Das Universum Johannes Herlet, 2017-19

Thema der Arbeit: kompakte Zusammenfassung der wichtigsten Erkenntnisse und Hypothesen der modernen Wissenschaften über den Lebenszyklus der Sterne, die Struktur und Zusammensetzung des Universums sowie seine Entstehung und Evolution. Arbeit in 2 Teilen: Teil 1) Das beobachtbare Universum und der Lebenszyklus der Sterne Teil 2) Die Evolution des Universums

Teil 1) Das beobachtbare Universum und der Lebenszyklus der Sterne

I. Das Universum – Einführung und Übersicht1. Vom Weltbild der Antike zur modernen Kosmologie2. Sterne wie Staub – die großräumige Struktur des Universums3. Der Urknall und das sich ausdehnende Universum4. Das beobachtbare Universum5. Die Evolution des Universums6. Der Lebenszyklus der Sterne7. Kosmologie als Wissenschaft

II. Der Lebenszyklus der Sterne1. Das Licht der Sterne

Licht; Leuchtkraft, Helligkeit, chemische Zusammensetzung, Radius und Masse von Sternen; astronomische Entfernungsmessung

2. Klassifikation der Sterne im Hertzsprung-Russell-DiagrammSpektralklasse und Leuchtkraftklasse von Sternen im HR-Diagramm; Hauptreihensterne: Gelbe Sonnen, Rote Zwerge, Blaue Riesen

3. Energie und innere Dynamik der SterneDie Wasserstofffusion im Kern, Energietransport in Sternen, Strahlungsdruck und hydrostatisches Gleichgewicht, Eddington-Grenze, Sternwind

4. Die Entstehung der SterneEntstehung Sterne, Doppelsterne, Planeten, Sonnen- und Exoplaneten, Massengrenzen

5. Die Entstehung der schwereren Elementevom Heliumbrennen bis zum Siliziumbrennen, Schalenbrennen, r- und s-Prozess

6. Die Endphase der SterneRote Riesen, Weiße Zwerge, Entartungsdruck, Chandrasekhar-Grenze,

7. Supernovae, Neutronensterne, Pulsare, Schwarze Löcher

III. Das beobachtbare Universum1. Unsere Galaxis2. Tausend Milliarden Galaxien3. Die großräumige Struktur des Universums

VI. Anhang: Exkurs in die Physik

Die Wolken kollabieren und verdichten sich unter dem Einfluss

I. Das Universum – Einführung

1. Vom Weltbild der Antike zur modernen KosmologieDas Weltbild von der Antike bis ins Mittelalter war geprägt von der Vorstellung, dass sich die Erde fest im Mittelpunkt der Welt befindet. Als Begründer dieses geozentrischen Weltbilds gilt Claudius Ptolemäus (ca. 150 n. Chr.). Mond, Sonne und Planeten sollten die Erde auf Kurvenbahnen umkreisen, ebenso die Fixsterne in der äußersten Sphäre des kugelförmigen Himmelsgewölbes. Das geozentrische Weltbild ist nicht identisch mit dem Konzept der flachen Erde, die Kugelform der Erde wurde bereits seit dem Altertum, u.a. von Pythagoras, Ptolemäus und Aristoteles vertreten. Auch gab es in vorchristlicher Zeit bereits griechische Naturphilosophen (Aristarchos von Samos, Seleukos von Seleukia), welche die These vertraten, dass nicht die Erde, sondern die Sonne im Mittelpunkt des Universums steht. Dieses heliozentrische Weltbild, gemäß dem sich die Planeten um die Sonne bewegen und die Erde sich um die eigene Achse dreht, wurde 1509 von Nikolaus Kopernikus wieder entdeckt und - gegen langanhaltenden Widerstand der Kirche – etwa hundert Jahre später durch genaue astronomische Beobachtungen von Galileo Galilei und Johannes Kepler (Planetengesetze) untermauert. Über die mögliche Entfernung der Sterne und ihre Natur ließ sich bis ins 18. Jahrhundert nur spekulieren. Giordano Bruno setzte die Fixsterne mit der Sonne gleich und vermutete dort weitere Planeten und womöglich sogar Leben. In seinem Weltbild stand nicht einmal die Sonne im Mittelpunkt des Universums. Er wurde nicht nur für diese Thesen im Jahr 1600 in Rom öffentlich verbrannt. Dass Sterne – wie unsere Sonne – aus heißem Gas bestehen, wurde erst vor etwa 300 Jahren erkannt. Erst seit etwa hundert Jahren hat man eine genauere Kenntnis von der Größe und Struktur unserer Galaxis – weiß man, dass unser Sonnensystem nicht im Mittelpunkt, sondern in einem Randgebiet unserer Galaxis steht. Auch alles, was wir darüber hinaus heute über die Entstehung, die Evolution und die Struktur des Universums sowie über den Lebenszyklus der Sterne wissen, wurde erst innerhalb der letzten hundert Jahre erkannt.

2. Sterne wie Staub - die großräumige Struktur des UniversumsDie Sterne, die wir am Himmel sehen, sind ferne Sonnen, wie unsere Sonne. Sie sind alle in unserer Galaxis, die wir auch „Milchstraßensystem“ nennen, ein System von mehr als 100 Milliarden Sonnen, das sich - von der Seite betrachtet – als eine flache, in der Mitte etwas verdickte Scheibe von etwa 100.000 Lichtjahren Durchmesser zeigen würde, von oben betrachtet, als ein gigantisches Spiralrad, bei dem sich aus einen hell leuchtenden Kern von extrem dicht gepackten Sternen und interstellaren Gaswolken mehrere Arme spiralförmig nach außen drehen. Wir wissen auch, dass unser Sonnensystem zwischen zwei äußeren Spiralarmen liegt, das glitzernde Sternenband, das wir in klaren Nächten als „Milchstraße“ am Himmel sehen, sind die wie die Sonne in der Scheibenebene liegenden Sterne dieser Spiralarme. Das Massenzentrum unserer Milchstraße - das galaktisches Zentrum - liegt in Richtung des Sternbilds Schütze. Dort erscheint das sichtbare Band der Milchstraße am dichtesten.Noch vor 100 Jahren konnten die Kosmologen nur spekulieren, ob es jenseits unserer Galaxis weitere Welteninseln gibt. Heute wissen wir, dass das sichtbare Universum mehr als 100 Milliarden solcher Galaxien unterschiedlicher Formen enthält. Diese gruppieren sich in Galaxienhaufen von bis zu einigen Hundert Galaxien, die sich zu noch größeren Gebilden, Superhaufen und Filamenten zusammenschließen. Dazwischen gibt es aber auch riesige leere Räume (sogenannte „Voids“).

Unsere Galaxis gehört zusammen mit dem benachbarten Andromeda-Nebel zur lokalen Gruppe, die eine Ausdehnung von etwa 5 Millionen Lichtjahren besitzt und ca. 40 weitere kleinere Galaxien enthält, wie z.B. auch die beiden Magellansche Wolken. Der Andromeda-Nebel ist die größte Galaxis der lokalen Gruppe. Er ist etwa 2,5 Millionen Lichtjahre von unserer Milchstraße entfernt und an klaren Nächten als lichtschwacher Punkt im Sternbild Andromeda mit bloßem Auge sichtbar.

Die beiden Galaxien rasen mit etwa 150 km/s aufeinander zu und werden in etwa 3-4 Milliarden Jahren miteinander verschmelzen. Die lokale Gruppe ist Teil eines noch größeren Galaxienhaufens, der Virgo-Gruppe, die bis zu 2000 Galaxien beinhaltet. Galaxienhaufen und Superhaufen sind die größten stabilen Strukturen im Universum, sie werden durch ihre Gravitation zusammen gehalten und rotieren (überlagert von Eigenbewegungen der Galaxien) um ihr gemeinsames Gravitationszentrum.

