Astrophysik2

VII. Die Sonne
30
Masse 2 ⋅ 10 kg
Durchmesser 0.7 Mio km
3
Dichte nur 1.4 kg / dm
26
Die gesamte Strahlungsleistung der Sonne,
fast 4 ⋅ 10 W (!)
lässt sich aus der Solarkonstanten berechnen,
2
2
das ist die auf die Erde pro m auftreffende Leistung: SK = 1.36 kW / m
dies bei einem Abstand r = 150 Mio km . Insgesamt strahlt die Sonne bei diesem Abstand auf
2
14
2
26
eine Kugeloberfläche 4π r = 1.28⋅10 m , SK mal diese Fläche ergibt 3.8⋅10 W.
Offenbar hat die Sonne in den 4.5 Milliarden Jahren seit ihrer Entstehung bis auf kleinere Variationen
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immer etwa die selbe Leistung ausgestrahlt, insgesamt 6 ⋅ 10 J, was nur 0.3 Promille ihrer Masse
2
entspricht (gemäss E = m c ).
Im Inneren der Sonne findet die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium statt.
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Dort herrscht eine Temperatur von mehreren Mio Kelvin (15 Mio K im Zentrum, Druck bis 10 bar).
Energie wird vorwiegend durch Strahlung transportiert, ausser in den äussersten Zonen (wo
Wasserstoff nicht ionisiert ist und stark absorbiert, dort Wärme-Konvektion).
(Photonen werden immer wieder absorbiert und re-emittiert, brauchen mehrere Mio Jahre, bis sie die
Sonne verlassen; Neutrinos verlassen sie sofort).
Der Nachschub von Wasserstoff für die Fusion findet durch Konvektion aus den äusseren Schichten
nach innen statt.
Hauptprozesse der Fusion:
+
a)
H + H --> D + e + n
3
D + H --> He + γ
3
4
2 He --> He + p + p
b) Prozess mit C als Katalysator : CNO-Prozess
Photosphäre (Lichtabstrahlung aus relativ dünner Oberflächenschicht), Granulen (Gaspakete)
Chromosphäre (bis 10'000 km über Photosphäre)
Korona (bis Mio km, noch im Abstand von 17 Mio km nachgewiesen), massiver Temperaturanstieg
beim Übergang Chromosphäre / Korona
Sonnenflecken
periodisch, etwa 11-jähriger Zyklus
Starke Magnetfelder bis ca. 0.5 Tesla,
dunkle Teile haben ca. 30% weniger Leuchtkraft (1'500 K weniger) als die Umgebung.
Fackeln (Gasausbrüche mit magnetischen Störungen)
Flares (starke Ausbrüche bis in die Korona, Quelle für den Sonnenwind)
Protuberanzen (aus der Photosphäre ausgestossenen Ströme geladener Teilchen, bis Mio km Höhe,
bis 700 km/s Ausstossgeschwindigkeit); auch fadenförmige stationäre Protuberanzen (Monate!)
Etwas Kernphysik...
Sterne sind gigantische Fusionsreaktoren.
Um zu verstehen, was vor sich geht, sind ein paar Begriffe aus der Kernphysik nützlich.
Teilchen und Antiteilchen:
Zu jedem Teilchen existiert ein Antiteilchen. Es hat die selben Eigenschaften, aber entgegengesetzte
Ladung und zählt beim Teilchen-Abzählen negativ.
Es gibt zwei fundamentale Klassen von Teilchen:
• Hadronen bestehen aus Quarks und unterliegen der starken Wechselwirkung (siehe unten).
Es gibt davon 2 Sorten:
- Mesonen (aus Quark und Antiquark)
- Baryonen (aus 3 Quarks), dazu gehören Proton und Neutron, die Bestandteile
der Atomkerne ("Nukleonen")
• Leptonen, z.B. das Elektron mit seinem Neutrino (siehe unten)
Ausserdem gibt es Teilchen, die Wechselwirkungen vermitteln, z.B. das Photon für die
elektromagnetische Wechselwirkung.
Für Baryonen und Leptonen gelten Erhaltungssätze: ihre Gesamtzahl muss bei allen Reaktionen
erhalten bleiben. Dabei zählen Teilchen positiv, Antiteilchen negativ.
Wechselwirkungen
Man kennt heute vier fundamentale Wechselwirkungen (WW), auf die alle Kräfte in der Natur
zurückgeführt werden:
• Massenanziehung (Gravitation): schwach; betroffen sind alle Teilchen
• elektromagnetische WW: sehr stark; betroffen sind alle geladenen Teilchen
• starke WW: extrem stark bei Abständen von der Grössenordnung eines Atomkerns, aber
geringe Reichweite (v.a. auf Nachbarn beschränkt); betroffen sind alle Hadronen, also auch
Proton und Neutron
• schwache WW: schwach, geringe Reichweite; betroffen sind Hadronen und Leptonen.
Leptonen, Neutrinos
Das Antiteilchen des Elektrons ist das Positron, e+. Es hat genau die selben Eigenschaften wie das
Elektron, bis auf die entgegengesetzte Ladung, und zählt bei der Leptonenerhaltung negativ.
Ein Elektron-Positron-Paar hat also die Leptonenzahl null und kann vernichtet werden. Seine Energie
2
(inklusive Massen-Energie mc ) verwandelt sich dabei in elektromagnetische Strahlung (GammaStrahlung, Photonen).
Auf die gleiche Art zerstrahlt grundsätzlich jedes Antiteilchen, wenn es auf sein zugehöriges Teilchen
trifft; das ist der Grund, weshalb Antiteilchen so selten zu finden sind.
Aus Strahlung können sich auch jederzeit Teilchen - Antiteilchen - Paare bilden, vorausgesetzt, die
2
Energie ist hoch genug, um zumindest die Ruhemasse 2 mc aufzubringen (dafür muss die Strahlung
sehr hoch-energetisch sein).
Neben dem Elektron gehört zu den Leptonen auch das Neutrino, ein ungeladenes Teilchen mit
extrem kleiner Masse. Da es nicht an der elektromagnetischen WW teilnimmt, bleibt nur die schwache
WW (und die noch schwächere Gravitation): Jede Sekunde prallen Billionen von Neutrinos pro
Quadratmeter auf unsere Erde und fast alle laufen ungehindert hindurch!
