All-Wissen - exopla.net von Susanne M Hoffmann

All-Wissen
Susanne M. Hoffmann
Wieviele Sterne gibt es?
Weißt du, wieviel Sternlein stehen... singt bereits ein Volkslied
unter der Annahme, dass ihre Zahl für Menschen nicht messbar
sei. In einer klaren Nacht wölbt sich der Sternhimmel über uns
und beflügelt die Gedanken. Mit seiner ruhigen Stetigkeit dreht er
sich seit Jahrtausenden immer im gleichen Takt. Die fernen
Sterne werden von zahlreichen Poeten besungen: Doch wie fern
sind sie eigentlich, die Sterne? Und sind es überhaupt alles
Sterne, die wir da sehen?
Foto aus Internet
Mitnichten! Klar, die meisten Lichtpünktchen sind tatsächlich
Sterne, also entfernte Sonnen. Neben diesen „echten Sternen“
gibt es aber auch Planeten und sehr weit entfernte Sternhaufen,
Galaxien u.a., das wir mit bloßem Auge am Himmel sehen
können. Aber wie kann man das unterscheiden?
Die Worte Sterne und Sonne sind in der Astronomie synonym,
d.h. Sterne sind ferne Sonnen und die Sonne ist ein Stern. Von
den Planeten unterscheidet sie, dass sie selbst durch Kernfusion
Energie erzeugen. Im Inneren brennt also ein „Ofen“, dessen
Wärme und Licht an der Oberfläche abgesstrahlt werden.
Planeten hingegen werden nur angeleuchtet. Sie reflektieren das
Licht ihres Sterns und erzeugen selbst kein Licht.
Mit dem bloßen Auge sehen wir also Planeten unseres
Sonnensystems neben Sternen als sehr weit entfernte Sonnen.
Beides sind nur Pünktchen für unsere Augen, aber der Planet ist
vielleicht einige Lichtminuten entfernt, während der Stern einige
Lichtjahre, -jahrhunderte oder -jahrtausende weit weg ist.
Mit dem Teleskop sehen wir dann vielleicht neben so einem
Pärchen noch eine Galaxie, die ein paar Lichtjahrmillionen
entfernt ist: All das steht nebeneinander am Himmel und man
sieht ihm seine Entfernung nicht an. Was wir über diese Objekte
trotzdem wissen und woher wir es wissen, davon handelt dieses
Büchlein.
1
Sternenhimmel in der Nacht
hast mich um den Schlaf gebracht
hast mich behutsam fasziniert
und aufs Neue inspiriert.
Wieviele Sterne kann man sehen?
(Dalena)
Mit dem bloßen Auge sehen wir grob 3000
Sterne am Nachthimmel - aber nur dann,
wenn der Himmel wirklich nicht von Wolken
getrübt ist und auch kein Mondlicht oder
Straßenbeleuchtung den Himmel aufhellt.
In modernen, europäischen Großstädten sind
aufgrund der Himmelsverunreinigung durch
Luft- und Lichtverschmutzung oft nur einige
zehn Sterne sichtbar.
2
Wieviele Sterne gibt es?
Im Universum hat die Materie, die wir sehen nur einen geringen
Anteil (etwa 4 %). Sie ist in nicht gleichmäßig verteilt, sondern
gruppiert sich entlang von Filamenten (links unten im Bild), die wir
am Rechner als leuchtende Strukturen abbilden können.
Schauen wir etwas genauer hin, sehen wir, dass sich diese
Filamente aus zahlreichen Galaxienhaufen
zusammensetzen, welche wiederum aus vielen Galaxien
bestehen. Insgesamt schätzt man die Anzahl der Galaxien im
Universum auf 125 Milliaren.
Unsere Heimatgalaxie heißt
Milchstraße und ist Teil des so
genannten Virgo-Clusters. Der
Haufen trägt diesen Namen,
weil wir die anderen Galaxien
der Gruppe im Sternbild
Jungfrau (Virgo) am
Nachthimmel sehen.
Jede Galaxie besteht aus
Milliarden von Sternen, von
denen einige wiederum
Belgeiter haben wie die Erde.
Planeten sind sicher keine
Rarität im Universum und seit
1992 finden wir sie auch bei
anderen Sternen.
Im Kleinen kann man diese
Struktur sicher noch beliebig
fortsetzen: Auf der Erde gibt es
Steine, die aus Molekülen,
Atomen, Elementarteilchen ...
bestehen.
All diese kleinen und großen
Strukturen stellt dieses
Büchlein vor.
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Was sind Sterne?
Grafik bitte überarbeiten
Sterne im Sinn der Wissenschaft definiert man danach, woher
die Himmelskörper ihre Energie bekommen: Sterne
erzeugen das Licht, das sie aussenden, durch Kernfusion
selbst. Im Inneren eines Sterns ist es also sehr heiß und es
herrscht ein immenser Druck, damit dort
Wasserstoffatomkerne (Protonoen) zu Heliumatomkernen
verschmolzen werden können.
Unsere Sonne beispielsweise ist ein typischer Stern mittleren
Alters und praktischerweise ist sie nah an der Erde. Daher
können wir an ihr exemplarisch verstehen, wie Sterne sind:
Ihren Aufbau stellen wir uns in drei Schichten vor: Im Kern wird
Energie erzeugt, die sich dann zunächst in der
Strahlungszone ungehindert ausbreitet. Da der Druck nach
außen hin abnimmt, sinkt auch die Temperatur, denn
Temperatur ist ein Maß für die Geschwindigkeit der
Teilchen. Ist diese klein genug, rekombinieren die Protonen
und Elektronen zu Atomen, so dass sie das Licht
absorbieren können. Zwar sendet ein Atom das
verschluckte Licht dann auch prompt wieder aus, allerdings
ist es ja immernoch sehr schnell und inzwischen ein Stück
weiter geflogen – und zwar in eine beliebige Richtung, also
vielleicht auch gen Kern und damit weg von der Oberfläche.
Daher wird das Licht in dieser so genannten
Konvektionszone auf- und abwärts getrieben, weil es hier
mit der Materie mitgerissen wird. Manches Lichtteilchen
verweilt Jahrtausende in diesem Bereich, bevor es zur
„Oberfläche“ gelangt, von wo aus es sich frei ins Weltall
ausbreitet.
Die Korona ist jedoch so dünn (etwa ein
Millionstel der Erdatmosphäre), dass wir
durch sie hindurchschauen können. Wir
sehen sie nur bei totalen
Sonnenfinsternissen als Kranz um die
verfinsterte Sonnenscheibe. Daher hat sie
ihren Namen: das lateinische Wort für
Krone.
[Foto: Axel Mellinger, 1999]
Die Oberfläche der Sonne heißt Photosphäre (grch.: Lichtkugel),
weil aus ihr das Licht zu kommen scheint. Obwohl die Sonne
durch und durch aus Gas ist, können wir durch die Photosphäre
nicht hindurch schauen: Alles, das darunter liegt, sehen wir nicht.
Die Photosphäre ist der kühlste Bereich eines Sterns. In der
darüber liegenden stellaren Atmosphäre, der so genannten
„Korona“ wird es wieder einige tausend Grad Celsius heißer.
Was lernt man aus den Farben der Sterne?
Die Farbe gibt unmittelbaren Schluss auf die Temperatur an
der Sternoberfläche. Rote Sterne sind die kühlsten (3000 K),
orangefarbene und gelbe etwas wärmer und weiße und blaue
Sterne die heißesten (30000 K).
Wenn wir allein die Sonne betrachten, so gilt auch auf ihrer
Oberfläche: je dunkler etwas erscheint, desto kühler ist es.
Sonnenflecken sind "nur" 4000 K warm, was weniger ist als die
6000 K, die wir normalerweise an der Oberfläche sehen.
Darum erscheinen sie im Vergleich dunkler.
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Was sind Sterne?
Viele Geschwister der Sonne sind kühler oder heißer als unser
Stern. Ihre Temperaturen können wir aus ihrer Farbe
ablesen: Kühle Sterne strahlen weniger Energie ab, d.h. ihr
Licht ist weniger energiereich, was sich in einer größeren
Wellenlänge äußert. Unsere Augen sehen es daher röter
als das der heißen Sterne, die mehr energiereiches blaues
Licht aussenden.
Foto aus Internet
Im Sternbild Orion sehen wir quasi direkt nebeneinander
mehrere verschiedene Sterntypen: Beteigeuze oben links ist ein
Roter Riesenstern mit einer Oberflächentemperatur von ca. 4000
K. Ihr Pendant ist der Blaue Riesenstern Rigel (unten rechts), der
ca 10000 K warm ist. Die Gürtelsterne in der Mitte sind ähnlich
heiße Sterne mittlerer Größe; Alnitak (linker Gürtelstern) ist
beispielsweise ein O-Stern und damit einer des seltenen
heißesten Typs.
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Der rosarote Fleck in der Mitte ist ein Wasserstoffnebel (eine so
genannte HII-Region), in dem gerade junge Sterne geboren
werden.
Diesen Zusammenhang hat man erst zu Beginn des 20.
Jahrhunderts erkannt, als die beiden Astronomen Henry N.
Russell und Ejnar Hertzsprung unabhängig voneinander
den grundlegendsten Zusammenhang der Sternphysik
fanden: das Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD).
In diesem Schaubild sind die Leuchtkräfte der
Sterne über ihren Oberflächentemperaturen
dargestellt. Dabei fällt auf, dass sich die meisten
Sterne entlang einer rüsselförmigen Diagonale
ansiedeln und auch außerhalb dieser so
genannten Hauptreihe auffällige Gruppen bilden.
Hieran kann die Astronomie das
Entwicklungsstadium ablesen: Die „erwachsenen“
Sterne sind auf der Hauptreihe, die alternden auf
dem Riesenast rechts oberhalb dieser und der
Sternenfriedhof ist unten links der Bereich der
Weißen Zwerge (siehe nächste Seite).
Im HRD können wir die Entwicklung eines Sterns verfolgen: Er
wandert von rechts auf die Hauptreihe und verweilt dort einige
Milliarden Jahre. Erst wenn der Wasserstoff im Innersten
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aufgebraucht ist, entwickelt er sich weiter: Durch
Zusammenziehen steigert er Temperatur und Druck im Zentrum,
bis das Heliumbrennen zündet und den weiteren Kollaps aufhält.
Da dies nicht so viel Energie liefert, verlässt er als Roter
Riesenstern die Hauptreihe nach rechts oben.
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Was bleibt von den Sternen?
Normalerweise ist ein Stern als Gaskugel stabil, weil von innen
die Strahlung nach außen drückt und somit dem
Gravitationsdruck von außen entgegen wirkt.
Dieser Gravitationsdruck besteht seit seiner Geburt aus einer
interstellaren Gaswolke: Ein Stern wird dadurch geboren,
dass sich eine Gaswolke (von denen es in einer Galaxie
zahlreiche gibt) zusammenzieht. Nehmen wir an, dass solch
eine Wolke zu kollabieren anfängt, dann gibt es im
Weltraum zunächst nichts, das sie bremsen würde: sie fällt
einfach zusammen. Ist das Zentrum dicht genug
zusammengeklumpt, dann entwickelt es eine gravitative
Anziehungskraft und beschleunigt sogar den Kollaps.
Dadurch wird das Zentrum der Wolke immer dichter,
weshalb die Temperatur im Inneren steigt bis sie hinreicht,
um Kernfusion zu zünden. Dadurch wird Energie erzeugt,
die nun nach außen drückt und (vorübergehend) den
Kollaps aufhält.
Diese stabilen Phasen werden immer kürzer, je älter der Stern
wird, da der jeweilige Brennstoffvorrat bei jeder Phase
kleiner ist.
Sobald aber der „Ofen“ im Zentrum ausgeht,
lässt der Strahlungsdruck nach und die
Gravitation lässt die Gaskugel kollabieren. Dabei
wird das Zentrum weiter aufgeheizt, und es
können Heliumkerne zu höheren Elementen wie
Kohlenstoff-, Stickstoff- und Sauerstoffkernen
verschmolzen werden.
Wenn auch das Helium aufgebraucht ist, gewinnt
wieder kurzzeitig die Gravitation das stellare
Armdrücken: das Zentrum kollabiert erneut, die
Temperatur steigt und die Produkte des
Heliumbrennens werden wiederum zu großen
Kernen zusammengeschmolzen.
Sternentwicklung können wir also auch betrachten als einen
Jahrmilliarden währenden Gravitationskollaps einer
Gaskugel, der von vorübergehenden stabilen Phasen
unterbrochen ist.
Je nach Ausgangsmasse des Sterns kann sich dieses Spiel
unterschiedlich oft wiederholen. Die massereichsten Sterne
erzeugen zum Schluss Eisenkerne. Danach bringt jedoch aus
kernphysikalischen Gründen die Fusion keine weitere Energie
mehr, so dass der Gravitationskollaps durch nichts mehr
aufgehalten werden kann.
Diese Greise unter den Sternen sind die Roten Riesen oder
Roten Überriesen. In Ihrem Inneren ist der Wasserstoffvorrat
verbraucht, wenngleich die äußeren Hüllen noch immer
hauptsächlich aus Wasserstoff bestehen.
Die äußerste Wasserstoffhülle wird schlussendlich
explosionsartig abgestoßen, was man aufgrund eines
Deutungsfehlers in alter Zeit Nova (neuer Stern) oder – je nach
Sterngröße – Supernova (besonders heller neuer Stern) nennt.
Was übrig bleibt ist also diese Gaswolke als Planetarischer
Nebel und ein kleiner dichter Sternkern, ein Weißer Zwerg.
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Was passiert am Schwarzen Loch?
Ein Raumschiff am Rande eines Schwarzen Loches würde
zunächst ohne Behelligung um es kreisen können. Auch wenn
das Raumschiff auf das Schwarze Loch zu flieg, würden die
Insassen zuerst nichts davon merken, dass man soeben in ein
Schwarzes Loch fliegt (bevor man irgendwann von den
Gezeitenkräften zermalmt wird, was übrigens gewissen
Erkundungssonden auch bei den Gasplaneten in unserem
Sonnensystem so erging, also nichts spezielles im Schwarzen
Loch ist). Für außen stehende, ferne Beobachter sieht es
allerdings so aus, als würde das Raumschiff in die Länge
gezogen und gar nicht den Horizont überschreiten, hinter dem
es kein Zurück mehr gibt.
Das Besondere hier erleben die Insassen des Raumschiffs,
sobald man versucht, den Umkehrschub zu zünden. Dann
merkt man, dass man in der Falle sitzt: Es kann nämlich noch
so schnell werden, sogar 99,9 % der Lichtgeschwindigkeit c
wären noch nicht die benötigte Fluchtgeschwindigkeit. Und c
kann Materie nicht erreichen oder überschreiten: das steht in
den Gleichungen der Relativitätstheorie.
