Atome

Die Bausteine der Materie

Das Periodensystem der ElementeAlle Stoffe bestehen aus Atomen, den Bausteinen jeder Form von bekannter Materie. Atome können eine chemische Verbindung mit anderen Atomen der gleichen Sorte eingehen und bilden damit die im Periodensystem der Elemente aufgeführten Stoffe in reiner Form. Weitere Kombinationen mit anderen Atomsorten sind möglich, um komplexe Moleküle zu bilden.

Kern und Elektronen

Ein Atom besteht aus einem Kern und Elektronen. Der Kern besteht aus Protonen und Neutronen. Protonen sind elektrisch positiv geladene Teilchen, Neutronen verhalten sich elektrisch neutral. Den Kern umkreisen die negativ geladenen Elektronen auf definierten Bahnen, welche auch Schalen genannt werden. Das Mengenverhältnis zwischen Protonen und Elektronen ist im Normalzustand ausgeglichen. Das Atom ist dann elektrisch neutral und besitzt keine elektrische Ladung.

Im Periodensystem der Elemente sind alle bekannten Atomarten aufgeführt. Die Eigenschaften der Atome können darin abgelesen werden. Die Anzahl der Protonen im Kern bestimmt die Art des chemischen Elements. Das Atom mit dem einfachsten Aufbau ist Wasserstoff. Es besteht im Normalzustand aus jeweils einem Proton, Neutron und Elektron.

Im Normalzustand, oder Grundzustand, befindet sich jedes Elektron auf der für es vorgesehenen unteren Bahn, welche dem Kern am nächsten ist. Das einfachste Atom ist Wasserstoff. Es besteht aus einem Proton, einem Neutron und einem Elektron. Der Grundzustand für das Elektron wird mit n=1 bezeichnet.

Sternentwicklung

Entwicklungsphasen der Sterne

Hertzsprung-Russel-Diagramm

Das Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD), Bild von "Sch" Lizenz: CreativeCommons CC-BY-SA-3.0Wenn eine ausreichende Masse zu einem Stern verdichtet wurde kommt die Kernfusion in Gang. Der Stern durchläuft dabei eine relativ lange und stabile Phase der Energieumwandlung, die wir als Leuchten der Hauptbrennphase bei den meisten Sternen am Himmel beobachten können.

Zwischen der Spektralklasse bzw. der Oberflächentemperatur eines Sterns und der absoluten Leuchtkraft besteht eine physikalische Gesetzmäßigkeit. Die beiden Astronomen Eijnar Hertzsprung und Henry Norris Russel haben zu diesem Sachverhalt ein Diagramm entwickelt und die Werte vieler Sterne in ein Koordinatensystem übertragen. Auf diese Weise wurde der Zusammenhang grafisch dargestellt. Im Hertzsprung-Russel-Diagramm kann die Entwicklungsphase verschiedener Sterne abgelesen und vorausgesagt werden. Die Hauptreihe der Sterne bildet eine S-förmige Linie im Diagramm. Während der Hauptbrennphase werden Sterne als "Zwerge" bezeichnet.

Wenn nach einer bestimmten Zeit der Energievorrat eines Sterns nahezu erschöpft ist, verändert er sich aufgrund der veränderten Kernfusion und verlässt die Hauptreihe des Diagramms. Je nach Masse des Sterns kann dies unterschiedlich schnell eintreten.

Sehr große, massereiche Sterne verbrauchen viel „Treibstoff“ und wandeln ihren Energievorrat in wenigen Millionen oder sogar nur hunderttausend Jahren um. Dabei geben sie erhebliche Mengen Strahlung ab. Ein kleinerer, masseärmerer Stern kann zur Umsetzung des Energievorrates viele Milliarden Jahre benötigen. Dies ist auch in unserem eigenen Sonnensystem der Fall und ermöglicht über einen langen Zeitraum stabile Entwicklungsbedingungen.

 

Massearme Sterne

Rote Riesen und Weiße Zwerge

Die weitere Entwicklung eines Sterns nach Verlassen der Hauptreihe ist abhängig von dessen Masse und verschiedenen Alternativen sind möglich. Die Masse unserer Sonne wird als Basiswert genommen und die Sternenmasse in der Einheit „Sonnenmasse“ ausgedrückt.

