Leseprobe als PDF - RG Fischer Verlag

In allen Epochen hat die Menschheit Himmelserscheinungen
mit besonderer Aufmerksamkeit verfolgt: Mond- und Sternkonstellationen, Kometen und Finsternisse wurden seit jeher
als schicksalsbestimmend angesehen, sie dienten darüber
hinaus der Navigation, der Vermessung und der Kartographie
der Erde sowie der Bestimmung der Zeit und hatten wesentlichen Einfluss auf die Kunst. Ihre Erforschung als auch ihre
Erforscher standen wie kaum in einem anderen Bereich der
Naturwissenschaften im Mittelpunkt weltanschaulicher,
kultureller und nicht zuletzt religiöser Konflikte.
Martina Kusch-Bihler lädt ein zu einem Streifzug durch die
Geschichte der Himmelserforschung.
Martina Kusch-Bihler
Martina Kusch-Bihler wurde 1960 in
Stuttgart geboren. Die Autorin interessiert sich nicht nur für Naturwissenschaft, sondern auch für Kunst und
Geschichte. Die beiden Themen werden
in ihrem zweiten Buch miteinander
verwoben. Sie hat eine Ausbildung in
Chemie und Elektronik.
Astronomie der Jahrhunderte
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Martina Kusch-Bihler
Astronomie
der Jahrhunderte
Eine Wissenschaft und ihre Philosophie
R. G. Fischer
Martina Kusch-Bihler
Astronomie der Jahrhunderte
Martina Kusch-Bihler
Astronomie
der Jahrhunderte
Eine Wissenschaft und ihre Philosophie
R.G.Fischer Verlag
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Die Deutsche Nationalbibliothek verzeichnet diese Publikation in der Deutschen
Nationalbibliografie; detaillierte bibliografische Daten sind im Internet über
http://dnb.d-nb.de abrufbar.
© 2017 by R. G. Fischer Verlag
Orber Str. 30, D-60386 Frankfurt/Main
Alle Rechte vorbehalten
Schriftart: Palatino 11 pt
Herstellung: RGF/pr/2B
ISBN 978-3-8301-9708-9 PDF
Inhaltsverzeichnis
Die ersten Sekunden des Universums
und was danach kommt ..........................................................
Leben auf anderen Planeten
oder wie das Leben auf die Erde kam....................................
Astronomie im Neolithikum ..................................................
Esoterik ......................................................................................
Astronomie in England ...........................................................
Kometen und Meteore .............................................................
Zeitbestimmung .......................................................................
Navigieren vom Altertum bis zur Neuzeit ...........................
Astronomie im ausgehenden Mittelalter
und der frühen Neuzeit ...........................................................
Astronomie zur Zeit Kopernikus und Kepler ......................
Astronomie am Hof von Landgraf
Wilhelm IV. von Hessen-Kassel .............................................
Kepler.........................................................................................
Instrumente für astronomische Messungen
und Navigation.........................................................................
Geschichte der Optik und der Fernrohre ..............................
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Abbildungsverzeichnis ........................................................... 195
Stichwortverzeichnis ............................................................... 197
Literaturnachweis .................................................................... 203
Die ersten Sekunden des Universums
und was danach kommt
Einige Minuten nach dem Big Bang war das Universum sehr
heiß und bestand aus Protonen und Neutronen. Protonen, die
Kerne der Wasserstoffatome, wurden zusammen mit Neutronen
innerhalb einer millionstel Sekunde gebildet. Diese Atomkerne
bildeten eine sehr heiße Gaswolke, die die Strahlung absorbierte.
Materie und Strahlung waren noch nicht voneinander getrennt.
Das Universum dehnte sich so rasch aus, dass die Temperatur
sehr schnell sank und zwar innerhalb von zwei bis drei Minuten
auf 1 Milliarde Grad Kelvin. Nun konnte ein weiterer schwerer
Atomkern gebildet werden: Deuterium, das schwerere Isotop
des Wasserstoffs. Es besteht aus einem Proton und einem Neutron. Aus diesem Deuterium konnte der erste Heliumkern entstehen. Helium, mit der Ordnungszahl 2, hat in seinem Kern
zwei Protonen und zwei Neutronen. Doch bei diesen hohen
Temperaturen war das Element nicht stabil. Der Heliumkern
wurde von der hochenergetischen Gammastrahlung wieder
zerstört. Erst als eine gewisse Menge Helium entstanden war,
wurde Lithium gebildet. Lithium, das Element mit der Ordnungszahl 3.
