Einführung Astronomie

Einführung in die Astronomie
- von Christian Busch -
Dieses Skript ist nicht nur für Neueinsteiger gedacht, die sich mehr mit dem Thema
„Weltraum“ beschäftigen wollen, sondern auch für Lehrer(innen), die Material für die
Unterrichtsvorbereitung zu diesem Fachgebiet suchen. Daher haben wir mehrere
Themenbereiche ausgearbeitet, in denen wir das Universum auf eine leicht
verständliche Art und Weise erklären und darstellen möchten.
Wir werden die Reise durch den Kosmos in unserem Sonnensystem beginnen und uns
immer weiter in die Tiefen des Raums bewegen, wo uns die seltsamsten Dinge begegnen
werden, die so geheimnisvoll sind, dass wir sie mit unserem Verstand kaum erfassen und
begreifen können.
Wir hoffen, dass Sie mit diesem Skript ihr Wissen über unser Universum vertiefen
können. Für Anregungen, Lob und konstruktive Kritik sind wir Ihnen dankbar.
Ihre Space - Agents
Inhaltsübersicht
Um Ihnen einen kleinen Überblick zu geben, was Sie in diesem Skript erwartet, hier eine
kleine Themenübersicht:
1.) Das Sonnensystem (Seite 3)
-
Überblick über das Sonnensystem
Die Sonne:
Das innere Planetensystem
Das äußere Planetensystem
Kometen
2.) Die Welt der Sterne (Seite 24)
-
Was sind Sterne?
Das Leben von Sternen:
Sternleichen
schwarze Löcher
3.) Galaxien und Quasare (Seite 46)
-
Die Entstehung von Galaxien,
Die Milchstrasse
Die Welt der Galaxien
Quasare
Galaxienhaufen
4.) Kosmologie (Seite 69)
- Der Urknall:
- Die ersten vier Minuten
- Die kosmische Hintergrundstrahlung
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Unser Sonnensystem
Schon die alten Griechen kannten fünf unserer Planeten. Das waren Merkur, Venus, Erde
(die nicht mitgezählt wird), Mars, Jupiter und Saturn. Sie bemerkten, dass diese
"Sterne" nicht still am Himmel standen, sondern sich im Laufe der Wochen und Monate
zwischen den Sternen umherbewegten. Darum wurden sie auch Wandelsterne genannt.
Heute wissen wir, dass es keine Sterne sind, sondern Objekte, die von der Sonne
angestrahlt werden und sich auf Ellipsenbahnen um diese bewegen.
1. Überblick über das Sonnensystem
Zuerst wollen wir uns einen Überblick verschaffen, wie viele Planeten es gibt, in welcher
Reihenfolge sie um die Sonne kreisen und wie groß sie sind. Wir wollen auch erkunden,
wie weit die Planeten von der Sonne entfernt sind und uns die unterschiedlichen
Umlaufbahnen anschauen.
2. Die Sonne
Bevor wir uns den neun Planeten zuwenden, wollen wir die Sonne kennen lernen, da sie
das Zentrum unseres Planetensystems bildet. Wir wollen herausfinden, wie groß die
Sonne ist, welche Temperaturen im Inneren und an der Oberfläche herrschen, uns aber
auch mit Einzelheiten wie Sonnenflecken und gewaltigen Gasfackeln vertraut machen.
3. Das Sonnensystem
Das Sonnensystem kann man grob in zwei Bereiche einteilen. Nahe an der Sonne findet
man die vier Gesteinsplaneten, zu denen Merkur, Venus, Erde und Mars gehören. Im
zweiten Bereich findet man die vier Gasriesen Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun.
Aber auch Pluto zieht hier seine Bahn. Anders als die vier inneren Planeten weisen diese
Planeten keine feste Oberfläche auf. In diesem Kapitel wollen wir unseren neun Planeten
einen Besuch abstatten.
4. Kometen
Außer den Planeten kreisen noch zahlreiche kleine Gesteinsbrocken um die Sonne. Einige
dieser Himmelskörper bilden, wenn sie in die Nähe der Sonne kommen, einen Schweif
aus. Wir werden uns anschauen, wie diese Objekte entstanden sind, aus was sie
bestehen und werden auch auf die Frage eingehen, ob sie der Erde gefährlich werden
können.
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1. Überblick über das Sonnensystem
Das Sonnensystem ist die Heimat der Erde. Im Zentrum finden wir die Sonne, die 99.9%
der Masse in sich vereint. Um die Sonne kreisen insgesamt neun Planeten, zu denen auch
unsere Erde gehört. Daneben gibt es zwischen Mars und Jupiter, sowie hinter Neptun
zwei Asteroidengürtel, die jeweils aus ca. einer Million kleiner Planeten bestehen.
Zudem gibt es noch die Oort'sche Wolke, welche die Heimat von ca. 100 Milliarden
Kometenkernen ist.
In obigem Bild sind alle neun Planeten sowie die Sonne maßstabsgetreu dargestellt.
Schon jetzt fallen deutliche Unterschiede in den Größen auf. Die ersten vier Planeten
gehören zu den so genannten Gesteinsplaneten, da sie eine feste Oberfläche aufweisen.
Man bezeichnet sie auch als die "inneren Planeten".
Ab Jupiter beginnen die Gasriesen, die deutlich größer als die Erde sind und im
Gegensatz zu den inneren Planeten keine feste Oberfläche aufweisen. Eine Ausnahme
hiervon bildet Pluto, der wiederum zu den Gesteinsplaneten gehört. Diese fünf Planeten
bezeichnet man als "äußere Planeten".
Im August 2006 wurde Pluto der Planetenstatus aberkannt, wie wollen ihn hier aber
trotzdem weiter als Planet führen. Der Grund hierfür ist, dass man im Jahre 2003
hinter Pluto ein weiteres Objekt gefunden hat, das mit einem Durchmesser von 3000
Kilometern größer als Pluto war. Damit hätte unser Planetensystem 10 Planeten gehabt.
Da man aber nicht wusste, wie viele Objekte dieser Größe man noch findet und es auch
keinen Sinn ergeben würde, wenn unser Planetensystems eines Tages 30 Planeten hat,
wurden Pluto und alle weiteren Objekte dieser Größe zu Zwergplaneten degradiert.
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Im nächsten Bild wollen wir uns nun einen Eindruck von den Umlaufbahnen der Planeten
machen, welche hier maßstabsgetreu dargestellt sind. Damit es übersichtlicher wird,
wurden die Bahnen von Merkur, Venus und Erde weggelassen, da sie noch weit innerhalb
der Marsbahn liegen und somit kaum noch richtig dargestellt werden können.
Der mittlere Abstand der Planeten kann der folgenden Tabelle entnommen werden:
Merkur:
Venus:
Erde:
Mars:
Jupiter:
Saturn:
Uranus:
Neptun:
Pluto:
58
110
149
228
778
1.280
2.840
4.560
5.900
Millionen Kilometer
Millionen Kilometer
Millionen Kilometer
Millionen Kilometer
Millionen Kilometer
Millionen Kilometer
Millionen Kilometer
Millionen Kilometer
Millionen Kilometer
Es fällt auf, dass die Bahnen umso weiter auseinander liegen, je weiter man sich von der
Sonne entfernt. Man erkennt ebenfalls, dass alle Planeten – mit Ausnahme von Pluto eine kreisförmige Umlaufbahn besitzen. Die Bahn von Pluto weist noch eine weitere
Besonderheit auf: während alle Planeten in einer Ebene um die Sonne kreisen, ist seine
Bahn um 20° gegenüber dieser Ebene geneigt.
Die Größe unseres Sonnensystems kann man sich folgendermaßen veranschaulichen:
würde man die Sonne in den Mittelpunkt setzen und die Erde in einem Abstand von
anderthalb Metern platzieren, so wäre Pluto 60 Meter vom Mittelpunkt entfernt, die
Entfernungsunterschiede sind also gewaltig.
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2. Die Sonne
Die Sonne ist ein Stern wie alle anderen auch, aber ihre Nähe zu uns macht sie zu etwas
Besonderem. Sie ist mit einem Durchmesser von 1.4 Millionen Kilometern über
hundertmal (genauer: 110mal) so groß wie die Erde, was man sich mit einem Vergleich
sehr schön veranschaulichen kann: Wenn Sie ein 10 Cent Stück nehmen und damit die
Größe der Erde darstellen, dann wäre die Sonne so groß wie Sie selbst. Man kann es auch
anders ausdrücken: Angenommen, man würde die Sonne aushöhlen, könnte man eine
Million Erdkugeln hineinfüllen. Auch das veranschaulicht die Dimensionen der Sonne sehr
gut. Ihre Masse beträgt 2x10 hoch 30 Kilogramm, damit ist sie rund 300.000x schwerer
als die Erde.
Die Sonne ist in mehreren Schichten aufgebaut.
Ganz im Innern finden wir den Kern, der
sämtliche Energie produziert, die von der
Sonne freigesetzt wird. Obwohl er nur knapp
2% des Sonnenvolumens ausmacht, konzentriert
sich hier fast die Hälfte der Sonnenmasse. Da
die Temperaturen Werte von fast 16 Millionen
Kelvin erreichen, tritt die Materie in Form von
Plasma auf. Nun stellt sich die Frage, wie im
Kern überhaupt die gewaltigen Energiemengen
erzeugt
werden.
Das
geschieht
durch
Kernfusion, bei welcher vier Wasserstoffkerne
in einen Heliumkern umgewandelt werden.
Eigentlich ist es im Kern zu kalt für die normale Kernfusion, so dass die Reaktion nur
sehr langsam abläuft. Deshalb geht die Sonne sehr sparsam mit ihrem Brennstoff um
und kommt insgesamt 10 Milliarden Jahre damit aus. Dass die Kernfusion überhaupt
ablaufen kann, haben wir dem Quanteneffekt zu verdanken. Hierbei kommen sich zwei
Wasserstoffkerne so nahe, dass sie miteinander verschmelzen. Die Wahrscheinlichkeit
für eine solche Verschmelzung ist zwar sehr gering, aber die hohe Dichte und die
riesige Anzahl an Teilchen gleichen diesen Missstand aus.
An den Kern schließt sich die so genannte Strahlungszone an, die ca. 70% des Sonnenradius ausmacht. Dort wird die Strahlung, die im Kern erzeugt wird, nach außen
transportiert. Allerdings ist die Sonne hier noch so dicht, dass die einzelnen Quanten,
so nennt man die Strahlungsteilchen, immer wieder an Atomkernen gestreut werden.
Das führt dazu, dass sie alle paar Millionstel Sekunden eine andere Richtung
einschlagen, die sie auch wieder mehr in Richtung Zentrum führen kann. Deswegen
braucht diese Strahlung fast 200.000 Jahre, um der Sonne zu entkommen. Daneben
gibt es aber auch noch eine andere Art von Teilchen, die Neutrinos, die den Kern der
Sonne ungehindert verlassen können und ohne zusätzliche Zeitverzögerung achteinhalb
Minuten nach ihrer Erzeugung bei der Erde ankommen.
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Hinter der Strahlungszone beginnt die Konvektionszone. An der Grenze zur Strahlungszone ist das Plasma immer noch an die 2 Millionen Grad heiß. Die Wärme wird hier nicht
mehr durch Strahlung transportiert, sondern findet in Form von Umwälzungen statt.
Man kann sich dies sehr gut an einem Kochtopf mit heißem Wasser vorstellen, in dem
warme Blasen an die Oberfläche aufsteigen, dort abkühlen und wieder nach unten
sinken. Diese Blasen haben auf der Sonne einen Durchmesser von ca. 700 Kilometer, sie
sind also so groß wie Deutschland. Da frisches Plasma heißer als die übrige
Sonnenoberfläche ist, leuchtet es natürlich auch heller als diese und ist im Teleskop als
Granulation zu sehen.
Darüber schließt sich dann die Sonnenoberfläche an, aus der das Licht stammt, das wir
von der Sonne empfangen. Diese Photosphäre ist nur etwa 400 Kilometer dick und
besitzt ganz im Gegensatz zur Erde keine fest definierte Oberfläche. Man darf sie sich
auch nicht glatt vorstellen, denn die Photosphäre ist ein brodelnder Brei aus heißem
Plasma. Das haben Aufnahmen großer Teleskope gezeigt.
Nur bei totalen Sonnenfinsternissen ist die Korona zu sehen, ein Strahlenkranz aus
heißem Gas, welcher die Sonne umgibt und teilweise recht komplizierte Strukturen
aufweisen kann. Die mittlere Dichte liegt bei 10
hoch -19 g/cm³, die Temperaturen können bis
zu 2 Millionen Grad erreichen. Und genau das
ist es, was den Wissenschaftlern momentan
noch Rätsel aufgibt. Warum ist die Korona so
heiß, obwohl die darunter liegende Schicht
deutlich kälter ist? Das ist noch unverstanden,
man geht aber davon aus, dass die Korona durch
Magnetfelder und Explosionen auf der Oberfläche mit Energie versorgt wird. Mit Teleskopen kann man die Korona nicht sehen, es
bedarf schon Satelliten oder einer totalen
Sonnenfinsternis, um sie sichtbar zu machen.
Nun wollen wir uns den Oberflächeneinzelheiten zuwenden. Am bekanntesten sind wohl
die Sonnenflecken, die im 17. Jahrhundert von Galileo Galilei entdeckt wurden. Sie sind
etwa 1500°C kälter als die übrige Umgebung, so dass sie wesentlich dunkler erscheinen.
Die niedrigere Temperatur kommt dadurch zustande, dass gewaltige Magnetfelder die
heiße Sonnenmaterie aus dem Inneren am Aufsteigen hindern, so dass die Oberfläche
langsam auskühlt. Sonnenflecken treten meistens in Gruppen auf, die einen Durchmesser
von bis zu 200.000 Kilometern haben können.
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Alle 11 Jahre erreicht die Anzahl der Sonnenflecken ein Maximum, man kann dann also
besonders viele beobachten. Leider steht uns gerade ein Minimum bevor, welches Ende
2006 erreicht werden soll. Es kann in der nächsten Zeit also durchaus passieren, dass
über Wochen hinweg kein einziger Fleck zu beobachten ist.
Ein anderes, sehr interessantes Phänomen sind die so genannten Protuberanzen, riesige
Gasfackeln, die aus der Sonnenoberfläche herausschießen und dabei bis zu 700
Kilometer pro Sekunde schnell werden können. Dabei stoßen sie Gasmassen in den
Weltraum hinaus. Die Temperaturen dieser Gebilde liegen bei 10.000°C. Protuberanzen
erreichen im Schnitt Höhen von 60.000 Kilometer, sie können aber auch deutlich größer
werden und dabei bis zu 200.000 Kilometer über die Sonnenoberfläche hinausreichen.
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3. Das Planetensystem
Auf den folgenden Seiten wollen wir den Planeten unseres Sonnensystems einen Besuch
abstatten und Daten sowie Besonderheiten der diversen Körper kennen lernen.
Merkur
Merkur ist der sonnennächste Planet - er läuft in einem Abstand von nur 58 Millionen
Kilometern um die Sonne. Dafür braucht er 87 Tage, ein Merkurjahr ist also nur ein
Viertel mal so lang wie ein Erdenjahr. Mit einem Durchmesser von 4.800 Kilometern ist
er nicht einmal halb so groß wie die Erde und sogar kleiner als der größte Mond in
unserem Sonnensystem.
Das Besondere an Merkur ist, dass er eine quasi gebundene Rotation aufweist, das heißt,
er wendet der Sonne fast immer die gleiche Seite zu. Das führt dazu, dass die Tagseite
auf fast 500°C aufgeheizt wird und die Temperaturen auf der Nachtseite auf unter
minus 180°C fallen können. Merkur hat keine
richtige Atmosphäre, sie ist sogar dünner als im
Labor erzeugtes Hochvakuum. Man könnte also
auch genauso gut sagen, dass Merkur überhaupt
keine Atmosphäre besitzt. Aus diesem Grund
gibt es auf Merkur kein Wetter mit Wolken und
Niederschlägen. Trotzdem ist damit zu rechnen
dass es auf Merkur Eis gibt, was aufgrund der
hohen Temperaturen und der Sonnennähe
zunächst ein wenig unglaubwürdig erscheint.
Doch in Gebieten, die in permanentem Schatten
liegen, wird es nicht wärmer als -150°C, so dass
sich hier das Eis halten kann.
Vom Aussehen her erinnert der sonnennächste Planet ein wenig an unseren Mond, die
Oberfläche ist mit Kratern übersäht, daneben gibt es gewaltige Einschlagsbecken, die
mit Lava gefüllt sind. Ein Grund für die hohe Kraterdichte ist die fehlende Atmosphäre,
so dass Gesteinsbrocken ungehindert zur Oberfläche vordringen und Löcher in die
Kruste schlagen können.
Von der Erde aus ist Merkur nur ein paar Mal im Jahr für die kurze Zeit von einigen
Tage zu sehen, entweder am Morgenhimmel kurz vor Sonnenaufgang, oder am
Abendhimmel kurz nach Sonnenuntergang. Die Beobachtung ist allerdings nicht ganz
einfach, da er aufgrund der Sonnennähe nur während der Dämmerung knapp über dem
Horizont beobachtet werden kann und man in den allermeisten Fällen zumindest ein
Fernglas benötigt, um ihn aufzufinden.
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Venus
Venus wird im Volksmund als Abend- oder Morgenstern bezeichnet. Der Planet ist von
der Sonne im Mittel 110 Millionen Kilometer entfernt und benötigt für einen Umlauf 225
Tage. Der Durchmesser beträgt 12.100 Kilometer und damit ist Venus fast genau so groß
wie unsere Erde. Man bezeichnet die beiden daher manchmal als Zwillinge. Doch so sehr
sie sich in Masse und chemischer Zusammensetzung auch ähneln, so verschieden sind
ihre Oberflächen.
Die Oberfläche wird hauptsächlich von sanft gewellten Ebenen beherrscht, die 60% der
Oberfläche ausmachen. Daneben gibt es noch die Maxwell- Mountains, ein Gebirge mit
einer Höhe von 10.800 Metern. Einschlagskrater gibt es auf der Venus fast keine, es
wurden nur knapp 950 Stück gezählt. Der Boden ist aufgrund der hohen Temperaturen
ständig rot glühend.
Die Atmosphäre der Venus besteht fast hauptsächlich aus Kohlendioxid. Am Boden
herrscht ein Druck von 92 bar, was in etwa dem Druck in einem Kilometer Wassertiefe
entspricht. Auch die Temperaturen von 500°C
sind wenig einladend. Aus den dichten Wolken,
die den Planeten ständig umhüllen, regnet es
Schwefelsäure, die allerdings nie den Boden
erreicht, da die vorher verdunstet. Die Wolken
selbst liegen in einer Höhe von 50 Kilometern
und rasen mit fast 400 km/h einmal in vier
Tagen um die Planetenkugel. Dagegen werden
am Boden Windgeschwindigkeiten von 8 km/h
gemessen, was auf die Erde bezogen in etwa
Windstärke 4 entsprechen würde. Nur 2% des
Sonnenlichts erreichen den Boden, die Sichtweite beträgt ca. 3 Kilometer, wie bei uns an
einem trüben Tag.
Wie schon oben erwähnt, wird die Venus als Morgen- oder Abendstern bezeichnet. Der
Grund hierfür liegt darin, dass auch dieser Planet wie Merkur innerhalb der Erdbahn
liegt und somit ebenfalls ausschließlich am Morgen- bzw. Abendhimmel gesehen werden
kann. Da die Entfernung zur Sonne – und damit auch der Winkelabstand- deutlich größer
ist als im Falle von Merkur, steht im günstigsten Fall ein Sichtbarkeitsfenster von 3
Stunden zur Verfügung steht.
Aufgrund der dichten Wolkendecke, die fast 90% des einfallenden Sonnenlichts
reflektiert, erscheint Venus strahlend weiß. Daher kommt auch die enorme Helligkeit
des Planeten, der immer mal wieder gerne mit einem Ufo verwechselt wird.
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Erde und Mond
Die Erde ist nicht nur unser Heimatplanet, sondern auch der größte Gesteinsplanet in
unserem Sonnensystem. Sie umkreist die Sonne in einem mittleren Abstand von 150
Millionen Kilometer und braucht für einen Umlauf 365 Tage. Der Äquatordurchmesser
beträgt 12.756 Kilometer, von Pol zu Pol sind es 12.713 Kilometer. Für eine Umdrehung
um die eigene Achse benötigt sie 23h56min.
Die Erde besteht aus insgesamt drei Schichten. Ganz innen befindet sich der Kern, der
wiederum in einen inneren und einen äußeren Kern unterteilt werden kann. Der Innere
besteht überwiegend aus flüssigem Eisen mit einer Temperatur von 6.700°C; dort ist es
also heißer wie an der Oberfläche der Sonne. Daran schließt sich der äußere Kern an,
der mit 3.500°C schon wesentlich kühler ist und überwiegend aus Eisen und Nickel
besteht. Hier wird das Magnetfeld der Erde erzeugt. Die beiden Kerne haben einen
Gesamtdurchmesser von 6800 Kilometern. An den Erdkern schließt sich der Erdmantel
an, der bis 40km unter die Oberfläche reicht.
Er besteht aus festem Mantelgestein, das hohe
Konzentrationen von Eisen und Magnesium
aufweist. Die Temperatur sinkt von 3.500°C an
der Grenze zum Erdkern auf 200°C an der
Grenze zur Erdkruste. Das und der hohe Druck
im Inneren führen dazu, dass das Mantelgestein
dennoch fließfähig bleibt. Der Mantel macht
zudem rund 68% der Erdmasse aus. Zu
erwähnen wäre außerdem, dass im Mantel
Konvektionsströme beobachtet werden, die für
die Kontinentalverschiebung verantwortlich
sind.
70% der Oberfläche sind von Wasser bedeckt, der Rest ist Landmasse. Die nördliche
Hemisphäre wird in diesem Zusammenhang auch oft als Landhemisphäre, die südliche als
Wasserhemisphäre bezeichnet. Die Landmasse teilt sich auf insgesamt sieben
Kontinente auf, von denen der größte als Asien bekannt ist. Der höchste Berg ist der
Mount Everest mit einer Höhe von 8872 Metern, die tiefste Stelle im Ozean ist der
sogenannte Marianengraben, der bis zu 11.047 Meter unter die Wasseroberfläche
reicht.
Die Atmosphäre der Erde ist 750 Kilometer hoch, das Wetter spielt sich allerdings nur
in den untersten 15 Kilometern ab, der sogenannten Troposphäre. Sie besteht zu 78%
aus Stickstoff, zu 21% aus Sauerstoff und zu 1% aus Edelgasen, wobei hier Argon das
häufigste ist. Der mittlere Luftdruck beträgt 1013mbar, die mittlere Temperatur 15°C.
Trotz einer dichten Atmosphäre können die Temperaturen ziemlich große Unterschiede
annehmen, so wurden in der Antarktis eisige -89°C gemessen, in Libyen dagegen
Höchsttemperaturen von 57°C im Schatten. Die Atmosphäre besteht zudem aus einem
Anteil von 1 bis 5% aus Wasserdampf, der wettertechnisch aktiv wird.
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Die Erde besitzt einen Mond, der einen Durchmesser von 3480 Kilometern aufweist, in
einem mittleren Abstand von 384.000 Kilometern um unseren Heimatplaneten kreist und
für einen Umlauf ziemlich genau 28 Tage, also vier Wochen benötigt. Ohne Mond würde
es auf unserem Planeten kein Leben geben, denn er stabilisiert die Drehung der Erde
und sorgt so für ein konstantes Klima.
Der Mond entstand vor ungefähr 4.5 Milliarden
Jahren durch einen Zusammenstoß eines
marsgroßen Körpers mit der Erde. Auf seiner
Oberfläche ist eine faszinierende Kraterlandschaft vorhanden, man findet aber auch
Gebirge, die bis zu 6000 Meter hoch sind.
Auffällig sind auch große, dunkle Gebiete, die
so genannten Mondmeere. Sie entstanden durch
gewaltige Impakte, die mit Lava aufgefüllt
wurden.
Aufgrund der geringen Größe kann der Mond
nicht die nötige Anziehungskraft aufbringen, um eine Atmosphäre zu halten. Daher
schwanken die Temperaturen zwischen +120°C auf der Tagseite und sinken nachts in nur
wenigen Stunden auf -110°C.
Bislang wurde vermutet, dass es am Südpol des Mondes Wasser geben könnte, was für
den Aufbau einer permanenten Mondstation von großem Vorteil wäre. Die
Wasservorkommen vermutete man in den ewig schattigen Hängen von Kratern am
Südpol. In der Zwischenzeit haben mehrere Sonden diese Gebiete genauer unter die
Lupe genommen, haben aber keine eindeutigen Hinweise auf Wasser gefunden. Daher
geht man heute davon aus, dass es auf dem Mond kein Wasser gibt.
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Mars
Mars wird auch der rötliche Planet genannt und ist mit einem Durchmesser von 6.800
Kilometern ungefähr halb so groß wie die Erde. Von der Sonne ist er 228 Millionen
Kilometer entfernt und benötigt für einen Umlauf 687 Tage. Mars selbst dreht sich
einmal in 24h37min Stunden um seine Achse, ein Marstag ist also fast genau so lang wie
ein Tag hier auf der Erde.
Die Oberfläche des Mars erinnert an eine Wüstengegend aus rötlichen Steinen und
Sand. Die rote Farbe kommt daher, weil das Gestein sehr eisenhaltig ist und an der
Oberfläche oxidiert, also rostet. Auf Mars findet man weite Ebenen, aber auch
gewaltige Vulkane und tiefe Canyons. Der
höchste Vulkan trägt den Namen „Olympus
Mons“ und ist 27 Kilometer hoch. Sein Basisdurchmesser beträgt 700 Kilometer. An den
beiden Polen findet man zudem Polkappen, die
aus gefrorenem Wassereis und KohlendioxidSchnee bestehen. Die nördliche Polkappe weist
einen maximalen Durchmesser von 1000
Kilometern und eine Dicke von 5 Kilometern auf.
Der Mars besitzt eine sehr dünne Atmosphäre,
die zu 95 Prozent aus Kohlendioxid besteht.