3. Der Urknall und das sich ausdehnende UniversumAllein die Tatsache, dass es nachts dunkel wird, beweist, dass das Weltall nicht unendlich alt und unendlich groß sein kann. Denn in diesem Fall wäre – eine großräumige Gleichverteilung der unendlich vielen Sterne vorausgesetzt - jeder Punkt des Nachthimmels erfüllt mit dem Licht von Sternen, deren Licht uns heute erreicht.

Wie wir heute wissen, begann das Universum vor etwa 13,8 Milliarden Jahren mit einem „Urknall“ und dehnt sich seither aus. Diese Expansion des Universums zeigt sich darin, dass alle Galaxien des Universums auseinander streben und zwar umso schneller je weiter sie bereits voneinander entfernt sind. Dabei bewegen sich die Galaxien nicht von einem Zentrum im Raum fort, sondern der Raum selbst dehnt sich aus. Diese Ausdehnung unseres dreidimensionalen Raumes können wir uns anschaulich nicht vorstellen sondern nur anhand eines zweidimensionalen Analogons veranschaulichen: wenn wir ein elastisches Gummituch an allen Ecken auseinander ziehen oder einen Luftballon aufblasen, so würden schwarze Punkte auf der Oberfläche des Tuches bzw. des Luftballons auseinander gezogen, d.h. sich alle voneinander entfernen, und zwar in einer bestimmten Zeit umso mehr, je weiter die Punkte bereits auseinander liegen, denn jede Entfernungseinheit zwischen zwei Punkten liefert ein Stück Dehnung hinzu. Aus der heute relativ genau messbaren Fluchtgeschwindigkeit der Galaxien kann man zurück rechnen auf den Zeitpunkt, als alle Materie des Universums noch auf engstem Raum verdichtet war und durch einen Urknall auseinander getrieben wurde. Das so ermittelte Alter des Universums beträgt etwa 13,8 Milliarden Jahre. Dies stimmt auch mit der Beobachtung zusammen, dass die ältesten bekannten Sterne nur etwas über 13 Milliarden Jahre alt sind. Über den Urknall selbst und die Herkunft der „Urknall-Energie“ gibt es heute nur Spekulationen. Den Urknall sollte man sich auch nicht als eine Explosion von Materie in einem bestehenden Raum vorstellen, der Urknall bezeichnet die gemeinsame Entstehung von Materie, Raum und Zeit.

Eine theoretische Begründung für ein expandierendes Universum liefert die Allgemeine Relativitätstheorie (ART) von Albert Einstein. Aus dieser Theorie lässt sich ableiten, dass ein Universum, in dem die Masse und Energie im Großen gleichförmig verteilt ist, entweder expandieren oder kontrahieren würde. Ein expandierendes Universum, wie wir es beobachten, würde danach - abhängig von der Energiedichte des Universums - entweder ewig weiter expandieren oder – wenn die Gravitationskräfte zwischen den Massen und Energien des Universums stark genug sind um die Ausdehnung des Universums in endlicher Zeit zu stoppen - eines Tages wieder in sich zusammenfallen. Nach der ART beginnt der Urknall aus einer Raum-Zeit-Singularität, d.h. bei Annäherung an den Urknall strebt die Raumzeit und die gesamte Masse-Energie des Universum einem ausdehnungslosen Punkt entgegen. Dichte und Raumkrümmung werden in diesem Punkt unendlich groß. Für die Singularität selbst sind Raum und Zeit nicht mehr definiert. Der Urknall selbst und die ersten Sekundenbruchteile danach sind Rahmen der heutigen Physik nicht beschreibbar. Auch was vor dem Urknall war, ob es ein „davor“ überhaupt gab, wissen wir nicht. Es gibt allerdings einige Theorien und Modelle, die auch Teilerklärungen für heute beobachtbare Phänomene liefern können, dafür aber neue Fragen und Probleme aufwerfen und erst recht nicht bewiesen sind. Die Urknall-Theorie selbst, also die Aussage, dass das Universum vor etwa 13,8 Milliarden Jahren aus einem extrem verdichteten Zustand heraus entstand und sich seither ausdehnt, gilt heute als gesichert.

Neben der durch die Fluchtgeschwindigkeit der Galaxien manifestierten Expansion des Universums und der theoretischen Begründung durch die ART, gelten vor allem die Entdeckung der kosmischen Hintergrundstrahlung und die Häufigkeitsverteilung der leichten chemischen Elemente (Wasserstoff, Deuterium, Helium, Lithium) im Universum als weitere Bestätigung der Urknall-Theorie. Die kosmische Hintergrundstrahlung ist die elektromagnetische Strahlung, die vom Urknall übrig geblieben ist. Sie wurde mit exakt den Eigenschaften vorhergesagt, mit denen sie später gefunden wurde. Auch die Häufigkeit der leichten Elemente im Universum stimmt exakt mit den Vorhersagen überein, die sich aus der Urknall-Theorie ableiten lassen (siehe Teil 2).

4. Das beobachtbare UniversumJe weiter entfernt wir in das Weltall hinaus schauen, umso weiter schauen wir auch zurück in die ferne Vergangenheit unseres Universums. Das Licht einer 8 Milliarden Lichtjahre entfernten Galaxie, das uns heute erreicht, wurde vor ebenso viel Jahren ausgesendet. Wenn wir das Licht der am weitesten entfernten Quasare – das sind besonders helle, aktive Galaxienkerne (s. Kap. III, 2) – aufzeichnen, dann schauen wir zurück in eine Zeit nur einige hundert Millionen Jahre nach der Entstehung des Universums aus dem Urknall.

Die ungeheuren Entfernungen solcher Galaxien lassen sich im Prinzip nach zwei Methoden bestimmen. Zum einen kann man die Entfernung stellarer Objekte in diesen Galaxien berechnen, wenn man ihre tatsächliche Leuchtkraft ermitteln kann. Dies ist möglich bei einer gewissen Klasse von Sternen mit periodischen Helligkeitsschwankungen sowie bei einem gewissen Typ von Sternexplosionen (Supernovae), die jeweils an ihrer spezifischen Lichtkurve erkennbar sind. Da die Helligkeit mit dem Quadrat der Entfernung abnimmt, kann man dann aus der Leuchtkraft (absoluten Helligkeit) und der hier gemessenen Helligkeit auf die Entfernung schließen. Eine weitere Methode beruht auf unserer heutigen Erkenntnis, dass sich das Universum ausdehnt. Je länger das Licht entfernter Objekte zu uns unterwegs war, um stärker wurden die Lichtwellen durch das sich ausdehnende Universum gedehnt. Diese Dehnung führt dazu, dass sich bestimmte charakteristische Linien im sichtbaren Lichtspektrum dieser Objekte zum langwelligen (roten) Ende hin verschieben. Aus dem Grad der Verschiebung kann abgeschätzt werden, wie lang das Licht dieses Objekts zu uns unterwegs war und damit, wie weit entfernt es ist.

Der Beobachtungshorizont begrenzt den Teil des Universums, von dem uns seit dem Urknall vor 13,8 Milliarden Jahren Informationen (Licht) erreicht haben kann. Die Entfernung bis zum Beobachtungshorizont ist heute allerdings deutlich weiter als 13,8 Milliarden Lichtjahre (LJ). Es ist zu berücksichtigen, dass sich das Universum weiter ausgedehnt hat, während sich das Licht vom Beobachtungshorizont zu uns bewegt hat (bereits zurückgelegte Strecken sind nachträglich länger geworden). Die heutige Entfernung zum Beobachtungshorizont beträgt ca. 46,5 Milliarden LJ. Objekte am Beobachtungshorizont bewegen sich heute mit mehr als 3-facher Lichtgeschwindigkeit von uns weg, das Licht, das sie heute ausstrahlen, kann uns nicht mehr erreichen. Dies steht jedoch nicht im Widerspruch zu Einsteins Relativitätstheorie, nach der sich im leeren Raum nichts schneller als Licht fortbewegen kann. Denn bei dieser Fluchtgeschwindigkeit handelt es sich ja nicht um eine Informationsübertragung im Raum, sondern um die die Expansion des Raumes selbst.