Eine Rakete braucht von jedem Himmelskörper eine andere
Fluchtgeschwindigkeit. Sie hängt davon ab, wieviel Masse der
Himmelskörper hat und wie weit das Raumschiff vom
Massenzentrum entfernt ist. Wenn es an der Oberfläche steht,
dann ist diese Entfernung der Radius des Himmelskörpers.
Bei einem Schwarzen Loch müsste das Raumschiff mit
Lichtgeschwindigkeit oder schneller starten, um fortzufliegen.
Das ist aber für jegliche Materie laut Relativitätstheorie
unmöglich, weil für große Geschwindigkeiten die Masse des
Raumschiffs bei der weiteren Beschleunigung wächst, was
eine weitere Geschwindigkeitszunahme verhindert.
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Was bleibt von den Sternen?
Am Ende des Roten Riesenstadiums kollabiert der Stern unter
seinem eigenen Gewicht und kein Strahlungsdruck kann ihn
aufhalten, weil die Kernfusion keine Energie mehr liefern
kann, sondern nur Energie verbraucht.
Wird aber die Dichte im Zentrum sehr groß und der Druck von
außen nicht weniger, dann bricht die gewohnte Struktur der
Materie auf: Das erste stabile Stadium dieser entarteten
Materie heißt Fermigas (nach dem Physiker Enrico Fermi)
und kann für die meisten Sterne wieder einen stabilen
Gasball herstellen, der allerdings nur noch durch seine
Restwärme aus dem Kollaps „glüht“ und keine Energie
mehr erzeugt: ein Weißer Zwerg.
Bei sehr massereichen Sternen jedoch hält es dem Druck von
außen nicht stand und dann werden sogar die Elektronen in
die Atomkerne gepresst. Das Resultat ist eine reine
Neutronenkugel, die dann wieder stabil ist: ein
Neutronenstern.
Im sehr seltenen Fall von supermassereichen Sternen kann es
vorkommen, dass der Gravitationsdruck auf den
Neutronenstern weiterhin dermaßen groß ist, dass die
Kugel kollabiert. Dann kann aber nichts mehr diesen
Kollaps aufhalten und irgendwann unterschreitet der
Kugeldurchmesser den so genannten Schwarzschildradius
(nach dem Astrophysiker Karl Schwarzschild). Ab dann
können wir nichts mehr über die Zustände im Inneren der
Kugel sagen und nennen sie deshalb Schwarzes Loch.
Aufgrund einer Außenwirkung kann man
dem Schwarzen Loch eine Masse, einen
Radius und einen Drehimpuls zuordnen.
Weil aber kein Licht und damit keine
Botschaft aus ihm heraustreten kann,
wissen wir nichts über das Innere.
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Woher wissen wir, wie Sterne funktionieren?
Es ist die große Herausforderung und gleichzeitig die große
Chance der Astrophysik, dass unsere Studienobjekte so
weit entfernt sind: Als beispielsweise die Biologie wissen
wollte, wie ein Frosch aufgebaut ist, konnte man einen
fangen und aufschneiden. Hinterher ist der Frosch
allerdings tot, also das zu Erforschende zerstört.
Zweites Beispiel: Wenn die Ethnologie ein neues Volk entdeckt
und dessen Sitten und Bräuche erforschen will, schickt man
ein Erkundungsteam hin, das sich mit den Menschen
unterhält, deren Sprache und Kultur lernt. Dadurch findet
allerdings immer ein Austausch statt, so dass man das zu
Erforschende auch verändert. Ein zweites Erkundungsteam
wird also nicht mehr die ursprüngliche Kultur vorfinden.
Durch die großen Entfernungen in der Astronomie hat sich also
die Physik sehr raffinierte Methoden ausgedacht, alles über
die Sterne herauszufinden, ohne sie zu verändern oder zu
zerstören. Wir können zwar leider nicht einfach hinfliegen
und nachschauen, aber wir müssen es auch nicht, weil wir
sehr vieles bereits aus der Ferne verstehen: wir lesen
Temperatur, Größe, Alter, Geschwindigkeit und sogar große
Begleiter (Planeten) durch Photometrie und Spektroskopie
aus dem Licht der Sterne.
Was würden wir also erst noch alles herausfinden, falls uns
tatsächlich einmal eine Reise zu einem anderen Stern als
der Sonne beschert sein sollte?
Die Astronomie „seziert“ nicht die Himmelskörper selbst, sondern
sie untersucht alles, das von ihnen zu uns kommt: das sichtbare
Licht und andere elektromagnetische Strahlung – großteils mit
Satelliten, weil außer Radiostrahlung fast alles von der
Erdatmosphäre absorbiert wird und nicht bei unseren
bodengebundenen Sternwarten ankommt. Schneiden wir aber
das Licht eines Sterns auf (bzw: spalten wir es, bspw. mit einem
Glasprisma), dann erhalten wir einen „Regenbogen“ (genannt
Spektrum), aus dem wir die Temperatur, den Druck und die
chemische Zusammensetzung an seiner Oberfläche ablesen
können.
Die Abbildung oben zeigt, dass wir in einem Spektrum, grob
gesagt, die Farbe über der Helligkeit darstellen. Genau
genommen schreibt man in der Physik unten die Wellenlänge
oder Frequenz des Lichts und senkrecht die Intensität der
Strahlung.
Als
Eselsbrücke
erfanden
amerikanische
Studenten einen Merkspruch: "Oh, Be A Fine Girl,
Kiss Me". (von hohen zu niederen Temperaturen)
Auf deutsch antwortet man darauf: "Ordinäre
Berufs-Astronomen Finden Gewöhnlich Komische
Merksprüche."
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Woher wissen wir, wie Sterne
funktionieren?
Im Grunde müssen wir eingestehen, dass die Antwort auf die
Überschrift lauten muss, dass wir es gar nicht wissen. Allerdings
sprechen alle Beobachtungen dafür, dass es so ist, weil man die
Modelle der Theoretischen Physik stets mit den
Beobachtungsdaten vergleicht und bei Bedarf anpasst.
Beispielsweise kann man nur diejenige Temperatur an der
Sternoberfläche direkt messen, die unmittelbar als Strahlung in
Erscheinung tritt. Auf die Temperatur im Inneren kann man z.B.
schließen, weil man weiß, welches Milieu für die Kernfusion von
Wasserstoff zu Helium nötig ist. Außerdem kann man natürlich
dagegen rechnen, wie heiß es innen sein muss, wenn man die
Außentemperatur kennt. Wäre das hier Ausgerechnete zu wenig
für die Fusion, dann wüsste man, das das Modell nicht stimmt.
Bis Anfang des 20. Jahrhunderts hatte man nicht verstanden,
woher die Sonne ihre Energie bekommt, denn alle bis dato
bekannten Energiequellen lieferten nicht genug Energie oder
funktionierten nicht hinreichend lange, dass man sich die Sonne
hätte erklären können.
Die antike Theorie, dass die Sonne ein glühender Stein sei
(Anaxagoras, 450 v. Chr.), war spätestens im 19. Jh. widerlegt,
als man mithilfe der Spektralanalyse herausgefunden hatte, dass
die Sonne aus Wasserstoff und Helium besteht. Ein Feuer will
stets genährt sein und so musste ein Mechanismus entdeckt
werden, der aus dem nachgewiesenen Material Energie
erzeugen kann.
Diese Entdeckung gelang bei der Erforschung der Kernphysik:
Otto Hahn und Lise Meitner fanden, dass die Spaltung großer
Atomkerne sehr viel Energie liefert. Noch mehr bringt das
Verschmelzen kleiner Atomkerne wie Wasserstoffkernen zu
Heliumkernen.
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In der Stellarphysik modelliert man seit den 1960er Jahren mit
Computern Sterne, indem man einer Gaskugel eine
bestimmte Temperatur und Chemie gibt. Dann schaut man,
welches Spektrum ein solches Objekt produzieren würde
und vergleicht dieses „künstliche“, berechnete Spektrum mit
einigen beobachteten Spektren echter Sterne.
Im oben gezeigten Bild ist das rote das berechnete Spektrum für
einen Stern besonders exotischen Typs (WR steht für WolfRayet-Sterne); die blaue Kurve ergibt sich aus echten
Beobachtungsdaten. Man sieht, dass der grobe Verlauf
übereinstimmt und die meisten Peaks der Beobachtung
auch in der Rechnung auftauchen. So kann man also
zuordnen, welcher Peak zu welchem chemischen Element
gehört. Aus der Breite der Linien (Peaks) kann man den
Druck und damit die Fallbeschleunigung an der Oberfläche
ermitteln.
Verantwortung im Umgang mit Wissenschaft
Es ist ein sehr trauriges Kapitel in der Geschichte der
Astrophysik: Kaum hatte man die lange ersehnte Erkenntnis,
wie der "solare Ofen" funktioniert, prompt wurde sie
ausgerechnet für militärische Zwecke technisch umgesetzt:
Für die erste praktische Nutzung der Kernfusion hatte der
Mensch nämlich keine bessere Idee, als den Bau der
Atombombe. Glücklicherweise hat man mittlerweile auch
Wege zur friedlichen Nutzung dieser starken Kraft gefunden,
da insbesondere fusionsgetriebene Kernreaktoren konstruiert
werden
können.
Einer
ihrer
Vorteile
gegenüber
Kernspaltungsreaktoren liegt darin, dass sie keinen
radioaktiven Abfall produzieren.
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Ein Planet ist ein Nichtfusor, der um einen Fusor kreist, also ein
Objekt, das selbst keine Kernfusion hat und um einen
Himmelskörper mit Kernfusion umläuft.
Objekte ohne Kernfusion und von planetarer Masse, die nicht in
einer Umlaufbahn sind, sondern frei durchs All surfen, heißen
daher englisch Freefloater - oder ausführlicher: freefloating
objects of planetary mass (freifliegende Objekte planetarer
Masse).
Woher kommen die Planeten?
9
Wie wir gelernt haben, entstehen Sterne beim Kollaps einer
interstellaren Gaswolke. In so einer Wolke bewegen sich die
Teilchen normalerweise kreuz und quer durchs Weltall, d.h.
keineswegs geordnet ausschließlich gen Zentrum. Darum
bleibt gleich am Anfang der Sterngeburt ein Restdrehimpuls
übrig, der für eine Rotation der gesamten Wolke sorgt.
Durch die dabei auftretenden Kräfte plattet die Wolke ab: In der
Äquatorebene des werdenden Sterns bildet sich eine flache
Gasscheibe aus, in der sich auch die schwereren
Staubteilchen bewegen. Allmählich spiralisiert die Materie
ins Zentrum. Doch würde die Fliehkraft ihn bald wieder
zerreißen, wenn nicht ein erheblicher Anteil des
Drehimpulses in der Scheibe bliebe. Dort klumpen nämlich
auch die Staubflusen und Gasballen zusammen und bilden
kleinere Gravitationszentren, die auf Umlaufbahnen um den
Stern bleiben.
Aus diesen Planetesimalen werden dadurch Planeten, dass sie
auf ihren Umlaufbahnen immer mehr Material einsammeln.
Schlussendlich bläst der junge Stern nach dem Zünden der
Kernfusion den restlichen Staub und das restliche Gas fort. Dann
bewegen sich die Planeten frei um den Stern, der selbst erst
dann für außenstehende Beobachter (wie uns) sichtbar wird.
In der Abbildung oben sehen wir nur den Gegenschein des
Sternlichts in der Wolke, die ihn noch umgibt. Das Dunkle ist die
Staubscheibe, in der Planeten entstehen (können).
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Letztlich bleibt nur ein kleiner Rest an interplanetarem Material,
das unaufhörlich auf die Planeten prasselt und auch ständig
durch Mikroimpakte auf Kleinstkörpern wie Monden und
Planetoiden neu angereichert wird.
Foto aus Internet
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Woher kommen die Planeten?
Sind wir aus Sternenstaub?
Im Universum gab es zuerst nur
Wasserstoff und Helium. Alles
andere Material, insbesondere unser In unserem Sonnensystem sind die festen Steinplaneten
(Merkur, Venus, Erde, Mars) nahe an der Sonne und die
Hauptbestandteil, der Kohlenstoff
Gasriesen (Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun) weiter außen.
und der Sauerstoff, den wir atmen,
Früher erklärte man das ebenfalls aus der Entstehung des
musste erst in Sternen ausgebrütet
Sonnensystems und meinte, dass es normalerweise so sein
werden. Wir sind also aus der Asche
müsse wie bei uns, weil der schwerere Staub der
dieser ersten Sterne.
Anziehungskraft des Sterns ins innere Sonnensystem folge.
Dass das Material aus den
Sternkernen heraus ins Freie kam,
Seitdem man aber Planeten um andere Sterne findet und also
ist das Resultat von Novae bzw
Vergleiche ziehen kann, wird deutlich, dass diese
Supernovae.
Ohne
diese
scheinbare Ordnung des Sonnensystems wohl doch nur
dramatischen
Vorgänge,
die
purer Zufall ist: In anderen Sonnensystemen gibt es
Planeten aus ihrer Bahn werfen
Gasriesen auf sehr engen Bahnen um ihren Mutterstern;
können, gäb es uns also nicht.
teilweise sind ihre Umlaufbahnen enger als die Merkurbahn
um die Sonne.
Die bewohnbare (habitable) Zone um einen Stern hängt vom
Sterntyp ab. Für die Sonne liegt nur die Erde in diesem lebenermöglichenden Bereich; Mars ist an der Grenze. Für kühlere
Sterne läge die Zone eher bei Venus oder gar Merkur; für die
heißesten Sterne beim Jupiter.
(Grafik: Observatoire de Paris)
Es stellt sich in der Tat die Frage, ob unsere Modelle zur
Entstehung des Sonnensystems für alle Planetensysteme gelten.
Was dabei besonders herausfällt, sind die Planeten um den
Pulsar PSR1257+12, die Wolszczan und Frail 1992 in Nature
vorstellten: Es sind Planeten von einigen Erdmassen, aber sie
umkreisen eine Sternleiche: Pulsare sind Neutronensterne, d.h.
sie haben bereits eine Supernova hinter sich.
Nach unseren bisherigen Beobachtungen solcher Ereignisse
müsste der gewaltige Sturm, wenn der Stern seine äußeren
Hüllen wegbläst, alle eventuell vorhandenen Planeten mitreißen.
Es ist also unverständlich, warum dieses System die Supernova
unbeschadet überstanden haben soll. Daher glaubt man, dass
diese Planeten eventuell nachträglich eingefangen wurden und
vorher als Freefloater durchs Weltall flogen.
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20
Wie finden wir Exoplaneten?
Nach der eben angeführten Planetendefinition kann es um alle
möglichen Arten von Sternen auch Planeten geben. Diese
Erkenntnis gewann die Astronomie jedoch erst im
ausgehenden 20. Jahrhundert, da man vorher nur die
Planeten um unsere Sonne kannte.