Auf der Oberfläche herrscht ein Druck von nur
6mbar, das entspricht dem Druck auf der Erde
in 35 Kilometern Höhe. Weil die Atmosphäre nur sehr wenig Wärme speichern kann, sind
die Temperaturunterschiede zwischen Tag und Nacht besonders groß. Während am
Mittag in den Äquatorregionen bis zu 20°C erreicht werden können, sind es nachts nur
noch -90°C. Wolken gibt es auf Mars auch, sie ähneln den Zirren hier bei uns. Sie sind
allerdings wesentlich dünner. Staubstürme gibt es auf Mars ebenfalls und können so
stark werden, dass sie den gesamten Planeten einhüllen. Aufgrund der geringen
Luftdichte ist es allerdings nicht mehr wie ein laues Lüftchen, von daher drückt die
Bezeichnung Staubsturm nicht wirklich die wahren Gegebenheiten aus.
Mars besitzt zwei Monde, die vom Aussehen her an Kartoffeln erinnern und mit 15 bzw.
27 Kilometern nicht sonderlich groß sind. Sie wurden Phobos und Deimos genannt, was
übersetzt soviel bedeutet wie: Furcht und Schrecken. Man geht davon aus, dass es sich
hier um zwei Asteroiden handelt, die von Mars eingefangen wurden.
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Jupiter:
Jupiter ist der größte Planet des Sonnensystems und umkreist die Sonne in einem
mittleren Abstand von 778 Millionen Kilometern. Für einen Umlauf benötigt er 11 Jahre
und 215 Tage. Sein Durchmesser beträgt am Äquator 143.000 Kilometer, während von
Pol zu Pol deutlich weniger gemessen wird. Infolgedessen erscheint Jupiter nicht rund,
sondern leicht oval. Das kommt zum einen daher, dass er nicht aus Gestein, sondern aus
Gas besteht und sich zum anderen in knapp 10 Stunden einmal um die eigene Achse
dreht. Das bewegt die Gasteilchen dazu, in Äquatornähe weiter nach außen zu driften.
Man kann sich das recht anschaulich an einem Karussell vor Augen führen.
Die Hauptbestandteile der Atmosphäre sind Wasserstoff und Helium, aber auch ein
paar andere Gase sind enthalten. Wenn man sich nach innen bewegt, so geht die
Atmosphäre ohne klar definierten Phasensprung in den flüssigen Zustand über. Ab etwa
25 % des Jupiterradius geht der Wasserstoff
bei einem Druck jenseits von 300 Millionen
Erdatmosphären in eine metallische Form über.
Es wird vermutet, dass Jupiter unterhalb
dieser Schicht einen Gestein-Eisen-Kern hat,
der aus schweren Elementen besteht.
Auffällig sind die Bänder und Zonen, die sich
parallel zum Äquator ausrichten. Auch riesige
Wirbelstürme können in der Atmosphäre
beobachtet werden. Der gewaltigste wird
"Großer Roter Fleck" genannt und ist rechts im
Bild zu erkennen. Er hat einen Durchmesser so
groß wie die Erde und im Inneren werden Windgeschwindigkeiten von bis zu 900km/h
erreicht. Zum Vergleich: die heftigsten Stürme auf der Erde erreichen gerade einmal
300km/h.
Jupiter hat ein schwach ausgeprägtes Ringsystem, das erstmals von Raumsonden
fotografiert und entdeckt wurde. Der Ursprung der Ringe konnte ebenfalls von einer
Raumsonde geklärt werden. Man geht heute davon aus, dass die feinen Staubteilchen,
aus denen der Ring besteht, von kleinen, felsigen Jupitermonden kommen. Diese Monde
werden ständig von kleinen Meteoriten bombardiert, die kleine Löcher in die Oberfläche
schlagen und so den Staub freisetzen.
Monde hat der größte aller Planeten genug; um genau zu sein: 63 Stück. Die vier größten
bezeichnet man auch als die "Galileischen Monde", da sie von Galileo Galilei entdeckt
wurden. Sie heißen von innen nach außen: Io, Europa, Ganymede und Callisto und sind von
der Erde aus allesamt mit einem kleinen Teleskop sichtbar. Ihre Durchmesser reichen
von 3100 bis 5200 Kilometern. Die anderen Monde sind nur zwischen einem und 130
Kilometer groß.
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Saturn
Saturn ist nach Jupiter mit einem Durchmesser von 120.000 Kilometern der zweitgrößte
Planet in unserem Sonnensystem. Er benötigt für einen Umlauf knapp 30 Jahre und ist
im Mittel 1.3 Milliarden Kilometer von unserem Zentralgestirn entfernt. Auch er
erscheint nicht genau rund, sondern ist wie Jupiter ein wenig abgeplattet, wenn auch
nicht so stark. Der Grund für die Abplattung ist derselbe. Saturn dreht sich einmal in
10h45min um sich selbst.
Die Zusammensetzung der Atmosphäre ist ähnlich wie bei Jupiter, denn Saturn besteht
ebenfalls hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium, allerdings in einem anderen
Mischungsverhältnis. Der Heliumanteil ist bei Saturn wesentlich geringer. Dies hängt
mit der niedrigeren Temperatur zusammen, weshalb der Großteil des Heliums auskondensieren konnte. Dies verleiht ihm eine sehr geringe Dichte von nur 0.7g/cm³. Das
bedeutet, dass Saturn im Wasser an der Oberfläche treiben würde, hätte man einen
genügend großen Ozean. Mit zunehmender Tiefe der Atmosphäre, die hauptsächlich aus
Wasserstoff besteht, geht diese aufgrund des
hohen Drucks aus dem gasförmigen in den
flüssigen Zustand über. Auch hier findet man
also keine feste Oberfläche, sondern einen
allmählichen Übergang. Im Zentrum findet man
einen Kern, der aus Eis und Gestein besteht.
Aufgrund des zunehmenden Drucks und der
immer noch andauernden Kontraktion der
Planetenkugel wird dieser Kern auf 12.000°C
aufgeheizt.
Auch auf Saturn toben große Wirbelstürme,
allerdings sind diese weit weniger auffällig als
bei Jupiter. Die Atmosphäre weist ebenso
Bänder und Zonen auf, die allerdings recht blass erscheinen. Die Temperatur liegt bei
ungefähr -140°C. Vor einigen Monaten haben Wissenschaftler auf Saturn einen Sturm
entdeckt, der Blitze und Donner produziert, allerdings vornehmlich tagsüber. Die
Windgeschwindigkeiten erreichen bis zu 1.500km/h und sind damit schneller als der
Schall auf de Erde.
Die Ringe sind wohl das bekannteste Markenzeichen von Saturn und von der Erde aus
bereits mit kleinen Teleskopen ab 40-facher Vergrößerung zu beobachten. Der
Durchmesser der Ringe beträgt etwa 280.000 Kilometer, ihre Dicke (von der Seite
betrachtet) nur wenige hundert Meter.
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Sie bestehen im Wesentlichen aus kleinen Eisbrocken, aber auch gefrorenen
Gasklumpen, deren Größe von einigen Zentimetern bis zu einigen Metern reicht. Würde
man alle Bruchstücke zusammen nehmen, würde sich daraus lediglich eine Kugel mit
einem Durchmesser von 100 Kilometern formen lassen.
Die Ringe werden in drei Hauptringe eingeteilt, die die Bezeichnung A, B und C erhalten
haben. Zwischen den Ringen A und B findet sich eine Lücke, die so genannte Cassini'sche
Teilung, die eine Breite von knapp 5.000 Kilometern aufweist und ebenfalls von der Erde
aus mit Teleskopen beobachtet werden kann.
Momentan sind im Saturnsystem 50 Monde bekannt, es ist aber nicht ausgeschlossen,
dass noch weitere entdeckt werden. Titan ist mit einem Durchmesser von 5.200
Kilometern der größte, vier Monde sind etwa
1.400 Kilometer groß, der Rest ist mit
Durchmessern von wenigen Kilometern bis zu
100 Kilometern deutlich kleiner.
Insbesondere Titan ist erwähnenswert, denn er
hat als einziger Mond eine dichte Atmosphäre,
die zum Großteil aus Methan besteht und so
einen direkten Blick auf die Oberfläche
verhindert. Ein Bild von Titan ist auf der linken
Seite zu sehen. Im Jahre 2005 landete zum
ersten Mal eine Raumkapsel auf der Oberfläche
und funkte einmalige Bilder dieser geheimnisvollen Welt in Richtung Erde.
Eine weitere Besonderheit im Mondsystem stellen die beiden Monde Janus und
Epimetheus dar, denn sie tauschen alle vier Jahre ihre Umlaufbahn aus, tauschen also
quasi die Plätze.
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Uranus
Uranus gehört zu den Gasplaneten und ist mit einem Durchmesser von 51.100 Kilometern
fast 5x so groß wie die Erde. Er umkreist die Sonne in einer mittleren Entfernung von
2.8 Milliarden Kilometern und braucht für einen Umlauf 84 Jahre. Er rotiert in
17h14min einmal um seine Achse. Eine Besonderheit bei Uranus ist seine Achsneigung
von 98°. Die Folge dieser extremen Neigung ist, dass während eines Teils des Umlaufs
ein Pol ständig der Sonne zugewandt ist, während der andere ständig von der Sonne
abgewandt ist. Deswegen bezeichnet man Uranus manchmal auch als rollenden Planeten.
Die hellblaue Farbe von Uranus kommt von seiner Atmosphäre, da hier die roten
Lichtteilchen an den Methanmolekülen gestreut werden. Darunter liegt eine Schicht aus
Wasserstoff und Helium, der WasserstoffAnteil macht 83% aus. Noch tiefer würde man
eine Schicht aus flüssigem und metallischem
Wasserstoff vermuten, ähnlich wie bei Jupiter
und Saturn, doch dem ist nicht so. Es folgt ein
Kern, der aus Wassereis und Gestein besteht.
Man vermutet, dass dieses Gemisch relativ
gleichmäßig verteilt ist, es also keinen festen
Kern gibt, sondern das ganze eher mit einem
Ozean zu vergleichen ist.
In der Atmosphäre werden immer wieder
Wirbelstürme beobachtet, die sich mehrere
Monate halten können. Auch lang gezogene
Wolkenformationen werden beobachtet, allerdings sind diese mit einer Lebensdauer von
einigen Wochen nur kurzfristig zu sehen. Die Temperatur liegt bei -195°C.
Auch Uranus hat Ringe, diese sind jedoch viel weniger ausgeprägt wie bei Saturn. Heute
kennt man insgesamt 13 Ringe, die aus dunklen Partikeln mit einer Größe von mehreren
Metern bestehen. Der hellste Ring trägt die Bezeichnung "epsilon".
Die Anzahl der Monde beläuft sich nach momentanem Stand auf 29 Stück. Die drei
größten sind Titania, Oberon und Miranda. Die ersten beiden sind 1500 Kilometer groß,
Miranda ist mit 430 Kilometern deutlich kleiner. Die anderen Monde haben Durchmesser
von 10 bis 100 Kilometern.
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17
Neptun
Neptun ist der äußerste der vier großen Gasplaneten und weist einen mittleren Abstand
von 4.5 Milliarden Kilometern zur Sonne auf. Deswegen braucht er für einen Umlauf
auch 165 Jahre. Der Äquatordurchmesser beträgt 49.200 Kilometer, damit ist er fast
genauso groß wie Uranus und rotiert zudem einmal in 16h06min um seine Achse.
Wie Uranus weist auch Neptun eine blaugrüne Farbe auf, die ebenfalls aus der Streuung
der roten Lichtteilchen an den Methanmolekülen herrührt. Unter dieser Schicht liegt
eine Atmosphäre aus Wasserstoff und Helium. Anders als bei Uranus können bei Neptun
diskrete Übergänge beobachtet werden. Der Kern besteht aus Gestein, darüber liegt
ein Mantel aus Eis. Aufgrund dessen ist auch
die Dichte höher, sie liegt bei 1.65g/cm³.
Zudem vermutet man, dass Neptun im Inneren
eine Wärmequelle hat, die Energie nach außen
führt. Man geht davon aus, dass es sich hier um
Restwärme handelt, die noch aus der
Entstehungszeit von Neptun stammt.
Diese aufsteigende Energie hat die Folge, dass
sich die Atmosphäre bis auf -215°C erwärmt,
normalerweise würde die Temperatur nur minus
230°C betragen. Ein weiterer Effekt ist, dass
die Windgeschwindigkeiten Werte von 2.000
km/h erreichen, was der anderthalbfachen
Schallgeschwindigkeit auf der Erde entspricht. Auf Neptun können zwei Wirbelstürme
beobachtet werden, von denen einer schon seit einigen Jahrzehnten existent ist. Er
wird "Großer Dunkler Fleck" genannt und scheint einen ähnlichen Aufbau wie der „Große
Rote Fleck“ auf Jupiter zu besitzen.
Neptun hat ein schwaches Ringsystem mit unbekannter Zusammensetzung. Die Ringe
haben eine „klumpige“ Struktur, die Ursache dafür ist noch unbekannt, könnte aber mit
der Gravitations- Wechselwirkung benachbarter, kleiner Monde zu tun haben. Erstmals
wurden die Ringe bei einer Sternbedeckung beobachtet, als der Stern kurz vor der
eigentlichen Bedeckung durch den Planeten flackerte. Die Ringe sind noch weniger
ausgeprägt als bei Uranus und weisen eine weitere Besonderheit auf: sie sind nicht
vollständig, denn der äußerste Ring ist in drei Kreisbögen unterteilt, weist also Lücken
auf. Warum das so ist, weiß man noch nicht, ging man doch bisher davon aus, dass sich
die einzelnen Ringfragmente doch irgendwann hätten zusammenschließen müssen.
An Monden hat Neptun insgesamt 13 Stück aufzuweisen. Der größte ist mit einem
Durchmesser von 2700 Kilometern Triton. Ein weiterer besonderer Mond ist Nereide.
Sie weist eine sehr elliptische Bahn auf und kann sich Neptun bis zu 1.3 Millionen
Kilometer nähern, im fernsten Punkt beträgt der Abstand fast 10 Millionen Kilometer,
für einen Umlauf benötigt der Mond 360 Tage, also fast ein ganzes Jahr.
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Pluto
Wie Anfangs erwähnt, wurde Pluto sein Planetenstatus aberkannt, doch werden wir ihn
der Vollständigkeit halber weiter als Planet behandeln, schließlich hat er über 60 Jahre
lang dazugehört.
Pluto umkreist die Sonne in einem mittleren Abstand von 5.9 Milliarden Kilometern, kann
sich ihr allerdings bis auf 4.5 Mrd. Kilometer nähern oder bis auf 7.3 Mrd. Kilometer
entfernen. Pluto weist also eine recht elliptische Bahn auf. Sein Durchmesser beträgt
2.300 Kilometer, damit ist er der kleinste aller Planeten. Er dreht sich einmal in 156
Stunden um seine eigene Achse, was in etwa einer Woche entspricht.
Über den Aufbau von Pluto weiß man noch recht
wenig. Die äußeren Schichten bestehen vermutlich aus einem lockeren Gemisch von Eis und
Gestein, darunter findet sich ein Eismantel, der
einen Kern umgibt, welcher ca. 80% der
Gesamtmasse ausmacht und wiederum aus
Gestein besteht.
Zudem besitzt der Planet eine sehr dünne und
wenig ausgedehnte Atmosphäre, die so dünn wie
das Hochvakuum ist, das auf der Erde erzeugt
werden kann. Die Temperatur auf der Oberfläche liegt bei eisigen minus 240°C.
Pluto besitzt insgesamt drei Monde, deren größter mit einem Durchmesser von 1.200
Kilometern "Charon" ist. Weil Charon und Pluto annähernd gleich groß sind, spricht man
seit neuestem auch von einem Doppelplaneten. Die beiden Körper wenden sich immer
dieselbe Seite zu. Würden wir uns auf der Oberfläche von Pluto befinden und zu Charon
schauen, würde der Mond still stehen. Er würde nicht auf- und nicht untergehen,
sondern immer auf der gleichen Stelle am Himmel verharren. Lediglich die Sterne
würden an ihm vorbeiziehen. Demzufolge kann man Charon auch nur von einer Seite
Plutos sehen, auf der anderen würde er immer unsichtbar bleiben.
Die anderen zwei Monde, die erst im Jahre 2006 mit dem Hubble Weltraum Teleskop
entdeckt wurden, sind nur 100 bzw. 160 Kilometer groß.
Seit Januar 2006 ist die Raumsonde "New Horizons" zum entferntesten Planeten
unterwegs und wird dort im Jahre 2015 eintreffen. Erst dann wird es Bilder von der
Oberfläche geben, das obige ist lediglich eine künstlerische Darstellung.
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4. Kometen
In frühen Zeiten galten die Kometen als Unheilsbringer, denn sie schienen immer dann
aufzutauchen, wenn gerade ein Krieg ausgebrochen war oder eine Schlacht verloren
ging. Wenn die Menschen in der damaligen Zeit einen Kometen am Himmel sahen, brach
Angst und Schrecken aus. Heute wissen wir, dass Kometen keine Unglücksboten sind,
sondern Brocken aus Gestein und Eis, die auf lang gestreckten, elliptischen Bahnen ihre
Runden um die Sonne ziehen.
5.1 Die Entstehung von Kometen
Als die Sonne vor etwa 4.6 Milliarden Jahren aus einer Staubwolke entstand, bildete
sich um unser Zentralgestirn eine langsam rotierende Scheibe aus Gas und Staub aus.
Aus dieser Scheibe entwickelten sich nicht nur
die Planeten, sondern auch die Asteroiden und
Kometen. Wie das im Einzelnen funktioniert,
wollen wir uns nun anschauen:
Mit der Zeit klumpten die Staubteilchen in der
Scheibe immer mehr zusammen und bildeten so
kleine Körper, die sich wiederum zu größeren
zusammenfanden. Dabei erreichten sie eine
Größe von mehreren hundert Metern bis zu
einem Kilometer. Man nennt diese Brocken
Planetensimale. Diese Simale fanden sich nun zu
den uns bekannten Planeten zusammen, aber in
gewissen Regionen des jungen Sonnensystems wurde diese Entwicklung gestört. Da
Jupiter in der Frühzeit relativ schnell wuchs, verhinderte er durch seine enorme
Gravitation die Bildung eines weiteren Planeten zwischen ihm und Mars; der AsteroidenGürtel entstand.
Auch am Rand des Sonnensystems konnten sich die Planetensimale nicht zu großen
Planeten zusammenfinden. Dort nämlich waren die Abstände zwischen den einzelnen
Simalen zu groß, als dass sie zu größeren Körpern zusammen wachsen konnten. Zudem
wurden die Planetensimale im Bereich zwischen Jupiter und Neptun von den vier
Gasriesen aus dem Sonnensystem geschleudert, so dass auch sie keine Planeten mehr
bilden konnten.
Durch das Herausschleudern bildete sich die so genannte "Oortsche Wolke" aus, die
Heimat der Kometen. Sie bildet eine Kugelschale um unser Sonnensystem herum. Der
innere Rand befindet sich in einem Abstand von 1000 AE (1AE = 150 Millionen Kilometer)
zur Sonne, der äußere Rand reicht bis zu 100.000 AE.
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5.2 Der Aufbau von Kometen
Die meiste Zeit ihres Lebens sind Kometen inaktiv, da sie in entfernten Regionen des
Sonnensystems ihre Bahnen ziehen. Doch wenn sie in die Nähe der Sonne kommen,
bilden sie um den Kern eine Wolke - die Koma - aus und ziehen einen wunderschönen
Schweif hinter sich her.
5.2.1 Der Kern
Ein Kometenkern ist im Wesentlichen ein etwa 10 bis 20 Kilometer großer, unregelmäßig
geformter Brocken, der aus Staub und Eis besteht. Früher nannte man Kometen oft
auch "schmutzige Schneebälle", doch dieses Bild ist nach heutigem Stand falsch. Nach
den Ergebnissen der "Deep Impact Mission", die im Jahre 2005 ein Projektil auf den
Kometen „Tempel 1“ geschossen hat, besteht
ein Kometenkern hauptsächlich aus Staub, der
durch deutlich weniger Wassereis gebunden ist.
Man sollte also besser von einem "vereisten
Staubball" sprechen. Da der Kern zu einem
Großteil aus Staub besteht, reflektiert er
einfallendes Sonnenlicht nur zu 5%, so dass die
Oberfläche eines Kometenkerns recht dunkel
erscheint.
Die Oberfläche von Kometenkernen kann man
nur mit Raumsonden erforschen. Auf den
Bildern konnte man erkennen, dass Kometen
sehr unregelmäßig geformt waren und meist wie
eine "Kartoffel" aussahen. Zudem entdeckte
man nicht nur Berge und Täler, sondern auch Einschlagskrater. Allerdings sind die
Oberflächen längst nicht so zerklüftet, wie man es des Öfteren in Filmen zu sehen
bekommt. Die Dichte liegt bei 0.6 Gramm pro Kubikzentimeter, Kometenkerne sind also
recht locker aufgebaut und besitzen eine poröse Struktur.
Zudem war auf den Aufnahmen der Raumsonden zu erkennen, dass nur etwa 10% der
Oberfläche aktiv sind und auch nur dort Material aus dem Kern herausgeschleudert
wird.
Untersucht man die Elemente eines Kometenkerns, stellt man fest, dass neben Staub
und Wasser auch andere Moleküle zu finden sind: Ameisensäure, Essigsäure oder auch
Äthylenglykol. Eine besondere Bedeutung kam dem "schweren Wasser" zu, das auch mit
HDO bezeichnet wird. Hier auf der Erde kommt auf ein Wasserstoffatom (H) ein
Deuteriumatom (D), in Kometen ist das Verhältnis doppelt so hoch. Dieses Ergebnis
spricht dagegen, dass der Großteil des Wassers auf der Erde von Kometen stammt.
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5.2.2 Die Koma
Kometen werden erst aktiv, wenn sie sich der Sonne nähern. Dann entfaltet sich die
ganze Schönheit dieser Himmelsobjekte.
Wenn ein Kometenkern in die Nähe der Sonne kommt, verdampft von der Oberfläche
das Wassereis. Dieses Gas reißt Staubteilchen mit in den Weltraum. Um den Kern bildet
sich eine Gaswolke aus, die auch Koma genannt wird. Die ausgestoßenen Wassermoleküle
(H2O) werden durch die Sonnenstrahlung innerhalb eines Tages in atomaren
Wasserstoff und Sauerstoff gespalten, was in der Physik Dissoziation genannt wird.
Wenn man sich die Produktionsraten der
einzelnen Moleküle anschaut, dann war es beim
Kometen "Hale-Bopp" so, dass bis zu einer
Entfernung von drei AE die Sublimation von
Kohlenmonoxid (CO) dominiert hat, während bei
geringeren Entfernungen die Sublimation von
Wasser (H2O) wichtiger für die Aktivität war.
Dabei wurden pro Sekunde bis zu 10 hoch 30
Moleküle freigesetzt, was bedeutet, dass der
Komet in einer Sekunde bis zu 40 Tonnen an
Material verloren hat. Das Kohlenmonoxid und
der Sauerstoff sind im Übrigen auch für die
wunderschöne, türkisgrüne Farbe der Koma
verantwortlich.
Durch die Dissoziation wird Energie frei, welche die Wasserstoffatome auf
Geschwindigkeiten von bis zu 20km/s beschleunigt. Darum entsteht um den Kern noch
eine zweite Wolke aus reinem Wasserstoff, die wesentlich ausgedehnter als die Koma,
aber von der Erde aus nicht zu beobachten ist.
5.2.3 Der Schweif
Mit der Zeit werden den Sauerstoff- und Wasserstoffatomen ihre Elektronen geraubt,
so dass sie nun positiv geladen sind und so mit dem Sonnenwind wechselwirken können.
Dieser drückt die nun entstanden Ionen nach außen und es entsteht ein Plasmaschweif,
der eine Länge von bis zu 50 Millionen Kilometern erreichen kann und immer von der
Sonne wegzeigt.
Bei sehr hellen und nahen Kometen kann man im Schweif so genannte Schweifstrahlen
erkennen. Diese entstehen, weil an der Oberfläche nur wenige Stellen an der
Gasproduktion beteiligt sind und so regelrechte "Abgasfahnen" austreten.
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Manchmal ist zu beobachten, dass der Schweif komplett abreißt. Dieses nennt man
einen Schweifabriss. Dass der Schweif vom Kern getrennt wird, kann unterschiedliche
Ursachen haben, zum Beispiel, wenn der Sonnenwind urplötzlich an Stärke zulegt
(Stichwort CME) und so den Schweif komplett mit sich reißt.
Auch die Staubteilchen in der Koma werden
vom Sonnenwind weggedrückt. Er bleibt hinter
dem Kometenkern zurück, der ja auf einer
gewundenen Bahn um die Sonne kreist. Dadurch
erhält der Staubschweif seine gebogene Form,
während der Plasmaschweif kerzengerade ist.
Das nebenstehende Bild zeigt den Kometen
Hale Bopp, der die Erde im Jahre 1997 besucht
hat und über Wochen hinweg sogar mit dem
bloßen Auge beobachtet werden konnte. Man
erkennt deutlich die zwei Schweife. Der blaue
ist der Plasmaschweif, der aus Ionen besteht
und den weißlichen Staubschweif.
5.3 Die Bahn von Kometen
Kometen haben recht untypische Bahnen, denn sie bewegen sich auf lang gestreckten
Ellipsen durch unser Sonnensystem. Das führt dazu, dass sie die meiste Zeit am Rand
verbringen, während sie sich nur kurz in der
Nähe der Sonne aufhalten. Eine weitere
Besonderheit der Bahnen ist, dass die Kometen
nicht gemeinsam mit den Planeten in einer
Ebene um die Sonne kreisen, sondern dass die
Bahnneigung beliebige Werte annehmen kann.
Das führt dazu, dass Kometen prinzipiell übeall
am Himmel auftauchen können, während die
Planeten sich auf der Ekliptik bewegen müssen.
Die geringste Entfernung zur Sonne erreichen
Kometen im Perihel, den sonnenfernsten Punkt
nennt man dagegen Aphel.