Wie groß das Universum wirklich ist, und ob sich die Expansion des Universums ewig fortsetzt oder eines fernen Tages umkehrt, wissen wir nicht. Das Universum kann unendlich groß sein, es kann aber auch, analog zur Oberfläche einer Kugel, endlich sein und ohne Grenzen.

Dimensionen des beobachtbaren (sichtbaren) Universums:Das beobachtbare Universum hat nach aktuellen Abschätzungen einen Durchmesser von 93 x 109

Lichtjahren, es enthält mehr als 100 (neusten Daten zufolge bis zu 1000) Milliarden (1012) Galaxien, die sichtbare Materie in Form von Sternen, Gas und Staub darin hat eine Gesamtmasse von ca. 1053

kg, daraus ergibt sich die durchschnittliche Dichte 4,7× 10-30 g/cm3 (oder 1-2 Atomen pro 10 m3).

Dimensionen des Urknalls (Planck-Skala):Die sogenannte Planck-Zeit und Planck-Länge definieren die Grenzen für Raum- und Zeitabstände, für die physikalische Aussagen noch möglich sind. Zur Planck-Zeit von 10-43 Sekunden war die gesamte Masse und Energie des Universums in einem unvorstellbar kleinen Raum verdichtet. Die Planck-Länge von 10-35 m ist die Entfernung, die Licht in der Planck-Zeit zurücklegen kann; sie ist umso viel kleiner als der Durchmesser eines Haares, wie dieser kleiner ist als das beobachtbare Universum

5. Die Evolution des Universums

Aus dem Urknall ist ein Universum hervorgegangen, in dem sich zunächst nur gasförmige Wolken aus Wasserstoff (~75%) und Helium (~25%) bildeten, den beiden leichtesten Elementen (auch Spuren von Deuterium, Lithium und Beryllium). Durch die Wirkung der Schwerkraft verdichteten sich die Wasserstoff- und Helium-Gase des frühen Universums zu ersten Sternen und Galaxien.

In den ersten Minuten nach dem Urknall entstand die uns vertraute „baryonische“ Materie in Form von Wasserstoff und Helium. Das auseinander strebende Universum war noch so heiß, dass es diese Materie in ionisierter Form, als dichtes, Millionen Grad heißes Plasma enthielt, zusammen mit Strahlungsenergie (Photonen) und Neutrinos. Mit dem Urknall begann aber bereits Ausdehnung, Abkühlung und Abnahme der Dichte des Universums - ein Prozess, der bis heute andauert. Viele tausend Jahre war das Universum noch ein brodelnder Mix aus Materie und Strahlung, aber doch nicht mehr heiß und dicht genug, um Elemente schwerer als Helium entstehen zu lassen. Etwa 380.000 Jahre nach dem Urknall wurde das Universum mit etwa 3000 Grad so kühl, dass sich die bis dahin freien Elektronen an die Atomkerne banden und neutrale Atome bildeten. Das Universum wurde durchsichtig, das bis dahin ständig an den freien Elektronen gestreute Licht konnte sich von nun an ungehindert ausbreiten. Durch die Ausdehnung des Universums wurde es von ursprünglich gelben Licht zu immer größeren Wellenlängen gedehnt, wir empfangen es heute als kosmische Hintergrundstrahlung im Mikrowellenbereich.Die das Universum ausfüllenden Wasserstoff- und Helium-Gase kühlten weiter ab, bald begann eine Phase der Dunkelheit. Gleichzeitig verstärkten sich kleine Dichteschwankungen in den Gaswolken durch den Einfluss der Gravitation. Als Beschleuniger wirkte dabei die (hypothetische) „dunkle Materie“. Diese ihrer Natur nach noch unbekannte Form von Materie macht Beobachtungen zu Folge etwa 80% der Gesamtmasse des Universums aus (siehe Teil 2).

Nach etwa 500 Millionen Jahren bildeten sich in den Zentren kollabierender Materiewolken die ersten Riesensterne von bis zu 1000-facher Sonnenmasse, die aber auf Grund ihrer großen Masse ihren Kernbrennstoff innerhalb von wenigen Millionen Jahren verbrauchten und danach unter ihrer eigenen Schwerkraft zu Schwarzen Löchern kollabierten, wobei sie einen Großteil ihrer Hülle mit den darin durch Kernfusionen entstandenen schwereren Elementen absprengten.Parallel zum Entstehen und Vergehen der ersten Generation der Sterne und dem Entstehen der zweiten Generation entwickelte sich unter verschiedenen Einflüssen die großräumige Struktur des Universums mit Galaxien, die sich zu Galaxienhaufen und noch größeren Gebilden (Superhaufen und Filamenten, s. Kap. III) zusammen fanden. Die Schwarzen Löcher, die von den ersten Riesensternen übrig geblieben waren, wurden zu Zentren der ersten Galaxien.

Gleichzeitig dehnte sich das Universum immer weiter aus und kühlte dabei immer weiter ab, so dass die kosmische Hintergrundstrahlung heute einer Temperatur von etwa 2,7o Kelvin entspricht. Zunächst bestimmte die Materie die Dynamik der Ausdehnung, die sich unter Einfluss der Gravitation allmählich etwas verlangsamte. Aber seit etwa 5 Milliarden Jahren beschleunigt sichdie Ausdehnung wieder unter Einfluss einer „dunklen Energie“, die eine abstoßende Gravitation erzeugt und deren Natur bisher nicht geklärt werden konnte (siehe Teil 2).

6. Der Lebenszyklus der Sterne

Mit bloßem Auge sind am gesamten Himmel bei klarer, dunkler Nacht bis zu 5.000 Sterne (unserer Galaxis) zu erkennen. „Der Anblick dieser scheinbar strukturlosen Punkte täuscht leicht darüber hinweg, dass Sterne nicht nur bezüglich ihrer Entfernung, sondern auch hinsichtlich der immensen Variationsbreiten von Temperaturen, Leuchtkraft, Massendichte, Volumen und Lebensdauer enorme Wertebereiche überspannen. So würde man die äußersten Schichten von roten Riesensternen nach den Kriterien irdischer Technik als Vakuum bezeichnen, während das Innere von Neutronensternen so dicht wie ein Atomkern ist, so dass ein Teelöffel davon ca. 10.000 Tonnen wiegen würde. Ebenso reichen die beteiligten Temperaturen von wenigen tausend bis zu mehreren Milliarden Grad.“

Sterne entstehen aus sich verdichtenden Wolken von Gas und Staub, deren überwiegende Anteile die beim Urknall gebildeten Elemente Wasserstoff (H) und Helium (He) bilden. Bei ausreichender Dichte und Hitze im Inneren der Sterne zündet ein Kernfusionsprozess, bei dem je 4 H-Kerne zu einem He-Kern verschmolzen werden. Die Massendifferenz - vier H-Kerne sind schwerer als ein He-Kern - wird dabei nach der Einsteinschen Gleichung E=mc² überwiegend in Strahlungsenergie umgewandeltSo entstand auch das Sonnensystem mit seinen Planeten vor etwa 5 Milliarden Jahren aus einem interstellarem Gas- und Staubnebel, der durch seine eigene Gravitation kollabierte.