Was die Suche nach den anderen so schwer gemacht hat,
waren folgende Eigenschaften:
1. Weil Planeten per definitionem nicht selbst leuchten, sind sie
aus der Ferne sehr unscheinbar. Wir können Planeten um
andere Sterne also nicht so leicht direkt fotografieren. Dies
ist erst durch hochmoderne Teleskop- und Rechentechnik
des 21. Jahrhunderts möglich. Folglich bestand die einzige
Chance zu ihrem Nachweis früher in indirekten Methoden,
also der Suche nach winzigen verräterischen Effekten im
Licht von Sternen.
2. Da Planeten naturgemäß sehr klein sind und geringe Massen
haben im Vergleich zu Sternen, sind alle Effekte, die sie auf
ihre Umgebung ausüben winzig: Die Gravitationswirkung
des Sterns auf den Planeten ist nunmal deutlich größer als
die Gravitationswirkung des Planeten auf den Stern,
wenngleich diese natürlich auch existiert.
Bei der anfangs ergiebigsten Methode nutzt man aus, dass ein
Planet auch geringfügig seinen Stern anzieht. Wenn also der
Planet von uns aus in der Sichtlinie steht, kommt uns der Stern
ein wenig entgegen und wenn der Planet sich hinter den Stern
stellt, kippelt der Stern ein wenig von uns weg. Wir beobachten
dies als „optischen Dopplereffekt“, bei dem das Licht des Sterns
rhythmisch blau bzw. rot verschoben wird. (oben)
Steht der Planet exakt zwischen dem Stern und uns, verdeckt er
bei jedem Vorübergang (Transit) ein Stückchen des Sterns, so
dass dieser verfinstert wird. Wir sehen also wiederum nicht den
Planeten, aber einen leichten Helligkeitseinbruch von seinem
Heimatstern. (Abb. unten)
Daher mussten die Beobachtungsinstrumente erst sehr genau,
die Methoden sehr subtil und die Messkampagnen sehr
systematisch werden, bis man extrasolare Planeten (kurz:
Exoplaneten, also Planeten, die nicht um unsere Sonne
kreisen) auffinden konnte.
beide Bilder aus Internet,
wird best. freigegeben für educational purpose
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22
Wie finden wir Exoplaneten?
Eine sehr raffinierte Methode der Suche nach Exoplaneten sind
Mikrogravitationslinsen: Ein Ergebnis der Relativitätstheorie
ist, dass die Gravitationskraft nicht nur Massen wirkt,
sondern auch auf Licht. Das heißt, das jede Masse nicht nur
jede andere Masse anzieht, sondern außerdem auch das
Licht anzieht. So kann man im Kosmos seit den 1980er
Jahren Galaxien und Sterne beobachten, die das Licht von
weiter entfernten Objekten derart ablenken und verstärken,
dass die Astronomie sie als „natürliche Teleskope“
gebrauchen kann. Wir nennen sie daher Gravitationslinsen,
da sie leider im Vergleich zu echten Teleskopen den
Nachteil haben, dass man sie nicht dahin ausrichten kann,
wo man sie gerade braucht, sondern abwartet, wo Mutter
Natur sie uns hinstellt.
Wenn also ein Stern vor einem anderen Stern in viel größerer
Entfernung steht, dann wird der Hintergrundstern für die
Dauer dieses Ereignisses heller. Wird der vordere Stern von
einem Planeten begleitet, dann wird auch dieser einen
Helligkeitsanstieg des Hintergrundsterns bewirken. So
verrät er sich in der Lichtkurve des Hintergrundsterns.
Poster aus Internet,
wird best. freigegeben für educational purpose
OGLE und MOA sind zwei konkurrierende Teams auf der
Suche nach Exoplaneten. Da beide Gruppen unabhängig
den Himmel überwachen, sollte jede Gruppe stets die
Daten der anderen bestätigen oder wiederlegen können.
So bleiben Beobachtungen überprüfbar, obwohl alle
Ereignisse einzigartig sind.
67Abgebildet ist hier der Mechanismus der
Lichtverstärkung beim Vorübergang eines Sterns mit
Begleiter vor einem hellen Hintergrundstern.
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Die Mikrogravitationslinsen-Methode ist die weitreichenste von
allen: Man findet Planeten überall in der Galaxis und nicht
nur in wenigen zehn Lichtjahren Entfernung wie mit den
anderen Methoden.
Eine vierte Methode der Suche nach Exoplaneten ist die
astrometrische Messung der Veränderung der
Sternposition. Sie ist die schwächste von allen, da es
leichter ist z.B. den Dopplershift zu registrieren als die
winzige Positionsveränderung des Muttersterns an unserem
Himmel.
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Grafik erstellt aus Poster
Sind wir allein im All?
Seit Menschengedenken fragen wir uns, ob wir Menschen im
Weltall einzigartig sind. In antiker Zeit erträumte die
Phantasie Zivilisationen auf den Mond (z.B. in Johannes
Keplers „Somnium“) oder im teleskopischen Zeitalter auf die
Venus oder den Mars, was z.B. in Radiohörspielen von H.G.
Wells gipfelte, die unabsichtlich sogar Massenhysterien von
Gläubigen auslösten.
Moderne Raumfahrt hat die Gesteinskörper des Sonnensystems
erkundet und ernüchternde Erkenntnisse hervorgebracht:
Merkur rotiert gebunden um die Sonne, so dass seine
Sonnenseite stets gekocht wird und die Nachtseite in ewiger
Kälte liegt. Es gibt also auch kein Wasser auf dem Merkur
und er hat nicht einmal eine Atmosphäre und ist somit auch
dauerndem Bombardement von Mikrometeoriten
ausgesetzt. Daher kann sich auf ihm kein Leben entwicklen.
Ähnlich geht es unserem Erdmond und auch den meisten
Monden von anderen Planeten.
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Alle Planeten hinterm Mars sind zu weit von der Sonne entfernt,
als dass sie noch genug wärmen könnte, um erdähnliches
Leben zu ermöglichen. So hat Saturnmond Titan zwar eine
Atmosphäre und auf Jupitermond Europa fand man Wasser
und vermutet unterirdische Seen oder Meere. Auf beiden
können sich aber bestenfalls Bakterienkulturen entwickeln,
für anspruchsvollere Lebenwesen wie uns ist es zu kalt und
unwirtlich.
Da Venus mit ihrer dichten CO2-Atmosphäre durch zu hohen
Druck und zu hohe Temperatur zu unwirtlich für Leben ist,
bleibt nur der Mars als jahreszeiten-variabler und
erdähnlichster Hoffnungsträger.
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Bisher sieht es also so aus, als wäre das irdische Leben in
unserem Sonnensystem einzigartig. Doch wie sieht es in
anderen Sonnensystemen aus?
Europa – einzige Kandidatin für Leben
hinterm Mars?
Unter der Eiskruste von Jupitermond
Europa gibt es einen flüssigen Ozean, der
durch aktiven schwefligen Vulkanismus
geheizt wird. Der Mond ist sehr aktiv, da
er Jupiter in nur 3,5 Tagen umläuft und
mithin sehr starken Gezeitenkräften
ausgesetzt ist: Seine Oberfläche wird um
300 m gehoben und gesenkt.
Mars hat als einziger Planet erdähnliche
Bedingungen. In der rostbraunen
Atmosphäre sind Sonnenuntergänge zwar
blau und es ist etwas kühler. Es gibt aber
flüssiges Wasser und Sümpfe.
Marsbild: Nasa
Europa-Schnitt: im Internet gefunden: Bodensee-Stw
26
Foto von mir, aber kann auch ein anderes hin jedenfalls irgendein tolles weitfeldiges Himmelsbild
Sind wir allein im All?
Die Abschätzung der Wahrscheinlichkeit für Leben im All ist eine
simple Multikation, die der Astronom Frank Drake als erster
so klar formulierte (links im Bild).
Die Bedingungen für Leben sind:
Der gesunde Menschenverstand kann es sich nicht vorstellen,
dass all diese zahllosen Welten, die so prachtvoll sind wie
unsere eigene oder gar noch viel schöner,
nicht von ähnlichen oder gar besseren Lebewesen bewohnt werden.
(Giordano Bruno, ermordet 1600)
(Frank Drake und seine Formel, 20. Jh.)
Foto aus Internet
27
1. ein sonnenähnlicher Stern (R*), weil heißere Sterne durch
ihren starken Sternwind eine Planetenatmosphäre stärker
beeinträchtigen würden und auch vielleicht nicht lange
genug leben würden. Kühlere Sterne gäben nicht genug
Energie für Pflanzen mit Photosynthese, die wiederum
Voraussetzung sind für tierisches Leben. Außerdem bieten
nur sonnenähnliche Sterne stabile Lebensbedingungen
über lange Zeit.
2. ein Planet (fP) in der habitablen Zone (ne) um diesen Stern,
weil es außerhalb dieser Zone zu warm oder zu kalt ist.
19
3. Wenn sich das Leben entwickelt (fl), sollte es auch a)
Menschen hervorbringen (fi), die sich nicht nur in antiker
Kultur befinden, sondern b) Technik erfinden (fc), die es für
uns aus großer Entfernung bemerkbar macht. In Carl
Sagans Roman „Contact“ bspw. Empfängt ein fremde Kultur
Radiosignale von der Erde, was aus dem alten Ägypten
also nicht möglich gewesen wäre. Falls wir mit diesem
anderen Leben wirklich in Kontakt treten wollten, dann muss
sowohl unsere als auch deren Technikkultur lange genug
andauern (L), dass man Signale austauschen kann. Ein
„Brief“ zu den nächsten Fixsternen ist aber selbst mit dem
schnellsten Postboten der Welt, dem Licht, einige zehn oder
einige hundert Jahre unterwegs. Die Antwort bekämen also
erst die Kindern oder Enkel des Absenders.
Die Chance für anderes Leben im All ist also recht gut, die
Chance für unseren Kontakt mit anderem Leben ist
jedoch nach augenblicklichem Forschungsstand
verschwindend gering.
28
Was steht in den Sternen?
Altbabylonisches
Weltbild:
Der Mensch auf
flacher Erde im
Zentrum des
kugelförmigen
Sternhimmels.
Dieser ist
umgeben von der
„Weltseele“.
Die Astrologie, die Kunst aus den Sternen etwas über uns
Menschen zu lesen, hat bereits Johannes Kepler als „närrisches
Töchterlein“ der Wissenschaft von den Gestirnen, der
Astronomie, bezeichnet.
Für ein Horoskop werden in eine Skizze wie unten berechnete
Planetenpositionen eingetragen, die nicht unbedingt mit denen
am Himmel übereinstimmen, weil sie nach einem antiken
Weltbild ausgerechnet werden.
Nicht nur die Frage nach Leben im All beschäftigt die Menschen seit
Urzeiten, sondern auch eher spirituelle Fragen nach Gottheiten,
die die Gestirne lenken und uns damit eventuell Zeichen geben:
Verraten die Gestirne uns die Zukunft oder geben sie uns
Handlungshinweise?
Die Astrologie entstand im altbabylonischen Weltbild, in dem
außerhalb der Sternhimmelsphäre eine gottähnliche Weltenseele
wohnte. Man stellte sich vor, dass bei der Geburt eines
Menschen sich seine Seele von der Weltseele ablöst und auf die
Erde (im Zentrum) kommt. Dabei muss sie natürlich um die
anderen Planeten Slalom laufen, weshalb deren Stellung auf den
Weg der Seele Einfluss nimmt und mithin auf den Charakter des
Menschen, der gerade geboren wird.
Anfangs glaubte man, dass man aus der Stellung der Gestirne zur
Geburt eines Herrschers irdische Orakel aussprechen könnte, da
dessen Charakter und Schicksal ausschlaggebend für ein ganzes
Volk oder sogar mehrere Völker ist. Als im alten Rom das
Bürgertum mehr Einfluss erlangte, hielten sich immer mehr
Menschen für bedeutsam genug, um ihr Schicksal von den
Sternen aufgezeigt zu bekommen. Obgleich das Weltbild des
alten Babylon und seine Weltseele mittlerweile überholt war und
die Naturphilosophie längst andere Modelle geschaffen hatte,
befriedigte doch der Wunsch der Menschen nach
Berechenbarkeit der Zukunft das natürliche Sicherheitsbedürfnis.
Die Sonne und die Planeten laufen nicht quer über den Himmel,
sondern in einem bestimmten Bereich, dem so genannten Tierkreis
oder Zodiakus. Steht die Sonne bspw. im Steinbock (1. Februar),
dann können wir ihn nicht sehen, weil er am hellen Taghimmel steht
und der Bereich zwischen Widder und Jungfrau am Nachthimmel ist
(hier grau). Am 5. Juli und 30. September hingegen steht der
Steinbock am Nachthimmel.
(Steinbock-Geburtstage sind übrigens im Januar, was ein
Rechenartefakt aus dem veralteten Weltbild ist: zu antiker Zeit
stand die Sonne im Januar im Steinbock, nicht erst im Februar.)
30
Was steht in den Sternen?
Was sind Planeten und Sterne in der
Astrologie?
Ein Planet ist in der Astrologie ein
Man kann es bedauern oder sich darüber freuen, aber die
Gestirne können uns also per Astrologie keine Tipps für das Himmelsobjekt, das vor den Sternen
zwischenmenschliche Leben geben. Unser Schicksal hängt wandert. Daher kommt auch die
vom
griechischen
von sozialen Bedingungen ab, von unserem Charakter und Bezeichnung
planetos, der Umherirrende.
von irdischen Gegebenheiten, von Zufällen, Unfällen und
anderen Unberechenbarkeiten. Daher kann aus dem
regelmäßigen Lauf der Gestirne, von dem vieles nur
Die Sterne verändern nämlich ihre
Scheineffekte aufgrund der Erddrehung und Bewegung der Position zueinander am Himmel fast
Planeten um die Sonne sind, nichts abgelesen werden
gar nicht und heißen daher Fixsterne.
außer
physikalischer
Parameter
wie
Umlaufzeit,
Nur aufgrund dessen konnte man feste
49
Sonnenentfernung (Keplersche Gesetze), Masse dieser
Sternbilder definieren wie "Königin
Himmelskörper...
Cassiopeia" oder "Große Bärin".
Auch die Konstellation der Planeten zum Geburtszeitpunkt eines
Menschen ist nicht determinierend für seinen Lebensweg:
Gravitative Anziehungskräfte eines entbindenden Arztes
sind bspw. deutlich größer als die der fernen Planeten und
auch andere Einflüsse sind nicht beobachtet worden. Also
ist es hier nicht so, dass wir keine Erklärung für
„irgendwelche Effekte zwischen Himmel und Erde“ hätten,
sondern
wir können
auch
den der
behaupteten
Effekt nicht
Grafik hab ich
mal gemacht,
Rechte
hat aber
Kosmos-Verlag
nachweisen.