Was nun wirklich in den ersten Millisekunden passierte, damit
beschäftigt man sich am Teilchenbeschleuniger CERN und am
National Laboratory in Brookhaven, USA. In einem Relativistic
Heavy Iron Collider werden Goldatome auf so große Geschwindigkeiten beschleunigt, dass die aufeinanderprallenden Atome
so ineinander gequetscht werden, dass zwei Atome den Radius
von einem Atom haben.
Mit diesen Experimenten ahmt man die Bedingungen nach, die
am Anfang der Welt und in den Sternen herrschten.
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Unter diesen extremen Bedingungen entsteht eine sehr heiße
Materie, die wir Plasma nennen. Dieses Quark-Gluon-Plasma in
unserem Experiment existiert nur für eine milliardstel Sekunde
lang. Heutzutage kennen wir einen ganzen Zoo dieser Elementarteilchen, unter ihnen ist auch das noch nicht vor allzu langer
Zeit nachgewiesene Higgs-Teilchen.
Nach 380.000 Jahren hatte sich das Universum soweit abgekühlt,
und zwar auf 2.700 Grad Celsius, dass eine bedeutende Veränderung eintrat. Die Atomkerne und Elektronen bewegten sich nun
so langsam, sodass ein positiver Kern sich ein Elektron einfangen konnte. Die Photonen, praktisch die Lichtteilchen, wurden
nun nicht mehr von den umherfliegenden Elektronen gestreut.
Zu diesem Zeitpunkt trennten sich Materie und Strahlung voneinander. Das Universum wurde lichtdurchlässig.
Die ersten Sterne des Universums waren oft mehr als 100 Sonnenmassen groß. Nach ein paar Millionen an Jahren ging ihr
Leben unspektakulär zu Ende, ohne den Ausbruch einer Supernova. Natürlich wurden damals auch zufällig Sterne mit einer
sehr viel kleineren Masse gebildet, oft betrug diese nur 0,6 Sonnenmassen. Diese Sterne verbrennen heute noch ihren Wasserstoffvorrat. Da sie so klein sind, kommen Sie nie in das Heliumbrennen. Dafür müsste ihre Hülle größer sein, um im Kern den
nötigen Druck aufzubauen damit eine höhere Temperatur erreicht werden kann, um ins Heliumbrennen zu kommen. Diese
kleinen Sterne verbrauchen ihren Wasserstoffvorrat, ziehen sich
am Ende zusammen und kühlen über lange Zeiträume aus.
Doch leben diese kleinen Sterne viel länger als die großen Sterne.
Damit sind sie die ältesten Sterne im Universum. Das Alter des
Universums wurde durch die Erforschung der ältesten Sterne
auf 13,6 Milliarden Jahre bestimmt.
Sterne werden in sehr großen Wolken aus Wasserstoff geboren.
In diesen Gaswolken befinden sich ebenso Staubkörner, wenn
auch in sehr geringer Menge. Dort draußen im Universum sind
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die Moleküle sehr fein verteilt. An diesen Staubkörnern lagern
sich die Wasserstoffatome wie Kristalle an einem Kondensationskeim an. In diesen Wolken, ein bekannter ist der Orionnebel,
gibt es Regionen, die dichter sind als andere. Der Nebel wird
von den ihn umgebenden Sternen aufgeheizt. In dem Nebel entstehen aufgrund der unterschiedlichen Temperaturen Turbolenzen, so dass manche Regionen dichter und andere weniger
dicht sind. Diese dichteren Regionen werden Globuli genannt.
