliarden° Celsius an.
Dieser riesige Atomkern ist außerordentlich fest gepackt und leistet einen extremen
Widerstand gegen jegliche weitere Kompression.
Die immer noch im Kollaps befindliche übrige Zentralregion prallt auf das plötzlich sehr steif
gewordene innerste Gebiet, das dadurch über seinen Gleichgewichtszustand hinaus
komprimiert wird, und es kommt zu einem Rückschwung in Form einer gigantischen
Stoßwelle.
In meiner Phantasie stelle ich es mir so vor:
1.) Da jeder Stern und somit auch sein Kern einen Drehimpuls hat, wird durch das
Zusammenstürzen der Eisenatome in das Kerninnere, gefördert durch den
Magnetismus der Eisenatome, der Drehimpuls des Kerns verstärkt.
http://de.wikipedia.org/wiki/Drehimpuls
Wenn der Kern sich verfestigt hat, leistet er extremen Widerstand gegen jegliche
Kompression, und jede weitere Materie, die auf ihn prallt, erhöht die Drehgeschwindigkeit.
Vergleichbar ist dieses Phänomen mit einem Spielzeug aus meiner Jugend, dass man DillDopp nannte. Es bestand aus einem Kegel und einer kleinen Peitsche. Der Kegel wurde auf
den Boden gestellt und mit der Peitsche angetrieben. Je öfter man nun zuschlug, desto
schneller drehte sich der Kegel.
http://www.mitmachwoerterbuch.lvr.de/detailansicht.php?Artikel=Dilldopp&Eintrag1=903
2.) Der Rückschwung treibt eine Stoßwelle mit einer Schnelligkeit von etwa 30.000 bis
50.000 km/s in die äußeren Schichten. Das sind Geschwindigkeiten zwischen 108 und 180
Millionen km in der Stunde! In diesem Stadium läuft nun ein "schneller Prozess" ab.
Da jetzt sehr viele Neutronen zu Verfügung stehen, ist die Zeit zwischen mehreren
Neutroneneinfängen so kurz, dass ein instabiler Atomkern nicht die Zeit hat, durch einen
Beta- Zerfall in einen stabilen Zustand überzugehen
Es erfolgt ein schneller Prozess (r-Prozess von engl. rapid, „schnell“)
Dieser führt zu einem Entwicklungsweg im Z- N- Diagramm rechts außerhalb des Gebietes
der stabilen Atomkerne; er verläuft in einem Bereich in dem sich die Kerne mit hohem
Neutronenüberschuss befinden.
Der schnelle Neutroneneinfangprozess findet bei Supernova Explosionen statt.
Dabei können in wenigen Sekunden schwere Kerne bis zum instabilen Californium- 254Cf
entstehen.
Am Ende dieses schnellen Prozesses entstehen instabile radioaktive Atomkerne, die
Aktinieden genannt werden, wie z.B.:
Thorium- 232Th mit 90 Protonen und 142 Neutronen,
Uranium- 235U
mit 92 Protonen und 143 Neutronen,
Uranium- 238U
mit 92 Protonen und 146 Neutronen und
239
PlutoniumPu mit 94 Protonen und 145 Neutronen.
http://de.wikipedia.org/wiki/Thorium
http://en.wikipedia.org/wiki/Uranium-235
http://translate.google.de/translate?hl=de&sl=en&u=http://en.wikipedia.org/wiki/Uranium238&prev=search
http://de.wikipedia.org/wiki/Plutonium
Unsere Sonne ist zu klein und mit zu geringer Masse ausgestattet, um den langsamen-oder
schnellen-Prozess in Gang zu setzen.
Dies ist auch ein Grund dafür, dass kleine Sterne nicht in einer Supernova, sondern in einer
Nova als „weiße Zwerge“ mit wunderschönen planetarischen Nebel enden.
Was passiert beim Sterbevorgang eines Riesensterns?
Aus meiner Sicht:
*Ab einer Temperatur von etwa 3 Milliarden Grad beginnt das "Siliziumbrennen"..
Jetzt müsste es dramatisch schnell voran gehen und binnen von ein paar Minuten entstehen
aus Silizium- Kernen, Eisen- Kerne. Atomkerne mit der höchsten Bindungsenergie“.
Wie soll man sich 3 Milliarden Grad Hitze vorstellen?. Es sagt sich so leicht.
Da es auf unserer Erde vergleichbares nicht gibt, macht sich jeder seine eigene Vorstellung.
Da irgendwann das Siliziumbrennen mangels Brennstoff abbricht und keine Hitze mehr
erzeugt wird, kühlt der Kernbereich des Sterns wieder ab. Aufgrund seiner Bindungsenergie
kann Eisen nicht weiter brennen.
Wir lassen nochmals Revue passieren:
Der Stern sicherte einst sein Überleben durch die in der Kernfusion erzeugte Energie und
Hitze, die nach außen strebt und so den Stern vor dem Zusammenpressen durch die
Gravitation schützt und was Millionen Jahre so andauerte, ändert sich nun in wenigen
Sekunden.
Jeder Stern hat seinen Drehimpuls.
Der Kern des Sterns hat diesen Drehimpuls auch. Es wird zwar keine Energie mehr erzeugt
aber anschaulich gesehen, bewegen sich im Zentrum des Sterns nun die
3 Milliarden Grad heißen Eisenatome, vergleichbar mit Staubteilchen in einer Staubwolke.
Da keine Energie mehr erzeugt wird, kommt die Gravitation mit ihrer Druckverstärkung zum
Zuge. Da es keine Kernreaktionen gibt, die aus Eisen Energie gewinnen können, ist die
Brennstoffzufuhr beendet, und die Kernregion erfährt einen plötzlichen, katastrophalen
Kollaps Die Eisenatome werden durch den immer höheren Druck beschleunigt und kommen
sich immer näher.
Was bei den brennfähigen Elementen ein Temperaturanstieg zu Folge hatte und ein neues
„Brennen“ einsetzen ließ, lässt bei Eisen durch die Reibung der Eisenatome einen
Magnetismus auslösen, der sie im Zentrum des Sterns zusammen zieht und der
Kernbereich hierdurch implodiert.
Die Implodierende Masseanzahl von Eisenatomen erreicht im Bruchteil von Sekunden die
Dichte eines riesigen Atomkerns, von 8 – 10 Kilometern im Durchmesser und das einst im
Stern vorhandene globales Magnetfeld wird beim Kollaps um das X-Milliarden fache
verstärkt, da es in dem riesigen Atomkern jetzt "eingefroren" ist.
http://de.wikipedia.org/wiki/Magnetismus
Durch das Gewicht des massereichen und schnell rotierenden Kerns entsteht ein noch
größerer Gravitationsdruck, als er bereits in seinem Lebensstadium erfahren hat.
Wenn Fermionen (Protonen, Elektronen und Neutronen) dicht zusammengepackt werden,
können sie sich nicht alle langsam bewegen. Das Ausschließungsprinzip von Pauli zwingt
den meisten von ihnen hohe Geschwindigkeiten auf.. Je mehr man sie zusammendrückt, um
so schneller bewegen sie sich. Diese Bewegungen erzeugen einen Gegendruck, welcher der
Kompression entgegenwirkt - zusätzlich zu jeglichem Druck, den die Teilchen möglicher
Weise aufgrund ihrer thermischen Energie ausüben, genauso wie die thermischen
Bewegungen der Teilchen zu einem Druck führen, der die Sonne stabilisiert.
Bei höheren Massen kann der Gegendruck niemals die Gravitation ausgleichen, ganz gleich,
wie stark der Stern auch komprimiert werden mag. Die >>Spannkraft<< des komprimierten
Gases, seine Fähigkeit, der Kompression zu widerstehen, wird geschwächt wenn die
Elektronen gezwungen sind, sich nahezu mit Lichtgeschwindigkeit zu bewegen und das
müsste hier der Fall sein. Die Gravitation setzt zehnmal mehr Energie frei, als zur
Zerlegung der Atomkerne nötig ist
Im Zentrum des Sterns hat sich nun ein dichter Kern von Eisenatomen gebildet.