Trotzdem kann man Neutrinos nachweisen (mit riesigen Mengen von Detektorflüssigkeit und langen
Wartezeiten). Ein spezielles Rätsel war lange Zeit, dass die Anzahl der gemessenen Neutrinos von
der Sonne zu gering war im Vergleich zu den theoretischen Erwartungen auf der Grundlage von
Berechnungen über Fusionsvorgänge in der Sonne.
Heute gilt das Rätsel als gelöst. Ausser dem Paar Elektron / (Elektron-)Neutrino gibt es noch 2 weitere
Leptonen-Paare (Myon / Myon-Neutrino und Tauon / Tauon-Neutrino) und auf dem Flug zur Erde
können sich die verschiedenen Neutrino-Typen in einander umwandeln, was dann den Anteil der von
den Detektoren gemessenen Sorte verringert. Dieser Mechanismus kann prinzipiell allerdings nur für
Teilchen mit Masse funktionieren. Daher gilt er als Beweis, dass die Neutrinos eine Masse haben
müssen, wenn auch eine extrem kleine.
Kernfusion
Fusioniert man Atomkerne kleiner Masse, so wird dabei Energie frei (Wasserstoffbombe).
In Sternen der ersten stabilen Phase des "Wasserstoffbrennens" laufen dabei v.a. zwei Szenarien ab,
4
der p-p-Zyklus und der CNO-Zyklus. Dabei wird v.a. Wasserstoff zu He fusioniert (ein besonders
12
14
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stabiler Kern), was dann weiter zu höheren Atomzahlen fusionieren kann, u.a. zu C, N, O, aber
kaum zu schwereren Kernen.
4
Erst in der zweiten Phase des "Heliumbrennens" wird He in grossem Massstab zu schwereren
Kernen bis hin zum Eisen und Nickel fusioniert. Schwerere Kerne verlieren wieder Energie beim
Fusionieren (bzw. gewinnen Energie beim Spalten) und entstehen daher nicht in stabilen
Brennphasen ("Tröpfchenmodell" der Atomkerne).
p-p-Fusion:
2
+
p + p --> H + e + ν
2
3
H + H --> He + γ
3
4
2 He --> He + p + p
2
(p = Proton, e+ = Positron, ν = Elektron-Neutrino)
γ = elektromagnetische Gamma-Strahlung)
3
4
H besteht aus einem Proton und einem Neutron, He aus 2 Protonen und 1 Neutron, He aus
2 Protonen und 2 Neutronen. Die vor dem Symbol hochgestellte Zahl ist die Gesamtzahl der
Nukleonen (also Protonen und Neutronen) im Kern.
Die erste Reaktion in diesem Zyklus enthält die Umwandlung eines Protons in ein Neutron:
+
p --> n + e + ν
Sie wird bei der weiteren Diskussion der Entwicklung von Sternen noch eine besondere Bedeutung
gewinnen.
CNO-Fusion:
12
13
C + p --> N + γ
13
13
+
N --> C + e + ν
13
14
C + p --> N + γ
14
15
N + p --> O + γ
15
15
+
O --> N + e + ν
15
12
4
N + p --> C + He
Die CNO-Kerne wirken dabei also nur als Katalysatoren und werden nicht selbst umgewandelt.
Der CNO-Zyklus dominiert bei höheren Temperaturen.
4
Bei der Kernfusion geht etwa 1% der Masse in Energie über. He ist also etwas leichter als 2 Protonen
und 2 Neutronen separat.
Während der gesamten Zeit des Wasserstoffbrennens (9 Milliarden Jahre) wird unsere Sonne etwa
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10 Joule abstrahlen, was einer Fusion von ca. 10% ihrer Sternmasse entspricht.
Aktivierungsenergie
Aus der Chemie ist bekannt, dass manche Prozesse viel Energie freisetzen, also in günstiger
Richtung ablaufen, aber trotzdem unter Normalbedingungen nicht spontan in Gang kommen (z.B. die
Bildung von Wasser aus Wasserstoff und Sauerstoff, Knallgasreaktion). Der Grund ist, dass erst eine
gewisse "Aktivierungsenergie" aufgebracht werden muss, um die Reaktionspartner in den Zustand zu
versetzen, wo sie reagieren können (beim angegebene Beispiel muss das O2-Molekül erst in 2 OAtome gespalten werden).
Ähnliches gilt (mit wesentlich höheren Energien) für die Kernfusion. Bis zwei Protonen zu einem
2
Deuterium-Kern H verschmelzen, braucht es enorm hohe Temperaturen und einen extrem hohen
Druck und wenn dann die Fusion einsetzt, darf die Explosionsenergie den vorhandenen Wasserstoff
nicht auseinander blasen, sonst geht die Fusion nicht weiter. Das ist das Problem des
Fusionsreaktors, mit dem die Wissenschafter heute noch kämpfen. (Bei der Wasserstoffbombe
werden die extremen Energiebedingungen durch das Zünden einer Plutonium-Spaltbombe erzeugt,
aber das führt zu einer unkontrollierbaren Explosion). Im Innern der Sonne sind diese
Extrembedingungen aber erfüllt, hervorgerufen durch den Druck der Gravitation.
VIII. Sternentwicklung
1. Interstellare Materie
Entdeckt wurde diese Materie zwischen den Sternen erstmals 1904 durch Absorptionslinien
im Spektrum des Sterns δ Orionis, die nicht an der variablen Dopplerverschiebung des
Spektrums teilnahmen.
Zusammensetzung: hauptsächlich Wasserstoff, ca. 1% Staubteilchen (Grösse 100 nm).
Dichte: ca. 1 Atom auf 10 cm3, in Dunkelwolken 1000 x soviel.
Die Materie zieht sich durch die Gravitation zusammen. An Verdichtungspunkten entstehen
Sterne. Sie entstehen im Kollektiv (Sternhaufen) und trennen sich später.
Sternentstehung erfolgt nur, wenn die Masse der Gaswolke > ca. 6000 MO (genauer: JeansKriterium; dieses Kriterium berücksichtigt auch die Gastemperatur. Bei kaltem Gas ist die
kritische Masse geringer); MO = Sonnenmasse = 2 ⋅1030 kg.
2. Wasserstoff-Brennen
Kontraktion der Materie während Millionen Jahren; wenn die Temperatur auf 5 Mio. Grad
gestiegen ist, zündet die Fusion 4H -> He (27 MeV) .
Stabiler Zustand für mehrere Milliarden Jahre: Gasdruck im Gleichgewicht mit Gravitation.
Sonne: 4.5 Mia. Jahre alt, strahlt pro Sek. 4 ⋅1026 J ab (entspricht 4.4 Mio t Umsatz).