Die meisten Sterne bestehen aus sogenanntem Plasma, also einem heißen, ionisiertem Gas aus elektrisch geladenen Atomkernen und freien Elektronen. Der durch Kernfusionen im Sterninneren erzeugte Strahlungsdruck und der durch die Hitze erzeugte Gasdruck halten den Stern gegen wirkende Schwerkraft im Gleichgewicht. Wenn der Wasserstoff-Vorrat im Kern aufgebraucht ist, zieht sich der Stern unter der eigenen Gravitation weiter zusammen. Dies erhöht den Druck und damit die Temperaturen im Inneren des Sternes. Ist die Masse des Sternes groß genug, zünden schließlich weitere Kernfusionsprozesse, bei denen nach und nach alle schwereren Elemente, wie z.B. Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff bis hin zum Eisen entstehen. Eisen ist das Element mit der höchsten Bindungsenergie, d.h. bis hin zur Bildung von Eisen wird durch Kernfusion Energie frei gesetzt, für die Fusion noch schwerer Elemente muss Energie aufgewendet werden. So entstehen bei sehr massereichen Sternen im Verlauf des Sternlebens im Kern des Sternes immer schwerere Elemente, bis der Stern schließlich einen Eisenkern hat. Um den „schweren Kern“ des Sternes legen sich nach außen Schalen der leichteren Elemente, in denen auch immer wieder Kernprozesse zünden, so setzt sich die z.B. Fusion von Wasserstoff zu Helium in den äußeren Schalen fort.

Das Ende der Sterne setzt ein, wenn sie ihren gesamten Kernbrennstoff verbraucht haben. Massereiche Sterne verbrennen schnell, Sterne von 10-facher Sonnenmasse haben ihren Brennstoffvorrat schon nach 100 Millionen Jahren aufgebraucht. Gegen Ende ihrer Lebenszeit durchlaufen Sterne einen turbulenten Prozess wechselnder stabiler und instabiler Phasen. Abhängig von ihrer Größe schrumpfen Sterne zu weiter auskühlenden weißen Zwergen oder enden in einer gewaltigen Supernova-Explosion, bei der die äußere Schale des Sternes abgesprengt wird und der Kern des Sternes zu einem Neutronenstern oder Schwarzen Loch kollabiert. Bei diesen Supernovae wird der größte Teil des Sternes mit allen darin enthaltenen Elementen als Gas und Staub wieder an den Weltraum abgegeben, wo er als Baumaterial für die Bildung nachfolgender Sterngenerationen und Planeten verwendet werden kann. Alle Atome der lebenden Materie, die schwerer als Wasserstoff sind, wurden daher im Inneren längst erloschener Sterne gebrannt. Der Wasserstoff, der in Form von Wasser und anderen molekularen Verbindungen in uns steckt, entstand jedoch bereits in den ersten Minuten nach dem Urknall.

Unten: der Pferdekopfnebel im Sternbild Orion, etwa 1500 Lichtjahre von der Erde entfernt.Er ist zusammen mit dem Orionnebel Teil eines riesigen Sternentstehungsgebietes

7. Kosmologie als Wissenschaft

Die Kosmologie als Wissenschaft beruht auf 4 Säulen: Beobachtung, Theorie, Experiment (z.B. Teilchenbeschleuniger) und Computer Simulationen (z.B. Kosmologische Modelle)

Was wir beobachten können:Elektromagnetische Strahlung: diese ist in ihrer gesamten Bandbreite von Radiowellen über Mikrowellen, sichtbares Licht bis hin zu Röntgen- und Gammastrahlen die wichtigste kosmische Informationsquelle. Quellen sind Sterne, Galaxien, heiße Gase in und außerhalb der Galaxien und auch das heiße Plasma des frühen Universums selbst. Ultraviolett-, Röntgen- und Gammastrahlung (Wellenlängen < 300 nm) sind nur außerhalb der Erdatmosphäre zu empfangen. Die Atmosphäre ist nur für den Bereich des sichtbaren Lichtes, sowie der nahen Infrarotstrahlung und der Radiowellen (Fenster 15 MHz-100 GHz) nahezu durchsichtig.

Durch Technologieentwicklung der letzten Jahrzehnte (Computer, Raumfahrt) sind enorme Fortschritte möglich geworden. Computer-gesteuerte Weltraum-Teleskope ermöglichen die systematische und gezielte Durchmusterung des Universums nach Strahlenquellen in allen Frequenzbereichen. Computer ermöglichen auch die Eliminierung von Störeinflüssen und Herausfiltern und Verstärkung schwacher Signale aus einem sich überlagerndem Strahlungsmix.

Gravitationswellen: diese können z.B Auskunft geben über Kollisionen großer Massen im Universum, wie etwa jüngst beobachtet bei Verschmelzung zweier stellarer Schwarzer Löcher.

Teilchenstrahlung: Neutrinos, entstehen in sehr großer Anzahl bei einer Supernova, aber z.B. auch bei den Kernumwandlungen im Inneren der Sonne. Sie sind aber kaum nachweisbar, da sie nur extrem selten mit anderen Materieteilchen zusammenstoßen. Sonnenwind, von der Sonnenoberfläche aufgrund des Strahlendrucks ausgehender ständiger Strom geladener Teilchen (überwiegend Wasserstoff- und Helium-Kerne sowie Elektronen). Die Sonne verliert durch den Sonnenwind pro Sekunde etwa eine Million Tonnen ihrer Masse.Dieser Teilchenstrom ist z.B. verantwortlich für die Entstehung von Polarlichtern.Kosmische Strahlung, galaktischen oder extra-galaktischen Ursprungs: diese sehr energiereiche, Strahlung, zu 99% aus Protonen und He-Kernen, stammt vermutlich aus Supernovae und Materieausstößen (Jets) von rotierenden Akkretionsscheiben um Pulsare oder Schwarze Löcher.

Computer Simulationen: Auch für die Überprüfung unserer Modelle von Kosmos und Sternen ist die moderne Computer-Technologie sehr wichtig geworden, denn sie ermöglicht es den Ablauf von Jahrmilliarden auf Modellebene in Stunden oder Tagen durchzurechnen. Dabei geht man im Prinzip so vor: von einem bekannten oder vermuteten Ausgangszustand aus wird die Entwicklung eines Systems (z.B. Stern oder Universum) simuliert, in dem man alle bekannten Einflussgrößen und die deren Wirkung bestimmenden Naturgesetze einprogrammiert. Entspricht der sich in der Simulation ergebende Endzustand des Systems dem tatsächlich Beobachteten, so ist das eine starke Bestätigung des Modells. Oft sind die Simulationen mehrstufig anzulegen: zunächst wird mit einem etwas vereinfachten Modell die Entwicklung für lange Zeiträume oder große Raumdimensionen simuliert, dann mit einem komplexeren, mehr Einflussgrößen berücksichtigenden Modell auch kleinere Zeit- und Raumdimensionen ausgeleuchtet. Auch relativ kurzzeitige, aber komplexe Ereignisse wie Sternexplosionen (Supernovae) werden dadurch erforscht, dass man den theoretisch vorhergesagten Ablauf simuliert, und die sich danach ergebende Lichtkurve mit der Beobachteten vergleicht.

Benötigte Physik: Das Universum im Großen wird heute beherrscht von der Gravitation zwischen seinen großen Massen (stellare Objekte, Galaxien). Die Gravitation bestimmt die Raum-zeitliche Struktur und Entwicklung des Universums. Die hierfür benötigte Physik ist die Allgemeine Relativitätstheorie (ART) , welche Zusammenhänge und Wechselwirkungen zwischen Raum, Zeit, Masse und Energie beschreibt. Aus der ART folgt unter der Zugrundelegung des kosmologischen Prinzips ein dynamisch expandierendes oder kontrahierendes Universum. Das kosmologische Prinzip, welches besagt, dass alle Materie und Energien im Universum auf großen Skalen gleichmäßig verteilt sind, wird durch alle bisherigen astronomischen Beobachtungen gestützt.