Hat der Temperaturanstieg bei der Verdichtung der leichteren Elemente ein neues "Brennen"
einsetzen lassen, so bewirken Temperatur und Verdichtung in diesem Fall, dass die
Elektronen, die um die Protonen der Eisenatome kreisen, in die Protonen hineingepresst
werden und sich diese in Neutronen umwandeln. Dabei entsteht außer einem Neutrino auch
ein Positron. Es ist der inversen ß-Zerfall
Normalerweise sind Neutronen nur stabil, wenn sie an Protonen in Atomkernen gebunden
sind. Ein einzelnes Neutron zerfällt innerhalb von ca. zehn Minuten in ein Proton, ein
Elektron und ein drittes Teilchen, ein sogenanntes Antineutrino. Doch in der dichten
Kernregion sind die vorhandenen Elektronen bereits so dicht gepackt, dass aufgrund des
Paulischen Ausschließungsprinzip kein Raum mehr für zusätzliche Elektronen aus dem
Neutronenzerfall ist.
Diese übergroße Materiedichte führt dazu, dass die Neutronen immer dichter gepackt
werden.
Das ist so, als würden 1000 Tanker mit einer Masse von je 1 Million Tonnen auf die Größe
eines einzigen Zuckerwürfels zusammen gepresst. Die Kernregion wird eine Art gigantischer
Atomkern mit einer Größe zwischen 8- bis 20 km Durchmesser, und der ca. 1057 Neutronen
enthält.
Wenn die Gravitation zehnmal mehr Energie freigesetzt hat, als zur Zerlegung der
Atomkerne nötig ist, wohin gehen dann die überschüssigen 90% der Energie?
Etwa 90 Prozent diese Überschusses werden von subatomaren Teilchen, den sogenannten
Neutrinos, abgeführt. Sie nehmen viel Energie mit und üben somit einen Kühleffekt auf die
Kernregion aus. Das kommt der Gravitation sehr entgegen, da jetzt überhaupt keine
Gegenwehr in Form von Gegendruck mehr vorhanden ist. Von den Neutrinos, die bei diesem
Prozess massenhaft freigesetzt werden, durchfliegen die meisten aber nicht alle von ihnen
die Hülle des sterbenden aber noch nicht explodierten Sterns, ohne viel Schaden
anzurichten, da sie kaum mit anderer Materie reagieren.
Die restlichen zehn Prozent Neutrinos lösen dann eine Explosion aus, welche die äußeren
Schichten den Sterns davon bläst.
http://de.wikipedia.org/wiki/Neutrino
Die Positrone, die durch den inversen ß-Zerfall entstandenen sind, verbinden sich nun mit
den Elektronen, die sich in den Gasschichten des sterbenden Sterns befinden und beide
werden infolge der sogenannten „Paarvernichtung“ zerschlagen.
Da das jetzt ein fortlaufender Prozeß ist, entstehen bei der Paarvernichtung riesige Mengen
von Gammastrahlen, was die Temperatur bei diesem Sterbevorgang in der Sternhülle weiter
erhöht.
http://de.wikipedia.org/wiki/Druckwelle
Hat die Druckwelle die noch brennenden Schalen aus Silizium, Sauerstoff, Kohlenstoff,
Helium und Wasserstoff von innen nach außen durchmischt und die Oberfläche des Sterns
erreicht, explodiert dieser in einer leuchtenden und gewaltigen Supernova.
In der explodierenden Hülle einer Supernova befinden sich sehr dichte und extrem heiße
Teilchengase. Hier kommt es jetzt zu einem schnellen Neutroneneinfang.
Hatte beim langsamen Prozess (s-Prozess) das überschüssige Neutron Zeit, sich in ein
Proton, unter Freisetzung eines Elektrons und eines Antineutrinos umzuwandeln, stehen
beim schnellen Prozess (r-Prozess) viele Neutronen zu Verfügung, so dass ein massereicher
Elementenkern immer mehr Neutronen einfängt und es für eine Umwandlung der
eingefangenen Neutronen in ein Proton zu wenig Zeit vorhanden ist. Durch den schnellen
Prozess werden insbesondere die radioaktiven Elemente wie Uran und Thorium gebildet.
„Die Helligkeitszunahme beim Ausbruch ist so stark, dass die Supernova heller strahlt, als
die gesamte Galaxie, in der sie beheimatet ist“.
Die Bewegung von Materieschichten, von denen der Hauptteil der empfangenen Strahlung
stammt, bewegen sich auf den Beobachter mit einer Geschwindigkeit „je nach Supernovatyp“
von 18 bis 36 Millionen km in der Stunde zu.
Eine gewaltige Druckwelle durchläuft nun den kosmischen Raum nach allen Seiten. Wenn
die Supernova in den ersten 50 bis 100 Tagen in ihrer Helligkeit abnimmt, dauert es ca. 400
Tage bis sie erlischt.
Der einstmals strahlende Riesenstern mit einem Durchmesser, nehmen wir an, von ungefähr
30 Millionen km wird nun ein Neutronenstern mit einer Größe von ca. 8- bis 20 km und einer
Masse von 1 bis 3 Sonnenmassen. Die genaue Masse hängt davon ab, wie viel Materie er in
seinem kurzen Leben verloren hat.
Wenn ein Neutronenstern in Form eines riesigen Atomkerns und einer Masse von z.B. zwei
Sonnen, das sind 665.900 Erdmassen Gewicht, auf diese Größe zusammengepresst wird
und dann im Millisekundentakt pulsiert, sendet er eine Lichtstrahlung aus. Wir nennen ihn
dann „Pulsar“.
Was ist ein Pulsar?
http://de.wikipedia.org/wiki/Pulsar
https://www.youtube.com/watch?v=gb0P6x_xDEU
Ein Schnitt durch einen Neutronenstern würde in mancher Beziehung einem Schnitt durch
die Erde gleichen, mit einer Kruste und einem flüssigen Inneren und möglicherweise festem
Kern.
Die äußere Kruste sollte hauptsächlich aus Eisen bestehen, doch bei höheren Dichten
müssten die Hauptbestandteile immer exotischere neutronenreiche Kerne sein, wie Nickel-,
Germanium- und Kryptonkerne, die in einem Kristallgitter angeordnet sind.
„Viele dieser Kerne wären, wie auch die Neutronen, im Labor instabil: sie erleiden einen
Beta-Zerfall, indem sie ein Elektron und ein Antineutrino aussenden“.
In einem Neutronenstern ist dieser Zerfall jedoch aufgrund des Paulischen
Ausschließungsprinzips verboten, weil keine „unbesetzten Quantenzustände“ vorhanden
sind, welche die Elektronen einnehmen könnten.
Dringt man noch tiefer unter die Kruste, erreicht man Dichten von nahezu „108 Tonnen pro
Kubikzentimeter“. Unter diesen Bedingungen liegt die Materie hauptsächlich in Form von
freier Neutronen vor.
„Darüber hinaus zeigen die Neutronen die Eigenschaft einer Supraflüssigkeit“
http://www.wmi.badwmuenchen.de/teaching/Talks/Suprafluessigkeiten%20Einzel%202005.pdf
Supraflüssigkeiten haben sehr ungewöhnliche Eigenschaften, unter anderem eine
vernachlässigbare innere Viskosität. Ein Wirbel, der einmal in einer Supraflüssigkeit ins
Rotieren kommt, wird sich ewig weiter drehen.
*Ein im Stern vorhandenes globales Magnetfeld wird beim Kollaps um das Milliarden fache
verstärkt, da es in dem Neutronenstern jetzt "eingefroren" ist. +
Das Magnetfeld des Neutronensterns kann auch hier im einfachsten Fall als ein Dipolfeld
angesehen werden. Dipolfelder sind Felder, die von den Polen eines Objektes wegstrahlen
und zwei verschiedene Ladungen haben. In einem derartigen Magnetfeld werden Elektronen
nach außen getrieben und beschleunigt.
Wegen ihrer geringen Masse erreichen sie dabei sehr schnell nahezu Lichtgeschwindigkeit.