Der steigende Druck der Kernfusion dehnt den Stern aus (künstlerische Darstellung) Ein in kosmischen Maßstäben nicht allzu massereicher Stern mit bis zu 2,3 Sonnenmassen durchläuft eine lange Zeit von mehreren Milliarden Jahren die Hauptbrennphase. Durch die Fusion von Wasserstoff entsteht das Element Helium, dessen Anteil stetig zunimmt. Es ist massereicher als Wasserstoff und sammelt sich durch die Schwerkraft des Sterns im Zentrum an. Nachdem sich im Kern durch das Wasserstoffbrennen genügend Heliums konzentriert hat, setzt durch steigenden Druck und Temperatur die nächste Fusionsstufe des Heliumbrennens ein. In den äußeren Bereichen des Sterns wird weiterhin Wasserstoff zu Helium fusioniert.

Durch den höheren Strahlungsdruck im Inneren bläht sich der Stern immer weiter auf und wird zum Roten Riesen. Die Oberfläche eines Roten Riesen kühlt durch die Expansion ab und die Spektralfarbe verändert sich zum namensgebenden rot. Die äußeren Gasschichten erreichen ein Vielfaches des Durchmessers der ursprünglichen Sterngröße. Auch unsere Sonne wird auf diese Weise enden und die inneren Planeten ihres Sonnensystems bis hin zur Erde und darüber hinaus einnehmen.

Ein Planetarischer Nebel mit Zentralstern (NGC 2392, Eskimonebel)Die äußeren Bereiche der expandierenden Hülle werden nur noch von geringer Schwerkraft an den Stern gebunden. Ein Teil wird in den Weltraum hinausgeschleudert, da die Expansionsgeschwindigkeit die Anziehungskraft übersteigt und kann von außen als Planetarischer Nebel beobachtet werden. Ein Planetarischer Nebel ist aufgrund seiner Entstehungsweise oft kugelförmig und symmetrisch, jedoch können auch andere Einwirkungen im Laufe der Zeit den Nebel verformen.

Im Zentrum eines Planetarischen Nebels befindet sich als sein Ursprung der Zentralstern, welcher durch seine UV-Strahlung die umgebenen Gasmassen des Planetarischen Nebels zum Leuchten anregen. Nachdem alle Fusionsprozesse des Zentralsterns bis zum Element Sauerstoff durchlaufen wurden, reicht die Masse für weitere Fusionen nicht mehr aus. Der Stern zieht sich aufgrund des abfallenden Strahlungsdruckes zusammen und endet als Weißer Zwerg, der immer weiter abkühlt und in einigen Millionen bis Milliarden Jahren als unsichtbarer Schwarzer Zwerg enden wird.

Massereiche Sterne

Fusion bis zum Eisen

Ein Stern mit einer Masse von mehr als 2,3 Sonnenmassen durchläuft zunächst den gleichen Fusionsprozess wie bei masseärmeren Sternen und bläht sich zu einem gewaltigen Roten Riesen auf. Doch aufgrund der größeren Masse ist mehr Druck und Temperatur möglich und der Fusionsprozess wird weiter bis zum Eisen fortgesetzt. Dies ist gewissermaßen die Asche als Endprodukt des Sterns, da sich das Eisen nicht mehr als Brennstoff eignet und nicht zu einem anderen Stoff fusioniert werden kann.

Bei den unterschiedlichen Entwicklungsphasen wird ein Teil der Masse wieder abgegeben. Dies geschieht durch Pulsation aufgrund schwankender Fusionsprozesse oder in Form des Sternenwindes. Der Sternenwind ist der kontinuierliche Teilchenstrom von der Oberfläche eines Sterns. Sofern ein Stern die Masse von 2,3 Sonnenmassen nicht wieder unterschreitet, kann die Fusionskette bis zum Eisen aufrecht erhalten werden.