Man unterscheidet periodische und nichtperiodische Kometen. Während erstere nach
einer gewissen Zeit wiederkehren, besuchen uns andere nur ein einziges Mal und
verschwinden dann für immer in den Weiten des Universums. Als periodische Kometen
werden all diejenigen bezeichnet, deren Umlaufdauer unter 200 Jahren liegt.
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Die Welt der Sterne
Beim Blick in den Nachthimmel sieht man über sich Hunderte von Sternen funkeln.
Einige davon sind sehr hell, andere kann man eben noch so mit bloßem Auge erkennen.
Bei genauer Betrachtung fällt vielleicht auch auf, dass sich die Sterne in den Farben
unterscheiden, die meisten erscheinen zwar weißlich, aber ab und zu ist einer dabei, der
seltsam orange-gelblich vor sich hinleuchtet. Doch warum ist das so? Warum sind
manche Sterne heller als andere, was sind Sterne überhaupt, wie entstehen sie und
hören sie eines Tages auf zu leuchten?
1. Was sind Sterne?
In diesem Kapitel wollen wir uns mit den Sternen an sich beschäftigen, wir werden die
physikalischen Eigenschaften kennen lernen, erfahren, wie Sterne die Energie erzeugen,
welche sie zum Leuchten brauchen und uns einige besondere Vertreter der Gattung
Stern anschauen.
2. Das Leben eines Sterns
Sterne werden aus rotierenden Gaswolken geboren, aber wie geht das genau vor sich?
Nichts im Universum hat bis in alle Ewigkeit Bestand, auch Sterne nicht, das hat die
Wissenschaft gezeigt. Doch wie sterben Sterne eigentlich, was hat es mit Supernovae
und planetarischen Nebeln auf sich? All das ist Inhalt des zweiten Teils.
3. Die Überreste verstorbener Sterne
Im dritten Teil wollen wir uns schließlich mit Sternleichen beschäftigen, die übrig
bleiben, wenn Sterne erlöschen. Wir werden die Eigenschaften von weißen Zwergen und
Neutronensternen untersuchen, Magnetare kennen lernen und Pulsare untersuchen.
4. Schwarze Löcher
Zum Abschluss dieses Kapitels wollen wir uns im vierten Teil mit den geheimnisvollen
Eigenschaften schwarzer Löcher beschäftigen und eine Reise zu einem solchen
unternehmen.
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1. Was sind Sterne?
Wenn wir einen Blick auf unsere Sonne werfen, können wir genau beantworten, was ein
Stern ist: ein glühend-heißer Ball aus Gas, der enorme Mengen an Energie und Wärme
abstrahlt. Das wollen wir uns im Folgenden genauer anschauen.
1.1 Eigenschaften von Sternen:
Sterne sehen nicht alle gleich aus, es gibt viele verschiedene Unterarten. Sie
unterscheiden sich in der Größe, der Temperatur, der Farbe, der Leuchtkraft und auch
in der Lebensdauer, aber eines haben alle Sterne gemeinsam: Sie bestehen im
Allgemeinen aus Wasserstoff und Helium. Tief im Sterninneren sind der Druck und die
Temperatur so hoch, dass vier Wasserstoff- Kerne zu einem Heliumkern verschmelzen.
Das nennt man Kernfusion. Diese Umwandlung setzt gewaltige Energiemengen frei, die in
Strahlung und Wärme umgewandelt werden. Diese Art der Energieerzeugung ist bei
jedem Stern dieselbe, wenn man einmal von den braunen Zwergen absieht, die eine
besondere Unterklasse der kleinsten Sterne darstellen.
Aber wie heiß ist denn ein Stern überhaupt? Hier offenbaren sich schon die ersten
Unterschiede, denn blaue Sterne können eine Oberflächentemperatur von bis zu
50.000°C erreichen, rot leuchtende Sterne hingegen nur 3500°C. Unsere Sonne
beispielsweise hat eine Oberflächentemperatur von 5.500°C. Die Temperatur ist also
eng mit der Farbe der Sterne verknüpft. Je kühler ein Stern ist, umso rötlicher
leuchtet er. Dieser Zusammenhang wird mit den so genannten Spektralklassen (O bis M)
ausgedrückt.
Nun könnte man auf die Idee kommen, dass ein Stern umso heller leuchtet, je heißer er
ist, was auch in der Tat der Fall ist. Die absolute Helligkeit eines Sterns wird mit Hilfe
der Leuchtkraft angegeben, die meist auf die Sonne bezogen wird. Es gibt Sterne, die
bis zu 10 Millionen Mal so hell leuchten, auf der
anderen Seite sind die meisten Sterne in
unserer Galaxie viel weniger leuchtkräftig als
unsere Sonne.
Trägt man alle Sterne in einem Diagramm auf,
in dem nach rechts die Sternfarbe und nach
oben die Leuchtkraft aufgetragen wird, erhält
man das Hertzsprung- Russell Diagramm, das
links dargestellt ist. Man erkennt eine Linie, die
von links oben nach rechts unten verläuft und
als "Hauptreihe" bezeichnet wird. Auf dieser
Linie finden sich ca. 90% aller Sterne.
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Geht man auf der Hauptreihe nach links oben, kommt man zu den heißen O-Sternen, in
der Mitte findet man die Sonne sowie alle anderen sonnenähnlichen Sterne, rechts
unten im Eck sind die roten und braunen Zwerge zu finden.
Von der Hauptreihe zweigen nach rechts zwei Äste ab, hier sind die Riesen und
Überriesen zu finden. Eine weitere Gruppe findet man links unten. Dort befinden sich
die weißen Zwerge, die im Grunde nichts anderes sind als Sternleichen.
Wir wissen jetzt, dass ein Stern umso heller leuchtet, je heißer er ist. Daraus lässt sich
eine weitere Schlussfolgerung ableiten: je heller ein Stern ist, desto mehr Energie
verbraucht er und umso weniger lange kann er leuchten. Wenn man einen sehr heißen,
bläulich leuchtenden Stern nimmt und sein maximales Alter berechnet, kommt man auf
Werte von 10 Millionen Jahren. Die Sonne dagegen geht wesentlich sparsamer mit ihrem
Brennstoff um und hat eine Lebenserwartung von 10 Milliarden Jahren, lebt also 1000x
länger. Die kleinsten Sterne, die roten Zwerge, brennen richtiggehend auf Sparflamme
und leben somit 1000x länger als das Universum heute alt ist, nämlich 10 Billionen Jahre.
1.2 Überriesen
Im Vergleich mit unserer Sonne gibt es wesentlich größere Sterne im Universum, die
man zu der Klasse der Riesen und Überriesen zählt. Beispiele hierfür sind der Stern
Deneb, ein blauer Überriese im Sternbild Schwan und Beteigeuze, ein roter Überriese
im Sternbild Orion.
1.2.1 blaue Überriesen:
Zuerst wollen wir uns den blauen Überriesen zuwenden, die sich im HR-Diagramm ganz
oben in der Mitte finden. Sie haben einen Durchmesser, der zwischen dem 80-fachen
und dem 300-fachen unserer Sonne liegt. Die
Oberflächentemperaturen reichen von 8.000
bis 15.000 Grad Celsius, in Extremfällen liegt
diese Temperatur noch höher. Im Schnitt
leuchten blaue Überriesen 500.000mal heller
als unsere Sonne. Sie strahlen damit in einer
Minute soviel Energie ab, wie unser Zentralgestirn in einem Jahr. Daher produzieren sie
auch eine enorme Menge an Strahlung, die die
Umgebung zu einer lebensfeindlichen Wüste
macht. Wenn der Kernbrennstoff zu Ende geht,
explodieren solche Sterne als Supernova und
hinterlassen in den meisten Fällen ein
schwarzes Loch.
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Auch der hellste Stern unserer Galaxie gehört zu den blauen Überriesen. Er trägt den
Namen "Pistol Star", weist eine Oberflächentemperatur von 30.000°C auf und eine
Kerntemperatur von mehr als 500 Millionen Grad. Dieser blaue Überriese leuchtet 12
Millionen Mal so hell wie die Sonne; in nur drei Sekunden erzeugt er mehr Energie als
die Sonne in einem ganzen Jahr. Dementsprechend schnell geht auch sein Kernbrennstoff zur Neige, weshalb er nicht länger als 5 Millionen Jahre leben wird.
Um sich eine Vorstellung von der Größe solcher blauer Überriesen zu machen, ist in
obigem Bild unsere Sonne neben einem solch gigantischen Stern einmal dargestellt.
1.2.2 rote Überriesen:
Die roten Überriesen sind von der Ausdehnung noch weit größer als die blauen
Überriesen. Sie haben zwar die gleiche Masse wie diese, aber der Durchmesser beträgt
im Schnitt das 700-fache des Sonnendurchmessers. Der größte Stern unserer Galaxie,
mit Namen „VV Cep“, ist 1.600mal so groß wie unsere Sonne, er würde also das halbe
Planetensystem ausfüllen und alle Planeten bis hin zu Jupiter verschlucken. Man muss
fairerweise aber auch erwähnen, dass ein roter Überriese keine festen Umrisse mehr
aufweist, sondern dass die Sternatmosphäre ohne klar definierten Übergang in das
Vakuum des Weltalls übergeht. Von daher ist es schwer zu sagen, wo ein solcher Stern
nun aufhört.
Rote Überriesen entstehen aus blauen Überriesen, die zwischen 10 und 40mal schwerer
als die Sonne sein müssen. Geht diesen Sternen der Brennstoff aus, dehnen sich die
äußeren Schichten aus, kühlen auf 4.000°C ab und leuchten damit vornehmlich im
langwelligen, roten Bereich des sichtbaren Spektrums. Liegt die Masse höher als 40
Sonnenmassen, erzeugen die Sterne soviel Energie, dass auch die weit ausgedehnte
Oberfläche nicht unter 7.000°C abkühlt. Damit leuchtet sie auch in diesem Zustand in
weißlich-blauem Licht.
1.3 Zwergsterne:
Zwergsterne sind die am häufigsten vorkommenden Sterne in unserer Galaxie. Ihr
Anteil macht rund 95% aus. Als Zwergsterne werden alle Sterne bezeichnet, deren
Masse kleiner als die achtfache Sonnenmasse ist. Somit gehört auch unser Zentralgestirn zu den Zwergsternen.
In dieser Sternklasse gibt es wieder einige Unterklassen, von denen wir drei näher
betrachten wollen.
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1.3.1 gelbe Zwerge:
Zu dieser Klasse von Zwergsternen gehört auch unsere Sonne. Sterne dieser Gattung
haben eine Oberflächentemperatur von 6.000°C und erzeugen ihre Energie durch
Kernfusion. Die Größe solcher Sterne liegt zwischen dem halben und dem doppelten des
Sonnendurchmessers. Um gelbe Zwerge bildet sich in den meisten Fällen ein Planetensystem aus, zudem weist ein solcher Stern genau die Eigenschaften auf, die zur
Entstehung von Leben notwendig sind. Zum einen produzieren sie genug Wärme, so dass
auf einem Planeten Leben entstehen kann, zum anderen ist die Strahlenbelastung, die
das neu entstandene Leben zerstören könnte, sehr gering. Außerdem leben gelbe
Zwergsterne hinreichend lange, nämlich bis zu 15 Milliarden Jahre, so dass ausreichend
Zeit zur Verfügung steht, um komplexe Lebewesen zu formen. Deswegen gehören die
gelben Zwergsterne zu den erfolgreichsten Kandidaten für die Suche nach
außerirdischem Leben.
1.3.2 rote Zwerge:
Rote Zwerge befinden sich am rechten, unteren Ende der Hauptreihe. Sie können
gerade noch so eine Kernfusion in Gang setzen und damit Wärme und Energie erzeugen.
Im Gegensatz zu anderen Sternen wird die Wärme allerdings nicht durch Strahlung
nach außen transportiert, sondern durch Konvektionsströmungen. Das ist vergleichbar
mit einem Kochtopf, in dem heißes Wasser in Blasen nach oben wallt, dort abkühlt und
wieder nach unten sinkt. Daher kann der Stern seinen gesamten Wasserstoffvorrat in
Helium umwandeln und somit deutlich länger als die meisten anderen Sterne leuchten.
Die Lebenserwartung eines solchen Sterns
beträgt bis zu 10 Billionen Jahre.
Rote und Braune Zwerge gehören zu den
häufigsten Sternen in der gesamten Galaxis.
Man schätzt, dass auf einen sonnenähnlichen
Stern bis zu 10 rote Zwerge kommen. Da sie
sehr lichtschwach sind, können sie nur schwer
entdeckt werden, so dass man bisher nur die
sonnennächsten roten Zwerge kennt.
Zum Vergleich sind hier mal ein roter Zwerg
und die Sonne dargestellt.
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1.3.3 braune Zwerge:
Braune Zwerge sind noch kleiner als die schon sehr kleinen roten Zwerge. Sie erreichen
ungefähr Jupitergröße, also knapp 150.000 Kilometer im Durchmesser und sind damit
10mal kleiner als unsere Sonne. Auch ihre Masse ist sehr gering, beträgt sie doch nur
8% der Sonnenmasse. Die Oberflächentemperatur beträgt zwischen 800 und 1.200°C.
Deswegen glimmen sie in einem dunkelroten Farbton vor sich hin, was ihnen auch ihren
Namen gegeben hat.
Im Inneren eines braunen Zwergs sind Druck und Temperatur nicht hoch genug, um eine
richtige Kernfusion in Gang zu setzen. Es kommt aber zuweilen vor, dass im Kernbereich
ein Deuterium- und ein Wasserstoffkern zu
einem Helium3-Kern fusionieren. Diese Art der
Energieerzeugung reicht aber nicht aus, um die
Oberfläche aufzuheizen. Die Hauptenergie
kommt wird vom langsamen Kollaps des braunen
Zwergs erzeugt. Hier wird Gravitationsenergie
in Wärme umgewandelt, die durch Konvektion an
die Oberfläche aufsteigt. Das Innere eines
braunen Zwerges wird also fortwährend verquirlt. Dadurch kommen schwere Elemente wie
Methan oder Lithium an die Oberfläche und
können im Spektrum beobachtet werden, was
bei anderen Sternen nicht der Fall ist.
Nach Erreichen der Höchsttemperatur erkalten braune Zwerge in nur 10 Millionen
Jahren. Danach sind sie für das bloße Auge unsichtbar, da die Strahlung nur noch im
infraroten Wellenbereich liegt, der uns Menschen nur mit speziellen technischen
Geräten zugänglich ist. Aber auch diese Strahlung wird bald aufhören, so dass gegen
Ende ein kleiner, schwarzer Materieklumpen seine Bahn durch das Weltall zieht.
Einen Vorteil haben braune Zwerge allerdings: sie haben eine praktisch unbegrenzte
Lebensdauer!
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2. Das Leben eines Sterns
Nichts im Universum ist für die Ewigkeit bestimmt oder hat unveränderlich Bestand.
Auch Sterne unterliegen einem ständigen Wandel. Doch um das zu erkennen, ist ein
Menschenleben zu kurz. Um Veränderungen an diesen gigantischen Gasbällen
wahrzunehmen, wären Zeiträume von Millionen oder gar Milliarden Jahren nötig. Doch
gerade hier hat die Physik in den letzten Jahren und Jahrzehnten gewaltige
Fortschritte gemacht, so dass es uns heute möglich ist, den Lebensweg von Sternen
nachzuzeichnen.
2.1 Die Entstehung von Sternen
Sterne werden in Gaswolken geboren, die überall in den Spiralarmen unserer Galaxie zu
finden sind und als HII- Regionen bezeichnet werden. Ein Bild einer solchen Gaswolke
ist hier dargestellt. Es ist der bekannte Lagunen-Nebel im Sternbild Schütze, der knapp
3.000 Lichtjahre von uns entfernt ist. Solche Gaswolken bestehen im Wesentlichen aus
Wasserstoff, aber wie auf dem Bild zu sehen,
auch aus einer dunklen Substanz: dem Staub.
Sterne können nur geboren werden, wenn in
sowohl Wasserstoff als auch Staub vorhanden
sind. Man nennt eine solche Ansammlung dann
auch „Molekülwolke“. Die Temperatur einer
solchen Wolke liegt nur wenige Grad über dem
absoluten Nullpunkt, im Schnitt bei -265°C. Das
ist eine weitere Grundvoraussetzung für die
Entstehung eines Sterns: die Wolke muss kalt
sein. In warmem Gasnebeln entstehen also keine
Sterne.
Nun wollen wir uns eine solche Molekülwolke ein wenig genauer anschauen und versuchen,
zu verstehen, wie sich aus einer solchen Wolke ein Stern bildet:
Gas hat im freien Raum die Eigenschaft, sich zusammen zu ziehen. Das ist eine unmittelbare Folge der Gravitation. Die Wolke beginnt also zu kollabieren. Dabei wird sie
immer dichter, dabei aber auch heißer. Nun ist es so, dass Gasmoleküle das Bestreben
haben, bei höheren Temperaturen immer schneller durch den Raum zu flitzen, die Wolke
wird sich also wieder ausdehnen, da die Gasmoleküle in alle Richtungen davonfliegen.
Dadurch sinkt die Temperatur der Wolke und sie fängt wieder an, zu kollabieren. Dieses
Wechselspiel würde sich bis in alle Ewigkeit wiederholen, so dass aus einer reinen
Gaswolke niemals ein Stern werden wird. Wir sehen also, dass wir so etwas wie einen
Kühlungsmechanismus benötigen, der das Wiederausdehnen verhindert.
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Diese Aufgabe übernimmt der Staub. Er hat nicht nur die Eigenschaft, dass er
Strahlung und Wärme von außen abblockt, sondern leitet auch die im Inneren freiwerdende Wärme nach außen. So behält die kollabierende Wolke stets eine konstante
Temperatur bei und kann sich immer weiter zusammenziehen. Irgendwann ist die Kraft
der Gravitation so groß, dass die Wolke auch bei höheren Temperaturen weiter in sich
zusammenfällt. Der Staub hat seine Aufgabe erfüllt wird nun nicht mehr benötigt.
Nach etwa zwei Millionen Jahren ist die Wolke so dicht, dass man bereits von einem
Protostern sprechen kann. Er leuchtet allerdings noch nicht, sondern strahlt nur Wärme
in den Raum. Man spricht dabei von Infrarotstrahlung. Das bedeutet, dass man solche
Sterne von der Erde aus mit herkömmlichen Teleskopen nicht entdecken kann, weil diese
nur sichtbares Licht empfangen können. Die Gaswolken stürzen derweil weiter mit
Überschallgeschwindigkeit in Richtung Zentrum. Erreicht die Temperatur des Gasballs
4.000°C, verlangsamt sich die Kontraktion und der Stern behält seine Größe bei. Die
einstürzenden Gasmassen führen ab jetzt nur noch zu einer weiteren Verdichtung und
damit zu einer Temperaturerhöhung im Kern. Nach weiteren 500.000 Jahren ist die
Temperatur im Zentrum so hoch, dass die Kernfusion zündet und der Stern zu leuchten
beginnt. Ein Stern ist geboren worden.
Eine Molekülwolke enthält viele Sonnenmassen an Materie. Deswegen zerfällt die Wolke
beim Zusammenziehen in einzelne Teile. Das nennt man in der Fachsprache
Fragmentation. Diesem Umstand haben wir es zu verdanken, dass Sterne so gut wie nie
alleine geboren werden, sondern immer mehrere Geschwister haben. Einen solchen
Zusammenschluss von vielen Sternen nennt man
"Sternhaufen", der bis zu 200 Mitglieder haben
kann. Auch die Sonne ist nicht alleine aus einer
Wolke entstanden.
Ein besonders schönes Beispiel für einen
solchen Sternhaufen sind die Plejaden im
Sternbild Stier, die am winterlichen Abendhimmel schon mit bloßem Auge erkannt werden
können und manchmal für den kleinen Wagen
gehalten werden. Um die Sterne herum erkennt
man Nebelfetzen, die bei der Entstehung übrig
geblieben sind.
Sternentstehung kann aber nicht nur durch den Kollaps einer Molekülwolke, sondern
auch durch äußere Einflüsse ausgelöst werden. Explodiert zum Beispiel eine Supernova,
so drückt die Schockwelle das interstellare Gas zusammen und ein Stern entsteht. Das
sind allerdings eher seltene Ausnahmen, die meisten Sterne entstehen tatsächlich in
den HII- Regionen.
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2.2 Das Leben von Sternen
Zu Beginn seiner Existenz weist ein Stern ein nahezu unerschöpfliches Reservoir an
Wasserstoff auf, den er mittels Kernreaktionen zu Helium fusionieren kann. Deswegen
verbringt er die meiste Zeit auf der Hauptreihe und führt ein sehr friedliches Leben.
Bis der Brennstoff zu Ende geht, können wie im Beispiel der Sonne mehrere Milliarden
Jahre vergehen. Unser Zentralgestirn hat in den letzten 4.5 Milliarden Jahren ihres
Lebens gerade einmal 35% des Wasserstoffs in Helium umgewandelt. Dieses Helium
bezeichnet man als Brennasche, die im Kern zurückbleibt.
In diesem Stadium bleibt der Radius des Sterns konstant. Wir haben oben gelernt, dass
Materie die Eigenschaft hat, sich aufgrund der Gravitation zusammen zu ziehen. Wenn
man dieses weiterdenkt, würde man davon ausgehen, dass der Stern immer kleiner und
kleiner wird. Das würde er auch tun, wenn es nicht eine weitere Kraft gäbe, die diesen
Kollaps aufhält. Es ist der Strahlungsdruck. Bei der Kernfusion entsteht Energie in
Form von Strahlung. Diese treibt die nach innen
drückenden Gasteilchen wieder zurück nach
außen, wobei sich ein Gleichgewicht einstellt.
Der Druck nach außen ist immer genau so groß
wie der Druck nach innen, der Stern behält also
seine Größe bei. Man kann sich dies anhand
eines sehr einfachen Beispiels deutlich machen:
Wenn man einen Luftballon aufbläst und
verschließt, versucht die elastische Hülle, den
Ballon kleiner zu machen, aber der Luftdruck im
Inneren wirkt dagegen, so dass der Luftballon
im Endeffekt seine Größe beibehält und sich
somit in einem Gleichgewichtszustand befindet.
Nach einer gewissen Zeit, die für jeden Stern unterschiedlich lang ist, besteht der
Kern nur noch aus Helium. Bei den gegebenen Temperaturen kann der Stern das Helium
nicht mehr zu höheren Elementen fusionieren, so dass er keine Energie mehr erzeugen
kann. Zu diesem Zeitpunkt tritt der Stern in die letzte Phase seines Lebens ein, die wir
im nächsten Abschnitt genauer beleuchten wollen.
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2.3 Wenn Sterne sterben
Da die Entwicklungswege von Sternen empfindlich von der Masse abhängen, müssen wir
im Folgenden zwischen sonnenähnlichen Sternen und Sternen mit einer 40-fach höheren
Masse unterscheiden.
2.3.1 Der Tod sonnenähnlicher Sterne
Wie wir schon oben gesehen haben, entsteht bei der Fusion von Wasserstoff als
Abfallprodukt Helium, das als Brennasche im Kern zurückbleibt. Unter den gegebenen
Bedingungen kann der Stern dieses neue Element nicht weiter in Energie umwandeln; der
Kern erzeugt jetzt weder Wärme noch Strahlung.
Damit bricht der Strahlungsdruck zusammen und es ist keine Kraft mehr vorhanden, die
den Stern im Gleichgewicht hält, was dazu führt, dass die äußeren Schichten nach innen
stürzen. Bei der Entstehung von Sternen haben wir gehört, dass Gas umso heißer wird,
je dichter es zusammengedrückt wird. Somit nehmen jetzt sowohl der Druck als auch
die Temperatur im Inneren zu.
Irgendwann ist ein Punkt erreicht, an dem der Wasserstoff, der ja nur noch außerhalb
des Kerns zu finden ist, in einer Schale um denselben wieder zu Helium fusioniert wird.
Der Kern wird also weiter mit Helium angereichert. Weil das Wasserstoffbrennen nun
weiter außen stattfindet, kann die dabei freiwerdende Energie die äußere Sternhülle
nach außen treiben, der Stern bläht sich auf und wird zu einem Roten Riesen. Dabei kann
sich der Durchmesser um das 100fache vergrößern.
Gleichzeitig wird der Kern immer heißer und dichter. Hat die Temperatur im Innern 150
Millionen Grad erreicht, zündet schlagartig das Helium in einem gewaltigen Heliumflash.
Dabei erzeugt der Stern in einer Sekunde soviel Energie wie alle Sterne der Galaxie
zusammen. Diese riesigen Energiemengen verpuffen allerdings im Sterninneren und
treiben den Kern nach außen. Die Temperatur geht zurück, der Stern schrumpft auf den
40-fachen Normalradius zusammen. Nun sind die Verhältnisse soweit geregelt, dass der
Stern ohne weitere Probleme das Helium im Kern zu Sauerstoff und Kohlenstoff
fusionieren kann. Dabei werden im Inneren wieder große Mengen an Energie frei, die die
äußere Hülle zum zweiten Mal nach außen drücken. Der Stern bläht sich auf und erreicht
dabei einen Durchmesser, der das 120-fache der normalen Größe beträgt.
Ist kein Helium mehr vorhanden, besteht der Kern nur noch aus Sauerstoff und
Kohlenstoff. Der Stern kommt wieder in eine Energiekrise und fällt in sich zusammen.
Dabei setzt die Fusion von Kohlenstoff zu schweren Elementen wie Magnesium ein.
Während dieser Art der Energieerzeugung kommt der Motor manchmal ins Stocken,
sprich, die Kernfusion setzt für kurze Zeit aus. Damit versiegt der Strahlungsdruck,
der Stern kollabiert. Aufgrund dessen erhöht sich die Temperatur im Kern, die
Kernfusion setzt wieder ein und treibt die äußeren Schichten nach außen.
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Dieses Szenario wiederholt sich periodisch, der Stern fängt an, zu pulsieren. Dabei
stößt er wiederholt einen Teil seiner Atmosphäre nach außen, wodurch die konzentrischen Ringe im unteren Bild zustande kommen.