Nun sind sie aber an die Magnetfeldlinien gebunden und werden jetzt zur Mitrotation
gezwungen. Sie durchlaufen die dabei gekrümmte Bahnen der Magnetfeldlinien, was die
Aussendung von Synchrotronstahlung zur Folge hat.
http://de.wikipedia.org/wiki/Lorentzkraft
Bei der Synchrotronstahlung unterliegt ein Elektron bei seiner Bewegung in einem
Magnetfeld der sogenannten „Lorentz-Kraft“, die das Elektron auf eine Kreisbahn bzw. eine
Schraubenlinie um die Magnetfeldlinien zwingt. Wenn es könnte würde das Elektron gradlinig
von dem schnell rotierenden Körper wegfliegen. Durch den Zwang, den Magnetfeldlinien zu
folgen, wird das Elektron mit kinetischer Energie aufgeladen.
Die Energieabstrahlung erfolgt in der augenblicklichen Bewegungsrichtung in einen Kegel
hinein.
*Man stelle sich eine Kugel am Himmel vor, die sich zwar kreisrund aber aus unserem
Blickwinkel kegelförmig bewegt und immer dann, wenn die Kegelöffnung uns trifft sehen wir
den Blitz der Synchrotronstahlung.
Wie ein Blitzlicht mit sehr hoher Frequenz kann man den Pulsar dann von der Erde aus
beobachten. Mit optischen Gerätschaften geht es nicht. Man braucht hierfür
radioastronomische Geräte, da die Pulse eine so schnelle Folge haben, dass unser Auge
einen gleichmäßigen Lichtstrahl sieht. Das Radioteleskop vom Effelsberg in der Eifel ist so
ein Beobachtungsgerät. Die Radioschüssel misst 100m im Durchmesser. +
1974 haben Joseph Taylor und Russel Hulse von der Princeton University zwei
Neutronensterne im Sternbild Adler entdeckt, die sich gegenseitig umkreisen. Von einem
gelangen Radioimpulse in extremer Regelmäßigkeit zur Erde - mit einer Genauigkeit von drei
Millionstel Sekunden. Taylor und Hulse fanden Abweichungen dieser hochpräzisen „Uhr“ und
schlossen daraus, dass die Bahnen der Neutronensterne um drei Millimeter pro Umlauf
schrumpfen - eine Folge des Energieverlustes durch die Abstrahlung von Gravitationswellen.
Für ihre Entdeckung erhielten Hulse und Taylor 1993 den Nobelpreis für Physik.
http://de.wikipedia.org/wiki/PSR_1913%2B16
Konnte man schon Supernovae beobachten?
http://de.wikipedia.org/wiki/Supernova
Am 23.02 1987 wurde im Wassertank des Neutrino-Observatoriums von Kamiokande II in
Japan und der IMB- Detektor in Cleveland, Ohio - jeweils eine Handvoll Neutrinos
eingefangen, die man sich nicht erklären konnte.
Diese Observatorien sind speziell für die Neutrinoforschung unserer Sonne ausgearbeitet
worden. In der Nacht vom 23.- auf 24.02.1987 wurde von „Dr. Ian Shelton“ im Las
Campanas Observatorium in Chile eine Supernova in der "Großen Magelan'schen Wolke"
entdeckt, ca. 170.000 Lichtjahre von der Erde entfernt.
In der Nacht zum 23.02. hatte Dr. Shelton eine Aufnahme vom gleichen Himmelsausschnitt
gemacht, aber das Licht der Explosion hatte die Erde zu diesem Zeitpunkt noch nicht
erreicht.
„Die Neutrinos waren ja schon vor der Explosion unterwegs und trafen zeitversetzt vor dem
Licht der Explosion nach 170.000 Jahren Laufzeit auf der Erde ein“.
So wie die meisten Neutrinos, die bei den Kernfusionsprozessen in den Sternen und in einer
Supernova erzeugt werden, selbst den dichten Kern des kollabierenden Sterns ungehindert
verlassen, so durchquerten praktisch auch alle Neutrinos, die uns von SN 1987 A erreichten,
die Erde samt Neutrino-Detektoren und allem anderen völlig unbemerkt. Tatsächlich wurde
jeder Mensch auf unserem Planeten von etwa 100 Billionen Neutrinos von SN 1987 A
durchquert.
*Ich kann mir vorstellen, dass Neutrinos, die in einem Wassertank mit einem Wassermolekül
kollidieren auch im menschlichen Körper mit Zellen kollidieren kann, da wir ja auch zum
größten Teil aus Wasser besten. Verändern sich dadurch diese Zellen? Entsteht so auch
Krebs? +
http://de.wikipedia.org/wiki/Super-Kamiokande
Was wurde aus der Gashülle?
http://www.kreuzwort.net/fragen/gash%C3%BClle-eines-gestirns.htm
Die bei einer Supernova in den interstellaren Raum geschleuderten Gasmassen enthalten
sowohl Elemente, die in den vorangegangenen Entwicklungsphasen des Sterns gebildet
wurden, als auch solche, die erst während der Explosion entstanden sind.
Das trifft vor allem für die Elemente zu, die ihre Bildung dem schnellen Neutroneneinfang zu
verdanken haben.
„Die Supernovae spielen für die chemische Entwicklung der Sternsysteme, speziell auch des
Milchstraßensystems, die entscheidende Rolle“.
Die radioaktiven Elemente finden sich bei der Planetenentstehung auch im Planeteninneren
wieder. Radioaktive Elemente haben eine Zerfallszeit, die Halbwertszeit.
Dieser Wert gibt an, wie lange es dauert, bis die Hälfte der Atome zerfallen und damit ihre
radioaktiven Energien halbiert sind.
Radionuklide haben die Eigenschaft, sich unter Abgabe von Strahlung in andere Nuklide
umzuwandeln.
Mit Halbwertzeit wird die Zeitspanne bezeichnet, in der die Hälfte der Kerne bestimmter
Radionuklide zerfällt. Damit ist nur noch die Hälfte des ursprünglichen radioaktiven Materials
vorhanden. Nach einer weiteren Halbwertzeit sind nur noch 25% der Strahlung des Materials
vorhanden.
Sollte ein radioaktives Nuklid jedoch in ein anderes radioaktives Nuklid zerfallen, wäre nach
der Halbwertzeit nicht die Hälfte der radioaktiven Strahlung weg, sondern nur die Hälfte der
ursprünglichen Nuklide. Die Halbwertszeit liegt bei einigen tausend Jahren (ist jedoch sehr
unterschiedlich bei den verschiedenen Elementen, es gibt auch Elemente mit
Halbwertszeiten im Sekundenbereich!).
Halbwertzeiten http://de.wikipedia.org/wiki/Halbwertszeit
Bezeichnung
chem. Zeichen
Halbwertzeit
Strahlungsart
Tritium
3H
12 Jahre
Beta
Strontium
Americium
Plutonium
Plutonium
Techneticum
Neptunium
Jod
Uran
90Sr
28 Jahre
241Am
458 Jahre
240Pu
6.600 Jahre
238Pu
24.400 Jahre
99Tc
210.000 Jahre
237Np
2.100.000 Jahre
129J
17.000.000 Jahre
236U
24.000.000 Jahre
Beta
Alpha + Gamma
Alpha + Gamma
Alpha + Gamma
Beta
Alpha + Gamma
Beta + Gamma
Alpha + Gamma
*Da diese Elemente beim Sterntod nicht alle zur gleichen Zeit entstanden sind, entsteht eine
Zerfallskette. Bei diesem Zerfall entsteht Wärme. Diese Wärme treibt in unserer Erde mit den
Gezeitenkräften des Mondes und ihrer Eigenrotation die Produktion des Magmas an. +
Auf den Jupitermonden Europa und Ganymed, wo sich Wasser unter einer Eiskruste
befindet, verhindert die Zerfallswärme der radioaktiven Elemente in Verbindung mit den
Gezeitenkräften des Jupiters ein Ausfrieren der Galileischen Monde.
In der Natur geschieht nichts aus Zufall. Alles findet seine Begründung.