Die weitere Entwicklung ist abhängig von der Masse des erzeugten Eisenkerns. Der Astrophysiker Subrahmanyan Chandrasekhar hat die hierfür kritische Masse von etwa 1,44 Sonnenmassen ermittelt. Unterschreitet der Kern diese auch als Chandrasekhar-Grenze bekannte Masse, schrumpft der Stern mit dem Ausbleiben des Fusionsprozesses ebenfalls vom Roten Riesen zum Weißen Zwerg.

Supernovae, Neutronensterne und Schwarze Löcher

Supernova: Der Krebsnebel (M1) ist der Überrest einer Supernova aus dem Jahr 1054, welche aufgrund ihrer Helligkeit sogar tagsüber sichtbar war Ab der Größe des Eisenkerns von 1,44 Sonnenmassen stürzt der Kern jedoch aufgrund der eigenen Masse und Kombinationsprozessen von Protonen zu Neutronen im Sterninneren in Sekundenbruchteilen weiter zusammen. Der kollabierende Kern löst durch die entstehende Reibung der konzentrierten Massen außerhalb des Kerns und die in Folge nach oben schnellende Temperatur die schlagartige Expansion des Sterns aus, der als Supernova explodiert (lat.: stella nova = neuer Stern). Dieser "überhelle" neue Stern ist über mehrere Tage oder Wochen als besonders heller Stern zu sehen und in Galaxien als auffälliger Einzelstern sichtbar, der die Leuchtkraft seiner Galaxie sogar übersteigt. Durch die sprunghaft freiwerdende und dem Eisen zugeführte Energie wird eine weitere Fusion von schweren Elementen ermöglicht.

Sofern der Kern bei der Explosion nicht zerstört wurde und weiterhin in der kritischen Masse von 1,44 bis etwa 3 Sonnenmassen liegt, verbleibt er als Neutronenstern und rotiert aufgrund seines stark geschrumpften Durchmessers von nur noch wenigen Kilometern sehr schnell. Geschwindigkeiten von mehreren Umdrehungen pro Sekunde sind möglich, bei denen der Neutronenstern von seinen Polen ein stetiges Signal in Form von elektromagnetischer Strahlung aussendet. Streicht das Signal aufgrund der Neigung des magnetischen Pols ähnlich einem Leuchtturmlicht zufällig in Richtung Erde vorbei, wird der Stern als Pulsar bezeichnet. Das regelmäßige Signal des Pulsars kann meist im Radiofrequenzbereich gemessen und hörbar gemacht werden.

Liegt die Masse des verbliebenen Kerns sogar über 3 Sonnenmassen aufgrund der Größe des Ursprungssterns, kann der eigenen Anziehungskraft schließlich keine Materie mehr standhalten. Der Stern stürzt unter seinem eigenen Gewicht immer weiter zusammen, bis alle Masse in einem einzigen Punkt, der Singularität, konzentriert ist: Ein Schwarzes Loch ist entstanden, dessen Anziehungskraft so stark ist, dass ihm nichts entkommen kann, was einmal den Ereignishorizont als Grenze des beobachtbaren Bereichs passiert hat. Nicht einmal Licht kann jenseits des Ereignishorizontes nach außen dringen, da die erforderliche Fluchtgeschwindigkeit zur Überwindung der Anziehungskraft des Schwarzen Loches in dessen Nähe über der Lichtgeschwindigkeit liegt. Da nichts nach außen dringen kann, ist ein Schwarzes Loch von außen unsichtbar und kann nur aufgrund seines physikalischen Einflusses beobachtet werden.

Spektrallinien

Emissionslinien und Absorptionslinien des elektromagnetischen Spektrums

Kontinuum

Kontinuierliches LichtspektrumDas uns weiß erscheinende Licht eines schwarzen Strahlers enthält alle Wellenlängen des Lichts. Im Spektroskop ergibt sich beim Betrachten einer thermischen Lichtquelle, beispielsweise einer hellen Glühlampe, ein Kontinuum oder kontinuierliches Lichtspektrum.