Irgendwann reicht die Energie und damit auch die Temperatur im Inneren nicht mehr
aus, um Kohlenstoff zu fusionieren. Der innere Bereich des Sterns stürzt innerhalb
einer Sekunde in sich zusammen und wird zu einem weißen Zwerg. Dabei wird er
unvorstellbar dicht. Ein Teelöffel dieser exotischen Materie würde über eine Tonne
wiegen, also soviel wie ein Auto.
Nun besitzt der Stern aber nicht nur einen
Kern, sondern auch eine darüber liegende
Atmosphäre. Und diese merkt erst mit einer
Zeitverzögerung, dass der Kern nicht mehr da
ist und stürzt hinterher. Wenn diese
Gasschichten an der Oberfläche des weißen
Zwerges angekommen sind, prallen sie ab und
die Hülle wird nach außen abgestoßen. Ein
planetarischer Nebel entsteht. Auf dem
nebenstehenden Bild ist zum Beispiel der
Katzenaugen-Nebel dargestellt.
Schließlich bleibt von einem sonnenähnlichen Stern nur ein weißer Zwerg mit einer
Oberflächentemperatur von anfänglich 300.000°C übrig, der mit der Zeit seine gesamte
Restwärme ins Weltall strahlt, dabei auskühlt und letztendlich unsichtbar wird. Auch
der Nebel dünnt mit der Zeit immer weiter aus und ist schon nach 50.000 Jahren nicht
mehr zu sehen. Bis auf einen toten, kalten Körper bleibt von dem ehemals hell
strahlenden Stern nichts mehr übrig.
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2.3.2 Der Tod massereicher Sterne
Auch massereiche Sterne müssen einmal sterben, aber der Weg ist ein anderer. Der
Tod massereicher Sterne gehört zu den aufregendsten Ereignissen, die unser
Universum zu bieten hat.
Gegen Ende ihres Lebens haben auch massereiche Sterne den Wasserstoff im Inneren
aufgebraucht und besitzen nun einen Kern aus Helium. Doch die Temperatur im Inneren
ist so hoch, dass der Stern mühelos das Heliumbrennen auslöst und weiter Energie
erzeugt. Er kommt also nicht in eine Energiekrise wie sonnenähnliche Sterne. Wenn nun
das Helium im Kern zu Sauerstoff und Kohlenstoff umgewandelt wird, geht das
Wasserstoffbrennen in einer Schale um den Heliumkern weiter, es verlagert sich also
nach außen. Auch hier dehnt sich die Sternatmosphäre aus. Nach einiger Zeit ist auch
das Helium im Kern erschöpft, der sich aufgrund des nun fehlenden Strahlungsdrucks
weiter zusammen zieht und dabei heißer wird.
Bei einer Temperatur von 500 Millionen Grad wird das Kohlenstoffbrennen ausgelöst.
Das geschieht allerdings nur, wenn der Stern eine Masse größer als zehn Sonnenmassen
besitzt. Der Kohlenstoff wird in schwerere Elemente umgewandelt und wenn er
verbraucht ist, zieht sich der Kern zusammen, wird dabei heißer und setzt eine neue
thermonukleare Reaktion in Gang. Das geht dann so weiter, bis der Kern nur noch aus
Eisen besteht. Jetzt hat der Stern ein Problem, denn aus Eisen kann er keine weitere
Energie mehr gewinnen. Egal wie heiß und dicht es im Inneren wird, es kann keine neue
Energie mehr erzeugt werden.
Mittlerweile hat die Temperatur im Kern auf sagenhafte 8 Milliarden Grad zugenommen
und bei Erreichen dieser Schwelle wird der Kern auf einmal sehr instabil. War er vorher
noch härter als alles, was wir von der Erde her kennen, ist er nun komprimierbar. Da von
innen kein Druck mehr kommt (es wird ja keine
Energie mehr erzeugt) stürzt er im freien Fall
in sich zusammen. Das dauert gerade einmal
eine tausendstel Sekunde! Durch die hohe
Temperatur von mehreren Milliarden Grad wird
das Eisen in Helium aufgespaltet und der Kern
fällt weiter in sich zusammen. In einer Viertelsekunde schrumpft der ehemals erdgroße Kern
auf eine Kugel von nur noch 20 Kilometer
Durchmesser zusammen; ein Neutronenstern ist
entstanden. Ein Teelöffel dieser Materie würde
1000 Milliarden Kilogramm wiegen, also 10mal so
viel wie alle Menschen auf der Erde zusammen.
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Während des Zusammenstürzens wird enorm viel Energie frei. Der Stern strahlt in
wenigen Sekunden so viel Energie ab, wie die Sonne in ihrem ganze 10 Milliarden Jahren
dauernden Leben. Aufgrund dessen leuchtet der Stern so hell wie eine ganze Galaxie
mit 100 Milliarden Sternen. Das obige Bild zeigt eine solche Supernova und
veranschaulicht eindrucksvoll die Energiemenge, die der Stern abstrahlt.
Erst jetzt merkt die Hülle, dass ihr sozusagen der Boden unter den Füßen weggezogen
wurde und stürzt hinterher. Der ganze Rest des riesigen Sterns fällt auf die kleine
Kugel im Zentrum hinunter. Doch diese ist so
dicht und hart, dass alle Materie an ihr abprallt
und nach außen geschleudert wird. Nun rast
eine Schockwelle mit einer Geschwindigkeit von
bis zu 40.000 Kilometern in der Sekunde durch
den Stern und reißt alles mit sich, was sich ihr
in den Weg stellt. Der ganze Stern wird in
Fetzen gerissen.
Die expandierende Hülle wird nun in den
Weltraum geschleudert und verliert dabei an
Leuchtkraft. Doch sie bäumt sich noch einmal
auf. Bei der Supernova hat sich Nickel gebildet,
das zu Kobalt zerfällt. Dabei werden GammaQuanten frei, die aber nicht aus der dichten Hülle entweichen können, weil sie ständig
mit anderen Teilchen zusammenprallen und dabei die Hülle weiter aufheizen. Diese wird
dadurch immer heller und leuchtet gegen Ende so hell wie 20 Milliarden Sterne. Erst
wenn der Großteil des Nickels zu Kobalt geworden ist, nimmt die Leuchtkraft der Hülle
ab und die Supernova verblasst.
In einer Galaxie mit ihren 100 Milliarden Sternen findet im Schnitt alle 100 Jahre eine
solche Supernovaexplosion statt. Man sieht, dass es ein sehr seltenes Ereignis ist.
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3. Sternleichen
Nachdem wir im letzten Kapitel gesehen hatten, wie Sterne den Tod finden, wollen wir
uns nun die Überreste anschauen und deren seltsame Eigenschaften untersuchen.
3.1 Weiße Zwerge
Weiße Zwerge entstehen, wenn sonnenähnlichen Sternen am Ende ihres Lebens der
Wasserstoff ausgeht und der Kern nach dem Kohlenstoffbrennen in sich zusammenstürzt. Nach dem Kollaps ist der Kern sehr dicht und besteht im Wesentlichen aus den
Elementen Wasserstoff, Helium und Kohlenstoff.
Die Größe eines solchen weißen Zwergs liegt zwischen 8.000 und 14.000 Kilometer. Dabei
tritt ein sehr merkwürdiges Phänomen auf: je mehr Masse wir dem weißen Zwerg
hinzufügen, umso kleiner wird er! Er verhält sich also ganz anders, als die Materie, die
wir von der Erde her kennen. Das ist auch der Grund, warum massereiche weiße Zwerge
viel kleiner sind als massearme. Unsere Sonne wird als weißer Zwerg mit einem
Durchmesser von 13.000 Kilometer enden, ist dann also nur noch knapp so groß wie die
Erde. Da in einem solchen Zwerg fast die Hälfte der Masse des Sterns versammelt ist,
hat er eine extrem hohe Dichte. Ein Kubikzentimeter bzw. ein Teelöffel davon wiegt
fast eine Tonne. Dementsprechend hoch ist auch die Gravitation. Könnten wir auf einem
solchen weißen Zwerg landen, müssten unsere Beine ein Gewicht von 15 Millionen
Kilogramm tragen. Schon aus diesem Grund ist es unmöglich, auf einem solchen Körper
spazieren zu gehen. Aber auch Temperaturen von bis zu 500.000°C machen einen
Aufenthalt auf seiner Oberfläche nicht gerade angenehm.
An diesem Punkt stellt sich die Frage, warum der Stern eigentlich bei genau dieser
Größe aufhört zu kollabieren, denn schließlich gibt es im Inneren keinen Strahlungsdruck mehr, der einen Kollaps aufhalten könnte. Der Grund dafür ist, dass der Kern im
Laufe seines Lebens immer weiter verdichtet
und erhitzt wurde. Die dabei auftretenden
Temperaturen von bis zu einer Milliarde Grad
haben die Atome ionisiert, das bedeutet, die
Atome wurden ihrer Elektronen beraubt. Wie
wir wissen, kreisen Elektronen im Allgemeinen
um die Atomkerne, doch genau das tun sie jetzt
nicht mehr, sondern schwirren frei zwischen
den Atomkernen umher. Nun gilt in der Physik
das Gesetz, dass sich Elektronen nicht beliebig
nahe kommen können, es muss zwischen ihnen
immer ein gewisser Abstand sein. Wenn der
Kern nun weiter kollabieren würde, so würden
sich auch die Elektronen immer näher kommen.
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Da sie das aber nicht dürfen, haben sie nur noch die Möglichkeit, sich immer schneller
zu bewegen, um so den anderen Elektronen auszuweichen. Durch dieses wilde Umherflitzen üben die Elektronen Druck aus, der der Gravitation entgegenwirkt. Diesen Druck
nennt man Entartungsdruck, der den zusammenfallenden Stern schließlich in ein neues
Gleichgewicht bringt.
Weiße Zwerge können übrigens nicht beliebig schwer werden. Liegt ihre Masse höher als
1.4 Sonnenmassen, so kollabieren sie weiter und werden zu einem Neutronenstern. Doch
warum gibt es überhaupt eine solche Grenzmasse? Wie wir gesehen haben, müssen die
Elektronen immer schneller im Kern umherflitzen, je stärker die Gravitation bzw. umso
schwerer der Stern ist. Wir wissen aber spätestens seit Einstein, dass sich nichts
schneller als das Licht bewegen kann. Das gilt auch für unsere Elektronen. Betrachten
wir jetzt einen weißen Zwerg mit 1.4 Sonnenmassen, bewegen sich die Elektronen gerade
mit Lichtgeschwindigkeit und üben so den maximal möglichen Entartungsdruck aus.
Wenn wir jetzt noch ein bisschen Materie hinzufügen, müssten sich die Elektronen
schneller als Licht bewegen, was sie aber nicht dürfen und somit haben sie der
Gravitation nichts mehr entgegenzusetzen.
Nun ein paar Worte zum inneren Aufbau eines weißen Zwergs. Durch die starke
Gravitation sinken die schweren Elemente wie Helium und Kohlenstoff nach innen, so
dass an der Oberfläche nur noch das leichteste Element Wasserstoff zu finden ist. Das
ist auch der Grund, warum viele weiße Zwerge ein reines Wasserstoff-Spektrum zeigen.
Bei Sternen, die zum Zeitpunkt des Kollapses schon allen Wasserstoff ins All geblasen
haben, besteht die Oberfläche aus Helium, sie weisen also ein reines Heliumspektrum
auf. Mit Hilfe der Spektren kann man die weißen Zwerge also in zwei Unterklassen
einteilen.
Wenn der weiße Zwerg noch sehr jung ist, hat er eine hohe Oberflächentemperatur, die
mehr als 300.000°C betragen kann. Deswegen strahlt er Licht vorzugsweise in den
kurzwelligen Bereichen ab, wir sehen also einen bläulich leuchtenden Kern. Die ganze
Wärme, die er abstrahlt ist Restwärme, die noch vom Kollaps übrig geblieben ist. Ein
weißer Zwerg kann nämlich keine Energie mehr erzeugen. Mit der Zeit kühlt er immer
weiter aus und wird irgendwann zu einem schwarzen Zwerg, der dunkel und lautlos seine
Bahn durch die Galaxis zieht.
Wenn er eine Temperatur von 4.000°C erreicht hat, beginnt die entartete Materie, zu
kristallisieren. Angenommen, der Stern würde am Ende nur noch aus Kohlenstoff
bestehen, dann würde sich dieser Kohlenstoff in einen reinen Diamanten umwandeln, wir
hätten also einen Diamanten von der Größe der Erde vor uns. Leider dauert diese
Abkühlphase sehr lange, so dass bis heute noch kein einziger weißer Zwerg weniger als
4.000°C erreicht hat.
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3.2 Neutronensterne
Bevor wir erkunden, wie ein Kern zu einem Neutronenstern wird, sollten wir uns kurz
klarmachen, wie ein Atom aufgebaut ist. Weiter oben haben wir schon gelernt, dass ein
Atom aus einem Atomkern besteht, der von Elektronen umkreist wird. Den Atomkern
selbst können wir uns als Zusammenschluss von Neutronen und Protonen vorstellen, die
miteinander "verklebt" sind. Während die Protonen positiv und die Elektronen negativ
geladen sind, sind Neutronen (wie der Name schon sagt) elektrisch neutral.
Wenn der Kern bei der Supernova kollabiert, sind die Elektronen nicht mehr an die
Atomkerne gebunden. Sie flitzen frei durch die Gegend und erzeugen so den schon
weiter oben beschriebenen Entartungsdruck. Doch da der Stern deutlich schwerer als
die kritische Grenze von 1.4 Sonnenmassen ist, kann dieser Entartungsdruck nichts
gegen die übermächtige Gravitation ausrichten, der Stern stürzt weiter in sich
zusammen und wird dabei dichter und dichter. Erreicht die Dichte 400 Millionen
Kilogramm pro Kubikzentimeter (kg/cm³), werden die Neutronen aus dem Atomkern
herausgequetscht. Bei einer Dichte von einer Billion kg/cm³ kommt der Kollaps
schließlich zum Stillstand. Der Kern besteht nur noch aus Neutronen, da die Elektronen
in die Protonen hineingedrückt wurden und so weitere Neutronen gebildet haben. Ein
Neutronenstern ist entstanden, der einen Durchmesser von 15 bis 20 Kilometern hat.
Hier sollte man sich vor Augen führen, dass in dieser winzigen Kugel zwei Sonnenmassen
komprimiert sind! Daher auch die unglaubliche Dichte von einer Billion kg/cm³.
Natürlich kann man sich jetzt fragen, warum der Kollaps genau bei dieser Größe stoppt,
aber die Erklärung ist sehr kompliziert, weshalb wir an dieser Stelle darüber
hinweggehen werden.
Die Eigenschaften von Neutronensternen sind noch viel seltsamer als die von weißen
Zwergen. Nicht nur, dass die Temperaturen auf der Oberfläche bis zu 900.000°C
erreichen oder ein Teelöffel dieser exotischen Materie eine Milliarde Tonnen wiegt,
auch die Gravitation ist ungleich stärker. Würden wir auf der Oberfläche landen,
müssten unsere Beine ein Gewicht von 10 Milliarden Tonnen tragen. Sollten wir dennoch
auf die Idee kommen, auf einem solchen Stern
landen zu wollen, würden wir noch vor dem
Erreichen der Oberfläche zuerst in die Länge
gezogen und dann in Stücke gerissen werden.
Auf der Oberfläche angekommen, würden wir in
einzelne Atome zerlegt werden. Sollten wir es
durch technische Tricks schaffen, der
Gravitation zu entgehen (was natürlich nicht
möglich ist), könnten wir von der Oberfläche
aus hinter den Horizont schauen, da sogar das
Licht so stark gekrümmt wird, dass es uns von
der normalerweise nicht sichtbaren Rückseite
erreicht.
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Wenn der Stern kollabiert, bleibt der Drehimpuls erhalten. Wie eine Eiskunstläuferin
sich immer schneller dreht, je enger sie die Arme an den Körper zieht, umso schneller
rotiert ein Stern, wenn er in sich zusammenfällt. Das führt dazu, dass sich ein
Neutronenstern am Ende bis zu tausendmal pro Sekunde um die eigene Achse dreht.
Nun wollen wir uns dem inneren Aufbau von Neutronensternen zuwenden, denn sie
bestehen nicht, wie man vielleicht vermuten könnte, aus einem gleichförmigen Brei von
Neutronen, sondern haben diskrete Schichten. Man muss allerdings dazusagen, dass man
sich über den Inneren Aufbau von Neutronensternen noch nicht so ganz im Klaren ist,
weshalb das Folgende noch nicht als gesichert angesehen werden darf.
Ganz außen findet man eine Kruste, die aus Eisenkernen bestehen könnte und eine
Mächtigkeit von 200 Metern hat. Erhebungen sucht man vergeblich, denn alles, was
höher als ein Millimeter ist, wird von der Gravitation gleich wieder platt gedrückt. Ein
Neutronenstern ist also eine perfekte Kugel. Nach der Kruste folgt eine etwa 600
Meter dicke Schicht aus neutronenreichen Kernen, wie zum Beispiel Kobalt, Nickel,
Germanium oder Krypton. Je weiter man in dieser Schicht nach innen wandert, umso
flüssiger wird die ganze Angelegenheit. Darunter schließt sich dann eine 8 Kilometer
dicke Schicht aus superflüssigen Neutronen an. Würde man mit einem Kochlöffel eine
solche Masse umrühren, würde sie sich bis in alle Ewigkeit im Kreis drehen, ohne jemals
zum Stillstand zu kommen.
Wie die weißen Zwerge erkalten auch Neutronensterne langsam, bis sie zu dunklen
Körpern werden, die schwarz und unheimlich durch die Tiefen des Weltalls ziehen. Bis
ein Neutronenstern allerdings soweit abgekühlt ist, dass man ihn nicht mehr
wahrnehmen kann, dauert es mehrere Milliarden Jahre. Deswegen geht man davon aus,
dass alle heute existierenden Neutronensterne noch sichtbar sind, doch in ferner
Zukunft wird dies anders aussehen.
3.2.1 Magnetare
Magnetare sind eine besondere Klasse von Neutronensternen. Wie wir oben gesehen
haben, behält ein solcher Stern seinen Drehimpuls bei, so dass er bis zu tausendmal in
der Sekunde um seine eigene Achse rotiert. Wenn der Neutronenstern gerade
entstanden ist, ist er natürlich noch sehr heiß. Deshalb findet im Inneren Konvektion
statt, das heißt, dass heiße Neutronenflüssigkeit an die Oberfläche steigt, dort abkühlt
und wieder nach unten sinkt. Diese Zellen haben einen Durchmesser von unter einem
Kilometer. Das Aufsteigen und wieder Absinken geschieht in sehr kurzen Zeiträumen,
die typischerweise mehrere Millisekunden betragen.
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Da sich der Stern um seine eigene Achse dreht, also um die Konvektionszellen herum,
fließen Ströme und erzeugen so ein gewaltiges Magnetfeld, ähnlich wie bei einem
Fahrraddynamo. Daher kommt auch der Name "Magnetar". Dieses Magnetfeld gehört zu
den stärksten im ganzen Universum und ist mit dem auf der Erde nicht mehr zu
vergleichen, denn es ist mehr als 100 Billionen mal stärker als selbiges und weist
Flussdichten von mehr als einer Billiarde Gauss
auf. Das hat natürlich enorme Auswirkungen auf
die Oberfläche eines solchen Magnetars. Die
Kruste steht ständig unter Spannung und
erzeugt dabei gewaltige Sternbeben. Sie kann
sogar aufreißen und dabei riesige Mengen an
Strahlung freisetzen, die die Umgebung eines
solchen Magnetars zu einer lebensfeindlichen
Wüste machen und alles Leben vernichten, das
sich im Umkreis von mehreren Lichtjahren
befindet.
Aufgrund der schnellen Rotation verdrillt sich
das Magnetfeld. Wenn es stark genug verdrillt
ist, reißt es mit einem Schlag auf und setzt
riesige Energiemengen in Form von Gammastrahlung frei. Diese wird scharf gebündelt
und konzentriert in eine Richtung gesendet. Man spricht dabei von einem Gammaburst.
Angenommen, ein solches Ereignis würde in 10 Lichtjahren Entfernung stattfinden und
der Strahl wäre zur Erde gerichtet, dann würde es uns die Ozonschicht wegblasen,
harte Gammastrahlung würde an den Polen in unser Magnetfeld eindringen und alles
Leben in diesem Bereich mit einem Schlag vernichten. Dass so etwas tatsächlich
passieren kann, zeigt der 27. Dezember 2004. An diesem Tag wurde die Erde von einem
solch gebündelten Gammastrahl getroffen. Glücklicherweise war der Magnetar 55.000
Lichtjahre von uns entfernt, so dass die Auswirkungen recht gering waren. Doch trotz
dieser gewaltigen Entfernung wurde die Atmosphäre bis in eine Höhe von 50 Kilometern
beeinflusst. Man schätzt, dass es in unserer Galaxie an die 10 Millionen Magnetare gibt.
Das Magnetfeld führt zur Abnahme der Rotationsgeschwindigkeit, so dass der
Neutronenstern langsam aufhört, sich zu drehen. Das passiert natürlich auf sehr langen
Zeitskalen von mehreren Hunderttausend Jahren, ist also für uns nicht wirklich direkt
zu beobachten. Damit nimmt auch die Stärke des Magnetfeldes ab, der Magnetar wird
zu einem normalen Neutronenstern, der langsam erkaltet.
3.2.2 Pulsare
Wie Magnetare sind auch Pulsare eine besondere Klasse der Neutronensterne. Sie
drehen sich ebenfalls mit bis zu tausend Umdrehungen pro Sekunde. Im Gegensatz zu
normalen Neutronensternen senden sie aber regelmäßige Impulse in den Weltraum, so
dass man bei ihrer Entdeckung dachte, man würde hier die Signale einer außerirdischen
Zivilisation empfangen.
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Bald entdeckte man nicht nur immer mehr dieser punktförmigen Radioquellen, sondern
auch, dass diese Impulse im kurzwelligen Spektrum zu beobachten waren. Doch wie
entstehen diese Pulse?
Zur Erklärung bleibt nur die schnelle Rotation eines Neutronensterns. Wie Magnetare
weisen auch die Pulsare ein superstarkes Magnetfeld auf, das gegen die Rotationsachse
geneigt ist. Dadurch treten an der Oberfläche elektrische Spannungen auf, die Werte
von mehreren Billiarden Volt erreichen können. Die auf der Kruste vorhandenen
Elektronen und Protonen, also elektrisch geladene Teilchen, werden in Richtung des
Magnetfeldes beschleunigt. Ein solcher Pulsar ist im Grunde also nichts anderes wie ein
riesiger Teilchenbeschleuniger, der die Elektronen und Protonen auf nahezu Lichtgeschwindigkeit beschleunigt. Dabei senden die
beschleunigten Teilchen Strahlung aus, die in
Richtung des Magnetfeldes abgegeben und in
einem Kegel gebündelt wird. Da das Magnetfeld
aber gegen die Rotationsachse geneigt ist,
rotieren die Kegel. Immer wenn die Öffnung in
Richtung Erde zeigt, bekommen wir einen
Teilchenschauer ab und sehen einen Puls.
Ein Pulsar kann durchaus mit einem Leuchtturm
verglichen werden; der Neutronenstern selbst
ist der Leuchtturm, die Strahlung das Leuchtfeuer und das Magnetfeld der Spiegel, der das Licht in eine bestimmte Richtung wirft.
Im nebenstehenden Bild ist ein Modell des wohl bekanntesten Pulsars zu sehen, der sich
inmitten des Krabbennebels im Sternbild Stier befindet. Im Jahre 1054 ist hier ein
massereicher Stern zu einer Supernova geworden und hat einen Neutronenstern
zurückgelassen, der nun 30mal in der Sekunde um seine eigene Achse rotiert.
Merkwürdig dabei ist, dass bis heute noch kein Pulsar entdeckt wurde, der eine kürzere
Periodendauer als 8 Tausendstel Sekunden aufweist. Das aber sollte gerade bei jungen
Pulsaren möglich sein, denn die feste Oberfläche des Sternkörpers würde verhindern,
dass der Stern zerrissen wird. Eine Erklärung liegt vermutlich darin, dass sich direkt
nach der Entstehung des Pulsars gewaltige Sternbeben entladen, die Gravitationswellen
freisetzen, welche dem Stern Rotationsenergie entziehen und ihn so gleich nach der
Entstehung abbremsen.
Die abgestrahlte Energie wird der Rotationsenergie entnommen, so dass der
Neutronenstern abgebremst wird. Dies führt zu einer Abnahme der Pulsdauer, was auch
schon beobachtet wurde. Irgendwann wird die Rotation zum Stillstand kommen und auch
der Pulsar wird zu einem dunklen, schwarzen Körper.
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4. schwarze Löcher
Im letzten Kapitel über Neutronensterne hatten wir gesehen, dass die Masse größer als
1.4 Sonnenmassen sein muss, um einen solchen Stern zu bilden. Wenn die Masse des
kollabierenden Kerns allerdings größer als 2.5 Sonnenmassen ist, so muss der Kern zu
einem schwarzen Loch werden. Über die genaue Masse streiten sich die Wissenschaftler auch heute noch, sie wird aber im Allgemeinen mit Werten von 2.5 bis 3
Sonnenmassen angegeben.
4.1 Entstehung schwarzer Löcher
Auch wenn es schwer fallen mag, kann man sich dennoch vorstellen, wie ein Stern mit
mehr als 20 Sonnenmassen zu einem Neutronenstern wird, der gerade noch zwei
Sonnenmassen auf die Waage bringt und einen Durchmesser von 20 Kilometern hat.
Aber dass aus einem Stern mit einem Durchmesser von bis zu einer Milliarde Kilometer
auf einmal ein punktförmiges Gebilde werden soll, lässt sich kaum noch nachzuvollziehen.
Wie aus einem Stern ein schwarzes Loch wird, wollen wir anhand eines Sterns mit 40
Sonnenmassen untersuchen, dessen Kern 5 Sonnenmassen auf die Waage bringt, also
weit über den geforderten 2.5 Sonnenmassen liegt.