Für das Verständnis der Prozesse im Inneren der Sterne und in der frühen Phase des Universums, als alle Energie auf engstem Raum zusammengepresst war, benötigt man jedoch vor allem auch die Quantentheorie. Sie ermöglicht eine Beschreibung der Natur auf atomarer und subatomarer Ebene. An ihrer Nahtstelle, d.h. wenn eine starke Gravitationskraft auf kleinstem Raum wirkt, sind diese beiden Theorien jedoch nicht vereinbar. Dies ist insbesondere Fall, wenn man die Expansion des Universums zurück bis in die Nähe des Urknalls verfolgt, oder die Verdichtung von Sternplasma bis an die Grenze, an denen der Kollaps zum Schwarzen Loch erfolgt. Gemäß der ART entstand der Urknall aus einer Singularität der Raumzeit (einem dimensionsloser Punkt mit unendlicher Energiedichte); auch im Inneren eines Schwarzen Loches strebt die Materie der ART zu Folge einer solchen Singularität zu. Die Erfahrung mit früheren „Problemzonen“ der theoretischen Physik lehrt, dass solche Zustände zwar mathematisch formulierbar, aber physikalisch unsinnig sind. ART und Quantenphysik sind jedoch bereits bei starker Annäherung an die Singularität, also bei sehr kleinen Dimensionen im Bereich der sogenannten Planck-Skala nicht mehr miteinander vereinbar. Für eine „Quantentheorie der Gravitation“, welche diese beiden fundamentalen Theorien vereinen und als Grenzfälle für den jeweiligen Anwendungsbereich beinhalten sollte, gibt es bisher nur einige sehr komplexe und unbewiesene Ansätze. In dieser Arbeit werden einige wesentlichen Ergebnisse der Relativitätstheorie sowie der Atom- und Quantentheorie im Anhang von Teil 1 „Exkurs in die Physik“ knapp zusammen gefasst.Eine Physik für den Urknall und die ersten Sekundenbruchteile danach wird im entsprechenden Kapitel von Teil 2 kurz vorgestellt.

Universalität der Naturgesetze:Alle kosmischen Modelle und Theorien beruhen auf der Annahme, dass die bekannten Naturgesetze universell sind, d.h. immer und überall im Universum gelten bzw. galten. Alle bisherigen astronomischen Beobachtungen weisen auch auf diese Allgemeingültigkeit der Naturgesetze hin.

Temperatur des Strahlers ab (Plancksches Strahlungsgesetz). Die Frequenz, bei der ein Stern seine maximale Energie aussendet, kann gemessen werden, und so seine Oberflächentemperatur bestimmt werden. Da Sterne keine perfekten schwarzen Strahler sind, gibt es jedoch verschiedene Näherungsmethoden zur Bestimmung der Oberflächentemperatur, die leicht unterschiedliche Ergebnisse liefern. Die Oberflächentemperaturen der Sterne liegen zwischen 45.000 Grad K bei sogenannten blauen Riesen und 2200 Grad K bei roten Zwergen, die entsprechenden Maxima der Strahlungsleistung im harten Ultraviolett- und im Infrarot-Bereich.

(2) Leuchtkraft von Sternen: Der gesamte Energieverlust eines Sterns durch die Emission von elektromagnetischer Strahlung wird als seine Leuchtkraft L bezeichnet und meist in Einheiten der Sonnenleuchtkraft angegeben. Die Leuchtkraft eines Sternes gibt die Energie pro Zeit an, die ein Stern in allen Frequenzen über seine gesamte Oberfläche abstrahlt. Die Leuchtkraft L kann nicht direkt gemessen werden. Gemessen wird lediglich Strahlungsleistung F (Strahlungsfluss) pro Fläche, also die Energie pro Zeit und Fläche (auch Bestrahlungsstärke bzw. Strahlungsflussdichte), typischerweise in erg/s/cm2 . Die Leuchtkraft L einer radialsymmetrischen Lichtquelle mit Radius R ergibt sich demnach zu L= 4π R2 F. Ein Beobachter im Abstand r misst den Strahlungsstrom s = L/(4π r2) = F R2/r2.

Die scheinbare Helligkeit m eines Sterns ist durch eine logarithmische Skala definiert, nach dieser ergibt sich (definitionsgemäß): m1-m2 = - 2,5 log10 (s1/s2) für den Vergleich der scheinbaren Helligkeiten m1 und m2 von 2 Sternen aus deren messbaren Strahlungsströmen s1, s2. Die absolute Helligkeit M ist eine Hilfsgröße, um die Leuchtkraft von Sternen oder Galaxien vergleichen zu können. Sie ist definiert als die scheinbare Helligkeit unter der das Objekt in einer Entfernung von 32,6 Lichtjahren (= 10 Parsec) erscheinen würde. Aus der Differenz zwischen scheinbarer und absoluter Helligkeit lässt sich direkt die Entfernung d einer Lichtquelle ableiten („Entfernungsmodul“: m-M = - 2,5 log10 (102/d2) + A, A= „interstellare Absorption“).Die Helligkeiten werden in mag (Magnitudo) angegeben, die heutige Skala ist logarithmisch: ein Stern mit mag=1 erscheint 100-mal so hell wie ein Stern mit mag=6, dieser 100 mal so hell wie ein Stern mit mag=11. Die Kalibrierung erfolgt durch Standardsterne; hellere Objekte als mag=0 erhalten negatives Vorzeichen (z.B. Venus mag= - 4,4, Sonne mag = -26); die Messung erfolgt mittels photometrische Verfahren; technische Reichweite: im Hubble Extreme Deep Field sind noch Galaxien mit einer Helligkeit von 31,5 mag erkennbar.

(3) Chemische Zusammensetzung von Sternen und interstellaren Gasen: Das Licht der der Sterne enthält eine Vielzahl schwarzer Linien, sogenannte Absorptionslinien. Diese entsprechen dem charakteristischen Spektrum der Elemente, die sich in der gasförmigen Hülle des Sternes (seiner Photosphäre) befinden. Dieses Gas hat eine deutlich geringere Temperatur als das heiße Innere des Sternes, die Atome dieses Gases werden durch das Licht aus dem Stern angeregt und absorbieren aus dem kontinuierlichen Spektrum des Sternes genau die Frequenzen (Wellenlängen), die ihren Elektronen auf ein höheres Energie-Niveau anheben. Diese absorbierten Frequenzen werden zwar gleich wieder emittiert, aber großteils nicht mehr in Strahlungsrichtung des Sterns. Das charakteristische Spektrum der Elemente der Gashülle zeigt sich hier daher als Absorptionsspektrum. Aus dem Spektrum der Sterne kann man daher nicht nur auf ihre Oberflächentemperatur sondern auch auf die chemische Zusammensetzung der Sternhülle schließen. Auf die gleiche Weise lassen sich z.B. auch die Temperatur und die chemische Zusammensetzung von intergalaktischen Gaswolken bestimmen, die durch das Licht der sie durchscheinenden Sterne angeregt werden.Die quantitative Bestimmung der chemischen Zusammensetzung des Sterninneren wird heute durch Abgleich der gemessenen Strahlungsspektren mit theoretischen Modellen der inneren Abläufe eines Sterns vorgenommen. Letztere simulieren die Kernfusionsprozesse und den Energietransport bis in die äußeren Schichten des Sterns und beinhalten als Parameter unter anderem die chemische Zusammensetzung.

(4) Radius von Sternen: Unmittelbar messen können wir den Radius nur bei unserem nächsten Stern, der Sonne. Aus ihrem scheinbaren Winkeldurchmesser und ihrer Entfernung (ca. 150.000.000 km) erhält man für ihren Durchmesser einen Wert von ca. 1,3x106 km. Für sogenannten Bedeckungsveränderliche, die sich während eines Umlaufes gegenseitig bedecken (z.B. Doppelsternsysteme) und so jeweils mehr oder weniger Lichtintensität in Richtung Erde senden, kann mittels der Umlaufgeschwindigkeit auch der Radius bestimmt werden (Keplersche Gesetze). Eine indirekte Methode ergibt sich durch Leuchtkraftvergleich mit der Sonne und Anwendung des Stefan-Boltzmannschen Gesetzes, das eine näherungsweise Beziehung herstellt zwischen Leuchtkraft eines kugelförmigen schwarzen Strahlers und seiner Temperatur und Oberflächengröße.

Der Radius der Sterne liegt zwischen 1600 Sonnenradien bei Überriesen und Planetengröße bei Weißen Zwergsternen. Der Radius ist aber nicht exakt definiert wegen der immer durchsichtiger werdenden Gas-förmigen Hülle.