(Himmelsatlas)
Die 12 Sternzeichen der Astrologie
sind Abschnitte des Tierkreises und
stimmen heute fast gar nicht mehr
überein mit den gleichnamigen zwölf
der 88 Sternbilder, die den ganzen
Himmel abdecken.
Foto aus Internet
Woher kommen die Sternbilder?
Die Sternbilder sind künstliche oder künstlerische Gruppierungen
der Sterne. So, wie sie zufällig am Himmel zusammenstehen,
wollten früher Reisende damit navigieren. Seien es die
Seefahrer, die sich auf hoher See ohne Land in Sichtweite nicht
verirren wollten oder Nomaden in der Sahara, die sich an den
Sternen orientierten: Man suchte jedenfalls nach Mustern, die
man leicht wiedererkennen kann.
Daher hat sich jede Kultur eigene Sternbilder ausgedacht.
Manche haben nur punktuell markante Gruppen wie den
Sternhaufen der Plejaden benannt oder einen Bereich von
Sternen zur Stundenzählung, wie z.B. die Dekansterne der
Ägypter z.B. Da man im antiken Griechenland erstmalig den
ganzen Himmel systematisch mit Figuren darstellte, verwenden
wir diese Nomenklaturtradition noch heute.
32
Welche Einflüsse hat der Mond
auf die Erde?
Mond in unseren Kulturen
Aufgrund seines auffälligen Lichtwechsels hat der Erdtrabant Einzug in unser kulturelles
Leben gehalten: Seinen Zyklus assoziierte man stets mit dem irdischen Werden und
Vergehen. Das Wiedererscheinen der jungen Sichel nach der Unsichtbarkeit galt als
Wiedergeburt und wurde daher als Monatsbeginn gefeiert bzw. als "neuer Mond"
(Neumond). Weil die Beobachtung der jungen Sichel sehr mühsam ist und der genaue
Zeitpunkt auch nicht jeden Monat gleich, legte die moderne, religionsunabhängige
Astronomie fest, dass man als Neumond die stets unbeobachtbare Mondposition exakt
neben der Sonne sei.
Die Sichel steht natürlich weiterhin als Symbol für den Islam und in der arabischen Welt als
Roter Halbmond für medizinische Hilfe wie bei uns das Rote Kreuz. Der jüdische und
muslimische Kalender sind reine Mondkalender, weshalb in diesen Kulturen Feste wie der
Fastenmonat Ramadan durch alle Jahreszeiten wandern. Im Christentum ist nur das
Osterfest an den Mond gekoppelt: Ostersonntag ist der Sonntag nach dem ersten Vollmond
nach der Frühjahrstag- und Nachtgleiche.
Noch größer ist der Einfluss des Mondes auf das Leben im
Wasser, denn hier wird auch die gravitative Anziehungskraft des
Erdtrabanten wirksam: Da der Mond die Gezeiten verursacht und
auch in Verbindung mit der Sonne den Tidenhub bestimmt, wirkt
sich die Mondphase insbesondere in Küstennähe ganz
unmittelbar auf die Lebensbedingungen aus.
Was allerdings im Gegensatz zu fernen Sternen sehr wohl einen
Einfluss auf Lebewesen aller Art hat, sind Licht und Wärme.
Im Sommer gedeihen mehr Pflanzen als im Winter und es
gibt auch Pflanzenarten, die nur bei Vollmond blühen.
Manche Tiere und Menschen werden unruhiger bei hellem
Vollmondlicht (wenn der Mond hoch am wolkenfreien
Himmel steht) und auch Pflanzensamen und -keime gehen
u.U. schneller auf, wenn sie auch nachts Licht empfangen.
Bei unseren zahlreichen künstlichen Lichtquellen kann man
das heute sehr leicht beobachten.
Als Taktgeber haben sich die Menschen den
Mond schon frühzeitig zu Nutze gemacht. So
fand er auch als Symbol Einfluss in unsere
Kulturen.
Gezeiten werden durch die Sonne folgendermaßen verstärkt
oder geschwächt: Bei Vollmond und Neumond ziehen Sonne und
Mond in die gleiche Richtung, so dass der Flutberg größer ist als
sonst. Bei Halbmond wirken Sonne und Mond einander entgegen
und minimieren die Flutberghöhe.
33
34
Welche Einflüsse hat der Mond auf die Erde?
Der Mond bewegt sich um die Erde und wird dabei ständig von
der Sonne beleuchtet. In der obigen Abbildung sieht man
von oben auf das System und erkennt, dass tatsächlich
immer die Hälfte des Mondes beleuchtet ist (äußerer Kreis).
Da wir normalerweise aber nicht von außen, sondern von der
Erde (im Zentrum) den Mond anschauen, können wir immer
nur einen Teil des kugelförmigen Körpes sehen – wie bei
Äpfeln in einer Kiste. Von diesem sichtbaren Teil, nämlich
dem Teil innerhalb des Bahnkreises, ist während des
Umlaufs ein unterschiedlicher Anteil beleuchet. Die jeweilige
Phasengestalt ist im inneren Kreis abgebildet.
Ein Krater auf dem Mond (Kreislein) wäre z.B. stets auf der uns
zu gewandeten Seite. Ob wir ihn sehen können, hängt aber
davon ab, ob er gerade im Sonnenschein liegt. Das
Sternchen am Mond soll eine Stelle markieren, die von der
Erde aus stets unsichtbar ist, weil der Mond gebunden
rotiert. Das heißt, dass seine Umlaufzeit seiner
Rotationsdauer entspricht, denn beides dauert einen Monat.
Unser Trabant umläuft beständig
den Erdenball und ist so wendig,
dass er uns stets zeigt das Gesicht;
den Hinterkopf sehen wir nicht.
Als Gott den lieben Mond erschuf,
gab er ihm folgenden Beruf:
Beim Zu- als auch beim Abnehmen
sich deutschen Lesern zu bequemen
Ein A formierend und ein Z
dass keiner viel zu denken hätt'.
(Christian Morgenstern)
Der gute Mond wiegt mit Bedacht
sein weises Haupt in stiller Nacht.
Mal zeigt er uns das rechte Ohr,
dann kommt das linke mal hervor.
beide Bilder von Axel Martin & Bernd Koch,
Quittiert's Geschehn mit leichtem Nicken,
so könn' wir Kinn und Stirn erblicken.
Darum im Lauf der Zeit man kennt,
mehr als die Hälft', sechzig Prozent. .
(Dalena)
36
Wie entstehen Finsternisse?
Bei einer Mondfinsternis wird der Mond gar nicht wirklich
verdeckt, also unsichtbar, sondern nur etwas dunkler. Wenn
der Mond auf der Vollmondposition steht, kann er von der
Sonne nur dann angeleuchtet werden, wenn die Erde nicht
im Weg ist und ihm also Schatten spendet.
Normalerweise geht er etwas oberhalb oder unterhalb des
Erdschattens entlang, so dass er als Vollmond angeleuchtet
wird. Mitunter kommt es aber vor, dass er während der
Vollmondposition gerade seinen Bahnknoten passiert, also
den Schnittpunkt mit der Erdbahnebene.
Dann trifft das Licht der Sonne ihn natürlich nicht mehr direkt, so
wie wenn man im Schatten eines Hauses steht. Die Erde
hat aber keine scharfe Kante wie ein Haus, sondern sie ist
von einer Atmosphäre umgeben. In der Luft wird das Licht
gebrochen: das blaue Licht gelangt so zu uns nach innen
und gibt dem Himmel seine Farbe. Das rote Licht wird nach
außen gelenkt und kann auch zum Mond gelangen, der
deshalb im Erdschatten orange bis kupferfarben am Himmel
leuchtet.
Das Licht ist natürlich viel schwächer als das vom Vollmond und
daher sieht man beim partiell verfinsterten Mond diese
Farbe noch nicht: der helle Teil des Mondes überstrahlt den
dunkleren dermaßen, dass unsere Farbwahrnehmung in
diesem Bereich noch nicht funktioniert, sondern wir den
schattigen Teil nur als Kontrast dunkel bzw. gar nicht sehen.
37
Finsternisse in der Geschichte
Mondfinsternisse sind in der Geschichte zwar beobachtet
worden, aber recht wenig überliefert: Für den naiven
Beobachter verfärbt sich ja nur der Vollmond. Von so
manchen Kulturen wurde die rote Farbe mit Blut in
Verbindung gebracht.
Dramatischere Ereignisse sind totale Sonnenfinsternisse, die
allerdings auch pro Ort seltener vorkommen. Wenn das
belebende Tagesgestirn plötzlich für einige Minuten nicht
mehr strahlt, galt das bei allen Naturvölkern als
furchteinflößend. Viele Religionen beschäftigen sich damit,
dies mythologisch zu interpretieren und das Wesen, das die
Sonne "verschluckt" zu vertreiben - und dafür wollte man sie
auch vorhersagen können. In China wurden sogar einmal
zwei Astronomen geköpft, weil sie eine solche Finsternis nicht
korrekt vorhergesagt hatten.
Im Laufe der Nacht bewegt sich der Mond nicht nur am Himmel
von Ost nach West, sondern außerdem unter den Sternen
weiter. Darum verläuft eine Finsternis wie unten abgebildet in
mehreren Phasen: Erst tritt er in den Halbschatten ein, dann in
den Kernschatten. Die Halbschattenphase ist für uns nicht
wahrnehmbar, da dabei die Helligkeitsabnahme zu schwach ist.
Foto aus Internet
Wie entstehen Finsternisse?
Sonnenbeobachtung mit
Teleskopen und
Feldstechern muss immer
mit Spezialfiltern erfolgen,
damit man nicht erblindet!
Eine Sonnenfinsternis kann nur dann eintreten, wenn der Mond
zwischen Sonne und Erde steht. Dann kann es nämlich
passieren, dass sein Schattenkegel die Erde trifft. Weil der Mond
ungefähr nur ein Drittel so groß ist wie die Erde, ist sein Schatten
natürlich auch viel kleiner als diese und kann nicht die ganze
Erde auf ein Mal einhüllen.
Wenn man sich aber außerhalb eines (Kern)schattens befindet,
kann man die Sonne noch sehen. Unser Stern ist allerdings
dermaßen hell, dass bereits jedes kleine Stück ausreicht, unser
normales Helligkeitsempfinden zu überlasten. Wir sehen sogar
noch bei einer ganz schmalen Sichel einer partiellen Finsternis
keine Veränderung unserer Wahrnehmung.
Erleben wir eine totale Sonnenfinsternis, dann wird es ca 10 min
vor der Totalität merklich „dämmerig“ und wir spüren, dass
die Temperatur sinkt, weil natürlich auch weniger Wärme zu
uns kommt. Der Mondschatten ist jedoch nur ca. 150 km
breit, d.h. der Streifen auf der Erde, auf dem die Finsternis
total zu sehen ist, ist sehr schmal. Für den Rest des Globus
ist die Finsternis gar nicht oder nur partiell zu sehen.
Bei einer partiellen
Sonnenfinsternis sehen und
fühlen wir zwar keine
Veränderung im Tageslicht.
Allerdings ändern sich die
Schatten von Bäumen: Die
kleinen Abstände im
Blätterwerk wirken als
Lochkamera und projizieren
die Sonnenbildchen dann
nicht mehr als Kreise,
sondern als Sicheln.
Foto: Axel Mellinger, 1999
mit Analogon ersetzbar, wenn Verlag eigenes hat
40
Wie steht die Erde im Raum?
Die Erde führt zwei Hauptbewegungen Bewegungen aus: sie
dreht sich um eine eigene Achse und diese schräge
Erdachse umläuft einmal pro Jahr die Sonne (siehe nächste
Seite).
Aufgrund der Drehung der Erde um eine Achse durch ihren
Nord- und Südpol, wird es auf der Erde Tag und Nacht.
Diese Umdrehungsdauer von einem Tag teilen wir in 24
gleichlange Einheiten, die wir Stunden nennen.
Tagsüber lässt sich diese Drehung der Erde ganz leicht
verfolgen, wenn wir beobachten, wie die Sonne von ihrem
Aufgangspunkt in östlicher Richtung zum westlichen
Horizont läuft. Sonnenuhren nutzen diese Scheinbewegung
zur Stundenzählung. Weil die Erde auf ihrer Bahn aber nicht
immer gleich schnell ist, ergibt sich übrigens eine
jahreszeitabhängige Abweichung der Sonnenuhr von der
funkgesteuerten Armbanduhrzeit. Diese so genannte
Zeitgleichung kann bis zu 20 min betragen: Nur vielmal im
Jahr zeigt also die Sonnenuhr minutengenau die Uhrzeit; an
allen anderen 361 Tagen geht sie bis zu 20 min vor oder
nach.
Foto des Nordhimmels bei
stehender Kamera, ca. 40
min belichtet. Deutlich
erkennbar ist die Spur, die
die Sterne durch die
Erddrehung ziehen.
Relativ zu den Kakteen
haben nach einer Stunde
also alle Sterne ihre
Position geändert – außer
dem Polarstern, der
ungefähr im Mittelpunkt
der Bewegung steht.
41
Die Sonnenuhr vor den
Römischen Bädern im Potsdamer
Park Sanssouci ist eine Kuriosität:
Auf dem verwitterten Stein mit
Friedrich-Wilhelm-Insignien sind
mehr als 20 Zifferblätter
angebracht!
Darunter sind neben den
typischen Süd-, Ost und
Westsonnenuhren auch mehrere
Nordsonnenuhren.
Weil sich die Erde auch nachts dreht und die Sonne ja auch
irgendwie von ihrem westlichen Untergangspunkt zum östlichen
Aufgangspunkt bewegen muss, dreht sich auch nachts der
Sternhimmel scheinbar um uns herum. Am Mond sieht man
leicht, dass er wandert, aber auch die Sterne gehen natürlich
auf- und unter.
Der Nordpol des Himmels wird in unserem Zeitalter durch einen
Stern markiert, den wir Nordstern oder Polarstern nennen. Das
ist purer Zufall, denn bspw. zur Blütezeit des alten Ägyptens gar
keinen Polarstern und am Südhimmel gibt es auch heute keinen.
Daher ist der Nordstern heute für uns etwas besonderes,
obgleich er bei Weitem nicht der hellste des Sternhimmels ist:
Schon sechs der sieben Sterne im Großen Wagen sind heller als
der Polarstern – aber kein anderer steht fest die ganze Nacht
über dem gleichen Punkt der Landschaft.
Wenngleich der Polarstern (wie man sieht) nicht exakt am Pol
steht, so ist doch seine Abweichung mit einem Grad geringer als
die der Kompassnadel, die sich im Magnetfeld der Erde
ausrichtet. Die Nordspitze des Kompass weist bspw. in den
Norden Canadas, weshalb deren Missweisung ortsabhängig
zwischen 3° und gar 180° liegen kann.
42
Wie steht die Erde im Raum?