Bis zur Entwicklung zum Roten Riesen (s.u.) wird es noch einmal 4 Mia. Jahre dauern.
Je grösser der Stern, desto heisser wird es in seinem Inneren und desto schneller läuft die
Fusion ab. Sterne, die > 100 Sonnenmassen haben, durchlaufen den Zyklus, für den die
Sonne 9 Mia. Jahre braucht, bereits in etwa 100'000 Jahren.
3. Helium-Brennen
Schlechte Konvektion: Der Wasserstoff wird nicht schnell genug nachgeliefert und verarmt
mit der Zeit im Kern: Abkühlung. Dadurch erfolgt weitere Gravitations-Kompression, der Kern
erhitzt auf 108 K: He-Fusion zündet. Das Helium wird zu C, Be ... fusioniert.
Die äusseren Schichten werden zu einem Riesenstern aufgeblasen.
Für die Sonne wird dieses Szenario in 3.5 Mia Jahren erwartet; ihr Durchmesser wird dann
auf bis zu 270 Mio km anwachsen (Erdbahn: 150 Mio km!) und 10’000 x heller leuchten.
Bei grossen Sternen kann es zu Eruptionen kommen, wobei die äusseren Zonen
abgestossen werden (Nova = vorübergehend sehr heller Stern).
Weitere Kontraktionen mit weiterem Temperatur-Anstieg; Fusion zu höheren Elementen bis
zum Eisen (Fe). Beim Kollaps des Riesensterns werden die Elemente in den Raum
geschleudert.
4. Weisser Zwerg
Falls Anfangsmasse < 4 MO -> Restmasse < 1.4 MO (Chandrasekhar-Grenze): Der Stern
kollabiert zum Weissen Zwerg. Gleichgewicht Gravitation / Fermidruck der Elektronen
(Fermidruck = Gegenwehr der Elektronen gegen das Zusammenpressen in gleiche
Quantenzustände auf engem Raum).
Die Dichte eines Weissen Zwergs ist etwa 1 Mio mal höher als bei unserer heutigen Sonne.
Nach dem Ausbrennen: Schwarzer Zwerg.
5. Neutronenstern
(Rest-)Masse > 1.4 MO, Dichte > 108 kg/dm3 : der Fermidruck hält dem Gravitationsdruck
nicht stand. Plötzlich einsetzende Reaktion e+p -> n + ν, Kollaps zum Neutronenstern.
Bei einer Dichte von 1014 kg/dm3 hält der Fermidruck der Neutronen der Gravitation stand.
Radius 6 - 30 km (!).
Neutronensterne drehen sehr schnell um sich. Durch heftige Magnetfelder beschleunigte
Elektronen erzeugen eine starke Strahlung, die wie ein Leuchtturm-Strahl periodisch gegen
die Erde strahlt: Pulsar.
6. Supernova
Beim Kollaps grösserer Sterne (> 3 MO) können Stosswellen und freiwerdende
Gravitationsenergie explosiv Kernreaktionen auslösen (Elemente bis Uran werden in diesem
kurzen Augenblick erzeugt). Durch die freiwerdende Energie werden die äusseren Schichten
weggeblasen, der Rest bildet einen Neutronenstern: Supernova.
In 0.1 s werden etwa 1045 Joule frei, das ist 10x soviel wie unsere Sonne in 4.5 Mia. Jahren
produziert hat. Die Gashülle leuchtet für einige Tage hell wie Milliarden Sonnen.
(beobachtete Supernovae: 1054 Krebsnebel im Stier, 1572 Cassiopeia, 1987 Magellansche
Wolke...).
Pulsar NP0532 ist der Rest der Krebsnebel-Supernova (Strahlungsspektrum entspricht
Synchrotronstrahlung; 30 Hz-Pulsation).
7. Schwarzes Loch
Für eine Restmasse > 10 MO lässt sich der Gravitationsdruck nicht mehr aufhalten, der Stern
kollabiert zum Schwarzen Loch. Die Masse ist so gross, dass eingefangenes Licht oder
Materie nicht mehr aus dem "Schwarzschild-Radius" (Ereignishorizont) hinaus entweichen
kann.
Aus der Nachbarschaft kann Masse mit hoher Beschleunigung angezogen werden, die dabei
aufleuchtet und das Schwarze Loch in einer ‘Akkretionsscheibe’ umgibt.
Kandidat: Röntgenquelle Cygnus X1 umkreist einen Begleiter von 8 MO.
Heute nimmt man an, dass in den Zentren fast aller Galaxien Schwarze Löcher existieren.
Das gilt auch für unsere Milchstrasse.
8. Quasare (‘Quasistellar Radio Source’)
Objekte mit extremer Rotverschiebung (bis zu 4.9). Nach der Rotverschiebungs-AbstandsRelation von Hubble müssten sie extrem weit entfernt sein und aus der frühesten Zeit des
Universums stammen. Die Leuchtkraft wäre dann unglaublich (entspricht derjenigen von 100
Galaxien!).
Favorisierte Interpretation: Schwarzes Loch im Kern einer Galaxie. Die Leuchtkraft entsteht
durch riesige Gasmengen (von Nachbargalaxien), die ins schwarze Loch stürzen.
IX. Die messbaren Grössen eines Sterns
Die Information über Enstehungsgeschichte und Vergehen der Sterne ist aus Messdaten
gewonnen worden. Welche das vor allem sind und in wie fern sie Aufschluss über die Sterne
geben, wird in diesem Kapitel behandelt.
A. Helligkeit
1. scheinbare Helligkeit
Neben der Position der Sterne ist unmittelbar sichtbar ihre Helligkeit. Schon die Griechen
ordneten die Sterne in Helligkeitsklassen ein (Hipparcos, 2. Jhdt v.Chr.): es gab 6 Klassen,
die hellsten waren in der Klasse 1, die gerade noch sichtbaren in der Klasse 6.
Heute misst man die Helligkeit fotometrisch aus:
Intensität I = P / A = Lichtleistung pro Detektorfläche, die auf den Stern ausgerichtet ist.
Einheit: W/m2
Die Helligkeitseinteilung lehnt sich aber an die Klassen des Altertums an. Sie wird allerdings
genauer definiert und geht in beide Richtungen (hellere und weniger hellere Sterne)über
diese hinaus.