Die ausgeschleuderten Gasmassen der Supernova enthalten eine große Menge
Wärmeenergie, die mit Überschallgeschwindigkeit auf die umgebende interstellare Materie
auftrifft, wodurch die stoßende und gestoßene Materie stark komprimiert und auf
Temperaturen von etwa „2 bis 15 Mio.° Celsius“ aufgeheizt werden können.
Traumhaft schöne Wolkengebilde wie der Krebsnebel werden sichtbar, wenn man gute
Beobachtungsgeräte benutzt und einen dunklen wolkenlosen Himmel zur Verfügung hat.
Und was bewirkt die Druckwelle?
Die Druckwelle breitet sich im kosmischen Raum wie das Licht in konzentrischen Kreisen
aus. Auf ihrem Weg kann sie in Räume vorstoßen, in denen sich eine massereiche instabile
Wolke befindet.
Beim Durchlaufen der Wolke wird diese gestört, kann sich auflösen oder in sich
zusammenfallen. Neue Sterne entstehen wieder. Es bleibt ein immerwährender Kreislauf.
Die Druckwelle kann auch durch unser Sonnensystem laufen.
Gerne würden wir wissen, welche Auswirkung das auf die Erde und unser Sonnensystem
haben könnte.
Aus diesem Grund wurde z.B. südlich von Hannover das GEO 600, eins von weltweit
mehreren „Gravitationswellendetektoren“ gebaut.
http://de.wikipedia.org/wiki/GEO600
Dieser Detektor besteht aus einem Gebäude, in dem sich ein Laser, eine Fotodiode und
Messinstrumente befinden. Von diesem Haus aus liegen im Winkel von 90° zwei Rohre von
je 600 m Länge, in denen ein Vakuum herrscht. Am Ende der Röhren befindet sich jeweils
ein Spiegel. Am Schnittpunkt der beiden Röhren im Gebäude, befindet sich ein
Strahlungsteiler. Ein Laserstrahl wird nun in diesem Strahlteiler aufgespalten und am Ende
der Röhren von den Spiegeln reflektiert. Die reflektierten Strahlen werden wiederum von dem
Strahlteiler auf eine Fotodiode geworfen, wo sie sich gerade auslöschen. Läuft eine
Gravitationswelle durch einen Arm der Apparatur, wird der Raum dort so verzerrt, dass die
Laserstrahlen nicht mehr deckungsgleich ankommen und die Fotodiode registriert Licht.
Gravitationswellen entstehen bei der Beschleunigung von Materie, beispielsweise beim
Kollaps oder der Rotation großer, kompakter Massen.
Diese Schwingungen möchte man messen und die Auswirkung beobachten.
Es genügt jedoch nicht, nur den Raum zu betrachten, die Zeit gehört als vierte Dimension
dazu. Die Gravitation ist die gekrümmte Raum-Zeit. Die Materie bestimmt, wie sich die
Raum-Zeit zu krümmen hat, und die Krümmung bestimmt, wie sich ein Körper in der RaumZeit zu bewegen hat.
Aus der Serie „Eine Galaktische Odyssee“, „die Fingerabdrücke Gottes“,
Was ist ein schwarzes Loch? (nach Einsteins Relativitätstheorie)
Gehen wir einmal von einem Himmelskörper von außergewöhnlicher Dichte aus, der sich im
Weltraum bewegt.
Rings um den von uns angenommenen Himmelskörper entsteht nun ein merkwürdiger
kugelförmiger Raum mit besonderen Eigenschaften.
Um es etwas anschaulicher darzustellen: Man nehme ein Tuch, dass an den vier Enden
gehalten wird. In die Mitte dieses Tuches legt man einen Apfel.
Das Gewicht des Apfels beult nun das Tuch nach unten aus, sowie der angenommene
Himmelskörper den ihn umgebenen Raum krümmt.
„Der kosmische Raum, in dem absolute Schwerelosigkeit herrscht, wird durch einen
massereichen Körper so stark gekrümmt, dass ein Hohlraum entsteht, in den wir nicht
hineinsehen können“. http://de.wikipedia.org/wiki/Schwerelosigkeit
Nehmen wir an, eine weit entfernte Lichtquelle sendet Strahlen aus. Licht breitet sich in
konzentrischen Kreisen aus.
http://www.helpster.de/konzentrischer-kreis-eine-erklaerung-fuer-schueler_143307
Jetzt haben wir zwei Möglichkeiten:
1. Wenn wir die Entfernung der Lichtquelle zu diesem Raum verringern, werden die
Lichtstrahlen durch das extrem starke Schwerefeld angezogen. Wenn wir die Lichtquelle in
das Innere dieses seltsamen Raumes versetzen, kann das Licht diesen Raum nicht mehr
verlassen.
2. Durch den gekrümmten Raum, der von dem massereichen Objekt verursacht wird, wird
das Licht von strahlenden Himmelskörpern (Galaxien, Sterne), die sich aus unserer Sicht
hinter
dem gekrümmten Raum befinden und die wir nicht sehen können, durch die
Krümmung des Raumes abgelenkt und als sogenannte Gravitationslinsen sichtbar. Das sind
bogenförmige Lichterscheinungen.
http://de.wikipedia.org/wiki/Raumkr%C3%BCmmung
Licht breitet sich zwar von der Quelle im Universum in konzentrischen Kreisen aus, auf
seinem Weg jedoch läuft es gradlinig weiter. Das Licht fährt keine Kurven.
Nicht der Lichtstrahl krümmt sich Raum, sondern der Raum ist gekrümmt, und der Lichtstrahl
folgt dieser Biegung. http://de.wikipedia.org/wiki/Gravitationslinseneffekt
„Der uns das vortäuscht, kann unter anderem ein Schwarzes Loch, aber auch Galaxien
können der Verursacher sein“.
Jede Materieansammlung, vom Atom bis zum Stern, krümmt den Raum um sich herum,
wobei die Stärke der Krümmung mit der Masse des Körpers zunimmt und mit wachsender
Entfernung zu ihm abnimmt. Der kosmische Raum ist ein dynamisches Gebilde, das sich
ständig um die sich bewegenden Himmelskörper herum verbiegt.
Der schnellste Bote ist das Licht. http://de.wikipedia.org/wiki/Lichtgeschwindigkeit
Wie kompakt muss ein Himmelskörper sein, um selbst das Licht am Entweichen zu hindern
oder es umzulenken?
Eine praktische Überprüfung stellte die Wissenschaftler vor scheinbar unlösbare Probleme.
Wie sollte man ein Objekt nachweisen, das dunkel ist und keinerlei Informationen entweichen
lässt? Die astronomische Beobachtung begann erst gegen Ende 1970 in Kenia.
Von Kenia aus wurde der Röntgensatellit "Uhuru" gestartet. Das Projekt stand unter der
Leitung von Riccardo Giacconi und einer Gruppe von amerikanischen Wissenschaftlern.
Es gibt zahlreiche Erscheinungen, die mit energiereicher Röntgenstrahlung verbunden sind.
http://de.wikipedia.org/wiki/Uhuru_(Satellit)
Da diese Röntgenstrahlung jedoch von der Erdatmosphäre absorbiert wird, war man für die
Untersuchung der Quellen dieser Strahlung auf Satelliten angewiesen.
Man fand heraus, dass es sich bei den Röntgenstrahlern in der Hauptsache um
Neutronensterne und die Überreste von Supernovas handelte.
Allerdings beobachtet man auch eine überaus starke Röntgenstrahlung, die von einem
Objekt ausging, das man als „Zygnus X1“ bezeichnete, und die man sich nicht erklären
konnte
Das Objekt Zygnus X1 liegt etwa im Zentrum des Halsbereichs des Sternbildes "Schwan".
http://de.wikipedia.org/wiki/Cygnus_X-1
Was ist die Ursache dieser Röntgenstrahlung?
http://de.wikipedia.org/wiki/R%C3%B6ntgenstrahlung
Die Beobachtungsergebnisse bestätigten die Existenz eines weiß blau leuchtenden Sterns,
etwa von der 16fachen Masse unserer Sonne.
Genauere Beobachtungen ergaben, dass dieser Stern offenbar um ein anderes unbekanntes
Objekt zu kreisen schien.
