Astrophysik

Naturwissenschaft verstehen

 

Keine Angst vor großen Formeln: Naturwissenschaft verstehenKeine Angst vor großen Formeln: Naturwissenschaft verstehen

Die am Teleskop beobachteten Objekte sind interessant und faszinierend.

Mit dem entsprechenden Hintergrundwissen können die beobachteten Vorgänge noch besser verstanden und beim nächsten Mal bestimmt mit anderen Augen gesehen werden.





Sternentwicklung

Entwicklungsphasen der Sterne

 

Hertzsprung-Russel-Diagramm


Das Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD), Bild von "Sch" Lizenz: [url=http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/deed.de]CreativeCommons CC-BY-SA-3.0[/url]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) 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)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 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.






Atome

Die Bausteine der Materie

 

Das Periodensystem der ElementeDas 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.






Kernfusion

Energiequelle der Sterne

 

Warum leuchten die Sterne? Kernfusion als Milliarden Jahre brennendes Feuer Warum leuchten die Sterne? Kernfusion als Milliarden Jahre brennendes Feuer Lange Zeit war nicht genau bekannt, welche Energiequelle die Sterne antreibt. Anfängliche Theorien von fossilen Brennstoffen schieden aus, denn die Brenndauer und die freiwerdende Energiemenge widersprechen dieser Möglichkeit.

Der Antrieb der Sterne kommt aus der Kernfusion, der Verschmelzung von Atomkernen zu einem neuen Atom. Die Kernfusion setzt viel höhere Energiemengen aus der vorhandenen Masse frei als andere Vorgänge und ist heute als Energiequelle der Sonne durch die Messung von Neutrinos und der Spektralanalyse nachzuweisen. Eine Fusionsreaktion kann auch auf der Erde nachgestellt werden.

 

Wasserstoff als Brennstoff


Der Ausgangsbrennstoff der Kernfusion ist Wasserstoff. Es ist das einfachste chemische Element und Hauptbestandteil unserer Sonne. Wasserstoff ist auch im Weltraum überall anzutreffen und bildet die Grundlage für die Entstehung neuer Sterne. Ist eine Materiewolke stark genug verdichtet, konzentriert sich aufgrund der eigenen Anziehungskraft ein Kerngebiet, dessen Druck und Temperatur durch neu eingefangenes Material stetig zunimmt. Die Bewegung der Wasserstoffatome steigert sich unter der steigenden Temperatur zu immer höherer Geschwindigkeit.

 

Ablauf der Fusion


Die häufigte Fusionsreaktion in der Sonne, Bild von Borb Lizenz: [url=http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/deed.de]CreativeCommons CC-BY-SA-3.0-2.5-2.0-1.0[/url]Die häufigte Fusionsreaktion in der Sonne, Bild von Borb Lizenz: CreativeCommons CC-BY-SA-3.0-2.5-2.0-1.0Bei der unvorstellbaren Temperatur von über 15 Millionen °C und einem Druck von etwa dem 200 Milliardenfachen unserer Erdatmosphäre setzt schließlich die Kernfusion ein. Die Atome bewegen sich durch die hohe Temperatur sehr schnell und prallen dann so heftig aufeinander, dass die Kerne gewissermaßen zusammen "kleben" bleiben. Bei diesen Temperaturen befinden sich die Atome schon längst im Plasmazustand, es liegen also beim Wasserstoff nur positiv geladene Protonen und davon getrennte, freie Elektronen vor.

Die positiv geladenen Kerne stoßen sich eigentlich voneinander ab und eine sehr hohe Bewegungsenergie in Form der Temperatur ist notwendig, um diese Barriere - Coulombkraft genannt - zu überwinden. Kommen sich die Kerne nah genug, überwiegen die Kernbindungskräfte und die Kerne fusionieren zu Deuterium als Zwischenprodukt auf dem Weg zum Heliumatom. Bei den Fusionsschritten werden Photonen hoher Energie in Form von kurzwelliger Gammastrahlung frei. Helium hat ein Atomgewicht von 4 u (u = units), also dem 4-fachen eines Wasserstoffatoms. Ein Heliumatom besteht aus zwei Protonen und zwei Neutronen.

Die Proton-Proton-Reaktion ist der häufigste Reaktionsablauf, bei dem vier Wasserstoffatome zu einem Heliumatom
fusionieren (verschmelzen). Bei diesem Prozess wird ein geringer Teil der Masse in Energie umgewandelt, was sich durch den Massendefekt - der Differenz zwischen der zu erwartenden und tatsächlichen Masse - nachweisen lässt. Der Unterschied zwischen Atomgewicht des Endproduktes und der Ausgangsmasse ist bei der Kernfusion von Wasserstoff am größten. Die Kernfusion von Wasserstoff ist energiereicher als die Fusion von anderen Atomen. Auch die Kernspaltung von schweren Elementen setzt geringere Mengen an Energie frei.

 

Weitere Elemente fusionieren


Kernbindungsenergie: Eisen ist nur durch externe Energiezufuhr zu schweren Elementen fusionierbarKernbindungsenergie: Eisen ist nur durch externe Energiezufuhr zu schweren Elementen fusionierbarNeben der Fusion von Wasserstoffkernen ist die Fusion von weiteren chemischen Elementen des Periodensystems möglich. Durch die größer werdene Coulumbkraft, der gegenseitigen Abstoßungswirkung der Kerne, werden jedoch schnellere Teilchenbewegungen notwendig. Diese werden durch höhere Temperaturen erreicht, benötigen also mehr Energie für die Aufrechterhaltung des Fusionsprozesses.

Die Bindungsenergie von Eisenatomen ist schließlich so groß, dass eine Energiefreisetzung weder durch eine Spaltung noch durch eine Fusion möglich ist und die Fusionsreaktion bei Eisen endet. Nur durch die Zufuhr von weiterer Energie von außen können aus Eisen schwerere Elemente fusionieren. Dies ist durch den Gravitationskollaps einer Supernova möglich, bei dem schwere Elemente entstehen, wie beispielsweise Gold.

Schwere Elemente lassen sich auch in unserer Sonne durch die Spektralanalyse nachweisen und auf der Erde finden. Sie wurden bereits durch eine Sterngeneration vor unserer Sonne während einer Supernova erbrütet und als Materiewolke in den Weltraum geschleudert.

Hydrostatisches Gleichgewicht


Während des Fusionsprozesses entsteht Strahlung, welche von innen Druck auf den Stern ausübt. Die Anziehungskraft der eigenen Masse setzt sich dem inneren Strahlungsdruck entgegen und hält den Stern zusammen. Der Stern befindet sich in einem hydrostatischen Gleichgewicht, bei dem Strahlungsdruck und Gravitation ausgeglichen sind. Diesen Zustand der ausgeglichenen Kräfte kann ein Stern sehr lange für viele Millionen oder Millarden Jahre beibehalten, bis der Wasserstoffvorrat nahezu aufgebraucht ist und das entstehende Ungleichgewicht eine Veränderung der Reaktion hervorruft.





Spektrallinien

Emissionslinien und Absorptionslinien des elektromagnetischen Spektrums

 

Kontinuum

Kontinuierliches LichtspektrumKontinuierliches 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 WasserstoffEmissionslinien 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 AbsortionslinienSpektrum 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 SonnenspektrumsFraunhoferlinien 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.







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