Da das von unseren Augen ans Gehirn gelieferte Signal nicht proportional zur Intensität ist,
sondern zu deren Logarithmus (Weber-Fechnersches Gesetz), wird eine logarithmische
Skala verwendet. Die scheinbare Helligkeit wird mit m ("magnitudo" = lateinisch: Grösse)
bezeichnet:
m = -2.5 log I / I0
(log = Logarithmus zur Basis 10)
Die Referenz-Intensität I0 entspricht einem Stern der Grössenklasse 0.
Zu beachten: je heller ein Stern ist, desto niedriger ist der m-Wert. Sehr helle Sterne haben
negatives m:
Sirius:
Venus:
Sonne:
m = -1.m5
m = -4.m4
m = -26.m8
Wega ist nahe am Referenzwert 0.
Die schwächsten mit dem Auge sichtbaren Sterne haben m = +6.
Mit grossen Teleskopen kommt man auf m > 25.
Wird die Helligkeit im sichtbaren Bereich gemessen, so spricht man auch von "fotometrischer
Helligkeit", werden auch andere Wellenlängen einbezogen, von "bolometrischer Helligkeit"
(Bolometer ist der eingesetzte Gesamtstrahldetektor).
Wird nur ein enger Spektralbereich vermessen, so spricht man von "spektraler Helligkeit".
2. absolute Helligkeit
Die scheinbare Helligkeit sagt wenig über einen Stern aus, denn sie hängt stark von seiner
Entfernung ab. Um ein einheitliches Mass zu erhalten, führt man die "absolute Helligkeit" M
ein. Sie ist definiert als die Helligkeit umgerechnet auf einen einheitlichen Abstand von10 pc
(Parsekunden, 1 pc = 3 ⋅ 10 16 m = 3.2 Lichtjahre):
Da die Intensität mit dem Quadrat des Abstands r abnimmt, ist I(r) / I (10 pc) = (10 pc / r)2
Damit wird die Differenz zwischen scheinbarer und absoluter Helligkeit:
m - M = - 2.5 log I(r) / I(10 pc) = - 2.5 log (10 pc / r)2 = + 5 log (r / 10 pc)
Zur Umrechnung zwischen scheinbarer und absoluter Helligkeit muss also bekannt sein, in
welcher Entfernung sich der Stern befindet.
Kann man umgekehrt aus anderen Daten (z.B. Helligkeitsschwankungsperiode, Supernova
Ia etc.) auf die absolute Helligkeit schliessen, so ergibt sich aus dem Vergleich mit der
scheinbaren Helligkeit die Entfernung. Der Ausdruck m - M heisst daher auch
"Entfernungsmodul".
Für die Sonne (r = 150 Mio km) findet man eine absolute Helligkeit von + 4.8.
Bitte rechnen Sie das selbst nach!
Leuchtkraft
Die Leuchtkraft L eines Sterns ist seine gesamte Strahlungsleistung.
Für einen Stern im Abstand r gilt:
L= I 4πr2
Daher ist die absolute Helligkeit gleichzeitig ein Mass für die Leuchtkraft L.
Die Leuchtkraft der Sonne ist L = 4 ⋅10 26 W.
B. Spektrum
Sehr wesentliche Informationen über die Sterne erhält man durch Betrachten des Lichtspektrums.
1. Schwarzkörperstrahlung
Als Schwarzkörperstrahlung bezeichnet man die elektromagnetische Ausstrahlung eines
Körpers auf Grund seiner Eigentemperatur. Sie entsteht durch die Temperaturbewegung der
Ladungen in den Atomen und Molekülen.
Die Abstrahlung hängt ausser von der Temperatur auch von der Oberflächenbeschaffenheit
des Körpers ab. Völlig schwarze Körper strahlen über das gesamte Spektrum am stärksten
ab, metallisch glänzende Körper am wenigsten (die Abstrahlungsintensität wird dann durch
einen "Emissionskoeffizienten" ε < 1 reduziert). Es lässt sich zeigen, dass der Emissionsgrad
für eigene Wärmestrahlung gerade gleich dem Absorptionsgrad für Fremdstrahlung ist. (Der
Beweis benutzt Energieargumente, die Tatsache ist aber eigentlich logisch, denn es sind die
selben Molekülschwingungen, die einerseits, durch Wärme angeregt, zur Strahlung
beitragen, andererseits, durch Fremdstrahlung angeregt, absorbieren). Da völlig schwarze
Körper alle Fremdstrahlung absorbieren, emittieren sie auch am besten ihre
Wärmestrahlung. (Die Strahlung des Schwarzen Körpers hat übrigens den Grundstein zur
Quantentheorie gelegt; untersucht wird sie an einem Hohlraum mit einer kleinen Öffnung;
diese Öffnung ist der Schwarze Strahler, denn sie absorbiert vollkommen das Licht, das von
aussen eintrifft).
Die Wärmestrahlung eines heissen (schwarzen) Körpers steigt sehr stark mit seiner
Temperatur an. Es gilt für die Abstrahlungsleistung (Leuchtkraft) L:
I=AσT4
(T = Kelvin-Temperatur, A = Oberfläche, σ = Stefan-Boltzmann-Konstante)
Für einen sphärischen Stern vom Radius R ist die Leuchtkraft also:
L = 4 π R2 σ T 4
(*)
Die Schwarzkörperstrahlung zeigt ein Maximum bei einer Wellenlänge, die von der
Körpertemperatur abhängig ist: je höher die Temperatur, desto kleiner die Wellenlänge des
Maximums. (Unsere Körpertemperatur erzeugt nur IR-Strahlung (ca. 10 µm), glühendes
Eisen dagegen hat eine Emission, die schon ins Sichtbare reicht):
λ max T = const
(Wien'sches Verschiebungsgesetz, T = Kelvintemperatur)
Die spektrale Form der Sternstrahlung gibt also Aufschluss über die Oberflächentemperatur des
Sterns.
Unsere Sonne hat ihre maximale Ausstrahlung bei etwa 550 nm entsprechend einer
Oberflächentemperatur von ca. 5'500°. Rote Riesen strahlen bei grösseren Wellenlängen
(rötlich), ihre Oberflächentemperatur ist geringer. Sirius ist sichtbar bläulich, seine
Oberflächentemperatur ist hoch.