(5) Sternmasse: Die einzige direkte Methode zur Bestimmung der Masse eines Sterns ist die Anwendung des dritten Keplerschen Gesetzes auf Doppelsterne. Doppelsterne beschreiben Ellipsenbahnen um den Schwerpunkt des Doppelsternsternsystems. Die Beobachtung der Bewegung dieser beiden Sterne gestattet es, ihre orbitalen Eigenschaften (Rotationsperiode und die große Halbachse) zu ermitteln. Sind diese Bahnparameter bekannt, so lässt sich mittels des Gravitationsgesetzes die Gesamtmasse des Doppelsternsystems bestimmen und die Einzelmassen abschätzen. Auch die Masse der Sonne konnte so aus den Bahnparametern der umkreisenden Planeten berechnet werden.

Eine indirekte Methode ergibt sich aus der empirisch gefundenen Masse-Leuchtkraft-Beziehung für Hauptreihensterne; sie lautet L ~ m3,5 (L / m in Einheiten Sonnenleuchtkraft SL und Sonnenmasse SM). Die Masse-Leuchtkraft-Beziehung bedeutet konkret, dass ein Stern mit der doppelten Masse der Sonne die 11,3-fache Leuchtkraft der Sonne hat. Ein Stern mit 4 Sonnenmassen ist schon 128 mal so hell wie die Sonne. (Diese Beziehung gilt für Hauptreihensterne, also für den Zeitraum während der Stern seinen Kern-Wasserstoff zu Helium fusioniert. Je massiver ein Stern ist, umso stärker ist der Gegendruck im Innerem, der dem Gewicht standhalten muss. Die Folge ist, das die nukleare Reaktion in einem höherem Tempo abläuft. Das führt zu höheren Energiefreisetzung und damit größerer Leuchtkraft bei gleichzeitig kürzerer Lebensdauer). Auch die sogenannte relativistische Rotverschiebung kann manchmal zur Massenbestimmung genutzt werden. Diese Methode ist nur anwendbar bei Sternen mit großer Oberflächenschwerkraft, z.B. Weißen Zwergen. Die Idee dahinter ist, dass das Licht beim Verlassen des Sterns Arbeit gegen dessen Gravitationsfeld leisten muss und dadurch an Energie verliert. Die charakteristischen Linien des Spektrums erscheinen dadurch zum langwelligen (roten) Wellenbereich verschoben. Aus der gemessenen Gravitations-Rotverschiebung lässt sich die Masse ermitteln.

(6) Relative Sternbewegung: Eine Verschiebung der charakteristischen Spektrallinien im Spektrum erhält man auch, wenn er sich auf uns zu oder von uns weg bewegt. Im ersten Fall erreichen uns mehr Wellenberge pro Sekunde (Blauverschiebung) im zweiten Fall weniger Wellenberge (Rotverschiebung). Dieser sogenannte Dopplereffekt wird genutzt um die relative Bewegung von Sternen zu uns zu bestimmen.

(7) Entfernungsbestimmung für Sterne und Galaxien:Insgesamt gibt es inzwischen eine Reihe unabhängiger Methoden zur Entfernungsbestimmung und damit auch eine Möglichkeit der gegenseitigen Überprüfung und Justierung.

Trigonometrische Parallaxenmessung: Die Entfernung eines Sterns wurde zum ersten Mal 1838 von Alfred Bessel mittels Parallaxenmessung bestimmt. Dabei wird der Winkel gemessen, unter dem eine Strecke bekannter Länge (z.B. der Durchmesser der Erdbahn um die Sonne) von dem Punkt aus erscheint, dessen Entfernung bestimmt werden soll. Für hinreichend nahe Sterne kann man diesen Winkel dadurch bestimmen, dass ausmisst um wie viel sich der Stern gegenüber dem fernen Sternhintergrund bei den Peilungen von entgegengesetzten Punkten der Erdbahn verschiebt. Die trigonometrische Parallaxe ist bis zu einer Entfernung von etwa 3000 Lichtjahren (LJ) anwendbar, darüber hinaus wird sie immer ungenauer. Bei mehr als 3000 LJ wird der mögliche Fehler schon größer als der Messwert (< 0,5 Millibogensekunden) selbst. Die astronomische Entfernungseinheit „1 Parsec“ ist die Entfernung, unter welcher der mittlere Erdbahnradius unter einem Winkel von einer Bogensekunde erscheint; sie entspricht ~ 3,2 LJ.

Standardkerzen:Wenn man die Leuchtkraft eines Sternes oder einer Galaxie ermitteln oder gut abschätzen kann, so kann man den Abstand dieser Lichtquelle direkt aus der Differenz zwischen der absoluten Helligkeit,die sich aus der Leuchtkraft ergibt, und der photometrisch bestimmten scheinbaren Helligkeit ablesen. Als Standardkerzen gelten solche strahlende Himmelskörper, deren Leuchtkraft auf Grund physikalischer Gesetzmäßigkeiten gut abgeschätzt werden können. So kann man aus dem Spektrum eines Sterns die Temperatur seiner Oberfläche ableiten (s. oben). Da sich für die meisten Sterne (genauer: für die Sterne, die sich in der Wasserstoff-fusionierenden Hauptphase ihrer Entwicklung befinden) ein empirisch sehr gut begründeter Zusammenhang zwischen Temperatur der Oberfläche und der Leuchtkraft bzw. absoluten Helligkeit angeben lässt (Herzsprung-Russell-Diagramm, s. unten), kann so auch deren Entfernung bestimmen

Ein besonderer Typ von Sternen sind die sogenannten Cepheiden, das sind veränderliche Sterne, die nach dem Stern δ-Cephei im Sternbild Cepheus benannt sind. Sie verändern ihre Helligkeit periodisch, wobei die abgestrahlte Lichtmenge umso größer ist, je länger die Periode dauert. (Perioden-Leuchtkraft-Beziehung). Vergleicht man Helligkeit verschiedener Cepheiden gleicher Periode, kann man sogar ohne Kenntnis der Leuchtkraft auf deren Entfernungs-Delta schließen. Cepheiden sind hinsichtlich ihrer Ausdehnung pulsierende, gelb-rötliche Riesensterne großer Leuchtkraft mit Perioden zwischen 1 und 130 Tagen. Sie sind mit dem Hubble-Weltraumteleskop bis zu einer Entfernung von etwa 60 Millionen Lichtjahren zu beobachten und eignen sich damit zur Entfernungsbestimmung relativ naher Galaxien.Um auch für sehr weit entfernte Galaxien (- moderne Teleskope reichen bis zu 13 Milliarden Lichtjahre weit und damit bis in die Nähe des Urknalls zurück -) die Entfernung bestimmen zu können eignen sich Typ1A-Supernovae als Standardkerzen. Diese Sternexplosionen sind in ihrem Maximum nicht nur leuchtstärker als eine ganze Galaxie, sie ereignen sich immer unter physikalisch gleichen Bedingungen (gleiche Masse, weitgehend gleicher Aufbau des Sterns bei Explosion) und eignen sich durch ihre identischen Lichtkurve und nahezu gleiche Leuchtkraft sehr gut für die Bestimmung der Entfernung und relativen Geschwindigkeit von Galaxien, in denen sie beobachtet werden. (siehe Kapitel II, 7).