Das bedeutete, dass in der Nähe dieses blauen Sterns ein noch unbekannter, unsichtbarer
Himmelskörper mit extrem starker Gravitation existieren musste.
Die Untersuchung von Cygnus X1 anhand von Satellitendaten, von irdischen
Teleskopbeobachtungen und mit der Radioastronomie ergab die theoretische Erklärung
eines Doppelsternsystems, bestehend aus einem riesigen Stern und einem zweiten
kollabierten Stern.
Dieser kollabierte Stern musste darüber hinaus sehr klein sein, da er mit hoher
Geschwindigkeit pulsierte.
Dabei ergaben Massebestimmungen einen sehr viel höheren Wert als die Masse unserer
Sonne.
„Auf der Grundlage der allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein und der
Berechnung von Karl Schwarzschild musste man zu dem Schluss kommen, dass es sich hier
um ein schwarzes Loch handelt“.
http://de.wikipedia.org/wiki/Relativit%C3%A4tstheorie
Wie macht sich das schwarze Loch bemerkbar?
http://de.wikipedia.org/wiki/Schwarzes_Loch
Früher muss es in der Nähe des weiß blauen Riesen einen weiteren Riesen gegeben haben,
wobei diese Sterne sich umeinander drehten, also ein Doppelsternsystem.
Dann fand einer der Sterne sein Ende. Man geht davon aus, dass einer der massereichen
Sterne in einer Hypernova explodierte. Was von dieser Explosion übrig blieb, war ein
schwarzes Loch.
„Es war der gleiche Vorgang wie bei Algol, nur waren hier die beiden Sterne massereicher“.
Die Entwicklung eines engen Doppelsternsystems zu einem Röntgenstern:
Zu Anfang ihres Sternlebens haben beide Sterne 30 und acht Sonnenmassen.
Der schwerere Stern erschöpft als erster seinen Wasserstoffvorrat. Er bläht sich zu einem
Riesen auf und verliert Masse, die größtenteils auf den Begleiter überströmt. Seine
verbleibende Kernregion entwickelt sich jedoch weiter und explodiert als Supernova.
Da der explodierende Stern zu diesem Zeitpunkt masseärmer ist als sein Begleiter, reicht der
plötzliche Masseverlust nicht aus, um den Doppelstern auseinanderzureißen. Der kompakte
Überrest „ein Schwarzes Loch“ bleibt auf der Umlaufbahn um seinen Begleiter - einem „nun
sehr viel massereicheren“ hellen, blauen Stern und einem starken Sternwind.
Schließlich erreichte der starke Sternwind den Ereignishorizont des schwarzen Lochs.
Es bildet sich eine Akkretionsscheibe; eine Scheibe, die aufgrund großer
Rotationsgeschwindigkeit, in Verbindung mit der Anziehungskraft des massereichen Körpers,
Materie aufsammelt, festhält und dabei anschwellt.
http://de.wikipedia.org/wiki/Akkretionsscheibe
Materie spiralt um einen massereichen Körper, und hierbei kommt es zu einer Reibung der
spiralenden Materie. Durch die Reibung wird sie auf eine Temperatur von mehr als 10
Millionen Grad aufgeheizt, und es entsteht eine starke „Röntgenstrahlung“.
Diese Röntgenstrahlung wurde von dem Röntgensatelliten "Uhuru" aufgefangen.
Angesichts der Zahl von mehr als 200 Milliarden Sternen in unserem galaktischen System,
ist die Wahrscheinlichkeit groß, dass es noch andere schwarze Löcher gibt.
Alle Satelliten, die hierfür eingesetzt waren, suchten den Himmel systematisch nach weiteren
schwarzen Löchern ab.
http://de.wikipedia.org/wiki/Magellansche_Wolken
Die "Große Magellan'sche Wolke" ist eine Galaxie in der Nachbarschaft unserer Milchstraße.
In dieser Galaxie wurden zwei Objekte entdeckt, die als mögliche schwarze Löcher in Frage
kommen. Beide Objekte besitzen etwa die 10fache Masse unserer Sonne, haben dabei aber
nur einen Durchmesser von rund 15km. Alle diese Kandidaten sind Quellen einer starken
Röntgenstrahlung, wie sie Zygnus X1 aussendet.
Der einzige Hinweis auf schwarze Löcher im Universum, sind diese Röntgenstrahlen. Man
kann sie als Todesschreie der Materie bezeichnen, die in ein schwarzes Loch hineingezogen
wird.
Gelegentlich kommt es vor, dass selbst ein ganzer Stern in einem solch riesigen schwarzen
Loch verschwindet. Nehmen wir an, ein schwarzes Loch, das sich im Mittelpunkt des Wirbels
verbirgt, hat nun in seinem Gravitationsfeld einen fremden Stern eingefangen.
Der Stern nimmt eine tropfenförmige Gestalt an, während er sich dem schwarzen Loch
immer mehr nähert und schließlich verschluckt wird. Ein riesiger Strudel von Gasen entsteht.
Ein schwarzes Loch verursacht ein kontinuierliches Sterben von Materie. Es ist geschaffen
von der Schwerkraft, die das gesamte Universum beherrscht.
Wissenschaftler sagen heute die Existenz eines riesigen schwarzen Lochs auch im Zentrum
unserer eigenen Galaxis voraus.
Wie sieht nun die Welt aus, die das Zentrum unserer Milchstraße bildet?
http://de.wikipedia.org/wiki/Galaktisches_Zentrum
Das Galaktische Zentrum ist eine Welt, in der es keine Dunkelheit gibt, und die erleuchtet
wird von dem hellen Licht zahlloser Sonnen. Sie liegt im Sternbild des Schützen.
Leider befindet sich hier eine Dunkelwolke: eine ungeheure Ansammlung von Gas und
Staub, die die Sicht auf das galaktische Zentrum versperrt und die direkte Beobachtung des
schwarzen Lochs mit Teleskopen unmöglich macht.
Die Entfernung unserer Erde bis zum galaktischen Zentrum beträgt etwa 28.000 Lichtjahre.
Die Astronomen brauchten also eine neue Methode der Beobachtung, die es ihnen
gestattete, durch die Dunkelwolke hindurch zu sehen.
Die Lösung dieses Problems war der Einsatz der Radioastronomie.
Eine Anhäufung von riesigen Parabolantennen im amerikanischen Bundesstaat New Mexiko
bildet den großflächigen VLA - Komplex. Es ist das Very Large Areal. (sehr große Fläche)
http://de.wikipedia.org/wiki/Very_Large_Array
Insgesamt 27 solcher Antennen wurden zu einer riesigen Anlage zusammen geschaltet und
auf das galaktische Zentrum ausgerichtet. Es ist eine der größten Anlagen für
Beobachtungen des Kosmos, die der Mensch je errichtet hat.
Insgesamt drei Gruppen von je 9 Antennen wurden hier in Gestalt eines großen „Y“
aufgestellt. Jeder Schenkel dieses Ypsilon hat eine Länge zwischen 600 m und 21 km.
Damit wird eine Auflösung erreicht, die der Leistung einer gigantischen Parabolantenne
entspricht. Die Radiosignale, die die insgesamt 27 Antennen empfangen, werden kombiniert
und mit Hilfe eines Computers zu einem einzigen Bild verarbeitet. Die engste Annäherung
der Antennen ergibt eine Schenkellänge von 600 m. Das ergibt, auf das Zentrum unserer
Galaxie ausgerichtet, ein Gesichtsfeld von 200 Lichtjahren
Komplett ausgefahren beträgt die Schenkellänge jeweils 21 km.
Die Gesamtfläche der Anlage ist damit so groß, dass das gesamte Stadtgebiet von Berlin
beinahe darin Platz fände.
Die Auflösung der Anlage erreicht bei dieser Ausdehnung das 35fache und somit ein
Gesichtsfeld von 10 Lichtjahren. (komplett ausgefahren hat sie ein kleineres Gesichtsfeld
(200 Lichtjahre) als wenn sich nicht ganz ausgefahren ist (10 Lichtjahre)?)
Was gibt es nun im Zentrum unserer Galaxie zu sehen?