Für eine systematische Analyse teilt man die Sterne in Spektralklassen (mit diversen
Unterklassen) ein (Tabelle nachS.P. Maran, Astronomie für Dummies):
O
B
A
F
G
K
M
violett-weiss 30'000 K und mehr
blau-weiss
12'000 - 30'000 K
weiss
8'000 - 12'000 K
gelb-weiss
6'000 - 8'000 K
gelblich weiss 5'000 - 6'000 K
orange
3'000 - 5'000 K
rot
kleiner als 3'000 K
z.B. Rigel (Orion)
Sirius (Grosser Hund)
Procyon (Kleiner Hund)
Sonne
Arcturus (Arktur, Bärenhüter)
Antares (Stier)
(Zusatzklassen: R, N,, S)
Die Anordnung ist historisch entstanden und in der Bezeichnung etwas willkürlich;
berühmter Merkspruch: "O Be A Fine Girl, Kiss Me".
oder auf deutsch: "Offenbar Benutzen Astronomen Furchtbar Gern Komische Merksprüche".
Diese Anordnung beinhaltet noch zusätzliche Information durch Spektrallinien, die im
Kontinuums-Spektrum fehlen. Sie sind an der Sternoberfläche durch kühlere Gase absorbiert
worden und geben Aufschluss über die chemische Zusammensetzung des Sterns an seiner
Oberfläche.
Z.B. wird der Spektraltyp B von Helium-Absorptionslinien beherrscht, der Spektraltyp A von
Wasserstoff-Spektrallinien.
C: Dopplereffekt
Durch den Dopplereffekt wird das gesamte Spektrum zu höheren Wellenlängen (niedrigeren
Frequenzen) verschoben, wenn sich die Lichtquelle von uns fortbewegt, und zu niedrigeren
Wellenlängen (höheren Frequenzen), wenn sich die Lichtquelle auf uns zu bewegt.
Da die charakteristische Anordnung der Spektrallinien zu einander unverändert bleibt, lassen
sich diese Verschiebungen leicht feststellen.
Damit lässt sich der radiale Anteil der Bewegung eines Sterns in Bezug auf uns feststellen
(der transversale Anteil ist durch eine Veränderung der Position am Himmel zu erkennen).
Besonders interessant ist diese Information bei Doppelsternsystemen, denn so lässt sich die
Bewegung eines "Tochtersterns" um den "Mutterstern" herum verfolgen.
Besonders interessante Anwendungen werden im Abschnitt über Kosmologie diskutiert.
D: Beobachtung in verschiedenen Wellenlängenbereichen
Einen enormen Wissensgewinn haben Beobachtungen bei Frequenzbereichen ausserhalb
des sichtbaren Spektrums ergeben.
1. Radioastronomie (cm-Wellen)
Hauptvorteil der Radioastronomie ist, dass zahlreiche weit voneinander entfernte Teleskope
elektronisch zusammengeschaltet werden können und dann die Auflösung eines RiesenTeleskops erreichen. Die ersten Quasare wurden z.B. in der Radioastronomie gefunden
(daher ihr Name: Quasi-stellar Radio Source).
2. IR-Beobachtung (mm und µm-Wellen)
Infrarotstrahlen durchdringen Staubwolken im Universum wesentlich besser als sichtbares
Licht und geben dadurch den Blick auf dahinter liegende Sterne frei.
3. Sichtbares Licht
Dieses klassische "Fenster" wurde durch Satellitenteleskope verbessert, die nicht durch
atmosphärische Unruhe gestört werden. Neuerdings kann man atmosphärische Störungen
aber auch am Boden in real time durch adaptive Optik wegkorrigieren.
4. UV- und Röntgenstrahlung
Diese Strahlung wird durch unsere Atmosphäre absorbiert. Entsprechende Beobachtungen
wurden durch Satelliten zugänglich (z.B. der Röntgensatellit ROSAT).
E. Sternradius und Sternmasse
Im Teleskop erscheinen Sterne nur als Lichtpunkt, ihre Grösse ist nicht aufzulösen.
Trotzdem lässt sich für sonnennahe Sterne der Radius durch eine raffinierte
interferometrische Methode direkt bestimmen.
Der Sternradius ergibt sich sonst bei bekannter Leuchtkraft und Oberflächentemperatur aus
dem Stefan-Boltzmann-Gesetz (*) (siehe unter "Schwarzer Körper").
Kann man eine Annahme über die Dichte der Sternmaterie machen, so ergibt sich auch eine
Abschätzung seiner Masse.
Direkte Bestimmung von Sternmassen ist möglich bei Doppelsternsystemen (die meisten
Sterne sind Doppel- oder sogar Dreifachsterne!).
Aus den Daten der Umlaufbahnen und den Umlaufzeiten ergeben sich mit den Gesetzen der
Gravitation die Massen.
Falls die Sterne zu weit entfernt sind, um die Bahndaten direkt zu messen, erhält man aber
Aufschluss über die Umlaufzeiten aus dem Dopplereffekt (Rotverschiebung, wenn der
umlaufende Stern sich von uns wegbewegt, Blauverschiebung, wenn er sich auf uns zu
bewegt) und / oder aus den Helligkeitsschwankungen.
Schon 1782 konnte man beim Stern Algol (β Persei) die periodischen Helligkeitsschwankungen so deuten, dass ein hellerer Stern beim Vorübergehen eines dunkleren
Begleiters vorübergehend teilweise verdeckt wird. Aus den Helligkeiten im unbedeckten und
bedeckten Zustand gewinnt man das Verhältnis der Leuchtkräfte der zwei um einander
rotierenden Sterne, aus der Steilheit der Helligkeitsänderung Aufschluss über das Verhältnis
ihrer Radien.
F: Hertzsprung-Russell-Diagramm
In den Jahren 1910-1913 fanden Hertzsprung und Russell Zusammenhänge zwischen
Leuchtkraft (bzw. absoluter Helligkeit M) und Spektraltyp (bzw. Oberflächentemperatur)
verschiedener Sterne. Das nach ihnen benannte Diagramm war der Anstoss für das
Verständnis der Sternentwicklung.
Beachten Sie, dass auf der horizontalen Skala die Oberflächentemperatur nach links
zunimmt!
Die meisten Sterne liegen entlang der Hauptreihe, dies entspricht der stabilen Brennphase,
in der z.B. auch unsere Sonne ist.
Riesen liegen rechts oberhalb der Hauptreihe, weisse Zwerge links unterhalb.
Besonders aussagekräftig ist das HR-Diagramm
für Sterne aus einem Sternhaufen, die alle zur
gleichen Zeit entstanden sind, so dass man gut
den Zusammenhang zwischen Masse und
Entwicklungsstadium untersuchen kann.