Sie erscheinen auf Aufnahmen als kleine oder auch größere
dunkle Gebiete. Diese Globuli sind nur 10 Kelvin warm, da sie
durch den sie umgebenden Staub vor der Wärme der Sterne in
der Wolke geschützt sind. Diese dunklen Inseln sind unsere
Kandidaten für die Sternentstehung. Die wärmeren Regionen
erreichen höchstens eine Temperatur von 100 Grad Kelvin,
also –163 Grad Celsius. Die Globuli verstecken sich hinter dem
Staub, sodass wir sie oft von unserer Blickrichtung aus nicht
sehen können. Moleküle lagern sich an den Staubkörnern an, so
dass komplexere Moleküle entstehen können. In diesen Wolken
wurden komplexere Moleküle gefunden, wie Alkohole etc., wie
ich schon in meinem Buch »Astronomie in der Stadt« geschrieben habe, im Zusammenhang mit der Frage, woher das Leben
kommt. Das Leben kommt aus der Kälte, weil nur in der Kälte
komplexere Moleküle stabil sein können. Diese Staubkörner
stammen von vergangenen Sternen, deren Eisen- oder Siliziumpartikel oder andere Partikel durch das Weltall schweben. Um
es prosaischer zu sagen: Aus dem Sternenstaub entstehen neue
Sterne.
Wenn die den Stern, oder hier die Wolke, verlassende Wärmestrahlung mit der Gravitation nicht im Gleichgewicht ist, fällt
die Wolke unter der Gravitation weiter zusammen.
Wärmestrahlung, die die Wolke oder später den Stern verlässt,
muss, wie gerade erklärt, mit der Gravitation in einem Gleichgewicht sein. Das Wolkengas verdichtet sich und heizt sich immer
weiter auf. Es gibt seine Wärmeenergie an die Umgebung ab,
kühlt wieder ab und zieht sich deshalb erneut zusammen. Der
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Protostern fängt langsam an zu rotieren und nimmt das ihn umgebende Gas mit sich. Das Gas fällt schräg auf den Stern, der nun
schneller rotiert und das ihn umgebende Gas mitnimmt. Das um
den Stern rotierende Gas können wir in Form einer Akkretionsscheibe sehen. Aus dieser Akkretionsscheibe um den Stern können später einmal Planeten entstehen. Dies ist der Fall, wenn das
Gas der Akkretionsscheibe von Sternen der zweiten oder dritten
Generation stammt. In diesen Sternen sind schon die zur Planetenentstehung nötigen höheren Elemente gebildet worden. Festere Bestandteile wie Eisen oder Silizium oder Verbindungen
wie CO2 usw. sind in der Wolke, aus der der Stern entsteht,
schon vorhanden. Eine explodierende Supernova schleudert
jede Menge Staub in ihre Umgebung.
Der Protostern dreht sich immer schneller. Durch den entstehenden Druck auf den Protostern durch das auf ihn fallende
Gas, heizt der Stern sich so lange auf, bis in seinem Innern der
Druck steigt und somit die Temperatur groß genug geworden
ist, damit die ersten Kernfusionen beginnen können. Doch das
kann eine Weile dauern. Eine Gaswolke benötigt ein paar hunderttausend Jahre, um sich zu einem Protostern zu verdichten.
Die Protosterne sind in den Wolken durch die sie umgebende
Gashülle als dunkle Flecken zu erkennen. Diese Gashüllen der
Sterne sind 1000 Kelvin heiß und strahlen erst einmal im Infrarot. Erst wenn das Gas der Wolke weiterhin ein paar Millionen
Jahre auf den Stern gefallen ist, wird der Protostern in der Wolke
sichtbar. Das Gas ist aufgebraucht und gibt den Stern frei.
Dieser Protostern gibt ein paar Millionen Jahre lang seine Wärmeenergie an den Weltraum ab, ohne dass es schon zu Fusionsprozessen gekommen wäre. Sie fangen erst ganz langsam an
und breiten sich in dem Stern aus. Bei einer Million Grad Kelvin
verschmelzen die ersten Deuteriumkerne zu Helium. Das Wasserstoffbrennen kann erst bei 10 Millionen Grad beginnen, bei
kühleren Temperaturen wird auf dem Umweg des Deuteriumbrennens Energie gewonnen. In diesem Stadium wird der Stern
als Vorhauptreihenstern bezeichnet. Er wandert die Hayashi10
Kennlinie entlang auf die Hauptreihe zu. Je nach Größe beginnt
der Stern sein Leben auf der Hauptreihe an einem anderen Platz.