Die Drehachse der Erde ist gegen ihre Bahnebene um die Sonne
geneigt. Das bedeutet aus geometrischen Gründen, dass nur
einer der beiden Drehpole Sonnenlicht erhalten kann; der andere
Pol liegt in der Nacht.
Während die Erde um die Sonne läuft, kehrt sich dieses
Verhältnis im Jahreslauf um: Während im Juni der Nordpol
beleuchtet ist, hat im Dezember der Südpol Sonnenschein. Der
Polartag und die Polarnacht wechseln polwärts der Polarkreise
also nur einmal jährlich. In diesen Regionen der Erde sehen wir
also im jeweiligen Sommer die Mitternachtssonne. Im Winter
sähen wir genau an den Polen die Sterne niemals auf- und
untergehen; sie kreisen nur parallel zum Horizont.
Während also in den gemäßigten Breiten jahreszeitenabhängig
verschiedene Sternbilder am Himmel stehen – z.B. sehen wir auf
der Nordhalbkkugel im Winter den Orion in südlichen
Richtungen, im Sommer Leier, Schwan und Adler – sind es an
den Polen immer die gleichen.
Foto aus Internet
43
PK Polarkreise, ab denen
die Sonne mindestens einen
Tag pro Jahr nicht untergeht.
WK Wendekreise, innerhalb
derer die Sonne zweimal pro
Jahr im Zenit steht.
0° Äquator der Erde
Der äquatornahe Bereich der Erde unterliegt einem sehr
regelmäßigen Takt, bei dem alle zwölf Stunden die Sonne
auf- oder untergeht. Daraus resultieren die tropischen
Klimate.
Die Sonne läuft aber wegen der Neigung der Erdachse nicht
genau über dem Äquator, sondern steht mal nördlich und
mal südlich von ihm: je nachdem, ob sie gerade den
Nordpol oder den Südpol beleuchtet. Ihre beiden
Extrempunkte sind der Wendekreis des Steinbocks im
Süden und der Wendekreis des Krebses im Norden. Zur
Mittsommernacht im Juni (astronomisch: Solstitium) steht
die Sonne also im Wendekreis des Krebses und mithin über
der entsprechenden Region der Erde mittags im Zenit.
Nördlich dieser Wendekreisregion (bspw. in Europa)
erreicht sie den Zenit, also den Scheitelpunkt genau über
uns, aber niemals.
Rund um den Globus ist der Wendekreis gekennzeichnet durch
Wüsten, die mit der tropischen Passatzirkulation erklärbar
sind.
Sternhimmel auf der Südhalbkugel
Auf der Nordhalbkugel der Erde sehen wir die Südpolregion
des Himmels nicht, weil uns die Erde im Weg ist. Je weiter wir
nach Süden reisen, desto mehr vom südlichen Sternhimmel
erscheint überm Horizont und sobald wir den Äquator
überschritten haben, sehen wir keinen Polarstern mehr.
Darum mussten die Navigatoren zu Zeiten der großen
Seefahrten neue Sternbilder definieren, die sie nach
Erfindungen ihrer Zeit benannten und nicht nach Gestalten der
griechischen Mythologie.
44
Wo sind wir im Sonnensystem?
Auf der Erde kann man aus dem Weltraum
nicht nur Land von Wasser und von Wolken
unterscheiden: In Afrika sieht man z.B. auch,
dass die Sahara gelberen Sand hat als die
Namib und Kalahari, deren Erde rötlicher ist.
Analoges sehen wir auf anderen Planeten
und Monden im Teleskop.
Grafik aus Poster erstellt
45
Die Position der Erde im Sonnensystem ist ziemlich weit vorn: An
dritter Stelle umkreist der blaue Planet die Sonne, in einer
durchschnittlichen Entfernung von 149,6 Millionen
Kilometern und als erster Planet mit einem Mond. Der
Erdmond hat ungefähr ein Drittel des Radius seines
Planeten und 10% von dessen Masse, was beides sehr viel
ist im Vergleich zu anderen Monden und ihren Planeten.
Darum spricht man selten auch vom „Doppelplaneten“.
Merkur und Venus haben hingegen gar keinen Mond, Mars
hat zwei kleine kartoffelförmige Begleiter, die Monde
Phobos und Deimos, die wir erst in großen Teleskopen
sehen können.
Venus hat ungefähr die Größe
der Erde. Da sie deutlich näher an
der Sonne ist, ist die Einstrahlung
größer. Ein starker
Treibhauseffekt in der
Atmosphäre sorgt für eine
gleichmäßig heiße
Oberflächentemperaturen von
über 400 °C. Es gibt also keine
Jahreszeiten auf der Venus und
auch kein Wasser, da dieses
längst verdampft wäre. Die
Atmosphäre ist undurchsichtig, so
dass wir von der Erde aus nicht
die Oberfläche sehen, sondern
nur die weißen Wolken, die sie
verdecken. Aus diesen Gründen
ist Venus so hell an unserem
Himmel, dass sie oft bereits in der
hellblauen Dämmerung oder
sogar am Tag beobachtet wird.
Merkur ist als sonnennächster
Planet ebenfalls nur in der
Dämmerung sichtbar. In den
gemäßigten Breiten ist es sehr
schwer, ihn zu sehen, weil er sich
ja nur wenig von der Sonne
entfernt (maximal 40°), so dass er
meist noch im Hellen untergeht. Er
ist aber nicht ganz so hell wie die
Venus, da er viel kleiner ist als sie.
Außerdem hat er keine weißen
Wolken, sondern eine
Gesteinskruste und ist weiter von
uns entfernt.
Insofern ist freie Sicht zum Horizont
unabdingbar, um diesen Planeten
zu beobachten.
Mars ist etwa halb so groß wie die Erde und
hat eine ähnlich geneigte Rotationsachse. Da
er nur eine dünne Atmosphäre halten kann,
sehen wir bereits im Amateurteleskop die
kupferroten Sandwüsten der Oberfläche und
die weißen Polkappen.
Am Himmel erscheint er schon für das bloße
Auge orange bis rötlich, was ihm im Altertum
die Benennung nach dem Kriegsgott
einbrachte. Seine Helligkeit übertrifft meist die
der hellsten Sterne, schwankt aber stark in
Abhängigkeit von seiner Entfernung zur Erde.
46
Wo steht die Erde im Raum?
Jupiter und Saturn sind die zwei größten Planeten im
Sonnensystem: Jupiter ist ca. zehnmal so groß wie die Erde.
Beide haben ein großes Heer von jeweils über 50 Monden, von
denen manche so groß sind wie Planeten: der größte Mond des
Sonnensystems ist der Jupitermond Ganymed, der nur wenig
kleiner ist als Mars. Der größte Saturnmond, Titan, wartet mit
einer undurchsichtigen, dichten Atmosphäre auf – als einziger im
Sonnensystem.
Im Teleskop besticht Saturn durch sein prächtiges Ringsystem,
einem Gürtel aus Staub und Eisteilchen, der durch einige kleine
Monde in Form gehalten wird.
Auch Jupiter hat einen dünnen Ring, der aber erst mit
Raumsonden nachgewiesen wurde und nicht für irdische
Teleskope sichtbar ist. Stattdessen verfolgen Hobbyastronomen
die Schattenspiele der vier großen Jupitermonde: Mal tauchen
sie in den Schatten ihres Planeten, mal sieht man einen
Mondschatten über die Jupiterscheibe wandern. Damit wurde
übrigens durch Ole Rømer die Lichtgeschwindigkeit gemessen.
Foto aus Internet
Foto aus Internet
Uranus und Neptun sind ungefähr viermal so groß wie die Erde
und erscheinen auf Fotos bläulich bis türkis. Für das bloße
Augen ist Neptun gar nicht erkennbar und Uranus liegt an
der Rezeptionsschwelle unserer Augen. Daher sind sie
beide im Altertum nicht gekannt worden, sondern erst im
teleskopischen Zeitalter aufgefunden worden.
Uranus hat ein sehr ausgedehntes Ringsystem, das man von der
Erde aus bei der Beobachtung von Sternbedeckungen fand.
Neptuns Ringe sind ähnlich unscheinbar wie die des
Jupiter. Auch diese beiden Gasplaneten verfügen über
zahlreiche Monde. Da ständig neue Monde der Gasriesen
entdeckt werden, informiert über den aktuellen Stand
derzeit wie Webseite: www.nineplanets.org eines
ehemaligen NASA-Mitarbeiters.
Neptun ist der letzte große Planet im Sonnensystem, alle
Transneptune werden nicht mehr als Planeten bezeichnet.
Planetenwege
Alle Darstellungen auf diesen Seiten können nicht alle
Maßstäbe gleichzeitig berücksichtigen: Entweder skaliert man
die Planetengrößen richtig oder ihre Entfernungen. Letzteres
ist aber schier unmöglich, da entweder das innere
Sonnensystem nicht aufgelöst wäre oder das äußere
außerhalb der Seite läge. Wollten wir dann auch noch die
Radien der Planeten im gleichen Maßstab zeichnen, dann
wären sie nur im Mikroskop sichtbar.
Darum gibt es in zahlreichen Stadt- und Kurparks so genannte
"Planetenwege", bei denen man die Entfernung von der Sonne
bis ins äußere Sonnensystem abwandern kann. Passiert man
eine Planetenbahn, ist sie durch ein "Steinmanderl" in Gestalt
eines Modells des Planeten im gleichen Maßstab markiert.
48
Wie bewegen sich die Planeten?
Seit Johannes Keplers genauer Auswertung der MarsBeobachtungsdaten des Tycho Brahe wissen wir, dass die
Planeten nicht buchstäblich um die Sonne kreisen. Vielmehr
bewegen sie sich auf Ellipsenbahnen, wobei die Sonne in
deren einem Brennpunkt steht und nicht im Mittelpunkt. Für
die meisten großen Planeten sind diese Ellipsen zwar fast
schon Kreise, aber weil sich dadurch trotzdem die
Entfernung der Sonne während einer Umlaufdauer ändert,
variiert auch ihre Anziehungskraft und damit die
Geschwindigkeit der Planeten im Lauf des „Jahres“.
Umlaufzeiten im Sonnensystem sind um so kürzer, je weiter ein
Objekt an der Sonne ist. Die Ursache dafür ist nicht nur die
kürzere Bahn, die ein sonnennaher Planet hat, sondern
auch seine Geschwindigkeit. Aus dem Gravitationsgesetz
ableitbar ist das dritte Keplersche Gesetz, nach dem sich
ein Objekt schneller bewegt, je näher es an der Sonne ist.
Die Erde ist also schneller als der Mars und alle Riesenplaneten
und sie ist langsamer als Venus und Merkur, der als
schnellster nur 88 Erdentage (drei Monate) für einen Umlauf
benötigt. Während die Erde ca. 365,25 Tage braucht, was
wir ein Jahr nennen, braucht Neptun als langsamster
ungefähr 165 mal so lange.
Kepler II: die markierten
Fläxhen sind gleich
groß, wenn die
Bahnabschnitte in
gleicher Zeit
zurückgelegt werden.
Aufgrund ihres Umlaufs um die Sonne werden die äußeren
Planeten einmal pro Erdjahr von der Erde überholt. Dabei kehrt
sich scheinbar am Himmel ihre Bewegungsrichtung um, so wie
wenn ein Radfahrer einen Fußgänger überholt. Weil die
Planetenbahnen gegeneinander geneigt sind, wird diese
„Vorwärts- und Rückwärtsbewegung“ vor dem
Sternbilderhintergrund in eine Schleife aufgeweitet.
Stehen beide nebeneinander scheint der andere jeweils kurz
stillzustehen. Da in diesem Augenblick der Planet an unserem
Himmel der Sonne gegenüber steht, heißt die Stellung
Opposition: Der Planet ist dann die ganze Nacht durch sichtbar,
weil er mit Sonnenuntergang auf- und mit Sonnenaufgang
untergeht.
Foto: Verena Tiessen
Zeichnung: irgendeine Schule
wenn Verlag selbst hat: gut, sonst neu malen
Marsschleife.
Oben: animiert am
Planetariumshimmel
unten: zugrundeliegende
geometrische Betrachtung des
Überholmanövers
Kepler III:
T²/ a³ = konst.
49
50
Wie bewegen sich die Planeten?
Mm
F= f
r²
51
Heimliche Begleiter
Zweiter Erdmond? In einem der fünf Lagrange-Punkte von der
Erde und ihrem Mond gibt es eine dünne Staubwolke, die zwar
wegen ihrer geringen Substanz kaum beobachtbar ist, aber
stabil sein soll. Sie ist sozusagen der zweite natürliche Satellit
der Erde.
Bei großen Jupitermonden gibt es an manchen
Lagrangepunkte Ansammlungen von kleineren Feldsbrocken.
Da sie sich auf der gleichen Bahn wie dieser Mond und in
festem Abstand von diesem bewegen, nennt man sie Trojaner.
Wenige Jahrzehnte, nachdem Kepler seine Gesetze empirisch
gefunden hatte, fand Isaac Newton den Grund für ihre
Gültigkeit: Es gibt im Universum ein allgemein gültiges
Gesetz der Massenanziehung. Jede Masse zieht jede
andere Masse an – und zwar mit einer Kraft, die mit der
Entfernung der beiden Partner quadratisch abnimmt. Ist
also ein Planet doppelt so weit von der Sonne entfernt wie
ein anderer, dann ist die Anziehungskraft der Sonne sogar
viermal geringer!
Alle Bahnen in konzentrischen Kraftfeldern wie diesem sind
Kegelschnitte. Im allgemeinen Fall müssen also
geschlossene Bahnen Ellipsen sein und offene Bahnen wie
die der Kometen sind Parabeln oder Hyperbeln.
Auf der Abbildung der äußeren Bahnen auf S. 47 erkennt man
eine transneptunische Bahn, die die Neptunbahn schneidet.
Das ist nicht selten und dennoch gibt es kaum
Zusammenstöße von Planeten. Das liegt daran, dass die
beteiligten Himmelskörper in solchen Fällen meist in
Resonanzen gefangen sind: Während einer der Partner
eine bestimmte Anzahl von n Umläufen ausführt, absolviert
der andere auch eine exakte ganze Anzahl von m
Umläufen. Haben sie sich also beim ersten Mal nicht
getroffen, dann wird es auch niemals passieren, weil nach
diesen n bzw m Umläufen die Ausgangsituation wieder
hergestellt ist.
Neptun und Pluto befinden sich z.B. in einer 3:2 Resonanz, bei
vielen Kuiperbelt-Objekten sind es 3:5 oder andere
Zahlenverhältnisse.
Andere Kuriositäten der Gravitation sind die so genannten
Lagrange-Punkte. Das sind kräftefreie Punkte in der Beziehung
zweier Himmelskörper, in denen oft kleinere Himmelskörper
gefangen werden. Die Ursache ist, dass sich an diesen Punkten
die Anziehungskräfte der beiden größeren die Waage halten.