Für die stabilen Hauptreihensterne gibt es eine Beziehung zwischen Masse und Leuchtkraft:
L ∼ Ma
wo a = 3 für grosse Sterne, a = 4 für kleine Sterne.
X.
Kosmologie
Big Bang, Standardmodell
1. Rotverschiebung ferner Galaxien
Bis zur Mitte der 1920er Jahre war kaum mehr als unser Milchstrassensystem bekannt. Man war
überzeugt, das Weltall sei statisch und hatte keine Vorstellung von den wahren Entfernungen. Erst
Hubble vermass systematisch Entfernungen und stellte fest, dass unsere Galaxis sehr gross ist (ca.
100'000 Lichtjahre Durchmesser) und andere Galaxien ein Vielfaches dieser Distanz davon entfernt
sind.
Entfernungsmessung
Die Entfernung naher Fixsterne lässt sich durch Parallaxenmessung bestimmen.
Für ferne Fixsterne und fremde Galaxien wurde v.a. die Methode der δ-Cepheïden wichtig:
(δ-Cepheïden schwanken regelmässig in ihrer Helligkeit, die Periode der Schwankung ist korreliert mit der absoluten Helligkeit; aus Vergleich mit der scheinbaren
Helligkeit ergibt sich die Entfernung (siehe voriges Kapitel)
Rotverschiebung
Hubble beobachtete gleichzeitig, dass alle nicht zu nahen Galaxien ein rotverschobenes
Spektrum zeigten (d.h. die charakteristischen Spektrallinien - v.a. des Wasserstoffs - traten
bei erhöhten Wellenlängen auf). Das Phänomen ist vom Doppler-Effekt her bekannt: Wenn
eine Signalquelle sich von uns fortbewegt, erscheinen die ausgesandten Wellen (Ton oder
Licht) längere Wellenlängen zu haben. Daraus schloss Hubble, dass sich diese Galaxien
von uns fortbewegen. Experimentell fand er das
Gesetz von Hubble: die Entfernung r ist proportional der Rotverschiebung z = ∆λ/λ
(für nicht zu nahen Galaxien).
Da die Rotverschiebung proportional zur Geschwindigkeit v ist, mit der sich die Galaxien von
uns fortbewegen, folgt:
v = H0 r
Hubble-Konstante: H0 = 73 km/s / Mpc (1 Mpc =3.26 Mio Lichtjahre)
Dass die Ausbreitungsgeschwindigkeit mit dem Abstand zunimmt, legt den Schluss nahe,
dass sich der Raum gleichmässig nach allen Seiten ausdehnt.
Heute interpretiert man dieses Resultat allerdings nicht mehr so, dass die Galaxien sich
innerhalb des Raums bewegen, sondern dass sich der Raum selbst ausdehnt und die
Galaxien mit ihm. Ebenso dehnt diese Ausdehnung auch die Photonen, so dass sich ihre
Wellenlänge vergrössert (dies ist, genau genommen, dann kein Dopplereffekt, obwohl es
sich zumindest qualitativ um das selbe Phänomen handelt).
Alter des Universums
t0 = 1 / H0 gibt eine erste Abschätzung über das Alter des Universums ("Hubble-Zeit").
Diese Zahl wäre korrekt, wenn die Hubble-Konstante im Lauf der Zeit immer gleich geblieben
wäre. Statt dessen ist sie aber zeitabhängig: H(t).
Das Alter des Universums weicht also etwas vom Wert t0 ab.
Es wird heute auf 13.7 Milliarden Jahre geschätzt.
Kosmologisches Prinzip:
Betrachtet man den Raum im grossen Massstab, so sind alle Bereiche dort äquivalent. Man
kann kein Zentrum benennen, alle Punkte sind gleichberechtigt.
Das beste Analogon dazu ist ein Luftballon der aufgeblasen wird: alle Punkte auf der Gummimembran
entfernen sich von einander, kein Punkt ist ausgezeichnet. Das Zentrum der Ausdehnung ist nicht
einmal in der Membran enthalten (was beim Weltraum genauso sein könnte).
Das kosmologische Prinzip erlaubt es, eine einheitliche Zeit als "Alter des Universums" und
eine einheitliche Abstandsvariable R = "Radius des Universums" einzuführen. Die
Bezeichnung Radius des Universums ist dabei nur symbolisch gemeint, da ja nicht bekannt
ist, wo das Zentrum des Alls liegen sollte. Es handelt sich bei R nur um eine
Abstandsgrösse, die zur augenblicklichen Ausdehnung des Universums in Beziehung steht.
Typische Abstände im Universum skalieren mit r.
2. Kosmische Hintergrundstrahlung
1964 fanden die Forscher der Bell-Laboratorien, Penzias und Wilson ein überall im Raum
verteiltes Rauschen von 7.35 cm-Wellen.
Dies war schon von Theoretikern (Gamov) vorausgesagt worden und wird als Überbleibsel
der starken Strahlung vom Urknall interpretiert.
Die Hintergrundstrahlung ist der Überrest der Strahlung, die nach dem Urknall das
ganze All ausfüllte (und nach der Bildung der Atome, zwischen 300'000 und 700'000
Jahre nach dem Big Bang, sich weitgehend ungehindert im Raum ausbreiten konnte.
Seither ist sie mit der Ausdehnung des Alls (oder, äquivalent, mit dessen Abkühlung)
immer langwelliger geworden und entspricht heute einer Strahlertemperatur von
knapp 3 K.
In Kombination mit der Rotverschiebung der Galaxien war die Hintergrundstrahlung das
wesentliche Element, um die Urknallhypothese zu bestätigen.
Die Hintergrundstrahlung ist seither von spezialisierten Satelliten gründlich ausgemessen
worden (COBE Cosmic Background Explorer, WMAP). Ihr Spektrum entspricht exakt einem
Wärmestrahler bei 2.735 K. Fluktuationen um diesen Mittelwert sind kleiner als 1 Promille.
Die Hintergrundstrahlung ist also extrem isotrop. Das macht Probleme beim Entwurf
kosmischer Modelle: ein völlig isotropes Universum hätte keine Masseklumpen, die als
Keime für die Galaxienbildung nötig sind. Die gemessenen Fluktuationen sind gerade noch
vertretbar mit den Sternbildungsmodellen (siehe auch "Inflation").
Die Hintergrundstrahlung liefert auch die besten Daten zur genauen Bestimmung der
Hubble-Konstanten.