Nach 100 Millionen Jahren hat ein Stern von der Größe der
Sonne das Erwachsenenalter erreicht. Er ist nun auf der Hauptreihe des Hertzsprung-Russel-Diagramms angekommen. Auf
seinem Weg dorthin galt er als Vorhauptreihenstern. Aus dem
Vorhauptreihenstern ist ein Hauptstern geworden. Auf der
Hauptreihe, diesem auffälligen Band des Hertzsprung-RusselDiagramms, das von links oben nach rechts unten verläuft, wird
der Stern die längste Zeit seines Lebens seine Energie aus dem
Wasserstoffbrennen gewinnen. Da jeder Stern im Laufe seines
Lebens auf dieser Linie eine Weile verbringt, ist diese Reihe so
auffallend breit. Die Linien, auf denen der Stern zur Hauptreihe
des Hertzsprung-Russel-Diagramms wandern, haben auch
einen Namen: Die Hayashi-Linien. Es wurde von dem Japaner
Hayashi entdeckt, dass jeder Stern auf seiner speziellen Linie
dieser breiten Linie entgegenstrebt. Je nach Größe fängt sein
Leben auf der Hauptlinie weiter oben oder weiter unten an. Unsere Sonne lief weiter unten auf diese Linie zu. Die Riesen und
Überriesen fangen dann gleich mal weiter oben an.
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Abbildung 1: Hertzsprung-Russel-Diagramm
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Die Sonne gewinnt ihre Energie mit der Proton-Proton-Kette.
Abbildung 2: Proton-Proton Kette, pp-Kette
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Summarisch entsteht aus vier Wasserstoffkernen ein Heliumkern. Zwei Wasserstoffkerne verschmelzen zu Deuterium. Das
Isotop des Wasserstoffs enthält ein Proton und ein Neutron in
seinem Kern. Ein Proton hat sich bei der Verschmelzung in ein
Neutron verwandelt. Das Proton zerfällt spontan in ein Neutron,
ein Positron (e+) und in ein Neutrino.
Unsere Sonne ist gerade im Wasserstoffbrennen. Wenn sie sich
zu einem roten Riesen aufbläht, verlässt sie die Hauptreihe und
wandert den Riesenast hinauf. Nun gewinnt sie ihre Energie aus
dem Heliumbrennen. Bei großen Sternen läuft das genauso ab.
Während die Sonne, die nun schon 5 Milliarden Jahre alt ist,
immer noch im Wasserstoffbrennen ist, kann ein sehr massereicher Stern in dieser Zeit schon seine Supernova erlebt haben.
Der große Stern verbrennt seine Energie in sehr viel kürzerer
Zeit. Ein Stern von der Größe der Sonne bringt rund 8 Milliarden
Jahre auf der Hauptreihe zu. Ein fünf Mal so großer Stern verbrennt seinen Kernwasserstoff schon in circa. 56 Millionen Jahren. Ein Stern mit 1 Sonnenmasse, der 8 Milliarden Jahre auf der
Hauptreihe im Wasserstoffbrennen war, lässt in den nächsten 3
Milliarden Jahren den Kern kontrahieren, während die Hülle
sich aufbläht. Deshalb spricht man davon, dass wir einen Hitzetod sterben werden, wenn sich die Sonne über die Merkurbahn
und die Venusbahn ausgebreitet hat. Vielleicht dehnt sie sich bis
zur Erdbahn aus. Auf dem Mars soll es dann angenehme Temperaturen geben. Ob die Temperatur »gefühlt« wirklich so warm
ist?
Der Stern von der Masse der Sonne, der im Heliumbrennen ist
(Heliumbrennen in Kern), zapft die weitere Energie mit dem
Triple-Alpha-Prozess an.
Heliumbrennen bedeutet: im Innern des Sterns werden über
einen Zwischenschritt, bei dem drei Heliumkerne verschmelzen, nun weitere Elemente gebildet.