Aus drei verschiedenen Richtungen strömen Gase in die Mitte auf einen hellen Punkt zu. Ein
Ring dunkler Nebel, der das galaktische Zentrum umgibt, besitzt einen Durchmesser von
ca. 1200 Lichtjahren. Innerhalb dieses Ringes strömt die Materie, die sich aus Gas, Staub
und Molekülen aber auch festeren Substanzen zusammensetzt, in einer spiraligen Struktur.
Innerhalb dieser Strömung befindet sich ein beinahe kugelförmiger, leuchtender Punkt.
Selbst bei größter Kontrasteinstellung des Bildes bleibt dieser Punkt zu sehen. Das schwarze
Loch ist gar nicht so dunkel, wie angenommen. Es gibt dort etwas, das die Materiewolken
anzieht.
Aus der Tatsache, dass diese Materie immer schneller rotiert, je näher sie dem Zentrum
kommt, muss man folgern, dass es im Zentrum eine ziemlich große Masse gibt, die etwa drei
Millionen mal größer ist, als die Masse unserer Sonne.
Es wurde festgestellt, dass das Gas mit einer Geschwindigkeit von 200 km pro Sekunde
rotiert. Das sind 720.000 km in der Stunde.
Wie schnell muss sich ein Objekt mit der Masse von drei Millionen Sonnen drehen, um das
einfallende Gas auf solche Geschwindigkeiten zu bringen?
In dem ungeheuren Zeitraum von Milliarden Lichtjahren nach der Entstehung des
Universums gibt es rund 100 Milliarden weiterer Galaxien außerhalb unserer eigenen
Milchstraße.
Viele der Galaxien wurden erst mit Hilfe der Radioastronomie entdeckt und besitzen in ihrem
Zentrum ein schwarzes Loch.
Vergleichbar hiermit sind die Kondensstreifen von Düsenflugzeugen, die vom Zentrum weit
entfernter Galaxien ausgehen und eine Länge von mehreren hunderttausend Lichtjahren
erreichen können.
In einigen Fällen wird die Masse der schwarzen Löcher, die sich in den Zentren vieler
Galaxien befinden, auf das Millionenfache der Sonnenmasse geschätzt.
Das Phänomen "schwarze Loch", das seine Ursache in einer unvorstellbaren großen
Schwerkraft hat, gibt es tatsächlich.
*Eine Anmerkung aus meiner Sicht und Phantasie: (Diese Vermutungen, die hier zu lesen
sind, darf ich mir leisten, da ich nur ein Amateur bin und keinen "guten Ruf" in Fachkreisen
zu verlieren habe.)
Der Kohlenstoff, aus dem unsere Körper sind, das Eisen in unserem Blut, das Kalzium in
unseren Knochen, der Sauerstoff, den wir atmen, alle Elemente die wir kennen, aus denen
sich unsere Planeten zusammensetzen, sind Elemente, die ihren Ursprung in den Sternen
haben. Wir sind Kinder der Sterne und das Element, von dem alles ausging, war der
Wasserstoff.
Jeder Mensch hat sein ganz persönliches Erkennungsmerkmal, den Fingerabdruck, oder die
Iris im Auge. Auch Sterne haben einen "Fingerabdruck", den wir in den „Absorptionslinien“
wiederfinden. „Keiner gleicht dem anderen“.
Ein Karussell zum Vergleich
http://de.wikipedia.org/wiki/Kettenkarussell
Um einen Himmelskörper in der Schwerelosigkeit stabil auf seiner Bahn zu halten, muss er
rotieren. So muss ein Satellit auf seiner Umlaufbahn ebenfalls rotieren, um nicht ins Taumeln
zu geraten und dann abzustürzen. Die Erde dreht sich um ihre Achse.
http://de.wikipedia.org/wiki/Satellitenorbit
Nach neuesten Erkenntnissen dreht sich das Magma (glühend heiße zähflüssige Masse im
Kern der Erde) schneller, als ihre äußere Hülle. http://de.wikipedia.org/wiki/Magma
Man kann das Magma mit seiner schnelleren Rotation als Motor bezeichnen, der die
Drehung antreibt und gegen die Bremskraft des Mondes arbeitet, die durch die
Gezeitenwirkung ausgelöst wird. Die Sonne steht auch nicht unbeweglich im schwerelosen
Raum.
http://www.weltallkunde.de/Gezeiten.htm
Sie dreht sich ebenfalls um ihre Achse. Alle Planeten drehen sich um ihre Achsen und auf
Bahnen um die Sonne. Die Sonne besitzt in unserem System die größte Masse.
http://de.wikipedia.org/wiki/Sonnenmasse
http://de.wikipedia.org/wiki/Erdmasse
Sie ist für mich der Motor, der das gesamte System zusammenhält, stabilisiert und bewegt.
Ihre Gravitation wirkt noch in riesigen Entfernungen. Was sonst hielte die "Oortsche Wolke",
bestehend aus Milliarden Kometen und mit einer Ausdehnung von ca. 300 bis 1.000 AE um
die Sonne, und lässt sie nicht von ihr weg driften. (1 AE = 1 astronomische Einheit = 150
Millionen Kilometer) http://de.wikipedia.org/wiki/Astronomische_Einheit
Unser gesamtes Sonnensystem ist 28.000 Lichtjahre vom Zentrum unserer Galaxie entfernt
und zieht auf einem Spiralarm eine Kreisbahn um das Zentrum. Sie braucht dafür ca. 250
Millionen Jahre für eine Umrundung. Einfach irre, oder?
http://de.wikipedia.org/wiki/Galaktisches_Zentrum
Aber welche Kraft hält unser Sonnensystem auf dieser Bahn?
Was hält ein System wie unsere Galaxie zusammen, das einen Durchmesser von
100.000 Lichtjahren hat?
Dieses gigantische massereiche schwarze Loch im Zentrum unserer Galaxie?
Wir wissen, dass sich im Zentrum unserer Galaxie ein schwarzes Loch befindet.
Zum Vergleich: Unsere Erde wiegt ungefähr „6 Milliarden Billionen Tonnen“. Unsere Sonne
hat die Masse von 332.950 Erden.
Das schwarze Loch im Mittelpunkt unserer Galaxie soll ungefähr die Masse von 3 Millionen
Sonnen haben, und sein vorhandenes globales Magnetfeld wird um das Trilliarden fache
verstärkt, da es in dem massereichen Körper jetzt "eingefroren" ist.
Wenn es so ein schwarzes Loch ist, das in der Lage ist, Sterne aufzusaugen, so fallen diese
Sterne nicht einfach in das Loch, sondern werden durch eine unvorstellbare Anziehungskraft
und Rotation allmählich aufgesogen.
In welcher Abhängigkeit voneinander stehen die einzelnen Himmelskörper einer Galaxie?
Nehmen wir ein Kettenkarussell zum Vergleich. Im Mittelpunkt des Karussells sitzt der Motor,
der es antreibt. Beim Start ist der Festkörper des Karussells der Teil, der die Drehung
beginnt. Die Sitzkörbe am Ende der Ketten beginnen erst dann mit der Drehung, wenn sich
die Zugkraft vom Mittelpunkt über jedes einzelne Kettenglied bis zu den Körben übertragen
hat. Es liegt nahe, dass die Anziehungskraft des schwarzen Lochs mit seiner gigantischen
Gravitationsfeldstärke wie die Kettenglieder des Karussells wirken, an denen die Sterne
"befestigt" sind und in unserer sowie in allen anderen Spiralgalaxien und Kugelsystemen so
geordnet zusammengehalten werden.
Leben und Sterben von Sternen ist ein normaler Zustand im Universum.
Das schwarze Loch ist für mich nur ein "Hohlraum", verzerrt durch den schweren Körper, der
in ihm steckt. Das Magnetfeld des schweren Körpers kann auch hier im einfachsten Fall als
ein Dipolfeld angesehen werden.