Friedmann-Modelle, Raumkrümmung, kritische Dichte, kosmologische
Konstante
Unser Universum scheint im Grossen (!) weitgehend isotrop und homogen zu sein. Mit dieser
Annahme (‘kosmologisches Prinzip’) lassen sich eine universelle kosmische Zeit und ein
Radius R des Universums definieren. R ist zeitabhängig: R(t).
Mit diesen Annahmen vereinfachen sich die Einsteinschen Feldgleichungen. Neben dem
(zeitabhängigen) Weltradius R treten darin noch andere Parameter auf, die in der Diskussion
der Weltmodelle eine wichtige Rolle spielen:
Der Krümmungsparameter k gibt an, ob das Weltall sphärisch (k>0) oder hyperbolisch (k<0)
gekrümmt oder flach (k=0) ist.
Der Dichteparameter Ω = ρ / ρkrit ist gleich dem Verhältnis der aktuellen Dichte des
Universums zur kritischen Dichte (siehe unten).
Eine Konstante Λ kann den Feldgleichungen beigefügt werden und gibt im wesentlichen die
‘Dichte des Vakuums’ an. Experimentell muss Λ jedenfalls klein sein.
Die Darstellungen der Feldgleichungen mit diesen Parametern werden als ‘FriedmannModelle’ bezeichnet.
Die Werte der Parameter entscheiden darüber, ob sich das Weltall ewig ausdehnt
(ρ < ρkrit, Ω <1) oder sich unter der Gravitation einmal wieder zusammenzieht (ρ > ρkrit ,
Ω >1). Für ρ = ρkrit ist gerade der Grenzfall erreicht. In der Mitte unseres Jahrhunderts wurde
die Dichte des Universums noch auf wenige Prozent des kritischen Werts geschätzt. Seit
Entdeckung der ‘’dunklen Materie’’ ist der Wert auf über einige -zig % hochgeschnellt. Viele
Forscher favorisieren das Friedmann-Modell mit Λ =0 und k = 0 (auch Einstein-de SitterModell genannt; mit diesen Annahmen folgt automatisch Ω = 1, also gerade der kritische
Grenzfall).
Das Flachheitsproblem, Inflation
Die bekannten astronomischen Daten sprechen für ein flaches Universum (k = 0, Ω = 1)
Wenn es früher kleine Krümmungen gegeben hätte, müssten sie sich bis heute erheblich
verstärkt haben, sodass diese Parameterwerte eigentlich erstaunlich sind.
Genauso erfordert die hohe Isotropie der Hintergrundstrahlung ein extrem homogenes
Weltall in der Frühzeit, denn Dichteschwankungen sollten sich unter dem Einfluss der
Gravitation verstärken und nicht ausglätten.
Eine mögliche Erklärung liefert das Modell der kosmischen Inflation:
eine hohe Vakuum-Energiedichte im Anfangsstadium (bei etwa 10-30 s Weltalter) hat zu einer
plötzlichen Ausdehnung des Universums geführt (von etwa 10-40 m auf die Grösse einer
Orange!). Dadurch wurden alle ‘Unebenheiten glattgefegt’.
Die unglaubliche Ausdehnungsgeschwindigkeit steht nicht im Widerspruch zur
Relativitätstheorie, da sich nicht Objekte im Raum bewegen, sondern der Raum selbst
expandiert.
Zeit- und Temperaturskala
Die Rück-Extrapolation zum frühen Universum ist einfacher und sicherer als die
Extrapolation in die Zukunft. Aus der Kombination der Friedmanngleichungen mit einfacher
Thermodynamik (v.a. Stefan-Boltzmannsches T4-Gesetz) und unter Berücksichtigung von
Erkenntnissen der Elementarteilchenphysik bei hohen Energien ergibt sich der Zeitplan des
Standardmodells, der separat dargestellt ist.
Wesentliche Punkte:
1) Während die Massendichte im Universum proportional zu R - 3 ist, ist die
Energiedichte der Strahlung proportional R - 4 (die Zahl der Photonen geht mit R - 3,
ihre Energie sinkt aber ausserdem mit 1 / R wegen der Rotverschiebung).
Nach dem Gesetz von Stefan-Boltzmann ist die Energiedichte der Strahlung aber
proportional T4, d.h. T ist umgekehrt proportional zu R.
2) Im Anfangsstadium des Universums wandelten sich Teilchen und Antiteilchen in
Photonen um und Photonen in Teilchen-Antiteilchen-Paare.
Mit zunehmender Abkühlung wurde die Energie der Photonen nach und nach zu
gering, um solche Paare bilden zu können, die Teilchen und Antiteilchen konnten
aber weiterhin zu Photonen zerstrahlen. Dadurch wurde die gesamte Materie und
Antimaterie vernichtet, bis auf einen kleinen Überschuss von Materie, der damals
vorhanden war. (Der Grund dafür ist unbekannt). Man schätzt, dass nur etwa 1
Milliardstel der Materie übrig blieb (dies folgt aus Schätzungen über die Menge der
Photonen und der Teilchen im Universum, deren Verhältnis etwa 10 9 beträgt).
Probleme des Standardmodells
1. Probleme beim Versuch, die Entstehung der Galaxien detailliert zu verstehen:
die verfügbare Zeit zum Ansammeln von genug Materie ist eigentlich zu kurz; die
Homogenität der Hintergrundstrahlung widerspricht der Annahme starker Fluktuationen.
2. Galaxienhaufen, ‘’Blasen und Filamente’’: im Grossen ist der Weltraum merkwürdig
gegliedert. Die Entstehung dieser Strukturen ist aus dem Standardmodell schwer zu
verstehen.
3. Während die Häufigkeit der vorherrschenden Elemente (H, He) sehr zuverlässig
beschrieben wird, gibt es noch Probleme mit der Häufigkeit der in geringer Zahl erzeugten
Elemente (Bor, Beryllium).
4. Unklarheit über Natur und Bedeutung der ‘dunklen Materie’.
Supernovae Ia, Dunkle Energie
Seit wenigen Jahren weiss man, dass Supernova Ia-Ereignisse in fernen Galaxien (deren
absolute Helligkeit gut bekannt ist, weil sie immer gleich ablaufen) weniger hell erscheinen,
als nach der Rotverschiebung dieser Galaxien erwartet würde. Daraus schliesst man, dass
sich die Expansion des Universums von einem gewissen Alter ab beschleunigt hat. Als
Triebfeder dafür gilt die "Dunkle Energie", auch "Quintessenz" genannt. Was das wirklich ist,
bleibt unklar. Für die Frage, wie sich erste Galaxienkeime trotz der Expansion
zusammenziehen konnten, käme eine Phase schwächerer Expansion den Theoretikern sehr
gelegen. Laufend kommen aber neue Daten und die Schlussfolgerung aus den Supernova Ia
- Resultaten ist vielleicht noch nicht definitiv.