Emission

Emissionslinien von WasserstoffDas Spektrum eines angeregten Gases weist aufgrund der festen Rekombinationsmöglichkeiten der Elektronen nur bestimmte Wellenlängen auf und kann anhand der charakteristischen Wellenlängen identifiziert werden. Die vom Gas emittierten Wellenlängen werden als Emissionslinien im Spektroskop sichtbar.

Absorption

Spektrum mit AbsortionslinienDurchläuft ein Kontinuum ein Gas, zeigt sich ein Absortionsspektrum. Hierbei treffen Photonen auf die Gasatome und heben die Elektronen auf ein höheres Energienivau.

Die dabei benötigte Energiemenge entspricht wieder einer festen Wellenlänge. Genau diese Wellenlänge fehlt im Lichtspektrum und wird als dunkle Linie sichtbar. Zwar wird die gleiche Wellenlänge bei der Rekombination wieder abgegeben, jedoch in eine andere Richtung. Die Linie im Spektrum bleibt dunkel.

Spektralanalyse von Sternen und Nebeln

Fraunhoferlinien des SonnenspektrumsDie Zusammensetzung von Sternen und anderen Objekten des Weltraums wird durch die Analyse des von ihnen ausgesendeten Lichts bestimmt.

Das Spektrum unserer Sonne zeigt ebenfalls Absorptionslinien, da das Kontinuum die Photosphäre durchläuft. Diese Linien werden auch Fraunhoferlinien genannt, da Joseph von Fraunhofer die Wellenlängen dieser Absorptionslinien zuerst genau bestimmt hat.

Anhand dieser Linien im Spektrum lassen sich die entsprechenden chemischen Elemente zugeordnen. Die Photophäre unserer Sonne oder die von anderen Sternen kann auf diese Weise untersucht werden.

Elektromagnetische Strahlung

Spektroskopie - Das Licht als Informationsquelle

Die Eigenschaften des elektromagnetischen Spektrums, Bild von HolgerFiedler Lizenz: CreativeCommons CC-BY-SA-3.0-2.5-2.0-1.0Um mehr über den Aufbau des Universums und die Eigenschaften der Himmelsobjekte zu erfahren, sind wir auf die Analyse der elektromagnetischen Strahlung angewiesen, die von ihnen ausgeht. Diese können wir im Bereich des sichtbaren Lichts am Teleskop beobachten oder durch andere Instrumente messen und auswerten.

Das Licht stellt uns dabei viele Informationen zur Verfügung und erlaubt die Erforschung von weit entfernten Himmelskörpern, die wir auf andere Art nicht erreichen können. Ein Spektroskop macht die einzelnen Wellenlängen eines Spektrums sichtbar. Auf diese Weise kann die Strahlungsquelle, beispielsweise ein Stern oder ein Nebel, analysiert werden.

Elektromagnetische Wellen

Abhängig vom Frequenzbereich sind verschiedene Strahlungsarten möglich. Die Wellenlängen zwischen etwa 400 nm und 700 nm sind uns dabei als sichtbares Licht vertraut und können von unserem Augen erfasst werden. Je energiereicher die elektromagnetische Strahlung ist, desto kürzer ist die Wellenlänge.

Entstehung des Lichts

Durch Energiezufuhr kann ein Elektron auf ein höheres Energieniveau gehoben werdenDurch Zuführung von Energie kann ein Elektron vom Grundzustand (n=1) auf das nächsthöhere Niveau springen (n=2). Hier bleibt es nur für einen Sekundenbruchteil, um wieder in den Grundzustand zurückzufallen. Dabei gibt es die Energie wieder in Form eines Lichtteilchens ab. Das Lichtteilchen wird Photon genannt und breitet sich mit dem als Lichtgeschwindigkeit definierten Tempo von etwa 300.000 km pro Sekunde aus.

Das Licht verhält sich sowohl wie ein Teilchen (Photon), aber auch wie eine Welle (elektromagnetische Strahlung). Dies wird auch Dualismus des Lichts genannt. Elektromagnetische Strahlung hat Berge und Täler als Auslenkung auf einem Diagramm. Der Abstand zwischen einem Berg zum anderen wird als Wellenlänge bezeichnet, die Zahl der Durchgänge von Bergen und Tälern in einer bestimmten Zeiteinheit nennt sich Frequenz.