Wie schon in den Kapiteln zuvor beschrieben, verbrennt ein Stern in seinem Inneren
Wasserstoff zu Helium. Irgendwann ist dieses erschöpft, der Kern zieht sich
zusammen, wird heißer und setzt neue thermonukleare Reaktionen in Gang. Das geht
dann solange weiter, bis bei sehr massereichen Stern der Kern nur noch aus Eisen
besteht und mehr als die oben genannten 2.5 Sonnenmassen auf die Waage bringt. Wenn
die Kernfusionen im Inneren aufgehört haben, gibt es keinen Strahlungsdruck mehr, der
den Stern vor dem Kollaps bewahren könnte und er bricht in sich zusammen. Eine
Supernova- Explosion findet statt.
Da der Kern mehr als 1.4 Sonnenmassen auf die Waage bringt, können die entarteten
Elektronen den Kollaps nicht aufhalten und der Stern schrumpft weiter. Aber auch bei
der zweiten magischen Grenze von 20
Kilometern
können
die
Neutronen
der
Gravitation nichts entgegensetzen, denn das
funktioniert nur, wenn der Kern leichter als 2.5
Sonnenmassen ist. Das ist unser Kern aber
nicht, so dass es nichts mehr gibt, was den
Kollaps aufhalten könnte: der Stern wird
kleiner und kleiner, bis er die Ausdehnung
"Null" hat. Ganz Null? Nein, ein kleines bisschen
größer als Null, nämlich 0.000 000 000 000 000
000 000 000 000 000 001 cm. Dieser Wert
wird als Plancklänge bezeichnet. Das ist schon
sehr nahe bei Null, aber nicht ganz Null.
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Doch würden wir das auch genau so sehen, wenn wir einer solchen Supernova beiwohnen
könnten? Schauen wir uns das an: Am Anfang sehen wir einen extrem hellen Lichtblitz,
dann trifft uns die Schockwelle der Explosion. Doch das alles interessiert uns nicht, wir
richten unsere Augen auf den Stern. Wie zu erwarten, stürzt er in sich zusammen und
wird immer kleiner und kleiner. Doch dann merken wir, dass etwas nicht stimmt, denn
der Stern kollabiert immer langsamer und stoppt bei einer bestimmten Größe, die wir im
folgenden Schwarzschild-Radius nennen wollen. Wir können nur noch beobachten, wie
diese nicht mehr kleiner werdende Scheibe langsam auskühlt, bis sie schließlich schwarz
und damit unsichtbar wird.
Wir messen die schwarze Scheibe aus und stellen fest, dass sie einen Durchmesser von
30 Kilometern hat. Das ist sogar noch größer als ein Neutronenstern, doch wie kommt
das? Die Erklärung ist einfach: wenn der einstürzende Kern so groß wie der
Schwarzschild-Radius ist, stürzen die Teilchen mit Lichtgeschwindigkeit in Richtung
Zentrum. Wenn wir zu diesem Zeitpunkt von der Oberfläche aus ein Signal in Richtung
unseres Raumschiffes aussenden, wird es uns nicht mehr erreichen, also können wir auch
nicht mehr verfolgen, was mit dem Stern geschieht, wenn er kleiner als der
Schwarzschild-Radius wird. Wir können so lange warten, wie wir wollen, das Signal
erreicht uns nicht. Das letzte Bild, das wir von dem Stern erhalten ist das, wenn er so
groß wie der Schwarzschildradius ist.
Wir haben auch keine Informationen darüber, was sich in dem Bereich hinter dem
Schwarzschild-Radius ereignet. So verrückt es auch klingen mag: der Stern befindet
sich nicht mehr in unserem Universum! Deswegen bekommt diese Grenze einen ganz
besonderen Namen: man nennt sie Ereignishorizont. Da aus dieser inneren Region nicht
einmal mehr Licht entfliehen kann, ist sie wirklich tiefschwarz, schwärzer als alles, was
wir uns vorstellen können. Und daher kommt auch der Name "schwarzes Loch".
Was im Inneren des Horizontes vor sich geht, darüber lässt sich auch heute nur
spekulieren. Am Anfang war man der Meinung, im Zentrum müsste eine Singularität
sitzen, ein Punkt mit unendlich kleiner Ausdehnung und unendlich hoher Dichte.
Mittlerweile weiß man, dass das so nicht stimmen kann, da es im Universum keine
ausdehnungslosen Punkte geben darf, sondern dass sie eine Mindestgröße von der oben
genannten Plancklänge aufweisen müssen. Man geht heute vielmehr davon aus, dass sich
im Zentrum zwei "Branen" schneiden, die nur simulieren, ein Punkt mit unendlich kleiner
Ausdehnung zu sein und zudem den Anschein erwecken, als würden sich hier die fünf
Sonnenmassen unseres Kerns befinden, denn in Wirklichkeit sind Branen masselos.
Man kann es also auch so ausdrücken: Im Zentrum befindet sich ein masseloses Etwas,
das nur vorgibt, ein Punktteilchen mit fünf Sonnenmassen zu sein und somit alle an der
Nase herumführt.
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4.2 Eigenschaften schwarzer Löcher
Auch der Ereignishorizont weist unglaubliche Eigenschaften auf: stellen wir uns vor, ein
Mitglied unseres Raumschiffs flöge mit einer Kapsel bis zum Rand des schwarzen Lochs
und würde uns dabei ständig zuwinken. Je näher er dem Horizont kommt, umso
langsamer werden seine Bewegungen für uns, bis wir sie schließlich in extremer Zeitlupe
wahrnehmen würden. Es kommt uns so vor, als würde die Zeit für den Astronauten in
seiner Kapsel stillstehen und tatsächlich ist dem auch so. Doch von all dem merkt der
Astronaut nichts, für ihn vergeht die Zeit genauso schnell wie zu dem Zeitpunkt, als er
noch an Bord des Raumschiffes war. Er schaut auf seine Uhr und beschließt, eine
Stunde am Horizont zuzubringen. Als er sich wieder in Richtung Raumschiff aufmacht,
bemerkt er, dass es nicht mehr da ist, denn obwohl er nur eine Stunde da unten war,
sind für uns auf dem Raumschiff mehrere Jahrtausende vergangen. Man kann dieses
Spielchen noch weiter treiben: wenn wir uns an den Rand eines supermassiven schwarzen
Lochs begeben und dort einen Tag verbringen, können im restlichen Universum mehrere
Milliarden Jahre vergangen sein. So unglaublich es auch klingt: das sind keine
Spekulationen, sondern folgt aus der allgemeinen Relativitätstheorie und ist daher
physikalisch bewiesen!
Wenn wir uns das nebenstehende Bild
anschauen, dann sehen wir, dass ein schwarzes
Loch keineswegs schwarz sein muss, sondern
ganz im Gegenteil hell erleuchtet sein kann. Und
nicht nur das, es sind auch zwei Jets zu
erkennen, die auf beiden Seiten mit nahezu
Lichtgeschwindigkeit herausschießen. Natürlich
ist das Bild nur eine künstlerische Darstellung,
aber so könnte es aussehen, wenn das schwarze
Loch gerade erst entstanden ist. Um den
winzigen Ereignishorizont finden sich noch
Gasmassen, die von der Supernovaexplosion
stammen. Sie werden von dem schwarzen Loch
angezogen, bilden eine Scheibe und stürzen
letztlich ins Zentrum. Dabei erhitzt sich das Gas auf mehrere Millionen Grad und fängt
an, zu leuchten, vornehmlich im Röntgenbereich. Die beiden Jets werden vom
Magnetfeld verursacht, welches das schwarze Loch umgibt. Das Gas wird, da es durch
die hohen Temperaturen ionisiert, also seinen Elektronen beraubt wurde, für
magnetische Kräfte anfällig. Es wird durch das Magnetfeld zu zwei Strahlen gebündelt,
die mit Lichtgeschwindigkeit aus dem Zentrum herausschießen.
Sobald aber Gas in das schwarze Loch gestürzt ist, erlöschen die Scheibe und die Jets
und es bleibt ein unsichtbarer, schwarzer Körper übrig, der lautlos durch das All treibt.
Eines sollte vielleicht noch gesagt werden: schwarze Löcher sind keine Monster, als die
sie oft hingestellt werden, denn auch für sie gelten die physikalischen Gesetze.
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4. Galaxien, Sterninseln im Universum
Wer im Sommer schon mal an den Himmel geschaut hat, dem ist vielleicht ein zartes
Band aufgefallen, das sich quer über den Himmel spannt. Man nennt es Milchstrasse.
Natürlich wissen wir heute, dass es nicht aus Milch besteht, sondern aus vielen Millionen
von Sternen. Doch wie müssen wir uns dieses Band vorstellen, wenn wir es von weit weg
betrachten würden? Welche Form hätte es? Und gibt es da draußen noch andere solche
Milchstraßen? All das wollen wir im vierten Kapitel näher beleuchten.
1. Die Entstehung von Galaxien
Das Universum entstand aus "Nichts". Doch nach einer gewissen Zeit bildeten sich die
ersten Bausteine der Materie, die sich immer mehr zusammenklumpten und schließlich
gewaltige Sternsysteme bilden. Wie das genau passiert ist, wollen wir uns im ersten Teil
anschauen.
2. Das Band der Milchstrasse und unsere Galaxie
Im zweiten Teil wollen wir unsere eigene Galaxie ein wenig erforschen, da sie unser
Zuhause ist. Wir werden das Band der Milchstrasse untersuchen und ergründen, wie
unsere Galaxis aussehen würde, wenn man sie von weit außerhalb betrachtet. Dann
werden wir eine Reise in das geheimnisvolle Zentrum unternehmen.
3. Die Welt der Galaxien
Im dritten Teil werden wir andere Galaxien besuchen und uns anschauen, ob alle
Galaxien gleich aussehen. Wir werden Balken- und Spiralgalaxien kennen lernen, aber
auch elliptische und solche, die keiner bestimmten Gruppe zuzuordnen sind und in der
Frühzeit eine sehr wichtige Rolle gespielt haben.
4. Quasare
In diesem Unterkapitel wollen wir uns den geheimnisvollsten und gewaltigsten Objekten
im Universum widmen: den Quasaren. Wir werden lernen, dass es supermassive schwarze
Löcher gibt, die mehrere Milliarden mal so schwer wie die Sonne sein können und zu den
leuchtkräftigsten Objekten in unserem Universum gehören.
5. Galaxienhaufen
Im letzten Teil wollen die größten Strukturen in unserem Universum untersuchen. Wir
werden lernen, was Galaxienhaufen sind, wie sie entstehen und wollen uns dann zwei
Beispiele dazu anschauen: die lokale Gruppe und den Virgohaufen. Dann machen wir eine
Reise zum großen Attraktor, eine gewaltige Massenansammlung in den Tiefen des Alls.
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1. Die Entstehung von Galaxien
Am Anfang war das "Nichts", doch schon nach drei Minuten war die Entstehung der
Materie, so wie wir sie heute kennen, abgeschlossen. Es waren Protonen, Neutronen und
Elektronen entstanden, aber auch die ersten Elemente wie Wasserstoff und Helium
waren vorhanden.
Aber es hatte sich eine weitere, geheimnisvolle Substanz gebildet: die dunkle Materie.
Obwohl dieser Stoff 23% der Masse in unserem Universum ausmacht, wissen wir auch
heute noch nicht, aus was dieser Stoff besteht und was er für Eigenschaften hat. Wir
wissen nur, dass dunkle Materie nicht mit normaler Materie wechselwirkt und dass sie
nicht leuchtet. Das ist auch der Grund für den Namen. Aber woher wissen wir, dass es
sie gibt, wenn sie doch noch niemand gesehen hat?
Dazu müssen wir bis fast ganz zurück zum Urknall, als das Universum gerade einmal
400.000 Jahre alt war. Vor diesem Zeitpunkt war das Universum undurchsichtig, weil
die Lichtteilchen, die Photonen, fortwährend an Elektronen, die frei im Universum
herumschwirrten, gestreut wurden und somit keine große Entfernung zurücklegen
konnten. Man kann sich das sehr schön vorstellen, wenn man nachts durch dichten Nebel
fährt. Das Licht der Autoscheinwerfer wird an den kleinen Nebeltröpfchen gestreut,
was zur Folge hat, dass man nicht sehr weit nach vorne schauen kann. Genauso war es im
frühen Universum. Nun wissen wir, dass die Photonen ständig mit den Elektronen und
positiv geladenen Wasserstoff- und Heliumkernen gewechselwirkt hat. Die Folge war,
dass sich keine festen Strukturen bilden konnten, denn jedes Mal, wenn sich eine Wolke
aus den Urstoffen Wasserstoff und Helium verdichtet hat, wurde sie von den Photonen
auseinander getrieben.
Als nun aber die positiv geladenen Kerne die
Elektronen eingefangen hatten, wurden sie
elektrisch neutral und die Photonen hatten
keine Chance mehr, mit ihnen zu wechselwirken.
Das Universum wurde durchsichtig, da die
Lichtteilchen ungehindert den Raum durchqueren konnten. Nun endlich konnten sich die
Wolken immer mehr verdichten und Strukturen
bilden..
Aber diese Theorie stimmte nicht ganz mit den
Beobachtungen überein. Eigentlich sollten
400.000 Jahre nach dem Urknall noch keine
Strukturen vorhanden sein, da die Bildung ja
erst ermöglicht wurde. Doch allem zum Trotz waren im Mikrowellen- Hintergrund
deutliche Anzeichen von Strukturen erkennbar.
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Es musste also eine Materie geben, die schon kurz nach dem Urknall begonnen hatte,
sich zu dichteren Gebilden zusammen zu ziehen. Es musste eine Art Materie sein, die
nicht mit den Photonen wechselwirkt, denn würde sie das tun, würde sie von den
Lichtteilchen auseinander getrieben werden und hätte damit nicht zusammenklumpen
können.
Aufgrund dieser im Mikrowellenhintergrund sichtbaren Strukturen wusste man, dass es
eine andere Form von Masse geben musste, eben die dunkle Materie. Da diese Materie
ebenso wie die normale Materie eine Masse hat, begann sie, die Gasteilchen anzuziehen.
War das Urgas zum Zeitpunkt t = 400.000 Jahre noch gleichmäßig im Raum verteilt,
bildeten sich in der Folgezeit immer dichtere Wolken aus Wasserstoff und Helium aus.
Nach 200 Millionen Jahren hatten sich die Gaswolken zu Urgalaxien entwickelt, die
ersten Sterne entstanden weitere 200 Millionen Jahre später.
In einer solchen Urgalaxie bildeten sich pro Jahr an die 20 Sterne. Das mag nicht viel
erscheinen, aber wenn man einen Zeitraum von einer Milliarde Jahren nimmt, dann sind
das schon 20 Milliarden Sterne. Daher nennt man solche Galaxien auch StarburstGalaxien. Die ersten Sterne in einer solchen Galaxie waren sehr massereich. Man geht
heute davon aus, dass sie bis zu 1000x schwerer als die Sonne waren und mehrere
Millionen Mal so hell wie diese leuchteten. Man kann sich nun fragen, was das für
Auswirkungen auf die Helligkeit der Galaxie hatte und es ist in der Tat so, dass die
frühen Urgalaxien etwa fünfmal so hell leuchteten wie eine durchschnittliche Galaxie
heute.
Auf dem Bild ist eine solche Urgalaxie abgebildet. Man sieht, dass die Form noch nicht
sonderlich viel mit den heutigen Spiral- oder elliptischen Galaxien gemeinsam hat,
sondern recht unregelmäßig erscheint. Das hat natürlich
zum einen damit zu tun, dass die Galaxie noch nicht
vollständig ausgebildet ist, zum anderen ist es auch so,
dass man die Form aufgrund der riesigen Entfernung von
12 Milliarden Lichtjahren auch mit dem Hubble-WeltraumTeleskop nicht hochauflösend darstellen kann. Dazu
kommen noch physikalische Effekte, die das Aussehen der
Galaxie verzerren.
Heute kennen wir zwei Typen von Galaxien, zum einen die flachen Scheibengalaxien, zu
denen auch die bekannten Spiralgalaxien zählen und zum anderen die elliptischen
Galaxien, die teilweise kugelrund erscheinen. Beide Galaxienformen wurden schon in der
Frühzeit unseres Universums beobachtet, so dass sich die berechtigte Frage stellt, wie
diese zwei sehr unterschiedlichen Galaxientypen zustande gekommen sind. Dazu weiter
hinten mehr.
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2. Unsere eigene Galaxie
2.1 Das Band der Milchstrasse
Im Sommer kann man nach Einbruch der Dunkelheit ein Band am Himmel erkennen, das
sich von Horizont zu Horizont spannt. Es glimmt nur leicht vor sich, weshalb man sich
kaum vorstellen kann, dass dieses schwache Leuchten vom Licht mehrerer Millionen
Sterne stammt. Diese sind aber so weit von uns entfernt, dass ihr Licht nicht ausreicht,
um von unseren Augen getrennt wahrgenommen zu werden; wir sehen also nur ein mattes
Leuchten.
Wenn wir uns das Bild auf der linken Seite ein
wenig genauer anschauen, dann fällt uns auf,
dass die Helligkeit der Milchstrasse nicht
gleichmäßig ist, sondern dass es einige Stellen
gibt, in denen das Band deutlich heller zu sein
scheint. Diese Stellen nennt man Sternwolken.
Die Staubwolken sind besonders unten im Bild
sehr auffällig und als dunkle Linien und Stellen
zu erkennen. Hier wird das Licht der Sterne so
stark abgeschwächt, dass die Milchstrasse
kaum noch zu erkennen ist. Der Staub selbst
besteht aus mikroskopisch kleinen Partikeln mit
einer Größe von mehreren Mikrometern
(mehrere tausendstel Millimeter), welche die Form von kleinen Plättchen haben und das
Licht der Sterne um einen Faktor 1000 abschwächen können.
Zudem fällt auf, dass auch die Dicke der Milchstrasse unterschiedlich ist, zur Mitte des
Bildes hin scheint sie nämlich breiter zu werden. Hier befindet sich das Zentrum
unserer Galaxie. Leider ist dieser "Bulg" von unseren Breiten aus nicht gut zu erkennen,
da er selbst in der höchsten Stellung nur knapp über den Horizont kommt und somit nur
bei sehr guter Horizontsicht zu erkennen ist. Aber auch die Milchstrasse selbst ist nur
unter dunklem Himmel zu erkennen, von Städten aus betrachtet geht das zarte
Leuchten im Streulicht der Straßenbeleuchtung unter.
2.2 Die Form unserer Galaxie
Nun stellt sich die Frage, warum die Milchstrasse genau die Form hat, die wir am
Himmel erkennen und wie sie wohl aussehen würde, wenn wir sie von außerhalb
betrachten könnten. Und vor allem, wie bestimmt man die Form?
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Natürlich können wir uns nicht in ein Raumschiff setzen und Fotos von außerhalb
machen, weswegen die Astronomen einen Trick anwenden mussten. Sie wussten, dass es
in den Spiralarmen von Galaxien HII- Regionen gibt. Das sind Gebilde, die aus einem
Zusammenschluss von vielen Sternen und Gaswolken bestehen. Wenn man nun die Sterne
in einer solchen HII- Region untersucht, stellt man fest, dass die Sterne recht jung
sind und dass die hellsten eine bestimmte Helligkeit aufweisen, die mit den Helligkeiten
der hellsten Sterne in anderen HII- Regionen übereinstimmt. Somit kann man über die
Helligkeit dieser Sterne Aussagen darüber machen, wie weit diese Regionen von uns
entfernt sind. Je schwächer die Sterne leuchten, umso weiter weg müssen sie
logischerweise sein.
Nun hat man also in der Milchstrasse die HIIRegionen abgegrast und über die Helligkeit der
hellsten Sterne ihre Entfernung bestimmt. Das
hat man in Diagramme eingetragen, aus dem
man letztendlich die Form unserer Galaxie
herauslesen konnte, ohne jemals von außen
einen Blick darauf geworfen zu haben. Das
Ergebnis sehen wir links im Bild.
Wir erkennen, dass unsere Galaxie eine flache
Scheibe ist, um die sich mehrere Spiralarme
winden. Deswegen gehört sie zur Klasse der
Spiralgalaxien. Welche anderen Klassen es noch
gibt, sehen wir im nächsten Teil. In der Mitte
der Galaxie erkennen wir das Zentrum, das dicker als die Scheibe erscheint. Wie wir
oben schon gehört hatten, ist das der "Bulg". Man erkennt zudem einen Ring, der dieses
Zentrum umschließt, sowie einen Balken, der von einer Seite durch das Zentrum
hindurch auf die andere Seite geht. Wie dieser Balken entstanden ist, weiß man noch
nicht genau.
Machen wir uns nun die Abmessungen klar: Unsere Milchstrasse hat einen Durchmesser
von 140.000 Lichtjahren, der Balken besitzt eine Länge von knapp 20.000 Lichtjahren.
Würden wir dieses rotierende Feuerrad von der Seite anschauen, würden wir
feststellen, dass die Scheibe nur etwa 5.000 bis 7.000 Lichtjahre dick ist, der Bulg
dagegen 17.000 Lichtjahre. Man würde also eine Scheibe mit einem kleinen "Hubbel" in
der Mitte erkennen. Insgesamt enthält unsere Galaxie an die 200 Milliarden Sterne.
Die Position der Sonne ist mit einem kleinen, roten Punkt gekennzeichnet, wir leben also
weder besonders weit innen noch weit außen. Um einmal um das Zentrum zu kreisen,
benötigt die Sonne 250 Millionen Jahre. Mit der Kenntnis der Position unserer Sonne
erklärt sich nun auch, warum unsere Galaxie als Band am Himmel zu erkennen ist: wenn
wir aus der Scheibe nach oben schauen, sehen wir kaum Sterne, am Himmel ist nichts
von einer Milchstrasse zu sehen. Schauen wir aber nach vorne, sehen wir direkt in die
Scheibe, die uns aufgrund der geringen Dicke als schmales Band erscheint.
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2.3 Das geheimnisvolle Zentrum
Wie wir gerade gesehen haben, rotiert die Sonne einmal in 250 Millionen Jahren um das
Zentrum. Aber nicht nur unsere Sonne macht das, sondern alle anderen Sterne auch.
Doch warum tun sie das? Wenn wir unser Sonnensystem als Beispiel nehmen, dann ist
das nichts anderes. Im Zentrum befindet sich ein massereiches Objekte, nämlich
unsere Sonne, und die Planeten bewegen sich auf Kreis- oder Ellipsenbahnen um diese
Zentralmasse herum.
Da alle Sterne um das Zentrum unserer Galaxie kreisen, würde man vermuten, dass sich
auch hier ein massereiches Objekt verstecken muss. Allerdings muss dieses schon sehr
massereich sein, wenn es 200 Milliarden Sterne auf eine Bahn zwingen kann. Zuerst
könnte einem in den Sinn kommen, dass es sich um einen sehr schweren Stern handeln
könnte, aber da Sterne nicht mehr als 120 Sonnenmassen auf die Waage bringen können,
scheidet diese Möglichkeit aus. Stellt man Berechnungen an, kann es nur ein Objekt
sein, das vier Millionen Mal soviel wiegt wie unsere Sonne. Nur dann reicht die Anziehungskraft aus, um die Sterne auf ihren
Bahnen zu halten. Das ist ein wenig ungenau
ausgedrückt, weil hier auch noch die
geheimnisvolle dunkle Materie, über die wir im
nächsten Teil sprechen wollen, ihre Finger mit
im Spiel hat.
Die Masse des Objekts im Zentrum hat man
durch die Bewegung von verschiedenen Sternen
um das Zentrum gemessen, was auf dem Bild
dargestellt ist. Das rote Kreuz kennzeichnet
die Stelle des geheimnisvollen Objekts, zudem
sind Bahnen von vier Sternen eingezeichnet.
Wir wissen jetzt also, dass es im Zentrum unserer Galaxie ein Objekt geben muss, das 4
Millionen Mal so schwer wie unsere Sonne ist. Aus Beobachtungen mit großen Teleskopen
wissen wir auch, dass es nicht leuchtet. Das alles wäre noch nicht so ungewöhnlich, hätte
man nicht noch entdeckt, dass die 4 Millionen Sonnenmassen in einem Gebiet zu finden
sind, das nur halb so groß wie unser Sonnensystem ist. Somit schied die Möglichkeit aus,
dass sich im Zentrum viele schwere Objekte verstecken; es musste ein einziges Objekt
sein. Und es gibt nur ein einziges Objekt, das eine solche Masse haben kann und nicht
leuchtet:
Ein supermassives, schwarzes Loch!!
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Genau das ist es auch, was sich im Zentrum unserer Galaxie versteckt; ein schwarzes
Loch mit 4 Millionen Sonnenmassen und einem Durchmesser von 15 Millionen Kilometer.
Ein wahres Monster. Mittlerweile weiß man, dass sich im Zentrum jeder Galaxie ein
solches supermassives, schwarzes Loch versteckt. Und es wird noch unheimlicher: das
schwarze Loch im Zentrum der Milchstrasse gehört zu den leichtesten seiner Art, es
gibt schwarze Löcher, die bis zu einer Milliarde mal so schwer sein können, wie unsere
Sonne.
Doch das Zentrum hat noch viel mehr an seltsamen Objekten zu bieten: da wäre der
"Arches-Cluster", der nur 80 Lichtjahre vom Zentrum unserer Galaxie entfernt ist.
Hier findet man eine Ansammlung der seltsamsten Objekte: supermassive Sterne, die
mehrere Millionen Mal so hell leuchten wie
unsere Sonne, Neutronensterne mit nur 20km
Durchmesser, aber auch stellare, schwarze
Löcher mit bis zu 10 Sonnenmassen. Der
Durchmesser des Haufens beträgt nur ein
Lichtjahr, so dass die Sterne fast so dicht
gedrängt stehen wie im Zentrum der Milchstrasse.
Würden wir in diesem Sternhaufen leben, so
wäre der Nachthimmel taghell, da die anderen
Sterne heller als der Vollmond leuchten und
somit alles erhellen würden.