Nach dem Faradayschen Induktionsgesetz wird in einem Leiter, der sich in einem zeitlich
veränderlichen Magnetfeld befindet, ein Strom erzeugt. Dieser Strom induziert wiederum ein
Magnetfeld (Amperesches Gesetz).
http://wwwex.physik.uni-ulm.de/lehre/el-2009/node28.html
http://de.wikipedia.org/wiki/Amp%C3%A8resches_Gesetz
Um die Äquatorebene, wo die Anziehungskräfte am größten sind, sammelt sich die
aufgesogene Materie in einer Akretionsscheibe.
„Die Akretionsscheibe ist der elektrische Leiter, in dem die Ströme induziert werden“.
Wenn ein Stern aufgesogen wird, ist es seine wasserstoffreiche äußere Hülle, die den ersten
Kontakt mit dem sehr schnell rotierenden massereichen Körper hat.
In diesem Magnetfeld werden jetzt die leichten Teilchen, Protonen mit ihren Elektronen, auf
dem massereichen Objekt je nach Einfallswinkel nach außen zu den Polen getrieben und
beschleunigt. Auch sie durchlaufen, bedingt durch die Verschiebung der Magnetachse
http://www.phywe.de/de/11208-00 zur Rotationsachse,
http://de.wikipedia.org/wiki/Rotationsachse gekrümmte Bahnen. Wegen ihrer geringen
Masse erreichen sie ebenfalls sehr schnell nahezu Lichtgeschwindigkeit.
http://de.wikipedia.org/wiki/Lichtgeschwindigkeit
Was die Synchrotronstrahlung
http://de.wikipedia.org/wiki/Synchrotronstrahlung
(s.o.) beim Pulsar als Blitzlicht darstellt, ergibt im Falle des schwarzen Lochs, durch den
ständigen Materieeinfall, eine energiereiche Dauerstrahlung, die nur radioastronomisch
beobachtet werden kann.
Befindet sich ein schwarzes Loch in einem Bereich, wo zurzeit keine Materie vorhanden ist,
wird man es auch nicht entdecken können.
Nun sind die Teilchen an die Magnetfeldlinien gebunden.
http://www.spektrum.de/lexikon/physik/magnetfeldlinien/9288
Sie werden so zur Mitrotation gezwungen und folgen den Magnetfeldlinien zu den Polen. Da
an den Polen des massereichen Körpers die Rotationsgeschwindigkeit am größten ist,
entsteht im Mittelpunkt der Pole ein "runder Teller", aus dessen Mitte die Magnetfelder
austreten. Die austretenden Magnetfelder könnten hier wie ein "Schiffsantrieb" wirken.
Der Antrieb erzeugt einen Wirbel.
http://de.wikipedia.org/wiki/Winkelgeschwindigkeit
Von der Natur der Dinge lernen:
http://de.wikipedia.org/wiki/Voith-Schneider-Antrieb
Durch die für uns unvorstellbare Rotationsgeschwindigkeit des Millionen Sonnenmassen
schweren Körpers im schwerelosen Raum werden nun durch die austretenden Magnetfelder,
die ein paar Grad Abweichung von der Rotationsachse aufweisen, ein derartiger Wirbel
erzeugt, dass eine Art "Korridor von Antigravitation" entsteht.
http://de.wikipedia.org/wiki/Rotationsachse
Vergleichbar mit dem senkrecht durchgehenden ruhigen Hohlraum (Auge) eines Hurrikans
auf der Erde. Hier sind auch Magnetfelder beteiligt.
http://de.wikipedia.org/wiki/Hurrikan
Durch diesen "Korridor" strömt mit ungeheurer Geschwindigkeit die Materie von den Polen
des schwarzen Loches weg. Hier müsste Antigravitation herrschen.
Wie sonst sollte etwas aus dem Raum des schwarzen Lochs, das alles anzieht, entweichen
können.
Die von den Polen weg strömende Materie sieht aus wie der Kondensstreifen eines
Düsenflugzeuges, die Jetstreams genannt werden. Diese astronomischen Jetstreams
können nur mit Radioteleskopen beobachtet und fotografiert werden.
http://de.wikipedia.org/wiki/Jetstream
Wer Jetstreams eines schwarzen Lochs auf einem Bild gesehen hat, wird bemerken, dass
sie von den Polen gradlinig wegstrahlen und nach den Messskalen Tausende von
Lichtjahren lang sind.
Meine Vermutung ist dahingehend, dass der "Korridor" so lang ist, wie der Wirkungsbereich
des schwarzen Lochs.
Tritt der Jetstream aus diesem Bereich aus, trifft die beschleunigte Materie auf interstellare
Materiewolken und durchmischt sich mit ihr
Das ist vergleichbar mit Korallen, die ihre Eier und Samen ausstoßen.
http://de.wikipedia.org/wiki/Koralle
Warum und wodurch entsteht die ungeheure Ansammlung von Sternen im Zentrum
einer Spiralgalaxie oder eines Kugelsternhaufens im Gegensatz zu einer irregulären
Galaxie wie der Großen Magellanschen Wolke, die auseinanderdriftet?
Zwingt das schwarze Loch mit seiner Gravitation und seinem Sog eine Galaxie mit
Milliarden Sternen und einem Durchmesser von 100.000 Lichtjahren zur Rotation?
Betrachtet man eine Spiralgalaxie, sollte man das annehmen.
Der massereiche Körper, der sich im "Hohlraum" des schwarzen Lochs versteckt, kann man
aus meiner Sicht als „Motor und Stabilisator“ dieses Systems bezeichnen.
http://translate.google.de/translate?hl=de&sl=en&u=http://en.wikipedia.org/wiki/Hohlraum&pr
ev=search
Wie könnten die ersten massereichen, schwarzen Löcher entstanden sein?
Nach der Abkühlung des Universums, nach dem Urknall, fehlte der kosmische Staub zur
Kühlung der Wasserstoffatome. Aus diesem Grund müssten die ersten Sterngenerationen
eine Größe gehabt haben, wie wir sie uns kaum vorstellen können. Übrig blieben von diesen
Giganten riesige schwarze Löcher. Sie könnten als Stabilisatoren für die nachfolgenden
Sterngenerationen und Sternformationen gedient haben.
http://de.wikipedia.org/wiki/30_Doradus
http://de.wikipedia.org/wiki/Liste_der_gr%C3%B6%C3%9Ften_Sterne
Das Ende des Universums aus meiner Sicht!.
So wie die in einer Kohlenstaubwolke in loser Form schwebenden Kohlenstaubteilchen, so
werden in ferner Zukunft die schwarzen Löcher und alle Restmaterie, die sie nicht aufsaugen
konnten, im Universum übrig bleiben.
Sind einmal alle Sterne und Galaxien ausgebrannt, fehlt auch hier die Energie, die gegen die
Gravitation wirkt, und das lichtlose Universum beginnt in sich zusammen zu stürzen, es
implodiert.
http://de.wikipedia.org/wiki/Implosion
Wenn es einen Urknall gegeben hat, hat das Universum auch ein Zentrum, dessen Lage wir
nicht kennen.
Auf dieses Zentrum stürzen dann aus allen Richtungen die Kohlenstaubteilchen in Form von
Schwarzen Löchern und alles, was sich sonst noch an Materie im Universum befindet, zu.
Nichts geht verloren, es wird nur umgewandelt. Es ist ein immerwährender Kreislauf der
Natur.
Wenn alles im Zentrum mit unvorstellbarer Wucht zusammenprallt, kommt es zur
"Umwandlung". Durch den Aufpralldruck wird ein weiterer Temperaturanstieg verursacht. Bei
diesem Temperaturanstieg wirken die 5 Milliarden° Celsius einer Supernova wie eine
Kerzenlampe im Vergleich zur Temperatur unserer Sonne.
Alle vorhandene Materie wird in einer trüben kosmischen Ursuppe verkocht.
Durch das "Verkochen" wird die Temperatur immer höher. Der Druck im gravitativen
kosmischen "Schnellkochtopf" wird so hoch, dass sich auch der letzte Rest von Materie in
Up- und Down-Quarks auflöst. Irgendwann kann der "Kochtopf" dem Druck nicht mehr
standhalten und explodiert.
Diese Explosion könnte wieder das sein, was wir heute, den Urknall genannt haben.