(Supernovae Ia entstehen, wenn ein Weisser Zwerg Masse von einem Nachbarstern erhält,
bis seine Masse die kritische Grenze zum Kollaps erreicht. Da der Kern des Weissen Zwergs
kompakt ist, entsteht beim Kollaps eine Schockwelle, die den Stern zerreisst. Die Tatsache,
dass dies immer gerade dann eintritt, wenn die kritische Masse erreicht ist, macht diese
Ereignisse vergleichbar, ihre Helligkeit ist immer die selbe).
Standard-Modell
Zeit- und Temperatur-Verlauf (je nach Autor sind leichte Abweichungen möglich)
Zeit seit Urknall
Temperatur
Ereignisse
< 10-43 s
>1032 K
ausserhalb heutiger Erkenntnis
10-36 s
1028 K
Trennung von Quarks und Leptonen
10-35 s
1027 K
Inflation
10-10 s
1015 K
Entstehung von Ladungen
10-5 s
1013 K
aus Quarks werden Elementarteilchen
(76% p, 24% n)
Bei weiterem Abkühlen:
Vernichtung der Antimaterie, es bleibt 10-9 der Materie
Bildung von Atomkernen
(74% H, 26% He)
Bildung von Atomen,
Entkopplung der Photonen,
Entstehung der Hintergrundstrahlung
Bildung von Sternen und Galaxien
> 10-4 s
1 s - 1 min
1010 K
3 min - 300’000
Jahre
105 K - 3000 K
300’000 Jahre heute
3000 K - 3 K
Literatur:
gut lesbare Einführung in:
Metzler, Physik
populärwissenschaftliche Bücher:
J. Trefil, 5 Gründe, warum es die Welt nicht geben kann, rororo 1994
S. Hawking, Eine kurze Geschichte der Zeit, rororo 1994
R. Breuer, Immer Ärger mit dem Urknall, rororo 1993
S. Weinberg, Die ersten drei Minuten, dtv 1980
XI. Galaxien
Klassifizierung und Eigenschaften von Galaxien
Man geht heute davon aus, dass es mehr als 10 Milliarden Galaxien mit Helligkeiten > 25m
gibt.
Pro Galaxie rechnet man mit 109 bis 1012 Sternen.
Auf Grund der Rotverschiebung kann man ausser Winkelposition auch die radiale
Entfernung von Galaxien vermessen. Es ergibt sich eine filigrane oder schwammartige
Anordnung im Universum, mit relativ leeren Partien dazwischen. Das zu verstehen und zu
erklären, ist eine der grossen Aufgaben der heutigen Astronomie.
Häufig clustern Galaxien auch in Haufen von bis zu 2'500 Einzelgalaxien (z.B. der VirgoHaufen).
Galaxien sind im Messier-Katalog und im New General Catalogue (NGC) erfasst und tragen
daher Bezeichnungen wie M31, NGC224 (beides bezeichnet den Andromedanebel).
Galaxienformen
Elliptische Galaxien (von E0 = kugelförmig bis E7 = langgestreckte Ellipse)
Spiralgalaxien (von Sa - Sc je nach Öffnungsweite der Spiralarme)
Balkenspiralgalaxien (von SBa - SBc)
irreguläre Galaxien
Elliptische Galaxien enthalten vor allem ältere Sterne und wenig interstellare Materie, die
zum Entstehen neuer Sterne führen könnte. Ihre Rotationsgeschwindigkeit ist
vergleichsweise gering.
Spiralgalaxien (inklusive Balkenspiralen) haben im Zentrum eine Verdickung, die ähnlich
wie elliptische Galaxien zusammengesetzt ist. Aussen in den Spiralarmen finden sich
jüngere, häufig bläuliche Sterne. Dort ist die Rotationsgeschwindigkeit hoch.
Aktive Galaxien: Seyfert-Galaxien, Quasare enthalten offenbar ein sehr aktives
supermassives Schwarzes Loch.
Irreguläre Galaxien sind meistens klein.
Nach heutigem Verständnis haben sich alle Galaxien etwa zur gleichen Zeit gebildet, ca. 10
Millionen Jahre nach dem Urknall.
In elliptischen Galaxien ist das ganze Material zur Sternentstehung verbraucht worden.
In den Spiralgalaxien treibt die hohe Rotationsgeschwindigkeit die Materie auseinander, so
dass die Sternentstehung erschwert ist.
Unsere Milchstrasse
Unsere Sonne befindet sich in einem Spiralarm unserer Milchstrasse, etwa 10 kpc vom
Zentrum entfernt (bei einem Radius von ca. 15 kpc). Im Sommer schaut man nachts in
Richtung des Zentrums und sieht das Band der Milchstrasse, im Winter schaut man nachts
vom Zentrum fort.
Die Scheibe der Milchstrasse ist dünn, < 1 kpc. Dort sind v.a. junge Sterne, die schwere
Elemente enthalten, und viel interstellare Materie. Sie macht etwa 10% der Masse aus und
bewirkt, dass grosse Sternbereiche wegen der Absorption des Lichts durch Gas und v.a.
Staub nicht sichtbar sind.
Die Galaxis dreht mit einer differentiellen Rotation, d.h., die inneren Teile drehen schneller
als die äusseren.
Eigentlich sollten sich, mit der gemessenen Geschwindigkeit, die Spiralarme längst
aufgewickelt haben. Warum das nicht so ist, erklärt das Modell der Dichtewellen:
danach läuft eine (auf Grund einer Störung entstandene) Dichtewelle mit einer konstanten
Geschwindigkeit um das Zentrum. Diese Geschwindigkeit ist nicht gleich der
Geschwindigkeit der Sterne. Schneller drehende Teile der Galaxis laufen von hinten in die
Dichtewelle hinein, langsamer drehende kommen hinten wieder heraus. Sternentstehung
findet aber v.a. in den Verdichtungszonen statt. Damit lässt sich das heutige Aussehen der
Galaxis erklären.
Die galaktische Scheibe ist von zahlreichen Kugelsternhaufen umgeben, wo sich v.a. ältere
Sterne befinden.
Diese Kugelhaufen bewegen sich auf völlig statistischen Bahnen um das Zentrum, einige
auch auf Bah