52
Was sind die großen und kleinen
Brocken im All?
Foto aus Internet
Ida und ihr Mond Daktyl
Der Raum zwischen den Planeten ist nirgends leer; überall gibt
es ein staubiges interplanetares Medium. Davon
abgesehen, gibt es im Sonnensystem kleinere und größere
Fels- und Eisbrocken in allen Größen und Gestalten.
Sie sind nicht groß genug, um Planeten genannt zu werden, aber
viele von ihnen bewegen sich auf ähnlichen Keplerbahnen
wie diese. Ein großes Feld dieser Planetoide (grch.:
Planetchen) befindet sich in der großen Lücke zwischen
Mars und Jupiter. Ihr Größenspektum ist derart weit, dass
einige von diesen Kleinplaneten sogar Monde haben
könnten, wie man im 20. Jahrhundert bei Vorbeiflügen von
Raumsonden entdeckte.
Beobachten kann man diese kleinen Körper von der Erde aus
nur im Teleskop und daher hat man den ersten von ihnen
auch erst 1801 entdeckt. Da die Kleinen Planeten von der
Erde aus nur als kleine Lichtpünktchen gesehen werden,
nannte man sie zuerst fälschlich Asteroiden (grch.:
Sternchen) – eine Bezeichnung, die sich im
angelsächsischen Sprachraum durchgesetzt hat.
53
Rotiert ein Planetoid, dann wird in Folge der Rotation um sein
Massenzentrum immer ein unterschiedlicher Anteil der
Fläche beleuchtet. Folglich sehen wir, wie diese
Lichtpünktchen rhythmisch ihre Helligkeit ändern und
können aus solchen Rotationskurven auf die Form des
Objektes schließen.
Starben die Dinosaurier durch einen Meteoriten?
Im Golf von Mexico wurden Hinweise darauf gefunden, dass
dieses Wasserbecken durch einen kosmischen Impakt vor
65 Millionen Jahren entstanden ist. Zu diesem Zeitpunkt
setzte auf der Erde ein großes Artensteben ein, dem auch
die Dinosaurier zum Opfer fielen. Der Impakt war dermaßen
gewaltig, dass sehr viel Staub in die Hochatmosphäre
gelangte, so dass deren Durchlässigkeit für sehr lange Zeit
reduziert war. Folglich sanken am Boden die Temperaturen,
starben oder verkümmerten Pflanzen, welche die Nahrung
der Pflanzenfresser waren. Als deren Bestände also
zurückgingen, fanden auch die Fleischfresser keine Nahrung
mehr und die Kette des Ökosystems raffte viele Arten dahin.
Derart große Impakte sind allerdings sehr selten, da es nicht
viele mögliche Objekte dafür gibt. Das innere Sonnensystem
ist in den 4,5 Milliarden Jahren seines Bestehens gut davon
befreit worden und was aus dem äußeren Sonnensystem
kommt, wird wohl oft von Jupiter oder den anderen großen
Planeten eingefangen.
54
Was sind die großen und kleinen
Brocken im All?
Foto aus Internet
Eine Schnuppe ist ursprünglich die ausglühende Dochtspitze
einer Kerze.
Die mitteleuropäische Legende, dass man sich etwas wünschen
dürfe, wenn man eine Sternschnupppe sieht, ist sehr alt.
Vermutlich kommt er daher, dass man Sternschnuppen nicht
vorhersagen kann und sie außerdem sehr schnell sind. Schafft
man es also, in diesem Augenblick trotz der Überraschung einen
Wunsch zu denken, dann ist der Wunsch derart groß, dass er
wirklich in Erfüllung geht – entweder weil man selbst hart dafür
arbeitet und/oder weil andere von diesem Wunsch wissen und zu
ihm verhelfen, jedenfalls aber nicht wegen der Sternschnuppe.
Sie ist nur ein Maß für die Stärke des Wunsches.
In anderen Kulturen hat man andere Vorstellungen damit
verknüpft. Viele naive Kulturen dachten, dass bei einem solchen
Ereignis tatsächlich Sterne vom Himmel fallen. In der arabischen
Nomadenkultur, wo man aufgrund von Karawanen mitunter
monatelang keinen Kontakt zur Heimat hatte, symbolisiert dies
den Tod einer bedeutenden Person, also eines nahen
Verwandten, guten Freundes oder wichtigen Politikers.
55
Kleinstkörperchen, die ungefähr so groß wie Staubkörner oder
maximal Kieselsteinchen sind, fliegen überall zwischen den
Planeten herum. Während die Erde auf ihrer normalen
Bahn um die Sonne läuft, sammelt sie fortwährend solche
kleinen Teilchen ein, die dann mit 30 bis 70 km/s durch die
Atmosphäre sausen. Nur die allerkleinsten Teilchen
bemerkt man nicht; die größeren verursachen Leuchtspuren
in der Luft.
In der Hochatmosphäre wächst die Reibung mit der Luft, die
dortigen Moleküle werden ionisiert und wenn das kosmische
Körperchen bereits weitergeflogen ist, rekombinieren die
Atome und geben die Energie als Licht frei. Diese
Erscheinung nennen wir landläufig Sternschnuppe oder in
der Fachsprache Meteor (von grch. „meteoros“, zwischen –
nämlich zwischen Himmel und Erde). Entsprechend heißen
diese Teilchen vor der Kollision mit der Erde im
interplanetaren Medium Meteoroide. Diese können wir aber
nicht sehen – auch bei der Sternschnuppe glüht ja die Luft,
der Eindringling selbst ist bei seiner Distanz von mehr als
10000 km viel zu klein für uns.
Normalerweise verglüht das Körperchen in der Luft, doch wenn
es sehr, sehr groß ist (größer als 100 kg Ausgangsmasse),
kann ein Relikt zu Boden fallen.
Es müsste schon ein größerer Brocken sein, damit der Meteorit,
der die Erdoberfläche erreicht, einen Krater schlägt. Das
passierte im jüngeren Sonnensystem häufiger, so dass es
auf der Erde zahlreiche Narben gibt: kreisrunde Becken wie
das Nördlinger Ries in Deutschland, der Barringer-Krater in
Arizona oder kreisrunde Seen überall auf der Erde zeugen
von früheren Einschlägen.
Bringt dichter „Nebel“ Glück? Sternschnuppenströme, von
denen besonders die Perseiden im August berühmt sind,
kommen zustande, wenn die interplanetaren Staubwolken
längs der Erdbahn gerade besonders viele Teilchen
aufweisen, also besonders dicht sind. Das ist z.B. immer
dann der Fall, wenn die Erde eine Kometenbahn kreuzt.
56
Was haben Kometen mit uns zu
tun?
Kometen sind Objekte aus dem fernen Sonnensystem. Es gibt
zahlreiche periodische Kometen, die alle paar Jahre,
Jahrzehnte oder Jahrhunderte wiederkehren. Das
prominenteste Beispiel ist wohl der Halley'sche Komet, an
dem der britische Astronom Edmond Halley erstmalig die
Natur dieser Himmelskörper nachgewiesen hat. Er hatte
das Newtonsche Gravitationsgesetz auf den Kometen
angewandt, von dem er wusste, dass er 1531 und 1607
beobachtet worden war und stellte fest, dass es dasselbe
Objekt sein könnte wie der von ihm selbst 1682
beobachtete Komet. Damit sagte er ein erneutes
Erscheinen des Kometen für das Jahr 1759 voraus. Doch
bei einer Umlaufzeit von 76 Jahren sind zwei
Beobachtungen leider zu langfristig für ein Menschenleben,
so dass Herr Halley seinen Triumph gar nicht mehr erleben
konnte. Dafür wurde der Komet posthum nach ihm benannt
und sein Erscheinen konnte in der Geschichte bis weit vor
Christi Geburt zurückverfolgt werden.
Hale-Bopp
Foto aus Internet
Foto aus Internet
Die meisten Kometen sind jedoch nicht regelmäßig, sondern
tauchen nur einmal plötzlich auf, drehen einen Bogen um
die Sonne und kehren dann in die Ferne zurück. Meistens
entdeckt man sie erst recht kurzfristig, d.h. mit einem
Vorlauf von wenigen Wochen oder Monaten, bevor sie bei
uns sind, weil sie erst hier in Sonnennähe den prächtigen
Schweif entwickeln: Die gefrorenen Gase, aus denen sie
bestehen, schmelzen und reißen beim Verdampfen den
Staub mit, so dass sich ein Doppelschweif bildet. Nur den
Staubschweif sehen wir gut mit dem bloßen Auge, wenn er
im Sonnenlicht glitzert.
Niemand hat je beobachtet, woher die Kometen kommen, aber
man vermutet ein Reservoir dieser „kosmischen
Schneebälle“ an der Grenze des Sonnensystems. Es wurde
von dem niederländischen Astronomen Oort postuliert und
daher Oortsche Wolke genannt.
57
58
So hätte man wohl das Ereignis aus
einem Flugzeug gesehen, wenn es
sie damals schon gegeben hätte.
[Grafik: Sky&Telescope]
Was haben Kometen mit uns zu
tun?
Vor Halley konnte man Kometen oft nicht richtig deuten. In der
Antike hatte Aristoteles sie „zwischen Himmel und Erde“
angesiedelt, weil sie ohne Erdverbindung frei am Himmel
stehen und gleichzeitig aber vorübergehende
Erscheinungen sind, also nicht ewig wie die Sterne. Fortan
waren sie also innerhalb der Mondbahn gedacht worden
oder sogar als Wettererscheinungen angesehen worden.
Erst der letzte große vorteleskopische Astronom Tycho
Brahe hat in seiner Prager Zeit nachgewiesen, dass
Kometen weiter entfernt sein müssen als der Mond.
61
Selten kann ein Komet sogar mit dem bloßen Auge am
Taghimmel gesehen werden. Solche Erscheinungen oder
auch auffällige Kometen, deren Schweif nachts über den
halben Himmel reicht, flößten vielen Unwissenden Angst
ein: sie hielten es für ein Zeichen Gottes – entweder ein
gutes oder ein schlechtes.
59
Was war das Tunguska-Ereignis?
Im Juni 1908 ereignete sich über Sibirien ein seltsamer
Feuerball. Da dort fast niemand wohnt, gibt es fast keine
Augenzeugen und zur damaligen Zeit wurden Nachrichten
auch sehr langsam übertragen. Es dauerte also sehr lange
bis die Kunde nach Moskau gelangte und sich von dort die
Experten auf den Weg machten. Ob es einen Krater gibt, ist
bis heute nicht sicher.
Vieles spricht dafür, dass dieses seltsame Ereignis durch
einen Kometen hervorgerufen worden sein könnte, der in die
Erdatmosphäre eindrang. Da Kometen zum Großteil aus
gefrorenem Gas bestehen, wäre in diesem Fall der äußere
Teil explosionsartig sublimiert. Die Druckwelle dieser
Explosion hat den Bäumen direkt darunter die Kronen
genommen und in einiger Entfernung von diesem Zentrum
die Stämme radial gefällt. Genau das hat man beobachtet.
In dieser Form hielten Kometen auch in der bildenden Kunst
Einzug: als Glücks- oder Unheilsbringer für Kriege wie im
Teppich von Bayeux bis hin zum „Schweifstern von
Bethlehem“, oblgeich dieser gewiss kein Komet war,
sondern eine Planetenkonjunktion.
Istimirant Stella: Auf dem
mittelalterlichen Wandteppich von
Bayeux in Nordfrankreich wird das
Erscheinen des Halleyschen Kometen
bei der Eroberung Englands
dokumentiert. Den Normannen unter
Wilhelm dem Eroberer hat er offenbar
in der Schlacht Glück gebracht; ihre
englischen Gegner haben das gewiss
anders empfunden.
60
Wie misst man Entfernungen im
All?
Dass die Kometen über so viele Jahrhunderte zu erdnah
angesiedelt wurden, zeigt, dass Entfernungsbestimmung im
All sehr schwierig ist. Wir sehen die Gestirne
nebeneinander wie einen Film auf einer Leinwand und
wissen auf den ersten Blick nicht, wie weit sie entfernt sind.
In der Tat war das auch eines der größten Probleme im
Altertum: damals konnte man oft nur relative Entfernungen
abschätzen und nicht die genauen Entfernungen
bestimmen.
Dennoch kann man im Sonnensystem beobachten, dass z.B. der
Mond oder andere Planeten Ferneres bedecken, so dass
man sieht, welches Gestirn uns näher ist. Mit dem dritten
Keplerschen Gesetz kann man auch aus der
Geschwindigkeit eines Planeten auf seine Entfernung vom
Gravizentrum, der Sonne schließen.
Mond bedeckte Saturn, also ist der Mond näher an der Erde.
Die Entfernung der Fixsterne war sehr lange unbekannt. Bis Kant
war man sogar der Meinung, dass sie womöglich alle in
derselben Entfernung angesiedelt sein könnten. Doch dann
gelang 1838 dem Astronomen F. W. Bessel durch
hochgenaue Astrometrie eine erste
Parallaxenbestimmung, d.h. eine Beobachtung der
Hintergrundverschiebung des nahen Fixsterns 61Cygni
infolge der jahreszeit-variablen Erdstellung zur Sonne.
Im Sommer steht die Erde in der Abb. rechts auf der oberen
Position und wir sehen den lilafarbenen Stern unter der
Sternkette; im Winter schauen wir von der unteren Position
und sehen ihn über der Sternkette. Der halbe
Änderungswinkel α gibt über den Sinus zusammen mit dem
Abstand Erde-Sonne die Entfernung d des Sterns.
61
62
Hier Skizze zu
Standardkerzen
Eine recht triviale Idee ist, für die photometrische Entfernungsbestimmung Standardkerzen zu benutzen. Wenn alle Sterne
gleich hell wären, könnte man davon ausgehen, dass ein
schächerer Stern weiter entfernt ist als ein hellerer. Das
Problem an der Realisierung dieser Idee ist, dass a) die Sterne
bei weitem nicht gleich hell sind und b) man auch in der Regel
nicht weiß, was die absolute Helligkeit eines Sterns ist. Von
dieser Regel gibt es aber glücklicherweise Ausnahmen: Es gibt
wenige besondere Sterntypen, die ihre absolute Helligkeit
aufgrund ihrer Physik verraten – sie können als
Standardkerzen benutzt werden. Die zwei Typen sind:
1. delta-Cepheiden, also Sterne, die wie der Stern delta im
Sternbild Cepheus (neben der berühmteren Cassiopeia) ihre
Helligkeit verändern. Unter den vielen Typen veränderlicher
Sterne zeichnet es die delta-Cepheiden aus, dass man von
der Periode des Lichtwechsels auf die absolute Leuchtkraft
schließen kann.
Wie misst man Entfernungen im
All?