Der Fingerabdruck des Atoms

Spektrum von QuecksilberGibt ein Elektron bei dem Sprung auf ein niedrigeres Energieniveau Licht ab, so hat das Photon eine feste Energiemenge, also eine definierte Wellenlänge. Jedes Energieniveau stellt einen anderen Wert dar. Die frei werdende Energie ist quantisiert, sie kann also keinen beliebigen Wert betragen, sondern das Niveau verläuft in festen Sprüngen. Dies wird als Quantensprung oder besser als Übergang bezeichnet.

So können für jedes Atom nur bestimmte Wellenlänge entstehen, abhängig von den durch die Elektronenzahl und den Energieniveaus festgelegten Möglichkeiten.

Ein Atom kann anhand dieses charakteristischen Musters in einem Spektrometer identifiziert werden. Das Spektrometer spaltet das Licht in seine einzelnen Wellenlängen auf und macht sie auf diese Weise sichtbar.

Ionisation und Plasma

Energiereiche Strahlung wirkt ionisierendWird genügend Energie hinzugefügt, kann ein Elektron sogar die vorbestimmten Bahnen um den Atomkern verlassen. Die elektronenlosen Atomkerne werden jetzt als Ionen bezeichnet und sind positiv geladen. Das ionisierte Gas mit den Elektronen und Ionen nennt sich Plasma. Die Ionisation kann durch eine energiereiche Strahlung erreicht werden.

Die freien Elektronen können jetzt auch eine beliebige Energiemenge in sich tragen, da sie nicht mehr an die festen Energieniveaus des Kerns gebunden sind. Verbindet sich das Elektron wieder mit dem Kern und kehrt auf ein Energieniveau zurück, wird ein Photon mit dem übrig gebliebenen Energiewert abgegeben. Die Wellenlänge kann deshalb einen beliebigen Wert betragen, da sie nicht mehr quantisiert ist. Die Elektronen streben weiter den Grundzustand an und geben bei den weiteren Übergängen wieder die festen Wellenlänge ab.

Das Kontinuum

Elektromagnetische Strahlung kann auch durch thermische Energie erzeugt werden. Hierzu stellt man sich als idealisierten Körper einen „schwarzen Strahler“ vor, der alle auf ihn einwirkende Energie jeder Wellenlänge vollständig aufnimmt (=absorbiert) und wieder als elektromagnetische Strahlung in Form von Wärme abgibt (=emittiert).

Wärme wird durch die Bewegung der Atome erzeugt. Je schneller sie sich bewegen, umso mehr Wärme entsteht. Wird die Bewegung so schnell, dass die Elektronen vom Kern getrennt werden, können sie jeden Energiewert in sich tragen. Wenn sie wieder Rekombinieren, sich also wieder mit dem Kern verbinden und auf ein Energieniveau zurückkehren, wird die übriggebliebene Energiemenge frei. Diese Energiemenge ist variabel und hat deshalb unterschiedliche Wellenlängen.

Temperaturmessung mit dem Spektrometer

Das Strahlungsmaximum entspricht der Temperatur. Bei den Glühlampen liegt dies außerhalb des sichtbaren Bereichs. Nur ein Teil der Strahlung ist sichtbar.Die Lichtfarbe, die ein Körper aussendet, ist abhängig von seiner Temperatur und kann berechnet werden. Umgekehrt kann bei der Spektroskopie das Wellenmaximum der Kontinuumstrahlung gemessen werden. Dies erlaubt den Rückschluss auf die Temperatur des Körpers.

Wird ein Körper heiß genug, überschreitet ein Teil der Wellenlänge der abgegebenen Strahlung den Infrarotbereich und der Körper gibt Strahlung in Form von Licht ab (z. B. glühende Herdplatte, Glühlampe). Die Farbe des Lichts ist dabei wieder von der Energiemenge und folglich der Wellenlänge abhängig. Eisen kann rotglühend, aber auch gelb- oder blauglühend sein.