Leben kann hier nicht entstehen, die anderen Sterne des Haufens würden Planeten ihrer
Sonne entreißen und in die Tiefen des Raumes schleudern. Selbst wenn es einem Stern
gelingen würde, einen Planeten zu behalten, würde die Strahlung der Supernovae alles
Leben sofort vernichten.
So geheimnisvoll das Zentrum unserer Galaxie auch ist, es ist der lebensfeindlichste
Ort, den man sich in unserer Galaxie vorstellen kann.
2.4 Kugelsternhaufen
Einen wesentlichen Bestandteil unserer Galaxie bilden die Kugelsternhaufen, von denen
es 150 Stück gibt. Sie gehören zu den ältesten Objekten im Universum überhaupt und
sind ungefähr 13 Milliarden Jahre alt, also fast so alt wie das Universum selbst. Es gab
sie schon, als unserer Galaxie noch ein unförmiges Etwas ohne feste Strukturen war.
Kugelsternhaufen befinden sich in einem kugelförmigen Gebiet um die Galaxie herum
und beschreiben elliptische Bahnen um das Zentrum, auf denen sie sich bis zu 180.000
Lichtjahre von uns entfernen können.
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Die Ausdehnung dieser Objekte ist recht klein, die meisten Kugelsternhaufen haben
einen Durchmesser von 100 Lichtjahren, die größten erreichen 150 Lichtjahre. Die
Sterndichte in einem solchen Haufen ist enorm groß, da sich in dem kleinen Gebiet an
die 500.000 Sterne tummeln können.
Das hat zur Folge, dass die Sterndichte im Zentrum fast 30mal höher ist als in der
Sonnenumgebung und die Sterne einen mittleren Abstand aufweisen, der gerade einmal
so groß wie der Durchmesser unseres Sonnensystems ist. Da die Sterne nicht wie
festgenagelt im Raum stehen, sondern sich bewegen, kommt es insbesondere im
Zentrum immer wieder zu Zusammenstößen. Dabei verschmelzen zwei Sterne zu einem
heißen, blauen Stern, dem "Blue Straggler".
Wenn man sich die Form von Kugelsternhaufen
anschaut, dann fällt auf, dass die Sterne in den
meisten Fällen sehr stark zum Zentrum hin
konzentriert sind. Man würde dort, wie in der
Milchstrasse auch, ein schwarzes Loch vermuten, dass die Sterne gravitativ an sich
bindet. Dem ist aber nicht so, obwohl man
bereits in zwei Kugelsternhaufen schwarze
Löcher mit 4.000 bzw. 20.000 Sonnenmassen
gefunden hat. Die Erklärung für die Zusammenballung ist also eine ganz andere:
Die Sterne in einem Kugelsternhaufen bewegen sich, weshalb es recht häufig passiert,
dass sich zwei Sterne sehr nahe kommen. Nun ist es so, dass in den meisten Fällen der
leichtere Stern bei einer solchen "Fast-Kollision" aufgrund physikalischer Effekte aus
dem Kugelsternhaufen geschleudert wird. Mit der Zeit verlassen die massearmen
Sterne den Haufen und nehmen dabei Bindungsenergie mit, die dem Kugelsternhaufen im
weiteren Verlauf fehlt. Um diesen Energieverlust auszugleichen, muss er sich weiter
zusammenziehen und wird damit immer dichter und dichter.
Das Hinausschleudern der leichten Sterne ist mit ein Grund, warum sich Kugelsternhaufen mit der Zeit auflösen. Ein anderer ist der, dass ein Kugelsternhaufen auf
seiner Bahn der Galaxie von Zeit zu Zeit recht nahe kommt. Diese zerrt dann mit ihrer
Gravitation an dem Haufen, wodurch dieser wieder einen Teil seiner Sterne verliert.
Schöne Beispiele für solche sich auflösenden Kugelsternhaufen sind die Objekte „NGC
5466“ und insbesondere „Palomar 5“, der seinen nächsten Durchgang durch die
galaktische Scheibe nicht mehr überleben wird.
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3. Die Welt der Galaxien
3.1 Klassifizierung von Galaxien
Wie wir in Kapitel 1.2 gesehen hatten, gehört unsere Galaxie zur Klasse der
Spiralgalaxien. Auch der Andromedanebel und die "Pinwheel-Galaxie", die beiden uns
nächsten großen Galaxien sind Spiralgalaxien. Nun könnte man auf die Idee kommen,
dass alle Galaxien diesem Typus angehören, doch dem ist nicht so.
Um 1900 herum gab es die ersten guten Aufnahmen von Galaxien und schon bald stellte
man fest, dass die Galaxien sehr unterschiedliche Formen und Typen aufweisen. Einige
hatten Spiralarme, andere einen Balken im Zentrum, wiederum andere waren oval und ein
weiterer Teil wies Formen auf, die in kein Schema zu passen schienen. Um die Galaxien
besser klassifizieren zu können, unterteilte man sie in vier Gruppen:
-
Balkengalaxien
Spiralgalaxien
elliptische Galaxien
irreguläre Galaxien
Dieses Schema wurde von Edwin Hubble
entworfen. Elliptische Galaxien bekommen als
Kennbuchstaben ein großes "E" mit einer Zahl
dahinter. Diese gibt an, wie abgeplattet die
Galaxie ist. E0 bedeutet beispielsweise, dass
die Galaxie kugelrund ist.
Spiralgalaxien bekommen ein "S". Auch hier
gibt es wieder Unterklassen, die hier allerdings mit kleinen Buchstaben a, b und c
bezeichnet werden. Dieser Buchstabe richtet sich nach der Größe des "Bulg". Wenn die
Galaxie ein sehr großes Zentrum hat, wird sie als "Sa" bezeichnet, bei einem kleinen
Zentrum als "Sc". Die Anzahl der Spiralarme spielt für die Klassifizierung keine Rolle.
Bei den Balkengalaxien verwendet man das gleiche Schema wie bei den Spiralen, nur
dass dem "S" der Buchstabe "B" für Balken angehängt wird.
Die Galaxien, die weder zu den elliptischen, noch zu den Spiral- oder Balkengalaxien
zählen, werden als irreguläre Galaxien bezeichnet, was mit Irr. abgekürzt wird.
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3.2 Balkengalaxien
Als ersten Galaxientyp wollen wir die Balkengalaxien behandeln, da sie eigentlich die
Urform der heutigen Spiralgalaxien darstellen, oder anders ausgedrückt: Spiralgalaxien
haben sich aus Balkengalaxien entwickelt. Woher sie ihren Namen haben, wird sofort
klar, wenn man sich ein Bild einer solchen Galaxie einmal anschaut.
Mitten durch das Zentrum hindurch verläuft
ein gewaltiger Balken, an dessen Ende die
Spiralarme ansetzen. Die Frage, die sich jetzt
natürlich stellt, ist, wie ein solcher Balken
entsteht und warum er so lange stabil bleibt.
Um das zu verstehen, wollen wir uns die
Zusammenhänge Schritt für Schritt klarmachen:
Zuerst einmal müssen wir wissen, das
Scheibengalaxien, egal ob Spiralen oder Balken,
durch den Einfall rotierender Gasmassen
entstehen, die aufgrund des Drehimpulses und
der Rotation zu flachen Scheiben werden. Wir wollen weiterhin annehmen, dass die
meisten Sterne bei der Entstehung einer Galaxie eine kreisrunde Bahn um das Zentrum
beschreiben. Und genau hier liegt der Grund für die Entstehung von Balkengalaxien:
Es haben eben NICHT alle Sterne eine kreisrunde Bahn, sondern es gibt einen gewissen
Teil, der elliptische Bahnen hat. Diese Sterne fangen nun an, die Kreisbahnen der
anderen Sterne zu stören, die nun wiederum ihrerseits auf elliptische Bahnen getrieben
werden. Dadurch breitet sich die anfänglich kleine Störung immer weiter aus. War die
Massenverteilung in der Scheibe am Anfang noch homogen, so bilden sich jetzt durch
die Störungen Massenkonzentrationen aus, also Stellen, an denen mehr Sterne zu finden
sind, als woanders in der Scheibe. An diesen Punkten ist die Gravitation natürlich höher,
weil ja mehr Masse da ist. Und je höher die Gravitation ist, umso mehr Sterne und Gas
werden zu diesen Massenkonzentrationen hingezogen, wodurch sich die Gravitation
abermals erhöht und neue Sterne sowie Gas anzieht. Man erkennt, dass sich der Effekt
mit der Zeit immer weiter verstärkt.
Durch diese Anziehungskräfte bekommen die Sterne eine zusätzliche Geschwindigkeit
in Richtung Zentrum. Wenn die Sterne anfangs nur langsam um das Zentrum rotieren, so
hat diese radiale Geschwindigkeit einen großen Einfluss, der bewirkt, dass die Sterne
recht schnell zum Zentrum driften. Genau das passiert in einem solchen Balken, hier
driften die Sterne nach innen in Richtung Kern.
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Man erkennt auf dem Bild auch, dass sich direkt an den Balken die Spiralarme
anschließen. Hier haben die Sterne genau die Rotationsgeschwindigkeit, um nicht in
Richtung Zentrum zu fallen. Man könnte auch sagen, die Zentrifugalkraft, die die
Sterne nach außen zieht, ist stärker, als die Kraft, die die Sterne versucht in den
Balken zu ziehen. Somit können sie weiter um das Zentrum rotieren, ohne nach innen zu
fallen. Die Ausbildung von einem Balken hängt also ganz erheblich davon ab, wie schnell
eine solche Galaxie rotiert. Je schneller die Rotation ist, umso kleiner ist der Balken.
Durch die hohe Massenkonzentration ist ein solcher Balken sehr stabil. Dazu kommt,
dass in den Balken recht viel Staub enthalten ist, aus dem neue Sterne entstehen und
dadurch die Massendichte noch weiter erhöht wird. Eigentlich sollte man daher
annehmen, dass ein solcher Balken aufgrund seiner Stabilität für immer in einer solchen
Galaxie existiert. Doch das tut er nicht, er reibt sich nämlich mit der Zeit auf und ist
irgendwann verschwunden. Doch warum ist das so? Hier kommt die dunkle Materie ins
Spiel, welche die gesamte Galaxie umgibt. Diese dunkle Materie beschleunigt die
Sterne, so dass sich deren Zentrifugalkraft erhöht und sie nicht mehr länger an den
Balken gebunden sind. Mit der Zeit wird es für eine Galaxie also immer schwerer, einen
Balken zu halten.
3.3 Spiralgalaxien
In Kapitel 3.2 hatten wir gelernt, dass die Balkengalaxien mit der Zeit ihren Balken
verlieren. Und genau hieraus lässt sich die Entstehung der Scheibengalaxien herleiten.
Wie wir gesehen haben, reibt sich der Balken mit der Zeit auf, da die dunkle Materie
mit Sternen und Gaswolken wechselwirkt und sie so beschleunigt. Was bleibt übrig, wenn
ein solcher Balken nicht mehr da ist? Natürlich eine Spiralgalaxie, denn jetzt setzen die
Spiralarme nicht mehr am Balken, sondern direkt am Kern an.
Heute gehen die Astronomen davon aus, dass
alle
Spiralgalaxien
aus
Balkengalaxien
entstanden sind. Momentan sind 1/3 aller
Galaxien im sichtbaren Licht Balkengalaxien, im
Infraroten Bereich sind es 2/3. Ein Teil der
Galaxien hat seinen Balken also schon verloren,
was die These von der Entstehung der
Spiralgalaxien bestätigt.
In nebenstehendem Bild kann man erkennen, wie
sich die Spiralarme um den Galaxienkörper
winden. Sehr auffällig sind auch die
verschiedenen Farben der Galaxie. Während
weiter außen ein blauer Farbton vorherrscht, strahlt die Galaxie im Zentrum eher
gelbliches Licht aus, dazwischen findet man immer mal wieder kleine, rosafarbene
Fleckchen.
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In den Spiralarmen selbst finden wir viele helle, blaue Überriesen, also Sterne, die sehr
massereich sind und eine Oberflächentemperatur von bis zu 40.000°C erreichen.
Aufgrund dessen können solche Sterne millionenfach heller leuchten als sonnenähnliche
Sterne, die zumeist gelbes Licht ausstrahlen. Da in den Außenbezirken durch
Dichtewellen viele solcher blauen Überriesen entstehen, überstrahlen diese das Licht
von den sonnenähnlichen Sternen, so dass wir als Gesamtes einen blauen Farbton
wahrnehmen. Weiter innen entstehen kaum neue Sterne, also auch keine blauen
Überriesen, so dass hier das Licht der gelben, sonnenähnlichen Sterne überwiegt. Die
rosa Farbtupfer sind Molekülwolken, in denen neue Sterne entstehen.
Wenn wir uns die Rotation von Spiralgalaxien anschauen, dann fällt uns auf, dass die
Sterne weiter außen genauso schnell wie die Sterne im Zentrum rotieren. Unsere Sonne
benötigt übrigens 250 Millionen Jahre, um einmal um das Zentrum unserer Galaxie zu
laufen. Diese schnelle Rotationsgeschwindigkeit entspricht nicht der gängigen
Vorstellung, denn wenn wir das Gravitationsgesetz zur Hand nehmen, sollten die Sterne
am Rand einer Galaxie wesentlich langsamer um das Zentrum laufen, als sie es in
Wirklichkeit tun. Nun stellt sich die berechtigte Frage, warum die Sterne dann nicht
aus der Galaxie geschleudert werden. Es muss also irgendetwas geben, was die Sterne
zusammenhält und verhindert, dass sie aufgrund der schnellen Rotation nach außen
driften.
Und in der Tat sind auf dem Bild nur 2% der Masse der Galaxie zu sehen, 8% ist nicht
leuchtende, baryonische, also normale Materie und die restlichen 90% sind
geheimnisvolle "dunkle Materie", von der man auch heute noch nicht genau weiß, aus was
sie besteht und was für Eigenschaften sie aufweist. Man weiß aber, dass auch die dunkle
Materie Masse hat und somit eine Anziehungskraft auf die umlaufenden Sterne ausübt.
Genau das ist auch der Grund, warum die Sterne nicht aus der Galaxie geschleudert
werden, sondern weiterhin auf geordneten Bahnen um das Zentrum laufen. Die Dunkle
Materie ist übrigens nicht wie die restliche Materie in einer Scheibe verteilt, sondern
bildet einen kugelförmigen Halo um das Zentrum.
3.4 elliptische Galaxien
Elliptische Galaxien gehören zu den größten und massereichsten Galaxien in unserem
Universum. Anders als die Scheibengalaxien sind sie nicht flach, sondern mehr oder
weniger stark abgeplattet, manchmal auch kugelrund.
Diese besondere Form von Galaxien findet man zumeist im Zentrum von Galaxienhaufen
und das hat einen besonderen Grund, der mit der Entstehung solcher gigantischen
Sterninseln zusammenhängt. Elliptische Galaxien können auf zwei Arten entstehen: in
der Frühzeit des Universums sind große Gaswolken aus Urmaterie zusammengestoßen,
sind miteinander verwirbelt und haben so diese Galaxien gebildet. In der heutigen Zeit
entstehen elliptische Galaxien meist durch den Zusammenstoß von zwei oder mehreren
Galaxien. Dabei ist es unerheblich, ob es sich bei den Stoßpartnern um Scheibengalaxien
oder Ellipsen handelt, denn das Resultat ist das gleiche.
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Nun lässt sich auch einfach verstehen, warum diese Galaxien zumeist sehr massereich
sind: es ist einfach eine Verschmelzung von zwei Galaxien, so dass am Ende in der
entstandenen, elliptischen Galaxie die Masse der beiden Ursprungsgalaxien zu finden
ist. Da im Zentrum von Galaxienhaufen die Galaxien recht dicht stehen und die
Gravitation zwischen ihnen recht stark ist, ist die Wahrscheinlichkeit einer Kollision
natürlich viel größer als in den Randbereichen eines solchen Haufens. Darum findet man
Spiralgalaxien im heutigen Kosmos nur noch am Rand von Galaxienhaufen und nicht mehr
im Zentrum.
Doch wie groß können solche Galaxien eigentlich
werden? Die größten unter ihnen haben einen
Durchmesser von 300.000 Lichtjahren, sind
also dreimal so groß wie unsere eigene Galaxie.
Dabei können sie bis zu 10x mehr Sterne
enthalten, also bis zu 2 Billionen Stück. Solche
Riesen findet man zumeist im Zentralbereich
von großen Galaxienhaufen.
In elliptischen Galaxien bewegen sich die
Sterne auf irregulären Bahnen und pendeln
immer mal wieder durch das Zentrum hindurch.
Sie laufen also nicht auf geordneten Bahnen wie
in unserer Galaxie. Wenn die Sterne dennoch
eine leichte Rotationsbewegung aufweisen, sind die Galaxien leicht abgeplattet. Das ist
aber nicht allgemein gültig, es gibt auch Galaxien, die abgeplattet sind, obwohl die
Sterne nicht um das Zentrum rotieren. Das wird heute durch unterschiedliche
Geschwindigkeiten der Sterne in den verschiedenen Achsen der Galaxie begründet. Im
Zentrum findet man riesige schwarze Löcher, die so schwer wie ganze Galaxien mit
mehreren Milliarden Sternen sein können. Nahezu mit Lichtgeschwindigkeit befördern
diese Monster Gas aus dem Zentrum nach außen und heizen es dabei auf bis zu 100
Milliarden Grad auf. Auch in der abgebildeten Galaxie Messier 87 findet man ein solches
Monster, der Jet ist auf der Aufnahme leider nicht zu sehen.
Die Sterne in elliptischen Galaxien sind sehr alt, neue Sterne entstehen so gut wie keine
mehr. Das hat den Grund, dass im Inneren kaum noch interstellare Materie vorhanden
ist, aus der Sterne gebildet werden könnten.
Da die einzelnen Galaxien in den Galaxienhaufen mittlerweile so stark aneinander
gebunden sind, geht man davon aus, dass in ferner Zukunft alle Galaxien zu einer
riesigen, elliptischen Galaxie verschmolzen sein werden.
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3.5 irreguläre Galaxien
Als solche bezeichnet man Galaxien, die weder den elliptischen noch den
Scheibengalaxien zuzuordnen sind. Das liegt an ihrer sehr seltsamen Form, die
überhaupt nicht symmetrisch ist.
Irreguläre Galaxien können auf zwei verschiedene Arten entstehen: zum einen können
sie das Endprodukt aus dem Zusammenstoß von zwei Spiralgalaxien sein. Dabei werden
die ursprünglichen Formen zerstört und es entsteht eine Unordnung. Mit der Zeit legt
sich diese aber und es wird eine elliptische Galaxie daraus.
Die zweite Möglichkeit ist, dass irreguläre
Galaxien aus kleinen Klumpen dunkler Materie
entstehen, die ja bekanntlich auf die normale
Materie, so wie wir sie aus unserer alltäglichen
Erfahrung her kennen, Gravitationskräfte
ausübt. Diese Klumpen zogen in der Frühzeit
unseres Universums allmählich Gas aus der
näheren Umgebung an, verdichteten es, woraus
wiederum Sterne entstanden. Irreguläre
Galaxien sind also nichts anderes wie die
Bausteine der heutigen großen Galaxien. Doch
welche Eigenschaften zeichnen eine solche
Galaxie aus?
Das Bild zeigt die kleine Magellan'sche Wolke, eine irreguläre Zwerggalaxie, welche
unsere Galaxie in einer Entfernung von 270.000 Lichtjahren umkreist. Schon auf den
ersten Blick fällt die sehr ungewöhnliche Form auf. Man erkennt, dass es sich hierbei
weder um eine Ellipse noch um eine Scheibe handelt. Die Form kommt nur durch die
gravitative Wechselwirkung mit der dunklen Materie zustande. Diese sorgt dafür, dass
sich zum einen keine Rotation ausbilden kann, zum anderen aber auch für ein
außeraxiales Gravitationspotential, was soviel bedeutet, dass die Galaxie nicht zu einer
Ellipse werden kann.
Der Durchmesser solcher Zwerggalaxien beträgt im Schnitt 5000 Lichtjahre, also
gerade einmal ein Zwanzigstel unserer eigenen Galaxie. Ihre Masse wird im Allgemeinen
mit ungefähr 10 Milliarden Sonnenmassen angegeben.
Die bläuliche Farbe sagt uns, dass hier auch in der heutigen Zeit noch viele neue Sterne
entstehen, was im weiteren Verlauf noch sehr wichtig werden wird. Durch frühe
Supernovae sind die Galaxien sehr metallarm, da die Metalle durch diese gewaltigen
Explosionen einfach in den Weltraum geblasen wurden und die Gravitationskraft der
Zwerggalaxien zu klein war, um sie zu halten.
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Wenn man die Häufigkeit von Zwerggalaxien im frühen Universum untersucht, so findet
man heraus, dass es dort zwei bis dreimal so viele irreguläre Galaxien gibt wie heute.
Das nährt die Theorie, dass diese Galaxien die Bausteine der heutigen Spiralen und
Ellipsen sind. Sie sollen entstanden sein, als die Bausteine miteinander verschmolzen
sind und weitere Zwerggalaxien aufgefressen haben. Man könnte das also durchaus mit
Kannibalismus vergleichen. Man hat auch herausgefunden, dass diese Galaxien nur ein
einziges Mal in der Frühzeit des Universums aufgeleuchtet und dann für immer in
Dunkelheit verschwunden sind.
Doch da man auch heute irreguläre Zwerggalaxien beobachtet, steht man vor einem
Rätsel: woher kommen diese Objekte, die ja eigentlich längst verloschen sein sollten?
Dazu gibt es zwei Theorien: erstens wäre es möglich, dass die Galaxien seit ihrer
Entstehung vor 12 Milliarden Jahren dabei sind, Gas aus der Umgebung aufzusammeln,
aber erst heute in der Lage sind, Sterne zu produzieren. Die andere Möglichkeit ist,
dass auch heute noch Zwerggalaxien entstehen. Falls das der Fall ist, sollte es möglich
sein, in solchen Galaxien Sterne zu entdecken, die genau die Eigenschaften der ersten
Sterne im Universum aufweisen. Wir wären dann in der Lage, die Entstehung von
Galaxien in der Frühzeit des Universums direkt vor unserer Haustür zu beobachten.
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4. Quasare und supermassive schwarze Löcher
Im Jahre 1960 begannen die Astronomen, den Himmel mit immer leistungsfähigeren
Radioteleskopen abzusuchen und entdeckten dabei immer mehr Radioquellen. Viele der
dabei entdeckten Objekte waren normale Galaxien, die im sichtbaren Licht als solche zu
erkennen waren. Doch einige der Quellen konnte man auch mit den größten Teleskopen
nicht auflösen, sie erschienen weiterhin als sternförmige Objekte. Das gab ihnen den
Namen "quasi stellares Objekt", auch kurz QSO oder Quasar genannt.
Die Natur dieser Objekte blieb über mehrere Jahre hinweg völlig rätselhaft, bis man
die Spektren untersuchte und herausfand, dass die Quasare extrem weit von der Erde
entfernt sind, typischerweise mehr als 5 Milliarden Lichtjahre. Nun konnte man das
stellare Aussehen erklären, aber das Rätsel war
noch nicht gelöst: wie schafften es diese
Objekte, trotz der riesigen Entfernungen so
hell zu leuchten und woher nahmen sie die
Energie?
In dem nebenstehenden Bild sehen wir den
Quasar 3C273, der sich 1.9 Milliarden
Lichtjahre von uns entfernt im Sternbild
Jungfrau befindet und schon in Teleskopen ab
15cm Öffnung beobachtet werden kann. Man
sieht, wie der helle Kernbereich tatsächlich
sternförmig erscheint und den Objekten ihren
Namen gegeben hat.
In den letzten Jahren wurde die Antwort auf diese Frage gefunden und man fand
heraus, dass es sich bei den Quasaren um Galaxien handelt, die im Inneren ein riesiges,
schwarzes Loch aufweisen, das gewaltige Mengen an Energie erzeugt. Wie das im
Einzelnen funktioniert, wollen wir uns anschauen:
4.1 Die Entstehung von supermassiven schwarzen Löchern
Bevor wir uns den Quasaren an sich widmen wollen, müssen wir uns zuerst einmal
anschauen, was supermassive schwarze Löcher sind und wie sie entstehen.
In jeder Galaxie gibt es im Zentrum ein supermassives schwarzes Loch. Wie der Name
schon sagt, ist es ein schwarzes Loch mit einer ungeheuer großen Masse. In der Mitte
unserer Milchstrasse finden wir ebenfalls ein solches Objekt, aber mit einem Gewicht
von 3 Millionen Sonnenmassen gehört es zu den leichteren Objekten dieser Art. Die
massereichsten schwarzen Löcher können bis zu 5 Milliarden mal so schwer wie die
Sonne sein und sind damit rund tausendmal schwerer als das schwarze Loch im Zentrum
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unserer Milchstrasse. Aufgrund der riesigen Masse sind diese schwarzen Löcher auch
enorm groß und haben eine Ausdehnung von der Größe unseres Sonnensystems, sprich,
unser gesamtes Planetensystem würde bequem in einem solchen Monster Platz finden.
Nun stellt sich natürlich die Frage nach der Entstehung. Schwarze Löcher entstehen ja
im Allgemeinen beim Kollaps eines sehr schweren Sterns. Nun können aber Sterne nicht
schwerer werden als 150 Sonnenmassen, so dass maximal ein schwarzes Loch mit 30
Sonnenmassen dabei heraus kommt. Das kann also nicht die richtige Erklärung sein.
Es ist in der Tat so, dass man heute zwei
Szenarien kennt, die zur Entstehung von
supermassiven schwarzen Löchern geführt
haben können.
Die erste Theorie besagt, dass die Sterne im
frühen Universum viel schwerer waren als
heutige Sterne. Sie konnten bis zu 1000
Sonnenmassen schwer sein und hinterließen
nach ihrem Tod schwarze Löcher mit einem
Gewicht von mehreren hundert Sonnenmassen.