Machen wir einen Versuch zur Veranschaulichung
Wie soll man sich das Verdichten eines kohlenstoffreichen Zwerges und eines
Neutronensterns vorstellen? Wie erkläre ich es meinen Enkeln?
Der weiße Zwerg
Man nehme ein Einmachglas, fülle es bis zum Rand mit losem Raffinadezucker mittlerer
Körnung und wiege das Ganze.
Die einzelnen Zuckerkörnchen sind jetzt vergleichbar mit den Kohlenstoffatomen.
Die Zwischenräume der Zuckerkörnchen stellen die Elektronenbahnen dar, da diese um die
Protonen der Kohlenstoffatome kreisen.
Das mit Zucker gefüllte Glas stellt zusammen den kohlenstoffreichen weißen Zwerg dar.
Die Eisenatome.
Jetzt schütte man den losen Zucker in einen Mixer und mache Puderzucker aus ihm.
Anschließend fülle man den Puderzucker zurück in das Einmachglas und wiege das Ganze
erneut. Das Gewicht ist gleich geblieben, nur ist jetzt etwas mehr Platz im Glas.
Die einzelnen Zuckerstäubchen sind jetzt vergleichbar mit den Eisenatomen, die sich in loser
Form im Zentrum des Sterns befinden.
Kaum vorstellbar ist, dass es auch hier Zwischenräume zwischen den einzelnen
Staubpartikel gibt.
Die Zwischenräume der Staubpartikel stellen ebenfalls die Elektronenbahnen dar, da diese
um die Protonen der Eisenatome kreisen. Die Eisenatome (Puderzucker) sind mit ihren
Elektronen noch beweglich, wenn man das Glas schüttelt, fliegen sie durch das
Einmachglas.
Der Neutronenstern.
Jetzt schlägt die Gravitation zu.
Auf den Puderzucker schütte man etwas Wasser und verrühre das Ganze zu einem dicken
Zuckerbrei. Dabei wird man feststellen, dass der Zucker zusammensackt und jetzt noch
mehr Platz im Glas ist. Und wieder wird gewogen. Vom Volumen her ist bedeutend weniger
Zucker im Glas, aber das Gewicht hat natürlich von dem zugegebenen Wasser etwas
zugenommen. Das Wasser stellt jetzt die Elektronen dar, die durch den hohen Druck beim
Zusammenstürzen des ausgebrannten Sternzentrums in die Protonen der Eisenatome
gepreßt werden und sich bei diesem Vorgang in Neutronen umwandeln.
Sind Protonen vorhanden, können sie reagieren. Das heißt auf unser Beispiel mit dem
Zucker übertragen, dass es entweder die losen Körnchen oder Staubteilchen sind, die man
verstreuen kann.
Die Neutronen dagegen reagieren überhaupt nicht. Sie stellen jetzt den dicken
Zuckerklumpen im Glas dar.
Mensch und Zeit.
Die Natur kennt keine Zeit, nur wir Menschen.
Wir Menschen leben in einer Gesamtzeit auf der Erde, die im astronomischen Alter des
Universums so klein ist, dass man dieses Verhältnis mit der Größe eines Neutrinos zur
Größe des Sonnensystems vergleichen kann.
Meine zu Staub gewordene Materie wird einmal in ferner Zukunft erfahren, wie es tatsächlich
abläuft. Aber wie gerne würde ich die richtige Antwort heute schon wissen.
Kann man Licht sehen?
http://de.wikipedia.org/wiki/Licht
Eine oft gestellte Frage.
Aus meiner Sicht:
Wir sehen in einer klaren Sternennacht die funkelnden Sterne aber wo ist das ausgestrahlte
Licht der Sterne? Für mich ist somit das Universum gleißend hell von Photonen aller Sterne,
nur wir sehen dieses Licht nicht.
Haben Photonen auch einen Partner?
Die Weinberg - Salam Theorie:
http://de.wikipedia.org/wiki/Elektroschwache_Wechselwirkung#Z-_und_W-Bosonen
Alles hängt mit allem zusammen und nichts geht verloren.
Mein Körper besteht aus Materie, mein Geist aus einer elektromagnetischen Welle weil in
meinem Gehirn Ströme fließen. Wenn wir uns unterhalten tauschen wir Schallwellen aus die
unser Gehirn als elektromagnetische Schwingungen aufnimmt und für unser Verstehen
verarbeitet, damit wir antworten können.
http://www.dieterheidorn.de/Physik/LK_AG/SchwingungenWellen/K2_ElmagSchwingungen/K2_ElmagSchwin
gungen.html
Jetzt versucht einmal heraus zu finden, wer in unserem Gehirn die Funktion von
Kondensatoren, Widerständen, Spulen Schaltkreise und noch vieles mehr übernimmt?
Diese Schallwellen werden von unseren Ohren in elektromagnetische Impulse umgewandelt
und zum Gehirn geleitet. Man hat uns in Jahrelanger Kleinarbeit von Kind auf das ABC
beigebracht, wir können Dinge beschreiben und so verständigen wir uns über diese
Schwingungen. Alle Geräusche die wir hören sind Schwingungen. Unser tägliches Leben ist
von Schwingungen geprägt und Schwingungen beeinflussen unser Leben.
http://de.wikipedia.org/wiki/Schwingung
Stößt die Sonne eine hoch energetische Teilchenwolke aus und trifft diese die Erde, wird sie
durch das Erdmagnetfeld umgelenkt, elektrisiert aber unsere Atmosphäre.
http://de.wikipedia.org/wiki/Atmosph%C3%A4re
Diese erhöhten elektrischen Schwingungen beeinflussen unser Verhalten unterschiedlich.
http://www.hist-chron.com/atmosphaerenfahrt/10-01_drei-Van-Allen-strahlungsguertelNASA.html
Wie oft hat man schon unbewusst den Satz gesagt oder gehört. „ Was sind die Leute heute
wieder aggressiv unterwegs“.
Uns beeinflussen täglich Naturphänomene denen wir unterworfen sind. Da wir sie nicht
sehen können denken wir nicht darüber nach und so gibt es sie auch nicht.
Man sollte einmal darüber nachdenken.
Mein Ende.
Was passiert einmal mit meinen Schwingungen wenn ich sterbe?
Licht ist eine elektromagnetische Welle.
Man hat schon sehr oft davon gehört, dass Menschen, die sich in Grenzsituationen befunden
haben, also auf der Schwelle des Todes wieder zurück geholt wurden sagten: „Ich habe ein
Licht gesehen“. Für viele Menschen ist das Blödsinn, für mich nicht.
http://de.wikipedia.org/wiki/Grenzsituation
Nichts geht im Universum verloren, selbst die Geruchsmoleküle unserer Pupser zerfallen zu
Staub und bleiben dem System erhalten, aber in dem Moment wo ich sterbe trennt sich die
elektromagnetische Welle meines Geistes von der Materie meines Körpers und taucht in
das für uns unsichtbare Licht des Universums ein und so wird mein Geist wieder eins mit
dem Universum. Meine Materie zerfällt wieder zu Staub oder Asche, wenn ich verbrannt
werde.
Was ich mit Gewissheit sagen kann ist, dass ich immer Bestandteil dieses universalen
Systems war und bleiben werde, egal in welcher Form. Wenn die Sonne am Ende ihres
Lebens angelangt ist, hat sie die Erde bereits pulverisiert und alles was einmal darauf
existiert hat, auch alle Krankheiten wurden wieder zu Sternenstaub gemacht.
Dankbar bin ich heute der Natur, dass sie meine Materie so gestaltet hat, dass ich ihre
Schönheit wahrnehmen kann, sie verstehen und etwas zu begreifen versuche, ich
hätte auch eine Fliege sein können.
Dankbar bin ich allen Wissenschaftlern und Teleskopbastlern die mir als Laien
gedanklich und sehentlich einen winzigen Einblick in die Schönheit des Universums
ermöglicht haben.
Genießt jeden Tag denn jeder Tag ist ein schöner Tag auch wenn es manchmal nicht
den Anschein hat.
Ich lebe also erlebe ich und ich erlebe gerne.
Euer Sternfreund,
Heinrich Sommerkorn.