Fluchtgeschwindigkeit von Galaxien (Rotverschiebung):Je weiter Galaxien voneinander entfernt sind, desto schneller entfernen sie sich auch voneinander. Dies wird durch die Expansion des Universums bewirkt. (Je Meter kommt pro Sekunde ein Stück Dehnung hinzu). Diese durch die Raumausdehnung bewirkte Fluchtgeschwindigkeit zeigt sich auch in einer entsprechenden Rotverschiebung im Licht der Galaxien, denn durch die Ausdehnung des Raumes werden die Lichtwellen gedehnt und die charakteristischen Linien im sichtbaren Spektrum somit zum Langwelligen hin verschoben, und zwar umso mehr, je länger das Licht zu uns unterwegs ist. Aus dem Grad der Rotverschiebung des Lichts weit entfernter Galaxien lässt sichdamit deren Entfernung und Fluchtgeschwindigkeit bestimmen.

seiner Masse ein. Die Temperatur beträgt dort mindestens 10 Millionen Grad Kelvin. Sterne verbringen nach ihrer Entstehung den größten Teil ihrer Brenndauer auf der Hauptreihe. Während dieser Dauer wird im Kern der Sterne gleichmäßig Wasserstoff zu Helium fusioniert. Durch die Umwandlung von Wasserstoff in Helium verändert sich der chemische Aufbau der Sterne und dadurch die Farbe und die Leuchtkraft, entsprechend bewegt sich der Stern in der Hauptreihe. (Im Verlauf der Hauptreihenphase werden die Sterne durch die Ansammlung und Verdichtung von Helium im Kern langsam heißer und damit auch größer und heller. Dies trifft auch auf die Sonne zu, die heute etwa 40% heller ist als bei ihrer Entstehung.)

Erst beim Erlöschen des Wasserstoff-Kernbrennens und dem Einsetzen des sogenannten Schalenbrennens verlassen die Sterne die Hauptreihe nach rechts und oben und werden zu (roten) Riesensternen. Am Ende dieser Phase schrumpfen sie zu einem Weißen Zwerg oder Enden in einer Supernova-Explosion (s. Kap II,6).Die zugehörige Bahn eines Sternes in diesem Diagramm ist weitgehend durch eine einzige Größe festgelegt, nämlich seine anfängliche Masse. Je größer die Masse M eines Sternes ist, umso kürzer ist seine Brenndauer. Denn je schwerer ein Stern ist, umso stärker ist der Gravitationsdruck im Innerem, und umso schneller müssen daher die nuklearen Reaktionen im Kern ablaufen, um den Stern im Gleichgewicht zu halten. Das führt zu höheren Energiefreisetzung und damit auch zu größerer Leuchtkraft. Die Lebenszeit auf Hauptreihe ist etwa proportional 1/M2. Die massereichsten Sterne verbrauchen in nur wenigen hunderttausend Jahren ihren gesamten Brennstoff. Ihre Strahlungsleistung (Leuchtkraft) übertrifft dabei die der Sonne um das 100.000fache oder mehr.

Typische Hauptreihensterne:

1) Sonnen-ähnliche Sterne: Die Sonne ist ein Stern des Spektraltyps G2 und der Leuchtkraftklasse V. Solche Sterne sind zwar seltener als die Typen K und M, aber nicht ungewöhnlich. Sie steht nach 4,6 Milliarden Jahren knapp in der Mitte ihres etwa 11 Milliarden Jahre dauernden Lebens auf der Hauptreihe. Die Masse der Sonne besteht heute zu etwa 73,5% aus Wasserstoff, zu 25% aus Helium, der Rest sind schwerere Elemente. Die Temperatur im Inneren der Sonne beträgt etwa 15 Millionen Grad, an der Oberfläche (Photosphäre) beträgt die Temperatur noch etwa 5900 Grad. Dementsprechend entspricht das Frequenzspektrum der Sonne annähernd dem eines Schwarzen Körpers bei einer Temperatur von 5.900 Grad. Die von der Sonnenoberfläche ausgesendete elektromagnetische Strahlung hat ihre größte Intensität im Bereich des sichtbaren Lichts. Das Maximum liegt bei 500 nm Wellenlänge (blau-grünes Licht), die Bandbreite reicht aber von harter Röntgenstrahlung mit weniger als 0,1 nm bis zu langen Radiowellen.

2) Rote Zwerge sind die die kleinsten Sterne, in deren Kern Wasserstoffbrennen stattfindet. Etwa drei Viertel aller Sterne sind Rote Zwerge. Sie leuchten so lichtschwach (etwa 0,01% bis 5% der Sonnenleuchtkraft), dass kein einziger von der Erde aus mit bloßem Auge gesehen werden kann. Sie gehören zur Spektralklasse (K5-) M, die Oberflächentemperatur beträgt 2200-3800 Grad. Die Strahlung liegt großteils im Rot- und Infrarot-Bereich. Ihre Masse beträgt bis ca. 0,5 Sonnenmassen (SM), typisch 0,1 SM; daher verbrennen Rote Zwerge ihren Wasserstoffvorrat vergleichsweise langsam. Da der Wärmetransport außerdem überwiegend konvektiv erfolgt, wird kein He-Kern gebildet und prozentual mehr H fusioniert. Die Lebenszeit Roter Zwerge wird daher mit mehreren 10 Milliarden bis zu Billionen von Jahren angenommen.

3) Riesensterne: allgemein nennt man die Sterne der Leuchtkraftklassen III,II,I und 0 die Riesensterne (normale Riesen, helle Riesen, Überriesen und Hyperriesen). Sie kommen in allen Spektralklassen vor und haben eine typische absolute Helligkeit zwischen dem 10- bis 1000-fachen (- im Extremfall millionenfachen -) der Sonne. In den meisten Fällen, insbesondere bei roten und gelben Riesensternen, handelt es sich um Sterne in der Endphase ihrer Entwicklung.

Es gibt jedoch auch Hauptreihensterne der Spektralklasse O,B,A. Sie erreichen Massen bis zu 150 Sonnenmassen. Wegen relativ kurzer Lebensdauer gehören sie zur jüngsten Sterngeneration und haben daher auch schon bei Entstehung einen höheren Anteil schwerer Elemente (s. unten).Blaue Riesen sind die massereichsten Hauptreihensterne mit typisch 10- bis 50-facher SM. Oft auch Post-Hauptreihensterne sehr großer Masse (z.B. Rigel) im Übergang zum Roten Überriesen. Sie gehören zur Spektralklasse O oder B, haben eine typische Oberflächentemperatur von 30.000-40.000 Grad und strahlen vorwiegend im ultravioletten Bereich oder sogar Röntgenbereich (Folge: starker Sternwind durch Strahlendruck). Auf Grund der hohen Temperatur und des hohen Drucks haben Blaue Riesen eine hohe Fusionsrate und durchlaufen ihre Kernbrennphasen sehr schnell (das H-Brennen typisch in 10-100 Millionen Jahren). Sie enden dann nach einer Übergangsphase als Roter Überriese im Allgemeinen in einer Supernova (s. Kap. II, 6 und 7).

3. Die Energie und innere Dynamik der Sterne

Bis in die zwanziger Jahre dieses Jahrhunderts war man davon ausgegangen, dass nur die bei der Kontraktion durch Gasdruck freiwerdende Gravitationsenergie als Energielieferant in Frage käme. Als erster vertrat Arthur Eddington 1926 die These, dass die Sonne Kernenergie freisetzt. Die Energie der Strahlung eines Sterns der Hauptreihe stammt aus dem Kern, überwiegend aus der Fusionsreaktion des Wasserstoffbrennens (Proton-Proton-Reaktion), bei der 4 Wasserstoffkerne zu einem Helium-Kernen verschmelzen, wobei Gammastrahlung, Neutrinos und Positronen erzeugt werden (Schema: 4 p -> 42He + 2 e+ + 2 Neutrino + Gamma-Photonen). Die Positronen zerstrahlen sofort durch Zusammenstoß mit Elektronen. Die erzeugten Heliumkerne haben aufgrund der Bindungsenergie eine geringfügig geringere Masse als die Summe der ursprünglichen Protonen, diese Massendifferenz wird nach der Einsteinschen Gleichung E=mc² überwiegend in Strahlungsenergie umgewandelt. In der Sonne werden auf diese Weise pro Sekunde 564 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 560 Millionen Tonnen Helium fusioniert. Die Massendifferenz wird Großteils über die thermische Strahlung der Sonnenoberfläche als Licht abgestrahlt.