Diese schwarzen Löcher sind mit der Zeit
miteinander verschmolzen und haben so immer
größere schwarze Löcher gebildet, die ins
Zentrum der sie umgebenden Urgalaxie gesunken sind. Nun war es aber auch so, dass zu
dieser Zeit im Zentrum der Galaxie eine heftige Phase von Sternentstehung zu
beobachten war. Diese Sterne setzten das Gas im Inneren in Bewegung, so dass die
schwarzen Löcher durch Massenakkretion, sprich, das Aufsaugen von Materie, sehr
schnell wachsen konnten. Man geht heute davon aus, dass ein solches schwarzes Loch
alle 40 Millionen Jahre seine Masse verdoppelt hat.
Die zweite Variante ist, dass die supermassiven schwarzen Löcher nicht durch die
Verschmelzung von kleinen schwarzen Löchern zustande gekommen sind, sondern dass
eine riesige Gaswolke kollabiert ist und aufgrund ihrer großen Masse nicht erst zu einem
Stern, sondern gleich zu einem schwarzen Loch mit der 100.000fachen Sonnenmasse
geworden ist. Auch dieses ist nun durch Akkretion von Materie zu einem supermassiven
schwarzen Loch herangewachsen.
Welche der beiden Theorien nun richtig ist, kann man heute noch nicht entscheiden,
sicher ist aber, dass sich die supermassiven schwarzen Löcher in einem Zeitraum von
nur 500 Millionen Jahren gebildet haben, dass es also nicht lange für die Entstehung
brauchte.
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4.2 Woher nehmen Quasare ihre Energie?
Wie wissen nun also, dass Quasare riesige schwarze Löcher mit bis zu 5 Milliarden
Sonnenmassen sind, die sich im Zentrum von Galaxien befinden. Wir können aber noch
mehr sagen: in den letzten Jahren hat sich auch herausgestellt, dass die größten
schwarzen Löcher im Zentrum von elliptischen Galaxien zu finden sind.
Nun stellt sich aber die Frage, woher die Quasare ihre Energie nehmen. Aus der
scheinbaren Helligkeit und der Entfernung kann man ausrechnen, dass Quasare so hell
wie Billiarden Sonnen strahlen. Sie strahlen also heller, wie ganze Galaxien mit mehreren
hundert Milliarden Sternen. Und das Verblüffende ist, dass diese Energie nur aus dem
Zentrum kommt, es muss dort also mit ungeheuren Dingen zugehen.
Da
normale
Fusionsprozesse
diese
Energiemengen nicht erzeugen können, muss im
Zentrum eines solchen Quasars etwas anderes
passieren. Wie wissen, dass sich dort ein
schwarzes Loch befindet, das Gas und Staub
akkretiert. Um die gewaltige Energie zu
erklären, muss allerdings hinreichend viel
Materie in das supermassive schwarze Loch
fallen, mindestens eine Sonnenmasse pro Jahr.
Natürlich ist es nicht so, dass einmal im Jahr
ein Stern in das schwarze Loch fällt, sondern
dass kontinuierlich Gas auf das schwarze Loch
zuströmt. Wenn die Materie aber einfach nur
radial in das Loch fallen würde, dann würde sie darin verschwinden, ohne dass wir etwas
davon mitbekommen würden. Das kann also nicht Sinn der ganzen Sache sein.
Und hier kommt uns jetzt der Drehimpuls zu Hilfe. Jeder Körper im Universum besitzt
einen gewissen Drehimpuls. Zudem ist Drehimpuls eine Erhaltungsgröße, sprich,
Drehimpuls kann man nur ändern, wenn von außen Kräfte angreifen. Wenn es jetzt nur
nach dem Drehimpuls ginge, so würde die Materie, die nun kreisförmig auf das schwarze
Loch zuströmt, überhaupt nicht daran denken, ins Zentrum zu fallen. Es würde sich
einfach eine Bahn um das schwarze Loch aussuchen und es bis in alle Ewigkeit umkreisen.
Dazu kommt aber, dass ja von außen immer mehr Materie dazukommt und es in der
Gasscheibe immer enger wird. Die Gasteilchen fangen an, miteinander zu wechselwirken,
es entsteht Reibung. Ein Teil der Gasteilchen wandert in der Scheibe nach außen und
nimmt einen gewissen Teil des Drehimpulses mit. Dadurch werden die Bahnen von
anderen Teilchen enger, die nun ihrerseits nach innen in Richtung Zentrum wandern.
Der Trick ist also, dass ein Großteil der Teilchen nach innen wandert und dabei Reibung
entsteht. Dabei wird das einfallende Gas auf bis zu 5 Millionen Grad erhitzt. Da es nun
so heiß ist, beginnt es, sichtbares Licht als auch Röntgenstrahlung auszusenden. Das
erklärt, warum die Quasare so hell leuchten.
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Das alles passiert nicht in einer Kugelschale um das Zentrum herum, sondern in einer
Scheibe, der Akkretionsscheibe.
Doch das ist noch nicht alles. Wenn das Gas um das Zentrum rotiert und dabei erhitzt
wird, bilden sich gewaltige Magnetfelder aus, die riesige Jets erzeugen, in denen
Materie auf bis zu 100 Milliarden Grad erhitzt wird und dann mit Lichtgeschwindigkeit
in den Weltraum geblasen wird. Die Jets haben bei einer Masse des zentralen
schwarzen Lochs eine Dicke, die dem 100-fachen Durchmessers unseres Sonnensystems
entspricht. Im obigen Bild sehen wir einen solchen Jet.
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5. Galaxienhaufen und der große Attraktor
Die Galaxien sind nicht gleichmäßig im Universum verteilt. Es gibt Stellen, an denen
keine einzige Galaxie finden. Diese Leere nennt man in der Fachsprache "Voids".
Daneben gibt es aber auch Punkte, wo eine Häufung von Galaxien zu beobachten ist. Man
spricht hier von Galaxienhaufen.
5.1 Die Entstehung von Galaxienhaufen
Als das Universum noch sehr jung war, als gerade einmal 200.000 Jahre alt, war es
angefüllt mit einem Meer von Strahlung und Teilchen. Es konnten sich noch keine
Strukturen ausbilden, da diese durch die Strahlung sofort wieder zerstört worden
wären.
Doch im Verborgenen spielte sich schon zu dieser Zeit etwas ab. Dunkle Materie
begann, sich zu kleinen Klumpen zusammenzuziehen. Noch vor einigen Jahren kannte man
diese geheimnisvolle Materie noch gar nicht, doch ohne sie würde es weder
Galaxienhaufen, noch Galaxien oder Sterne geben. Auch wir würden ohne die dunkle
Materie nicht existieren. Aber auch heute wissen wir nicht genau, was dunkle Materie
überhaupt ist und was für Eigenschaften sie aufweist. Sie leuchtet nicht, sie
wechselwirkt nicht mit Photonen, wir wissen nur, dass sie auf die normale Materie
Gravitation ausübt.
Als die dunkle Materie nun dabei war, zusammen zu klumpen, expandierte das Universum
und kühlte dabei langsam ab. 400.000 Jahre nach dem Urknall wurden die Elektronen
von den Atomkernen eingefangen und die Strahlung konnte sich nun ungehindert im
Universum ausbreiten, es wurde durchsichtig. Nun hatte auch die normale, baryonische
Materie, die wir aus dem Alltag her kennen, die
Chance, sich zu Strukturen zusammenzufinden.
Dabei wurde sie von den schon gebildeten
Klumpen der dunklen Materie angezogen.
Obwohl das Universum auseinanderstrebte,
kollabierten gewisse Bereiche zu immer dichter
werdenden Wolken aus dunkler Materie, Gas
und Staub. Aus ihnen entstanden die ersten
Galaxienhaufen.
Hier
müssen
wir
uns
klarmachen, dass die normale Materie keinerlei
Chance gehabt hätte, sich zu verdichten, wenn
es nicht schon die Klumpen der dunklen Materie
gegeben hätte, um die sie sich hätte anlagern
können.
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Nun waren also Gebiete in unserem Universum entstanden, in denen das Gas immer
dichter wurde und sich die ersten Galaxien zu bilden begannen. Da diese Wolken sehr
groß waren, entstanden viele Galaxien auf einmal. Ein Galaxienhaufen ist entstanden.
Oben sehen wir ein Bild von Abell 1689, ein Galaxienhaufen mit etwa 2000 Galaxien, der
2.2 Milliarden Lichtjahre von uns entfernt ist.
Wenn man das Bild betrachtet, sollte man sich vor Augen führen, dass 90% der Masse in
dem Bild dunkle Materie und 8% nicht leuchtende Materie ist. Wir sehen also nur 2%
der Masse eines solchen Galaxienhaufens. Der Raum zwischen den Galaxien ist ebenfalls
nicht leer, hier treiben gewaltige Mengen an Gas, das durch die Reibung der Galaxien
auf bis zu 50 Millionen Grad aufgeheizt wird und daher kein sichtbares Licht, sondern
Röntgenstrahlung aussendet.
Man erkennt weiterhin, dass die größten Galaxien im Zentrum des Haufens zu finden
sind. Sie sind durch die Kollision und Verschmelzung von kleineren Galaxien entstanden.
Die Entstehung von Galaxienhaufen ist auch heute noch nicht abgeschlossen. Immer
noch driften Galaxien aufeinander zu und bilden Häufungspunkte. Diese Häufungspunkte
werden von größeren Galaxienhaufen angezogen, die wiederum von Superhaufen
angezogen werden. Daher ist auch heute noch keine Ruhe ins Universum gekommen.
Letztendlich werden viele riesige Superhaufen entstehen und zwischen diesen werden
riesige Abstände sein, in denen außer gähnender Leere nichts zu finden ist.
5.2 Die lokale Gruppe:
Auch unsere eigene Galaxie gehört zu einem kleinen Galaxienhaufen, der auch lokale
Gruppe genannt wird. Zur lokalen Gruppe werden alle Galaxien gezählt, die sich in einem
Gebiet von ungefähr 8 Millionen Lichtjahren Durchmesser befinden.
Die größten Galaxien in diesem Haufen sind unsere Milchstrasse und die AndromedaGalaxie, die sich in einer Entfernung von 2.2 Millionen Lichtjahren zu uns befindet. 95%
der Masse der lokalen Gruppe sind in diesen beiden Galaxien enthalten. Die drittgrößte
Galaxie ist die "Pinwheel-Galaxie" Messier 33, die wir in einer Entfernung von 3.3
Millionen Lichtjahren finden. Alle anderen Galaxien, insgesamt 20 Stück an der Zahl,
sind lediglich kleine Zwerggalaxien mit Ausdehnungen von ungefähr 5.000 Lichtjahren.
Man weiß heute, dass die Mitglieder der lokalen Gruppe gravitativ aneinander gebunden
sind, dass sie also nicht nur zufällig diese Struktur bilden.
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5.3 Der Virgohaufen:
Im Sternbild Jungfrau finden den uns nächsten, größten Galaxienhaufen, den
Virgohaufen. Er befindet sich in einer Entfernung von 65 Millionen Lichtjahren. Dieser
ist wiederum Teil des Virgo- Superhaufens, der nicht nur den Virgohaufen, sondern auch
die lokale Gruppe und weitere Galaxienhaufen in der näheren Umgebung umfasst.
Der Virgohaufen an sich weist einen Durchmesser von ungefähr 9 Millionen Lichtjahren
auf, in dem sich an die 1.500 Galaxien tummeln. Der Haufen weist eine Mischung von
Spiralgalaxien und elliptischen Galaxien auf, wobei sich letztere weitestgehend im
Zentrum aufhalten, während die Spiralen vornehmlich außen zu finden sind. Das ist in
Galaxienhaufen ein weit verbreitetes Phänomen und hängt damit zusammen, dass die
Galaxiendichte im Zentrum eines solchen
Haufens sehr groß ist, so dass es zu häufigen
Kollisionen und Zusammenstößen kommt, aus
denen dann elliptische Galaxien hervorgehen.
Die größte davon ist Messier 87, eine fast
kugelrunde, elliptische Galaxie, die eine Masse
von 100 Billionen Sonnenmassen aufweist und im
Zentrum ein schwarzes Loch von 1 Milliarde
Sonnenmassen beherbergt.
Ein eindeutig definiertes Zentrum weist der
Virgohaufen nicht auf, sondern vielmehr drei
einzelne Zentren mit jeweils einer Riesenellipse
darin. Das sind die Galaxien Messier 49,
Messier 84 und Messier 87.
Wenn man die Geschwindigkeiten der einzelnen Galaxien beobachtet, so stellt man sehr
hohe Werte von bis zu 1.600km/s fest. Das ist ein überzeugender Hinweis auf die
geheimnisvolle dunkle Materie, denn wäre die dunkle Materie nicht da, würde der ganze
Galaxienhaufen auseinander fliegen, weil die Gravitationswirkung der normalen Materie
nicht ausreichen würde, um diese superschnellen Galaxien zusammenzuhalten.
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5.4 der große Attraktor
Wenn man die Bewegungen der großen Galaxienhaufen betrachtet, dann fällt auf, dass
alle zu einem Punkt hingezogen werden, der von den Astronomen den treffenden Namen
"Great Attractor" bekommen hat.
Laut den neuesten Ergebnissen soll der große Attraktor mit dem Galaxienhaufen Abell
3627 identisch sein, der bis zu 10 Billiarden Sonnenmassen enthält und dessen
Entfernung auf 200 Millionen Lichtjahre geschätzt wird. Doch das sind alles nur
Schätzwerte, die auf den Bewegungen der
anderen Galaxienhaufen beruhen.
Das Problem ist, dass dieser Superhaufen in
den Sternbildern Skorpion und Norma liegt, und
damit komplett in der Ebene der Milchstrasse
verschwindet. Dementsprechend stark wird das
Licht durch Staubwolken in der galaktischen
Ebene abgeschwächt, was eine Beobachtung
sehr erschwert. Bisher gibt es auch nur wenige
Bilder, darunter eines von der Südsternwarte in
Chile, das im extrem dichten Milchstraßengetümmel ein paar wenige Galaxien zeigt.
Daher kann man über den großen Attraktor auch noch nicht viel aussagen, es ist noch
nicht einmal sicher, ob es ihn überhaupt gibt. Wenn es ihn geben sollte, wäre es der
größte Galaxienhaufen in der näheren Umgebung, in dem mehrere 10.000 Galaxien
zuhause sein könnten.
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4. Kosmologie
Die Kosmologie beschäftigt sich nicht nur mit dem Urknall an sich, sondern auch mit der
Frage, wie das Universum sich im Folgenden entwickelt hat. In den folgenden Kapiteln
wollen wir uns nicht nur mit dem Urknall an sich auseinandersetzen, sondern auch
verstehen, wie es zur Bildung von Materie gekommen ist .
1. Der Urknall
Noch vor wenigen Jahren dachte man, dass der Urknall Anbeginn von Raum und Zeit ist.
Doch seit kurzem gibt es neue Theorien, die eine Zeit vor dem Urknall durchaus in
Betracht ziehen. In dem Kapitel werden wir aber auch mit einigen Irrtümern des
Urknalls aufräumen, der nicht immer ganz richtig verstanden wird.
2. Die ersten vier Minuten
Diese kurze Zeitspanne in der schon Milliarden Jahre andauernden Geschichte des
Universums hat den Grundstein für unsere heutige Welt geschaffen. Dieses Kapitel ist
nicht ganz einfach zu verstehen, da es hauptsächlich um Teilchenphysik geht.
3. Die kosmische Hintergrundstrahlung
Fast alle Erkenntnisse über das frühe Universum und seine Entstehung verdanken wir
der kosmischen Hintergrundstrahlung, die in den 60er Jahren entdeckt und seitdem mit
immer besseren Methoden untersucht wurde.
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1. Der Urknall
Kaum etwas beschäftigt die Menschen so sehr wie der Urknall. Wie hat das Universum
damals ausgesehen, warum hat der Urknall stattgefunden, wie sind Raum und Zeit
entstanden und gab es sogar eine Zeit vor dem Urknall. Auch ist der Urknall nicht immer
ganz einfach zu verstehen, denn manche Dinge sind nicht so klar, wie sie zu sein
scheinen.
1.1 Sichtweise vor 20 Jahren
Anfang des 20. Jahrhunderts haben Astronomen zum ersten Mal begonnen, den Himmel
mit sehr großen Teleskopen zu fotografieren. Dabei ist ihnen aufgefallen, dass einige
der Nebelflecke, die sie ursprünglich zu unserer eigenen Galaxie gezählt haben, selbst
aus vielen Millionen und Milliarden von Sternen bestehen.
Eine erste Entfernungsbestimmung ergab, dass sie weiter als 700.000 Lichtjahre von
uns weg sind. Somit waren sie also eigenständige Sternsysteme. Im Laufe der Zeit
wurden die Beobachtungen immer besser und man war auch in der Lage, die
Geschwindigkeiten zu messen, mit denen sich diese Galaxien durch den Raum bewegen.
Die Astronomen kamen zu dem Ergebnis, dass sich die Sternsysteme fast ausnahmslos
von uns wegbewegen, nur ein paar, darunter auch die Andromedagalaxie bewegen sich
auf uns zu.
Bisher hatte man das Universum immer für
statisch und unveränderlich gehalten, so dass
man jetzt vor einem großen Rätsel stand. Wie
war es möglich, dass die Galaxien sich von uns
entfernten? Und warum taten sie das?
Eine erste Antwort darauf lieferten die beiden
Physiker Roger Penrose und Steven Hawking.
Sie postulierten, dass es einen Urknall gegeben
haben musste, einen Zeitpunkt, an dem alle
Galaxien in einem Punkt zu finden waren. Das
war die logische Konsequenz aus den
Beobachtungen. Das ist auch einleuchtend, denn
wenn sich alle Galaxien von uns entfernen, mussten sie auch irgendwann alle sehr eng
beisammen gewesen sein, so eng, dass alle Materie in einem einzigen Punkt zu finden sein
müsste. Den Zeitpunkt, wo das der Fall war, nannte man Urknall. Durch Rechnungen fand
man außerdem heraus, dass dieser Zeitpunkt etwa 20 Milliarden Jahre vor unserer Zeit
lag.
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Nun standen die Astronomen aber vor einem Problem, denn wenn es tatsächlich so war,
dann müsste alle Materie in einem ausdehnungslosen Punkt konzentriert gewesen sein,
was letztendlich auch zu einer unendlich hohen Dichte und einer unendlich hohen
Temperatur geführt hätte.
Das Fazit aus den Überlegungen war, dass das Universum vor 20 Milliarden Jahren aus
einem unendlich kleinen Punkt mit unendlich hoher Dichte und Temperatur hervorging
und mit dem Urknall Raum und Zeit entstanden.
1.2 Urknall aus heutiger Sicht und das Branenmodell
Wie gerade eben gehört, tauchen in dem alten Urknall-Modell viele Unendlichkeiten
auf. Heute wissen wir aufgrund der Quantenmechanik, dass es keine unendlich kleinen
Punkte geben kann, sondern dass eine Mindestlänge existiert, die eine Größe von 10 hoch
-35 Metern hat. Daraus folgt, dass das Universum nicht beliebig klein gewesen sein
kann.
Eine weitere, wichtige Theorie zur Beschreibung des Urknalls ist die Stringtheorie. Sie
besagt, dass alle Teilchen, die es in unserem Universum gibt, die Folge von Schwingungen
einzelner Strings sind. Sie postuliert außerdem, dass unsere Welt nicht nur drei,
sondern neun räumliche Dimensionen hat. Zudem enthält sie Objekte, die man Branen
nennt. Branen kann man sich als Gebilde vorstellen, die nebeneinander in der Raumzeit
existieren und die miteinander wechselwirken. Branen können eine beliebige Anzahl
Dimensionen aufweisen, jedoch maximal neun. Auch wir leben auf einer solchen Bran, die
sämtliche Materie und Strahlung enthält. Man könnte auch sagen: unser Universum ist
eine Bran .
Wenn man nun die Stringtheorie zur Hand
nimmt und daraus versucht, den Urknall und die
Entstehung unseres Universums abzuleiten,
kommt
man
zu
sehr
überraschenden
Ergebnissen, die wir im Folgenden betrachten
wollen:
Die wichtigste Folgerung aus der Theorie ist,
dass unser Universum schon seit ewigen Zeiten
existiert. Es gab also nicht nur eine Zeit vor
dem Urknall, sondern diese Zeit reicht auch
unendlich weit in die Vergangenheit zurück.
Wie wir oben gesehen haben, existieren in der Raumzeit viele Branen nebeneinander.
Diese existierten auch lange vor dem Urknall, allerdings waren sie da sehr leer. Es gab
auf ihnen kaum Materie und Strahlung, auch die vier Naturkräfte waren sehr schwach.
Obwohl die Branen nebeneinander in der Raumzeit existieren, können sie insbesondere
über die Gravitation miteinander wechselwirken. Das hat zur Folge, dass sich die Branen
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gegenseitig anziehen, womit sich auch der Abstand zwischen ihnen verringert. Die
Gravitation sorgt außerdem dafür, dass sich die Branen immer schneller annähern, dass
also ihre Bewegungsenergie immer größer wird.
Irgendwann kommen sich die Branen so nahe,
dass sie aufeinander prallen. Dabei wird ihre
Bewegungsenergie in Strahlung und Materie
umgewandelt, die nun auf der Bran selbst zu
finden ist. Den Zeitpunkt des Aufpralls nennen
wir heute Urknall.
Beim Urknall selbst entstanden die drei
Raumdimensionen. Nach der Stringtheorie sind
alle neun Dimensionen in der Quantenkugel
vereinigt, also aufgerollt. Man kann sich das
vielleicht wie ein Wollknäuel vorstellen. Die
unterschiedlichen Dimensionen fluktuierten in
diesem
Knäuel
und
umwickelten
sich
gegenseitig. Aufgrund der Fluktuationen kam es dazu, dass sich drei Raumrichtungen
ausdehnten. Die anderen sechs hatten nun nicht mehr genug Energie, um die drei
expandierten Raumrichtungen einzuschnüren, so dass diese sich weiter ausdehnen
konnten. Unsere bekannten drei Dimensionen waren entstanden. Dass unser Universum
drei Dimensionen hat, ist letztlich also nur Zufall, es hätten auch nur zwei oder gar
sieben sein können.
Da die Branen sich nicht gegenseitig durchdringen können, entfernen sie sich nun wieder
voneinander. Dabei werden sie größer. Unser Universum, das ja im Grunde nichts
anderes ist als eine Bran, expandiert also. Die Materie auf der Bran formiert sich zu
Sternen und Galaxien. Da die Branen auch weiterhin eine Anziehungskraft aufeinander
ausüben, wird die Bewegung zwischen ihnen so lange verlangsamt, bis die
Geschwindigkeit Null wird. Wenn das passiert, drehen sich die Bewegungsrichtungen von
den Branen um und sie bewegen sich wieder aufeinander zu. Dabei expandieren sie
beschleunigt, was mit der Beobachtung unseres heutigen Universums übereinstimmt.
Ein weiterer wichtiger Punkt der neuen Theorie ist, dass die Universen zyklisch
entstehen und wieder vergehen. Die Branen kollidieren (Urknall), bewegen sich
voneinander weg, es kommt aufgrund der gegenseitigen Anziehungskräfte irgendwann zu
einem Bewegungsstillstand, die Richtung kehrt sich um und die Branen kollidieren
erneut. Man könnte also auch sagen, dass unser Universum ständig neu erschaffen wird.
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1.3 Irrtümer über den Urknall:
Über den Urknall gibt es viele Irrtümer, die wir hier im Folgenden einmal aufdröseln
wollen.
a) Wo hat der Urknall stattgefunden?
Der Urknall hat zum Beispiel nicht an einem bestimmten Ort stattgefunden, sondern
überall gleichzeitig. Man darf sich den Urknall also nicht als eine Explosion vorstellen,
die irgendwo im Raum passiert ist. Der Raum selbst ist nämlich erst mit dem Urknall
entstanden. Wie oben gesehen, waren alle Punkte des Universums einmal in der so
genannten Quantenkugel vereinigt, das man sich salopp gesagt, als einen einzigen Punkt
vorstellen kann. Somit waren einst alle Orte im Universum identisch. Nun ist es auch
leicht nachzuvollziehen, warum der Urknall an jedem Punkt gleichzeitig stattgefunden
hat.
b) Warum entfernen sich die Galaxien von uns?
Ein anderes Missverständnis ist auch, dass die Galaxien von uns wegfliegen. Das würde
bedeuten, dass sie eine Geschwindigkeit haben und sich durch den Raum bewegen. Dem
ist aber nicht so.
Die Galaxien entfernen sich nur deswegen von
uns, weil zwischen ihnen fortwährend neuer
Raum entsteht. Letztlich läuft das natürlich
auch darauf hinaus, dass sich die Galaxien von
uns weg bewegen, aber der Grund ist eben ein
anderer. So lässt sich auch ganz leicht die
Rotverschiebung erklären. Diese entsteht nicht,
weil sich die Galaxien durch den Raum bewegen,
sondern weil der Raum expandiert und damit
auch die Wellenlänge des Lichts größer wird.
Und je größer die Wellenlänge wird, umso röter
erscheint uns das Licht.
Nun können wir auch ganz einfach nachvollziehen, warum die Rotverschiebung von
Galaxien mit größerer Entfernung zunimmt. Es ist natürlich so, dass auf einer größeren
Entfernung viel mehr neuer Raum entstehen kann, so dass auch die Wellenlänge immer
größer und das Licht somit röter wird.
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c) Wie schnell entfernen sich die Galaxien?
Aus dem gleichen Grund entfernen sich Galaxien, die sehr weit von uns weg sind, viel
schneller als welche, die uns recht nahe stehen. Auch das ist wieder relativ einfach zu
verstehen, wenn man sich klarmacht, dass zwischen den Galaxien neuer Raum entsteht.
Wenn eine Galaxie doppelt so weit von uns entfernt ist, entsteht zwischen ihr und uns
auch doppelt so viel neuer Raum, weshalb sie sich auch doppelt so schnell von uns
entfernt. Ein Maß für diese Geschwindigkeit ist die Hubble-Konstante, die besagt, dass
sich Galaxien in 1 MPc (3.3 Millionen Lichtjahre) Entfernung mit 72km/s von uns weg
bewegen. Wenn sich die Galaxie nun in einer Entfernung von 13.7 Milliarden Lichtjahren
befindet, entfernt sie sich genau mit Lichtgeschwindigkeit. Die Strecke von 13.7
Milliarden Jahren nennt man Hubble-Entfernung.
d) Können sich Galaxien mit Überlichtgeschwindigkeit entfernen?