Für kosmologische Distanzen, in denen auch mit den besten
Teleskopen keine Sterne mehr auflösbar sind, haben wir kein
normiertes Entfernungsmaß mehr.
Seitdem Edwin Hubble die allgemeinen Galaxienflucht entdeckte,
weiß man, dass das gesamte Universum expandiert. Zwischen der
Geschwindigkeit v einer Galaxie und ihrer Entfernung r besteht ein
linearer Zusammenhang: v = H r (Hubble-Gesetz)
Nachdem die Hubblekonstante H aber nicht genau bekannt ist und
möglicherweise fast auch evolutionär veränderlich ist, hat man sich
angewöhnt nur noch die Geschwindigkeit anzugeben. Auch diese
ist aber nicht in gewöhnlichen Einheiten wie km/h bestimmbar,
sondern wird in Rotverschiebung gemessen: Über den visuellen
Dopplereffekt ist die Rotverschiebung des Spektrums mit der
Geschwindigkeit der Lichtquelle verknüpft.
Dopplereffekt heißt Frequenzänderung
2. Supernovae vom Typ Ia. Normalerweise sind Supernovae der
Abschluss eines Sternlebens und mithin unterschiedlich hell
und langanhaltend, weil die Sterne zuvor unterschiedlich
massereich waren. In seltenen Fällen kennt man aber die
Ausgangsmasse sehr genau, nämlich wenn der Stern zuvor
bereits eine Sternleiche war: Wenn in einem Binärsystem ein
Stern bereits zuende entwickelt ist und der andere sich später
zum Roten Riesen aufbläht, kann es vorkommen, dass der
Weiße Zwerg vom Riesen Materie absaugt. Überschreitet er
dann seine kritische Masse, wird er erneut explodieren – und
zwar als Supernova, deren Masse genau der kritischen Masse
von 1,4 Sonnenmassen entspricht.
Finden wir also einen delta-Cepheiden oder eine Supernova Ia in
einer fernen Galaxie oder in einem Sternhaufen, verraten
Sterne mit normierter Helligkeit die Entfernung ihres
63 diese
Systems.
f ' = f  1−v² /c²
Foto aus Internet:
Lehreronline.de
64
Was sind Galaxien?
Im fernen Universum sehen wir keine einzelnen Sterne mehr.
Dass wir dort dennoch überall Lichtinseln in der Dunkelheit
beobachten, liegt daran, dass die Sterne sich zu Gruppen
zusammenfinden – bzw. genau genommen in Gruppen
geboren werden. Solch große Ansammlungen von Sternen,
die gravitativ aneinander gebunden sind, nennen wir
Galaxie.
Dieses Wort leitet sich vom griechischen Wort für Milch ab, weil
wir unsere Heimatgalaxie, die Milchstraße als milchiges
Band am Nachthimmel sehen. Da man in der Antike das
Phänomen nicht deuten konnte, stellte man es sich als
Strom von Göttermilch vor.
Erst Immanuel Kant hatte die zündende richtige Idee zur Struktur
der Milchstraße, die in der Fachsprache auch „die Galaxis“
heißt. Er dachte, dass die Milliarden von Sternen alle in
einer scheibenartigen Struktur angeordnet sind. Weil auch
unsere Sonne zu dieser Scheibe gehört, sehen wir längs
der Scheibenebene die Sterne am Himmel dermaßen dicht,
Foto: Axel Mellinger
dass sie ohne Teleskop als leuchtende Wolke erscheinen.
Offensichtlich ist die Scheibe zum Zentrum hin etwas dicker und
verjüngt sich zu den Rändern.
65
Erst Anfang des 20. Jahrhunderts fand man heraus, dass unsere
Galaxis eine Spiralstruktur hat, wie man sie bei anderen
Galaxien im Teleskop sieht. Das kann man aber nur durch
Entfernungsbestimmungen nachweisen und nicht direkt
beobachten, da wir in einem der Spiralarme sitzen und
unsere Galaxis von innen anschauen – nicht von außen wie
die anderen Galaxien. Es ist also, als wären wir ein
Tröpfchen klarer Suppe in einem großen, tiefen
Suppenteller und schauten uns um.
Alle Sterne, die wir mit dem bloßen Auge sehen können, gehören
in die Milchstraße. Diejenigen, die nicht in dem Band selbst sind,
gehören in unseren Spiralarm und sind in diesem „über“ oder
„unter“ uns.
Die Grafik zeigt links die Ansicht der Galaxis von außen: markiert
ist die Position der Sonne. Rechts ist dargestellt, warum wir längs
der Scheibenebene (waagerechter Doppelkegel) mehr Sterne
sehen als senkrecht zu ihr.
diese Skizzen können Sie besser
(Beschriftung rein: die Kegel sind die Blickrichtungen)
Die Spiralarme sind Dichtewellen einer Galaxie, also Gebieten, in
denen das interstellare Medium (ISM) dichter ist als sonst.
Deshalb können sich dort Sterne bilden, die wiederum das ISM
anleuchten und bei ihrem Tod z.B. in Gestalt von Supernovae
wiederum Sterngeburten induzieren. Wenn in einem Gebiet aber
das Gas des ISMs aufgebraucht ist, dann sind andere Gebiete
wiederum dichter und die Lage des Spiralarms verschiebt sich.
Weil in ihnen die Sterne geboren werden, leuchten die
Spiralarme, während ihre „toten“ Zwischenräume dunkel sind.
Nicht alle Galaxien haben solch eine Spiralstruktur! Andere
Galaxien sind elliptisch oder kugelförmig, wie das Beispiel unten
zeigt: Beim Whirlpool (links) hat die Spirale einen elliptischen
Zwerg als Begleiter.
66
Was sind Galaxien?
Bildverzerrung
durch Gravitation und
Lichtverstärkung
67
Kosmologische Schwarze Löcher
In Galaxienzentren müssen große Zentralmassen dafür
sorgen, dass die Sterne nicht ausbüchsen, sondern in dieser
Anordnung bleiben. Die Größe dieser Zentralmasse
übersteigt naturgemäß die Masse eines Sterns deutlich und
wird folglich durch ein exotischeres Objekt gewährleistet: ein
Schwarzes Loch. Auch im Zentrum unserer Milchstraße
wohnt ein Schwarzes Loch, das sogar mehrmals so groß wie
unser Sonnensystem ist.
Wie man sieht, ist das für uns überhaupt nicht gefährlich,
sondern eher lebenbedingend: Nichts wird von ihm
angesaugt, sondern die Sonne und ihre Geschwister werden
lediglich auf geordnete Bahnen ums galaktische Zentrum
gezwungen.
Derart große Schwarze Löcher haben übrigens nicht
unbedingt hohe Dichten: Wenn man annimmt, die Masse sei
im Schwarzschildradius homogen verschmiert, erhält man für
supermassive Schwarze Löcher ungefähr die Dichte von
Chlor oder sogar nur von Luft.
Die Abbildung zeigt einen Galaxienhaufen gelber Galaxien.
Hinter diesem liegt eine jüngere blaue Galaxie, die wir
eigentlich nicht sehen könnten. Weil aber der gelbe Haufen
als Gravitationslinse wirkt und das Licht der blauen ablenkt,
erscheint ihr Licht für uns in verzerrten Bögen, deren
Gesamthelligkeit sogar größer ist als wenn wir die Galaxie
direkt sehen könnten. So können wir mit Gravitationslinsen
das junge Universum beobachten und auch Objekte sehen,
deren Licht andernfalls zu schwach wäre.
Wenn das Licht den Vordergrundhaufen umläuft, dann sind die
Wege „linksherum“ und „rechtsherum“ in der Regel
verschieden lang. Daher sind die Bilder derselben
Hintergrundgalaxie „links“ und „rechts“ vom Haufen zeitlich
nicht synchron: So, wie uns das erste Bild die Galaxie heute
zeigt, zeigt das andere Bild sie vielleicht einige Monate
später. Aus der Differenz dieser Lichtlaufzeiten können wir
ebenfalls Entfernungen bestimmen und Rückschlüsse
ziehen auf die dortige Struktur des Alls. Wenn das eine Bild
beispielsweise Absorptionslinie aufweist, die in dem
anderen Bild fehlen, dann muss das Licht auf dem einen
Weg durch eine intergalaktische Gaswolke gelaufen sein.
Im ganz fernen Universum können wir mitunter auch Galaxien
nicht mehr als flächige Objekte auflösen. Stattdessen sehen
wir nur ihren hellen Kern, da die Scheibe inaktiv oder
schwach ist. Wenn Materie in das zentrale Schwarze Loch
spiralisiert, leuchtet sie kurz vorher aufgrund der hohen
Reibung sehr hell auf. Insofern strahlt die Kernregion
solcher Galaxien und sieht für uns daher punktförmig aus
wie ein Stern. Daher haben derlei Objekte den Namen
„quasistellar“ erhalten, aus dem das Kunstwort Quasar
wurde. Natürlich sind Quasare exzellente Kandidaten als
Gravitationslinsen.
68
Foto aus Internet
verfremdet
Was war der Urknall?
Im Zuge des Streits um das Wesen der Galaxien, also weil man
wissen wollte, ob sie wirklich ferne Sternensysteme sind
oder neblige Teile unserer Galaxis, maß man zu Beginn des
20. Jahrhunderts systematisch die Entfernungen dieser
Objekte. Bei der Analyse der Galaxienspektren stellte Edwin
Hubble fest, dass alle Galaxien von der Milchstraße weg
driften – und zwar desto schneller, je weiter sie entfernt
sind. Das lässt übrigens keinen Schluss auf eine zentrale
Stellung der Milchstraße im Universum zu; vielmehr hat das
Universum gar keinen Mittelpunkt, sondern jeder Punkt
entfernt sich von jedem anderen. Diesen Vorgang nennt
man Expansion des Universums, d.h. es dehnt sich der
physikalische Raum und alle Längenmaßstäbe aus.
Wenn aber heute alles auseinander fliegt, dann liegt der Schluss
nahe, dass es zu einem früheren Zeitpunkt näher
beieinander war. Das junge Universum war also kleiner als
das jetzige. Populärwissenschaftlich vergleicht man dies oft
mit einem Luftballon, der aufgeblasen wird. Hat der Ballon
eine gepunktete Oberfläche, dann sieht man dort, wie sich
jeder Punkt von jedem anderen entfernt. Folglich ist nur die
Haut des Ballons das Modell des Weltraums, das Innere
des Ballons ist die Vergangenheit, weil die Haut dort vorm
Aufblasen war. Das Äußere ist die Zukunft, weil er sich
dorthin noch ausdehnen kann, wenn er weiter aufgeblasen
wird. Innen und Außen gehören also nicht zum
Universum(raum) dazu!
69
Wir lassen also von den tatsächlichen drei Raumdimensionen
eine weg, damit es anschaulich wird. Die Ballonhaut zeigt
uns den Raum als Fläche, die sich in die dritte
Raumdimension ausdehnt. Das aber ist leider irreführend:
Das Universum dehnt sich eben nicht in eine vierte
Raumdimension aus, sondern in sich selbst: So wie ein
Gummiband, das man auseinander zieht.
Inspiriert durch den Gedanken, dass das Universum dereinst
beliebig klein gewesen sein könnte, denkt man es sich als einen
mathematischen Punkt, der irgendwann plötzlich explodierte.
Wenngleich dieser Punkt physikalisch nicht existierte und der
Vorgang auch nicht mit gewöhnlichen Explosionen vergleichbar
ist, hat sich aus dem amerikanischen „Big Bang“ die
Bezeichnung „Urknall“ für diese Geburtsgeschichte des
Universums eingebürgert.
Anfangs war die Materie im jungen Universum derart dicht und
heiß, dass man nicht hindurch schauen konnte; so wie man auch
durch die Sonne nicht hindurchschauen kann, obgleich sie aus
Gas ist. Die große Dichte und mithin große Temperatur drückte
das Universum sehr schnell auseinander, was man inflationäre
71
Expansion nennt.
Erst nach ca. 400 000 Jahren fingen die Atome die Elektronen
ein und hatten sich hinreichend weit abgekühlt, dass das
Universum transparent wurde. Dieser „Augenblick“ kurz bevor
Transparenz eintrat, also als das gesamte junge Universum noch
undurchsichtig glühte wie eine Sternoberfläche, beobachten wir
heute, wenn wir sehr weit weg schauen. Weil die damals
gleißend helle, sehr energiereiche Strahlung heute aber stark
rotverschoben ist (optischer Dopplereffekt), liegt ihre
64
Wellenlänge heute im Radiobereich.
Sie wurde daher von der Erde aus 1965 durch die
amerikanischen Radioastronomen Penzias und Wilson gefunden
und zuerst als lästige Störung auszurotten versucht. Dann
fanden sie allerdings heraus, dass es sich um das „Echo des
Urknalls“ handelt, das aus allen Richtungen des Himmels gleich
stark ist. 1978 erhielten sie dafür den Nobelpreis.
In den 1990ern vermaßen Satelliten
wie COBE und WMAP diese
Hintergrundstrahlung im Detail und
fanden, dass sie entgegen der
bisherigen Beobachtung doch
bereits winzigen Schwankungen
unterliegt. Das waren wohl die
Keime der Strukturbildung.
Foto aus Internet
70
NASA,
d.h. frei für educational purpose
Was war der Urknall?
Eine der größten Fragen der Kosmologie ist also, Vermutungen
über die Zukunft des Universum anzustellen. Man hofft, dies
aus der Beobachtung des bekannten Universums
berechnen zu können, wobei allerdings die kosmologischen
Weltbilder je nach Beobachtungsstand gewissen Trends
unterliegen.
Nachdem das Universum durchsichtig wurde, dauerte es weitere
350 Millionen Jahre bis sich aus dem heißen, jedoch
abkühlenden Gasgemisch erste Sterne bilden konnten.
Diese gruppierten sich zu Sternhaufen, Sternansammlungen zu
Galaxien. Nachdem die erste Sterngeneration teilweise bereits
abgelebt hatte, konnte sich aus den in ihnen ausgebrüteten
Materialien (Staub) um Sterne der zweiten Generation auch
Planeten bilden. Unsere Sonne ist ein Stern der dritten
Generation, so dass bei der Entstehung unseres Sonnensystems
vor etwa 4,5 Milliarden Jahren bereits genug Material zur Bildung
mehrerer Gesteinsplaneten mit sauerstoff-, CO2 und
stickstoffhaltigen Atmosphären zur Verfügung stand.
Da es im ganz frühen Universum diese Elemente noch nicht
gegeben hat, ist die Suche nach Leben dort so unmöglich wie
sinnlos. Für Projekte wie SETI genügt es also vollkommen, sich
auf das raumzeitlich nahe Universum zu beschränken.