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Abbildung 3: Triple-Alpha Prozess
Zwei Heliumkerne treffen aufeinander und vereinigen sich
nach Abgabe eines Gamma-Quants zu einem Berylliumkern.
Heliumkerne werden als Alpha-Teilchen bezeichnet. Das
Alpha-Teilchen besteht aus Protonen und Neutronen. Diese
Kerne können bei uns auf der Erde bei Kernreaktionen frei werden. Man nennt diese Strahlungsart Alpha-Strahlung. Die BetaStrahlung hingegen besteht aus Elektronen, die Gamma-Strahlung aus Quanten, eben aus Strahlung.
Der Berylliumkern ist so instabil, dass er schon nach Sekundenbruchteilen wieder zerfällt. Dieses Zerfallen und wieder neu
Verschmelzen von Elementen wird uns noch in der gesamten
Sternentwicklung begleiten. An dieser Reaktion sind, wie gesagt,
drei Heliumkerne beteiligt. Damit ist der Name der Reaktion erklärt: Triple-Alpha-Prozess. Aus zwei Heliumkernen wird ein
Berylliumkern gebildet, dieser zerfällt sofort wieder in zwei
Heliumkerne. Ein anderer Heliumkern verschmilzt mit einem
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Berylliumkern zu einem Kohlenstoffkern. Der Kohlenstoffkern
kann, wenn er nicht stabil ist, wieder in Beryllium und Helium
zerfallen. Ist der Kohlenstoff jedoch stabil, geht er in den Grundzustand. Dann ist Kohlenstoff entstanden. Doch die Wahrscheinlichkeit eines Zerfalls ist tausendmal größer. Aber die Temperatur ist beim Heliumbrennen groß genug, dass wieder und immer
wieder neue Reaktionen stattfinden können. Die Brenntemperatur für das Heliumbrennen beträgt 100 Millionen Kelvin.
Bei den Sternen mit größerer Masse und somit höherer Temperatur im Kern laufen die Kernfusionsprozesse sehr viel schneller
ab. Bei Temperaturen ab 17x106 Kelvin, die meistens bei Sternen
über mehr als 8 Sonnenmassen erreicht werden, ist der CNOZyklus der ergiebigere. Eigentlich sind es drei Zyklen: der Kohlenstoffzyklus, der Stickstoffzyklus und der Sauerstoffzyklus.
Sauerstoff, Stickstoff und Kohlenstoff wirken bei dieser Reaktion als Katalysator. Der Katalysator kommt in der Summe aus
der Reaktion wieder unverbraucht heraus.
Abbildung 4: CNO-Zyklus
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In unserer Sonne wird nur zu einem kleinen Teil die Energie
durch diese Reaktion gewonnen. Die überwiegende Reaktion in
Sternen von der Größe unserer Sonne ist die pp-Kette. All diese
Reaktionen sind nämlich wie bei chemischen Reaktionen temperaturabhängig. Der CNO-Zyklus hat noch einen anderen
Namen: Bethe-Weizäcker-Zyklus. Bei diesem Zyklus handelt es
sich um eine Reaktionskette, die immer wieder von neuem
startet. Eigentlich sind es zwei Zyklen.
Schauen wir uns den kleinen Stern auf dem HR-Diagramm an: Es
dauert 8 Milliarden Jahre, bis der Stern im Zick-Zack-Kurs im
HR-Diagramm zum Roten Riesen heranwächst und dann von
der Hauptreihe quer über das ganze Diagramm zu den niedrigen Temperaturen wandert. Auch die massenreichen Sterne
durchlaufen das HR-Diagramm im soeben beschriebenen ZickZack-Kurs, doch wie gesagt, in kürzerer Zeit. Dann tritt der
Stern in eine weitere Phase: das Endstadium. Ein Zwergstern
kollabiert ohne Aufhebens und endet als Weißer Zwerg. Dieser
Weiße Zwerg endet als entartetes Elektronengas. Diese Teilchen
können nicht mehr dichter gepackt werden. Sterne mit der ursprünglichen Masse von etwa 0,5 bis 8 Sonnenmassen haben am
Ende als Weißer Zwerg in ihrem Innern einen ausgebrannten
Kohlenstoff-/Sauerstoffkern.
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