Ein anderes Missverständnis ist auch, dass sich Galaxien nicht schneller als mit
Lichtgeschwindigkeit von uns entfernen können. Zwar folgt aus der Relativitätstheorie,
dass sich nichts schneller als Licht bewegen kann, aber die RT macht nur Aussagen über
Bewegungen im Raum und nicht über den Raum selbst. Wenn sich die Galaxien also mit
Überlichtgeschwindigkeit von uns entfernen,
dann heißt das nur, dass zwischen den Galaxien
sehr viel neuer Raum entsteht. Wie wir oben
gesehen haben, ruhen die Galaxien aber im
Raum, so dass das kein Widerspruch zur
allgemeinen Relativitätstheorie ist.
Was bedeutet das nun aber, wenn sich die
Galaxien mit Überlichtgeschwindigkeit von uns
entfernen? Können wir sie dann trotzdem
sehen? Ja, das können wir, nur noch nicht jetzt.
Die Expansion des Universums hat keinen
konstanten Wert, weil die Hubble-Konstante
zeitlich veränderlich ist. Je länger die
Expansion dauert, umso kleiner wird der Wert
dieser so überaus wichtigen Konstanten. Zum heutigen Zeitpunkt beträgt sie eben
72km/s pro MPc, in einigen Milliarden Jahren wird sie vielleicht nur noch einen Wert von
50km/s pro MPc haben. Das bedeutet für uns, dass die Galaxien, die heute in HubbleEntfernung liegen, sich exakt mit Lichtgeschwindigkeit von uns entfernen. Alles, was
weiter entfernt ist, können wir nicht sehen, da es sich mit Überlichtgeschwindigkeit von
uns wegbewegt. Die Hubble-Entfernung definiert also die Grenze des für uns sichtbaren
Universums, gemessen in der so genannten Lichtlaufzeit.
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Wenn die Hubble-Konstante aber nur noch 50km/s pro MPc beträgt, werden sich die
Galaxien in der heutigen Hubble-Entfernung nur noch mit einer Geschwindigkeit von
210.000km/s von uns entfernen. Wir können somit alle Galaxien sehen, die in einer
Entfernung von weniger als 19.6 Milliarden Lichtjahre liegen. Ehemals haben sich diese
Galaxien mit Überlichtgeschwindigkeit entfernt, aber sobald die ausgesandten Photonen
die Hubble-Grenze überschreiten, können sie zu uns gelangen.
Die zeitliche Veränderung der Hubble-Konstanten bedeutet also, dass der Radius des
sichtbaren Universums immer größer wird und wir somit auch immer weitere Bereiche
überschauen können.
e) Wie groß ist das Universum?
Oft stellt sich die Frage, wie groß unser Universum eigentlich ist. Da wir gerade eben
erfahren haben, dass wir große Bereiche unseres Universums überhaupt nicht sehen
können, lassen sich auch keine Aussagen darüber treffen, wie groß unser Universum
wirklich ist. Man geht heute davon aus, dass es unendlich ausgedehnt ist. Das folgt aus
Beobachtungen des Mikrowellen-Hintergrunds.
Viel sinnvoller lässt sich allerdings danach
fragen, wie groß das beobachtbare Universum
ist. Auch hier gehen die Meinungen auseinander,
je nachdem, welche Entfernung wir meinen.
Nehmen wir die Lichtlaufzeit, dann können wir
sagen, dass das sichtbare Universum eine Größe
von knapp 14 Milliarden Lichtjahren hat. Wir
multiplizieren also einfach die Zeit, die das
Licht unterwegs war, mit der Lichtgeschwindigkeit. Das ist eine Möglichkeit.
Die andere ist für unser Verständnis von
Entfernungen ein bisschen besser geeignet,
denn damit können wir angeben, wie weit die Galaxie zum jetzigen Zeitpunkt von uns
entfernt ist. Wir haben gesehen, dass sich die Galaxien mit einer bestimmten
Geschwindigkeit von uns entfernen, die sich aus der Hubble-Konstante und der
Entfernung ergibt. Auch müssen wir uns vor Augen halten, dass die Lichtgeschwindigkeit
endlich ist und einen Wert von 300.000 km/s aufweist. Nehmen wir einmal an, dass die
Galaxie, als sie ein Photon zu uns aussendet, 5 Milliarden Lichtjahre weit weg ist. Das
Photon benötigt also 5 Milliarden Jahre, um zu uns zu gelangen. In dieser Zeit hat sich
die Galaxie aufgrund der Expansion des Universums natürlich weiter von uns entfernt,
so dass sie beim Eintreffen des Photons viel weiter als die ursprünglichen 5 Milliarden
Lichtjahre von uns entfernt ist.
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Wenn wir die derzeitige Entfernung des Objekts als Grenze für das sichtbare
Universum angeben wollen, beträgt der Durchmesser des sichtbaren Universums 96
Milliarden Lichtjahre, wir können also in jede Richtung 48 Milliarden Lichtjahre weit
schauen.
In der näheren Umgebung ist dieser Effekt nicht sonderlich groß, aber je weiter die
Galaxien von uns entfernt sind, desto größer wird die Differenz zwischen der
Lichtlaufzeit und der tatsächlichen Entfernung.
f) Dehnen sich auch die Objekte aus?
Viele sind der Meinung, dass sich auch die Objekte gleichermaßen ausdehnen wie der
Raum selbst. Natürlich ist es so, dass zwischen den einzelnen Atomen ebenfalls neuer
Raum entsteht, der die Atome dazu bringt, sich weiter von einander zu entfernen. Die
Anziehungskräfte wie Gravitation oder die Kernkraft überwiegen allerdings die Kraft
der Expansion des Raumes, so dass die Objekte gleich groß bleiben. Es wachsen also
weder die Galaxien, noch die Sterne oder wir selbst mit der Expansion des Raumes.
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2. Die ersten vier Minuten
In diesem zweiten Kapitel wird es darum gehen, wie sich das Universum in den ersten
vier Minuten entwickelt hat. Es wird nicht ganz einfach zu verstehen sein, da wir es hier
doch mit viel Physik und insbesondere mit Teilchenphysik zu tun haben werden.
2.1 Nach einer Hundertstel Sekunde
Zu diesem Zeitpunkt lässt sich das entstehende Universum sehr einfach beschreiben,
da es einfach nur eine Mischung von Strahlung und Teilchen ist. Die Temperatur beträgt
über 100 Milliarden Grad, ist also für unsere Verhältnisse extrem heiß. Das hat zur
Folge, dass sich die Teilchen in dieser Ursuppe sehr schnell umherbewegen und auch
recht häufig miteinander zusammenstoßen.
Um die Zusammensetzung dieser Suppe zu kennen, müssen wir nur wissen, wie heiß das
Universum eine Hundertstel Sekunde nach dem Urknall war, nämlich 100 Milliarden
Grad. Also handelt es sich bei den frühen
Teilchen im Wesentlichen um Elektronen, die
wir alle aus Stromleitungen kennen. Auch
Positronen waren anzutreffen, da sie die
Antiteilchen zu den Elektronen sind. Während
diese negativ geladen sind, haben die Positronen
(wie der Name auch schon sagt), eine positive
Ladung. Wenn also ein Elektron und ein Positron
zusammenstoßen, vernichten sie sich in einem
kleinen Blitz und zerstrahlen zu reiner Energie.
Ebenfalls anzutreffen sind masselose Teilchen
wie das Photon (Lichtteilchen), das Neutrino
und sein Partner, das Antineutrino.
Das Universum war zu diesem Zeitpunkt so dicht, dass sogar die Neutrinos, die
normalerweise jahrelang mit Lichtgeschwindigkeit Bleiwände durchqueren können, ohne
dabei auch nur ein einziges Mal mit einem anderen Teilchen zusammen zu stoßen,
dauernd an den Elektronen, Photonen und anderen Neutrinos gestreut werden. Man sagt
auch, sie befinden sich im thermischen Gleichgewicht mit diesen Teilchen. Die Dichte
war in der Tat ungeheuer groß, sie betrug fast das vier milliardenfache der Dichte von
Wasser.
Normale Kernteilchen, also Protonen und Neutronen, die quasi die Bausteine der
Atomkerne sind, waren zu dieser frühen Zeit nur in einer sehr geringen Menge
vorhanden. Auf eine Milliarde Elektronen kam gerade mal ein Proton.
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2.2 Nach einer Zehntel Sekunde
Mittlerweile hat sich das Universum auf eine Temperatur von ungefähr 20 Milliarden
Grad abgekühlt. Das macht 80 Milliarden Grad in der extrem kurzen Zeitspanne von 0.1
Sekunden. Auch die Dichte ist stark abgefallen und liegt nun bei dem 30 Millionenfachen
von Wasser.
An der Zusammensetzung des Universums hat sich noch nicht viel geändert: immer noch
dominieren die Elektronen, Neutrinos, ihre Antiteilchen und die Photonen das
Geschehen. Das liegt daran, dass die Temperatur des Universums immer noch weit
oberhalb der Schwellentemperatur der einzelnen Teilchen liegt und diese somit immer
wieder neu entstehen können und vergehen.
Auch jetzt findet man kaum Protonen oder Neutronen in dieser Suppe vor, man kann
aber doch schon sagen, dass das Verhältnis von Protonen zu Neutronen 62 zu 38
beträgt.
2.3 Nach einer Sekunde
Das Universum hat mittlerweile eine Temperatur von 10 Milliarden Kelvin erreicht. Das
sind nun Werte, die auch in Supernovae, also gewaltigen Sternexplosionen erreicht
werden. Die Dichte liegt nur noch beim 400.000-fachen von Wasser.
Aufgrund dieser geringen Dichte ist es den Neutrinos jetzt möglich, sich wie freie
Teilchen zu verhalten. Das bedeutet im Wesentlichen nichts anderes, als dass sie nicht
mehr mit anderen Teilchen zusammenstoßen, sich also frei bewegen können. Aus diesem
Grund spielen sie für die weitere Entwicklung auch keine Rolle mehr, da sie nicht mehr
mit den verbleibenden Elektronen, Positronen und Photonen wechselwirken. Ihre Energie
hat nur noch einen Einfluss auf die Expansion
des Universums.
Die Temperatur des Universums ist nur noch
knapp
doppelt
so
hoch
wie
die
Schwellentemperatur der Elektronen und
Positronen. Das bedeutet, dass diese sich
schneller vernichten, wie sie aus der Strahlung
wieder entstehen können. Dafür, dass sich
Neutronen und Protonen zu Atomkernen
verbinden können, ist es aber immer noch zu
heiß; das Verhältnis von Protonen zu Neutronen
beträgt jetzt schon 76 zu 24.
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2.4 Nach 15 Sekunden
Nach einer Viertelminute ist die Temperatur des jungen Universums auf 3 Milliarden
Kelvin abgesunken und liegt damit unter der Schwellentemperatur der Elektronen und
Positronen.
Das bedeutet, dass diese nicht mehr aus der Strahlung entstehen können, die das
Universum anfüllt. Die Folge ist, dass sie beginnen, sich gegenseitig zu vernichten. Wir
haben ja oben gelernt, dass Elektronen und Positronen sich gegenseitig in einem Blitz
zerstören und zu reiner Energie zerstrahlen. Genau das passiert jetzt, so dass immer
weniger dieser Teilchen zu finden sind. Da bei der Vernichtung wie gerade eben
gesehen, Energie frei wird, kühlt das Universum nun langsamer ab. Die Neutrinos, die ja
schon ein paar Sekunden als freie Teilchen durch die Gegend flitzen, bekommen von
dieser Energie nichts ab (sie wechselwirken ja nicht mehr), weshalb sie 8% kälter als die
Photonen und anderen Kernteilchen sind.
Es wäre jetzt eigentlich kühl genug, dass sich die ersten Elemente, also die ersten
Atomkerne ausbilden können. Dazu gehören einmal das normale Helium (4He), das aus
zwei Protonen und zwei Neutronen besteht, Helium-drei (3He), bestehend aus zwei
Protonen und einem Neutron, zuguter letzt auch das schwerste Isotop des
Wasserstoffs (3H), das aus einem Proton und zwei Neutronen besteht und Tritium
genannt wird.
Diese drei Elemente können zum jetzigen Zeitpunkt allerdings noch nicht entstehen,
weil es kein Deuterium gibt. Deuterium besteht aus einem Proton und einem Neutron.
Leider sind die Bindungskräfte dieses Kerns sehr gering, so dass die Strahlung, deren
Energie aus der Temperatur von 3 Milliarden Kelvin resultiert, diese Kerne gleich wieder
zerstört. Das Deuterium hat also keine Chance, in diesem Stadium stabil zu sein, so dass
logischerweise auch keine schwereren Kerne entstehen können.
Mittlerweile ist das Verhältnis von Protonen zu
Neutronen auf 83 zu 17 angewachsen.
2.5 Nach drei Minuten
Mittlerweile hat sich das Universum auf 1
Milliarde Kelvin abgekühlt, aber noch immer es
ist nicht kühl genug, als dass sich Deuterium
ausbilden könnte. Insofern besteht hier immer
noch ein Engpass, der die Bildung von Heliumund Tritiumkernen verhindert.
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79
2.6 Nach vier Minuten
Dann aber ist es soweit: die Temperatur sinkt auf knapp 950 Millionen Kelvin. Endlich
werden die Deuteriumkerne nicht mehr auseinander gerissen und können stabil im
Universum existieren. Nun laufen auch die Kernreaktionen in rascher Folge ab und die
ersten richtigen Elemente entstehen. Die Protonen beginnen, sich mit den verbliebenen
Neutronen zu verbinden und es entstehen Heliumkerne (4He), sowie das Isotop 3He.
Da es viel weniger Neutronen als Protonen gibt, können nicht sonderlich viele
Heliumkerne entstehen, da ein Heliumkern ja aus zwei Protonen und zwei Neutronen
besteht. Daher beträgt der gewichtsmäßige Anteil des Heliums an der Gesamtmasse des
Universums 26%, die restlichen 74% sind Wasserstoff.
Elektronen gibt es kaum noch, Positronen überhaupt nicht mehr. Es schwirren nur noch
die Elektronen in der Gegend herum, die zum Ausgleich der Ladung der Protonen
gebraucht werden, weil das Universum insgesamt betrachtet, immer neutral sein muss.
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3. Die kosmische Hintergrundstrahlung
Wenn man in der Urknalltheorie ein sich ausdehnendes Universum annimmt, dann kommt
man zwangsläufig zu dem Schluss, dass alles in einem einzigen kleinen Feuerball
stattgefunden haben muss. Nicht nur, dass alle Materie in einem winzig kleinen Punkt
versammelt gewesen sein muss, sie muss auch miteinander gewechselwirkt haben. Diese
Fluktuationen sollten sich noch heute nachweisen lassen und genau das tun sie auch,
nämlich in der kosmischen Hintergrundstrahlung.
3.1 Die Entdeckung der Hintergrundstrahlung
Im Jahre 1965 arbeiteten in New Jersey (USA) zwei Astronomen an der Vermessung
des Himmels im Radiobereich. Sie wollten die Intensität der Radiowellen messen, die von
unserer Galaxie emittiert wurde. Es waren die beiden Physiker Penzias und Wilson, die
damals das Radioteleskop der Bell Laboratories für ihre Forschungen nutzen durften.
Als sie nun mit den Vorbereitungen beschäftigt waren, fiel ihnen ein Rauschen auf, das
gleichmäßig aus allen Richtungen zu kommen schien. Zuerst dachten sie, dass es
möglicherweise an einem Taubenpaar lag, welches in der Antenne sein Nest
aufgeschlagen hatte. Doch auch nach der Vertreibung der Tauben und Säuberung der
Antenne, war das Rauschen immer noch präsent.
Wie es der Zufall so wollte, waren theoretische
Physiker gerade dabei, ein Modell des Urknalls
zu entwickeln und stießen darauf, dass man
heute eine Strahlung empfangen sollte, die den
Geburtsschrei des Universums darstellt. Die
Strahlung sollte im Mikrowellenbereich liegen
und eine Äquivalent-Temperatur von ungefähr 3
Kelvin, also -270°C aufweisen. Diese Idee wurde
von Robert H. Dicke geboren, der damit als der
Begründer der Hintergrundstrahlung gilt. Doch
auch von anderen theoretischen Physikern gab
es Ansätze, darunter von Seldowitsch in
Russland und Fred Hoyle in England.
Genau diese Strahlung hatten die beiden Physiker Penzias und Wilson mit ihrer Antenne
aufgefangen, so dass sich Beobachtung und Theorie nahtlos ineinander fügten. Das
Modell eines sich ausdehnenden Universums mit dem Urknall als Ursprung konnte
gefestigt werden, während die Steady State Theorie aufgegeben werden musste.
Das war ein großer Meilenstein in der damaligen Kosmologie, doch die wahren
Entdeckungen wurden erst sehr viel später gemacht.
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3.2 Entstehung der Hintergrundstrahlung
Wie wir in Kapitel 2.6 gesehen hatten, konnten in den ersten Jahrtausenden des
Universums nur Atomkerne existieren, ganze Atome hingegen noch nicht. Das lag daran,
dass die Elektronen noch zuviel Energie hatten und somit nicht von den positiv
geladenen Kernen eingefangen werden konnten.
Doch 400.000 Jahre nach dem Urknall kühlte das Universum so weit ab, dass die
Bewegungsenergie der Elektronen nicht mehr ausreichte, um freie Teilchen zu sein, so
dass sie von den Kernen eingefangen werden konnten, die nun ihrerseits neutral wurden.
Als das geschah, wurde das Universum durchsichtig, da die Lichtteilchen, die Photonen,
sich nun frei im Universum bewegen konnten. Vorher war das Universum wie eine Art
Nebel, in dem man nicht sonderlich weit schauen konnte. Der Grund dafür ist einfach,
dass die Photonen permanent mit den Kernen und Elektronen wechselwirkten und somit
gestreut wurden. Man kann sich das so vorstellen, wie wenn man mit einem Auto nachts
durch dichten Nebel fährt. Die Lichtteilchen werden an den kleinen Nebeltröpfchen
gestreut, weshalb die Sicht sehr eingeschränkt ist.
Als nun das Universum aber durchsichtig wurde, konnte sich die Strahlung ungehindert
in alle Richtungen ausbreiten. Die Photonen wurden von dem glühenden Gas freigesetzt,
welches das frühe Universum angefüllt hat. Die Strahlung selbst war im UV-Bereich
anzusiedeln, doch aufgrund der Expansion wurde die Wellenlänge gedehnt, so dass wir
diese UV-Strahlung heute im Mikrowellenbereich finden.
Da eine größere Wellenlänge mit einem Verlust von Energie einhergeht, kann man auch
sagen, dass die Photonen auf ihrer Reise vom Urknall zu uns Energie verloren, die sich in
einem Rückgang der Temperatur der Strahlung bemerkbar macht. Hatte das Universum
400.000 Jahre nach dem Urknall noch eine Temperatur von 5.000 Kelvin, hat es heute,
fast 14 Milliarden Jahre danach nur noch eine mittlere Temperatur von eben diesen 3
Kelvin.
3.3 Strukturen in der Hintergrundstrahlung
Als die Mikrowellenstrahlung entdeckt wurde, schien sie gleichmäßig aus allen
Richtungen zu uns zu kommen. Man konnte mit der damaligen Messapperatur keine
Schwankungen feststellen. Erst mit der Entwicklung von immer leistungsfähigeren
Satelliten konnte man in den letzten Jahren immer genauere Messungen des kosmischen
Hintergrundes durchführen und entdeckte Temperaturschwankungen, die im Bereich
von einem Hunderttausendstel Kelvin liegen. Das war ein großer Durchbruch, konnte man
so doch nun auch endlich erklären, woher die Strukturen in unserem heutigen Universum
kommen.
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Schaut man sich nämlich das Universum an, so stellt man fest, dass die Materie
keineswegs gleichmäßig verteilt ist, sondern in Form von Galaxienhaufen konzentriert
ist. Diese Strukturen mussten schon zu Beginn des Universums da gewesen sein. Wären
sie es nicht, hätte die Materie keinen Grund gehabt, sich zusammen zu ballen und es
gäbe weder Galaxien noch Sterne. Auch wir würden somit nicht existieren.
Nun hat man aber glücklicherweise diese
Schwankungen gefunden und diese weiter
untersucht. Dazu hat man eine Karte des
gesamten Himmels erstellt und diese in kleine
Bereiche eingeteilt.
Je nachdem, wie groß man diese Bereiche
macht,
ergeben
sich
charakteristische
Schwankungen der Temperatur, die uns einiges
über das frühe Universum verraten. Die
Strukturen, die auf diesen Karten sichtbar
werden, haben eine Ausdehnung von rund 100
Millionen Lichtjahren.
3.4 Entstehung der Strukturen
Es gibt drei Mechanismen, die für die Entstehung der Temperaturschwankungen
verantwortlich sind. Diese Mechanismen können in einem Spektrum des
Mikrowellenhintergrundes gefunden werden, das im unteren Bild dargestellt ist. Nach
oben wird die Größe der Temperaturschwankung aufgetragen, nach rechts die Größe des
Fensters, in dem die Schwankungen gemessen werden.
3.4.1 Der Sachs-Wolfe-Effekt
Dieser Effekt hat seine Ursache in der unterschiedlichen Massendichte des frühen
Universums. Diese Bereiche entstanden, weil die dunkle Materie schon viel früher wie
die normale Materie angefangen hatte, sich zusammen zu klumpen und Strukturen
auszubilden. In diesen Bereichen mussten die Photonen gegen eine erhöhte Schwerkraft
anlaufen und verloren dabei Energie, was einer höheren Wellenlänge und somit einer
tieferen Temperatur entspricht. Natürlich gab es auch Bereiche, in denen die
Schwerkraft geringer war, so dass das Gegenteil, nämlich eine höhere Temperatur die
Folge war.
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3.4.2 Schallwellen
Diese ganz besonderen Schallwellen entstehen durch das Wechselspiel von Gravitation
und Druck. Wie wir alle wissen, versucht die Schwerkraft, Materie zu Klumpen zu
formen, die Photonen hingegen bzw. Strahlung allgemein treibt diese Klumpen wieder
auseinander. Es bildet sich also eine Wolke aus
und kollabiert. Der Druck nimmt zu und die
Wolke dehnt sich wieder aus. Durch dieses
Spielchen beginnt ein solcher Bereich in
unserem Universum zu schwingen, es entstehen
Schallwellen, die wiederum zu den gemessenen
Temperaturschwankungen beitragen.
Es können im Übrigen nur die Wolken anfangen
zu schwingen, die eine Größe von 240.000
Lichtjahren
nicht
überschreiten.
Diese
Längenskala nennt man auch Schallhorizont, der
den Grundton der Schwankungen in unserem
Universum definiert.
3.4.3 Silk-Dämpfung
Die Silk-Dämpfung entsteht, wenn kleine Materiewolken von dem Meer der Photonen
zerstört werden. Die Photonen strömen schneller aus diesen Wolken heraus, wie die
Wolken schwingen können, sie haben also keine Chance sich richtig zusammen zu ziehen.
3.5 Ergebnisse der Vermessung
Die Schwankungen im Mikrowellen-Hintergrund sind eigentlich viel zu klein, um das Bild
des heutigen Universums nachvollziehen zu können. Die Struktur des Universums mit
seinen Galaxienhaufen und Sternen kann nur erklärt werden, wenn die
Temperaturschwankungen in der Hintergrundstrahlung mindestens ein Tausendstel
Kelvin betragen. Weil man diese Abweichungen aber nicht gefunden hat, blieb nur eine
logische Konsequenz: außer der normalen Materie, die als baryonisch bezeichnet wird,
muss es noch eine andere Form an Materie geben, die schon viel früher Strukturen
ausbilden und mit der normalen Materie über die Gravitation wechselwirken konnte. Man
hat ihr den Namen "dunkle Materie" gegeben, weil man bis heute noch nicht so genau
weiß, welche Eigenschaften diese Materie besitzt. Man hat also über die
Hintergrundstrahlung indirekt den Beweis für die dunkle Materie erbracht, die schon
länger postuliert wurde.
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Eine zweite, wichtige Konsequenz war, dass man die Fluktuationen in der
Mikrowellenstrahlung nur dann erklären konnte, wenn das Universum am Anfang kleiner
war, als es nach der klassischen Urknalltheorie hätte sein dürfen. Man spricht hier von
einer inflationären Entwicklung, was soviel bedeutet, wie dass sich das Universum zu
Beginn sehr schnell ausgedehnt hat. Somit lagen alle Punkte vor der inflationären Phase
viel enger beisammen und konnten so miteinander Informationen austauschen.
Um diese Inflation allerdings erklären zu können, muss man in den Modellen eine
kosmologische Konstante einführen, die heute üblicherweise mit der dunklen Energie
gleichgesetzt wird. Diese Energie ist noch viel weniger erforscht als die dunkle Materie
und hat die Eigenschaft, dass sie der Gravitation entgegenwirkt. Sie bläst das
Universum also wie einen Ballon auf.
3.6 Ausblick
Weil das Weltall vor der Entstehung der Hintergrundstrahlung undurchsichtig war,
können wir natürlich auch keine Signale aus der Zeit davor empfangen. Doch die
Astrophysiker erwarten, dass andere Signale
das Gebräu aus subatomaren Partikeln
durchdrungen haben: Gravitationswellen. Wenn
man die Inflationstheorie zu Rate zieht, sollten
solche Erschütterungen etwa 10 hoch -38
Sekunden nach dem Urknall stattgefunden
haben.
Diese Fingerabdrücke des Urknalls soll der
Satellit Planck der ESA, der im Jahr 2007
gestartet werden soll, aufspüren. Vielleicht ist
es dann möglich, die kosmische Inflation direkt
zu beobachten, was für die Wissenschaft ein
sehr großer Fortschritt wäre.
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