71
Manche Forschungsgruppen glauben, dass sich das Universum
in alle Ewigkeit ausdehnen wird. Andere meinen, dass die
Gravitation vielleicht diese Expansion aufhalten könnte, falls
das Universum genug Masse enthält. Die alles
entscheidende Frage ist, wieviel Dunkle Energie und Dunkle
Materie im Universum vorhanden ist. Man meint damit nicht
die nichtleuchtende Materie wie Planeten und dunkles ISM,
sondern eine bis dato fast ungekannte Form von Energie
und Materie, die nicht sichtbar ist. Lange Zeit konzentrierte
man sich zu ihrer Erforschung auf die Neutrinoforschung.
Doch als man bei diesen Elementarteilchen eine sehr kleine
Masse, die aber doch größer als null ist, nachgewiesen
hatte, ergaben Forschungen um den Jahrtausendwechsel,
dass ca. 96 % des Universums eine noch unbekannte
dunkle Form haben muss.
gescannt und verfremdet aus
P.M. Magazin / 2007
d.i. wirklich die allerbeste Grafik, die ich zum Thema je gesehen habe
vielleicht kann man das abzeichnen?/ nachmachen?
Falls das Universum irgendwann wieder kollabiert, könnte es
auch nach dem Kollaps zu einem Quasipunkt wieder
„explodieren“, also einen erneuten Urknall erleben. Dieses
Modell des pulsierenden Universums mündet in die Vorstellung,
dass es vielleicht sogar tatsächlich mehrere derartige Gebilde
geben könnte, die in dem „fluktuierenden Quantenvakuum“ des
Ursprungs werden und vergehen und vielleicht sogar aneinander
verbunden sein könnten. Derartige „Multiversumtheorien“ sind
aber reine Spekulation und entziehen sich auch der
Überprüfbarkeit.
72
Wie sich das Universum entwickelt, hängt also empfindlich von
mysteriösen Parametern ab, die man „dunkel“ nennt. Dunkle
Materie soll ungefähr 22 % der Masse des Universums
ausmachen und man hofft, Teilchen aus diesem ominösen Stoff
in den modersten Teilchenbeschleunigern der Erde tatsächlich
herstellen zu können.
Ein größeres Rätsel ist die Dunkle Energie, die ca. 74 % des
Universums ausmacht. Sie soll eine Gegengravitation sein, die
also das Universum auseinandertreibt und erklären würde,
warum es sich aktuell wieder rascher als früher ausdehnt. Im
Gespräch ist dies seit langem und möglicherweise durch
Einsteins umstrittene „kosmologische Konstante“ bereits in den
Gleichungen gefasst. Von dieser Konstante war man sich aber
nie sicher, ob sie eventuell null ist und mithin überflüssig.
Irdisches Leben = Gold von den Sternen
Die moderne Kosmologie lehrt uns also nach dem
kopernikanischen Paradigmenwechsel erneut unsere
einzigartige Natur: Dass wir nicht der Mittelpunkt der Welt
sind, darüber tröstet die moderne Physik hinweg, weil das
Weltall keinen Mittelpunkt hat. Des Weiteren konstatiert
sie unsere exotische Besonderheit, weil der Stoff, aus
dem wir sind a) erst in Sternen ausgebrütet werden
musste und b) daher wirklich nur ein Spurenelement im
Universum ist, eine kostbare Rarität!
Kann man in der Zeit reisen?
Zeitreisen in die Vergangenheit dürfen nicht möglich sein,
weil sie die Vergangenheit und damit auch die Gegenwart
verändern würde. Schlimmstenfalls könnte dies dazu führen,
dass die Zeitreise gar nicht stattfindet - bspw. wenn der
Reisende seine eigene Geburt verhindert. Derlei Zeitreisen
würden also stets Kausalitätsprobleme verursachen.
Reiste jemand andererseits in die Zukunft, dann könnte er
also keinesfalls zurückkehren, weil die Rückkehr eine Reise
in die Vergangenheit wäre.
Echte Zeitreisen sollten wir also besser der Science-Fiction
und Utopie überlassen, wo sie den sonstigen Zaubereien
einen technischeren Touch geben können.
73
Was
verbindet Raum und Zeit?
Grafik aus Internet (Schülerprojekt, also wohl frei verfügbar)
Dunkle Materie
Sichtbares
Dunkle
Energie
Die Allgemeine Relativitätstheorie (ART), die Albert Einstein zehn
Jahre nach der Speziellen, also 1915 veröffentlichte, ist
eine Gravitationstheorie, die die Newtonsche Formel
ergänzt. Mit ihr verstehen wir die Trajektorien von allen
bewegten Dingen in Schwerefeldern (einschließlich Licht!)
als geradestmögliche Laufbahnen in einem gekrümmten
Raum. Diese Linien nennt man allgemein Geodäten. Licht
und Probemassen laufen also gerade und erscheinen uns
nur abgelenkt, weil große Massen den Raum krümmen und
sich Probemassen und Lichtstrahlen auf Geraden des
Potenzialtopfes bewegen. (Abb. oben)
Mit diesem Modell erklärt man sehr anschaulich, dass die
Anziehungskraft in der Nähe von massereichen Objekten
sehr viel stärker ist als von massearmen. Die durch unseren
Alltag inspirierte Erfahrung suggeriert uns sofort, dass ein
Ankömmling umso schneller in den Topf fällt, je steiler
dessen Flanken sind, also je größer die Masse im Zentrum
ist.
Wie bei dem Luftballon müssen wir auch wieder vorsichtig sein
mit der Anschauung, denn was wir hier „sehen“, ist ein
zweidimensionales Modell eines dreidimensionalen
Kraftfeldes: In der Höhe kann hier z.B. die umgekehrte
Feldstärke aufgetragen sein, aber jedenfalls nicht die dritte
Raumdimension: Die Masse krümmt zwar den Raum
wirklich, aber in sich selbst und nicht wie ein Ball ein flaches
Gummituch in die dritte Raumdimension biegt.
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Foto aus Internet
Was verbindet Raum und Zeit?
Was auf den vorigen Seiten vorgestellt wurde, haben wir über
das entfernte Universum gelernt, ohne dass wir direkt
dorthin fliegen konnten. In der Tat reisen unsere
Raumschiffe nur sehr langsam, so dass die ältesten gerade
dabei sind, das Sonnensystem zu verlassen. Die anderen
Fixsterne sind vorläufig unerreichbar. Selbst das Licht
braucht bis zum nächsten Stern, Proxima Centauri, mehr
als 4 Jahre. Könnten wir also mit Lichtgeschwindigkeit
reisen, würde eine retour-Fahrt zu den nächsten Fixsternen
mindestens eine, in den meisten Fällen mehrere Dekaden
dauern – also ein ganzes Menschenleben.
Hinzu kommt, dass es gemäß der Speziellen Relativitätstheorie
für massebehaftete Dinge wie Menschen und Raumschiffe
nicht möglich ist, die Vakuumlichtgeschwindigkeit c zu
erreichen – was die Reisedauer erheblich vergrößern
würde. Falls wir also nicht irgendeine „Abkürzung“ durch
einen Hyperraum, eine Hyperzeit oder sonstige
Dimensionen finden, ist es also unwahrscheinlich, dass wir
jemals zu den fernen Sternen reisen werden.
aus Internet
Copyright: Salvadore Dalí ;-)
Eine Astronautin, die im Alter
von ca. 20 Jahren die Erde
verlässt und zehn Jahre lang
mit Lichtgeschwindigkeit durchs
All reisen würde, wäre
tatsächlich um nur zehn Jahre
gealtert, wenngleich ihre
Zwilllingsschwester unter
Schwerkraft ein ganzes
Berufsleben gelebt hat. Sie wird
sie als alte Frau antreffen.
In der Tat verändert sich die Zeit in beschleunigten Systemen:
Sowohl in Gravitationsfeldern als auch in schnell reisenden
Raumschiffen geht sie langsamer. Das ist kein technisches
Problem von bestimmten Uhren, sondern es ist die physikalische
Dimension, die sich verändert. Mit Flugzeug-Experimenten hat
man dies nachgewiesen:
Die Gravitationsfeldstärke nimmt mit dem Abstand zum
Massenzentrum quadratisch ab. Folglich gibt es bereits einen
Gangunterschied der Uhren auf dem Erdboden und in einer
Höhe von 10 000 km, in der typische Flugzeuge unterwegs sind.
Durch den Vergleich zweier exakt synchroner Atomuhren, von
denen eine für lange Zeit in dieser Höhe geflogen wurde,
während die andere am Boden ruhte, hat man diesen Effekt
tatsächlich nachgewiesen.
Diese Abhängigkeit der Zeit vom Gravitationsfeld hat sogar für
die moderne Alltagstechnik Folgen: Sie muss z.B. einberechnet
werden bei der satellitengesteuerten Positionsbestimmung mit
GPS und ähnlichen Systemen.
Während die Zeit gedehnt
wird, werden Längen bei
hoher Geschwindigkeit
verkürzt.
Beide Effekte zusammen
bewirken, dass wir um die
Ecke sehen könnten: die
Objekte erschienen gedreht.
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Foto aus Internet
Die Gleichzeitigkeit
des Ungleichzeitigen
am Nachthimmel.
Durch Projektionen und die endliche Lichtlaufzeit, sind also
Begriffe wie „gleichzeitig“ und „nebeneinander“ relativ: Was
wir nebeneinander sehen oder gleichzeitig empfinden, ist an
anderem Ort des Alls gar nicht gleichzeitig und auch nicht
nebeneinander: Die beiden Stimmungsfotos wurden von
Hobbyastronomen aufgenommen: Sie zeigen einerseits das
gleichzeitige Nebeneinanderstehen verschiedener
Zeitpunkte für unser Auge. Andererseits ist es am Himmel
sogar möglich, dass zwei Objekte nebeneinanderstehen,
die in der naiv aufgezählten Reihenfolge in verschiedener
Richtung liegen: Saturn im äußeren Sonnensystem, Venus
im inneren.
Ist es nicht wirklich faszinierend, wenn man sich bewusst macht,
was wir da am Nachthimmel sehen?!
Foto aus Internet
Bereits mit handelsüblichen „Kaufhausteleskopen“ kann man den
Nachthimmel genauer beobachten. Man kann Krater auf
dem Mond sehen, den Ring des Saturn, mindestens die vier
hellsten Jupitermonde sowie zahlreiche Gasnebel und
Galaxien.
Ähnlich wie jeder Naturbeobachtung kann man sich daran
erfreuen, aber der Blick durchs Teleskop allein oder auch
das Erstellen schöner Fotografien ist natürlich keine
astronomische Forschung. Wenngleich auch die
Hobbyastronomie in den reichen Industriestaaten
mittlerweile immer größere Teleskope zur Verfügung hat,
um die Wunder des Sternhimmels zu schauen und
wenngleich die große Anzahl der Hobbyastronomen gerade
bei denjenigen Beobachtungen hilft, die systematisch und
flächendeckend erfolgen müssen – so ist es doch die
Aufgabe der Forschung, die somit gewonnenen Daten
auszuwerten und mit unserem mathematischen Weltbild in
Einklang zu bringen.
Die wirkliche Forschung geschieht
daher längst nicht mehr
hauptsächlich am Teleskop, sondern
an Computern, Schreibtischen oder
Tafeln in wissenschaftlichen
Instituten.
Foto aus Internet
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Foto aus Internet: APoD
Die Gleichzeitigkeit des
Ungleichzeitigen am
Nachthimmel.
Manches Licht, das uns von den Quasaren und Galaxien
erreicht, war Milliarden von Jahren unterwegs. Daher könnte
man ihre Entfernung auch in Millliarden Lichtjahren
ausdrücken. Ein Lichtjahr ist also die Strecke, die das Licht
innerhalb eines Jahres zurücklegt. Wenn also die
Andromeda-Galaxie 2.2 Millionen Lichtjahre entfernt ist,
dann sehen wir sie in einem Zustand, als es auf der Erde
noch keine Menschen gab, gerade die letzte Eiszeit wütete
und Mammuts auch die subtropischen Regionen
bevölkerten. Wie diese Galaxie heute aussieht, können wir
noch nicht wissen, aber da alle Vorgänge im Kosmos auf
deutlich längeren Zeitskalen passieren als auf der Erde, hat
sich dort wahrscheinlich nicht viel verändert.
Je weiter wir in die Ferne schauen, desto weiter sehen wir auch
in die Vergangenheit. Quasare sehen wir vielleicht sogar in
einem Zustand vor der Entstehung der Sonne und noch
ältere Objekte sogar in einem Zustand älter als die Galaxis.
Folgerichtig sehen wir irgendwann – wenn wir nur weit
genug schauen – einen Zustand kurz nach der Geburt des
Universums. Insofern können wir tatsächlich beobachten,
wie das frühe Universum aussah. In der Astronomie ist es
also mit dem Blick durchs Teleskop so, als würde die
Paläonthologie beim Blick durch ihr Mikroskop die
Dinosaurier herumlaufen sehen. Im Gegensatz zum
normalen Studium der Geschichte der Menschheit oder der
Erde kann man also die Geschichte des Universums
tatsächlich und lebhaft beobachten, weil das Licht eine
endliche Laufzeit hat. Der Preis dafür ist, dass wir das ferne
Universum nicht zum heutigen Zeitpunkt und mithin
aktuellen Zustand sehen können.
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An unserem Himmel stehen also nicht nur viele verschiedene
Objekte des Raumes nebeneinander, sondern auch
verschiedene Zeitalter.
Lernen mit dem Auge, Denken mit dem Hirn!
Genauso wie man Suppe nicht mit einer Gabel essen
möchte, sollte man auch das Denken besser dem Gehirn
überlassen, als es mit dem Auge zu versuchen. Wenngleich
die Astronomie fast all ihr Wissen aus Bildern hat, also mit
dem Auge lernt, so ist doch die Theoriebildung und mithin
das Verstehen nur mit dem Gehirn möglich.
Insofern dienen alle sprachlichen und gezeichneten Bilder in
Büchern wie diesem zwar der Anschauung und der
Präsentation astronomischer Modelle. Man darf aber auf
keinen Fall allein mit diesen Bildern weiterdenken. Bilder
veranschaulichen stets nur Teilaspekte und können fast nie
die gesamte Realität auf einmal abbilden, weil diese viel
komplizierter
ist
als
unsere
vereinfachenden
Sehgewohnheiten. Zu sehr beliebten populären und rein
spekulativen Fehlschlüssen führen insbesondere die
abstrakten Geometrien der Kosmologie. Will man aber
eigene Weltbilder ersinnen, sollte man sich ein Beispiel an A.
Einstein nehmen, der für die ART zuerst jahrelang
Mathematik lernen musste. Dieses Büchlein fasst also nur
den Kenntnisstand zusammen und gibt einen Ausblick auf
offene Fragen für künftige Forschung.
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Impressum
Susanne M. Hoffmann
Autorin: Susanne M Hoffmann
Im Internationalen Jahr der Astronomie 2009
Hrsg.: VEGA e.V.
internet-Publikation