Anmerkungen: 1) Auch im sogenannten Bethe-Weizsäcker-Zyklus (CNO-Zyklus) wird Wasserstoff zu Helium fusioniert, dieser liefert aber für Sterne unterhalb 1,5 SM nur einen kleinen Energieanteil, und es wird Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff als Katalysatoren voraussetzt. Für Sterne > 1,5 SM (ab Kerntemperatur von 18 Millionen Grad K) dominiert der CNO-Zyklus (z.B. bei Blauen Riesen). 2) Die Temperatur von ca. 15 Millionen Grad und der Druck von 200 Milliarden bar im Inneren der Sonne reichen nach klassischer Rechnung eigentlich nicht für Kernfusionen aus. Dass dennoch Fusionen stattfinden, ist auf den quantenmechanischen Tunneleffekt zurückzuführen.

Der Energietransport in Sternen:Sterne geben die im Kern erzeugte Energie über ihre Oberfläche in Form von Wärmestrahlung, als Partikelstrom (Sternwind) und in Form der Neutrinos ab. Die bei der Kernfusion entstehenden Neutrinos tragen dabei nur einen geringen Teil (bei der Sonne etwa 2%) der Fusionsleistung fort; sie werden nicht gestreut und durchdringen die Sonne annähernd mit Lichtgeschwindigkeit. Die wesentlichen Mechanismen für den Energietransport an die Sternoberfläche sind Strahlungstransport (in Form elektromagnetischer Wärmestrahlung) , Wärmeleitung (Diffusion durch Stoßprozesse von Materieteilchen) und Konvektion (auf und absteigende Materieströme). Wärmeleitung und Konvektion sind konkurrierende Prozesse. Beide Mechanismen transportieren thermische Energie.

Sterne niedriger Masse (1,5 SM) haben einen konvektiven Kern und eine radiative Hülle.

In der Sonne wird die Energie aus dem Kern über 80% des Sonnenradius überwiegend durch Wärmestrahlung (Photonen) transportiert. Dabei sinkt die Temperatur von 15 Millionen Grad im Sterninneren auf etwa 2 Millionen Grad am Außenrand dieser sogenannten Strahlungszone. Der Strahlungstransport aus dem Kern der Sonne bis zur Oberfläche dauert durch die ständigen Stoßprozesse der Photonen an Materie im Mittel 25.000 Jahre (gemäß neueren Modellrechnungen zwischen 10.000 und 170.000 Jahre), die Energie dieser Wärmestrahlung nimmt entsprechend dem Temperaturabfall in der Strahlungszone von weicher Röntgenstrahlung auf UV-Strahlung ab. In der nach außen anschließenden Konvektionszone wird die Energie auch stark durch Konvektionsströme weitergegeben. Heiße Materie steigt auf, kühlt sich ab und sinkt wieder ins Innere der Sonne ab, wo sie wiederum erhitzt wird und aufsteigt. Auf der Sonnenoberfläche zeigt sich dies in Form heftiger Materieströme und Auswürfe (Protuberanzen).

Die Oberflächenschicht, welche die Strahlung in den Weltraum abgibt, nennt man die Photosphäre (bei der Sonne ca. 300 km dick). Ihre Temperatur beträgt einige tausend bis mehrere zehntausend Grad. So weist die Sonne eine Oberflächentemperatur von ca. 5000 o Kelvin auf, ein Stern mit 30 Sonnenmassen eine typische Oberflächentemperatur von 40.000 o K. Je heißer die Photosphäre eines Sternes, desto geringer ist der Anteil sichtbaren Lichtes und desto höher der Anteil harter UV-Strahlung. Aus der Photosphäre stammen auch die Absorptionslinien des Spektrums, aus denen sich Informationen über die chemische Zusammensetzung der Photosphäre eines Sterns und die relative Sternbewegung ableiten lassen.

Sterne im Gleichgewicht der Kräfte:Im stabilen Zustand befindet sich ein Stern im sogenannten hydrostatischen Gleichgewicht, d.h. der nach Innen wirkende Gravitationsdruck hält sich im Gleichgewicht mit dem nach Außen wirkenden Gasdruck und Strahlungsdruck. Der Strahlungsdruck (Lichtdruck) ist der Druck, der durch absorbierte, (wieder) emittierte oder reflektierte elektromagnetische Strahlung auf eine Fläche wirkt. Im Sternplasma aus freien Elektronen und Atomkernen kommt der Strahlungsdruck im wesentlichen durch die sogenannte Thomson-Streuung der Photonen an freien Elektronen zustande, in der Oberflächenschicht auch durch Absorption durch Gasatome (Entstehung von Spektrallinien). Während der Strahlungsdruck bei massearmen Sternen gegenüber dem Gasdruck vernachlässigbar ist, nimmt er mit zunehmender Masse und daher zunehmender Zentraltemperatur überproportional zu (Gasdruck proportional T, Strahlungsdruck proportional T4). Eddington-Grenze: Ab einer gewissen Leuchtkraft-Grenze wird der Strahlungsdruck außerdem so stark, dass er den Gravitationsdruck überwinden würde. Diese Eddington-Grenze markiert damit die maximale Leuchtkraft und damit auch die maximale Masse (gemäß Masse-Leuchtkraft-Beziehung), die ein Stern im hydrostatischen Gleichgewicht haben kann, d.h. ohne instabil zu werden und seine äußeren Schichten abzustoßen. Diese Eddington-Grenze liegt rechnerisch aber bei einem Wert von nur 60 Sonnenmassen. Viele Blaue Riesen haben deutlich höhere Massen, da in ihrem Kern der konvektive Energietransport überwiegt und folglich ein Gleichgewicht noch bis zu Massen von 150 SM möglich ist.

Sternwind: Sterne verlieren Masse jedoch nicht nur durch Kernfusion (gemäß E=mc2), sondern auch durch unmittelbaren Auswurf von Materie als Partikelstrom, den sogenannten Sternwind. Dieser wird durch den Strahlungsdruck bewirkt, hängt daher wesentlich auch von der Masse des Sterns ab. Für die Sonne kann mittels Satelliten der durch Sonnenwind bewirkte Partikelstrom (durch ein Flächenelement) gemessen werden, und der daraus einstehende Masseverlust der Sonne

berechnet werden. Diese Messungen zeigen, dass der Masseverlust mit etwa 10−14 Sonnenmassen pro Jahr in der gleichen Größenordnung wie der thermonukleare Massenverlust liegt. Verglichen mit der zu erwartenden Dauer des zentralen Wasserstoffbrennens von etwa 1010 Jahren, ist dieser Masseverlust für die Strukturentwicklung der Sonne im Hauptreihenstadium aber nicht relevant. Für sehr massereiche Hauptreihensterne kann der durch Sternwind bewirkte Masseverlust jedoch erheblich sein.

4. Die Entstehung von Sternen und Planeten

Die ältesten Sterne sind vor gut 13 Milliarden Jahren entstanden, die meisten existierenden vor etwa 10 Milliarden, die Sonne vor etwa 5 Milliarden Jahren. Aber auch heute bilden sich noch laufend neue Sterne in den Dichtregionen der interstellare Gas- und Staubwolken. Sternentstehungsgebiete sind meist gigantische Wolken aus überwiegend Wasserstoffgas und Staubteilchen, die von früheren Sternexplosionen übrig geblieben sind. Sie befinden sich zum Großteil in den Spiralarmen unserer Galaxis und machen bei Ausdehnungen von bis zu einigen 100 Lichtjahren einen Großteil der (baryonischen) Masse unserer Galaxis aus. Diese Gebiete bilden zunächst sogenannte Riesenmolekülwolken („H-I-Gebiete“), d.h. relativ kalte (< 50o K) , licht-absorbierende Dunkelwolken, die zu etwa 90% aus molekularem Wasserstoff (H2) bestehen, wie z.B. der Pferdekopfnebel im Orion. Unter Einfluss der Gravitation bilden sich aus lokalen Verdichtungen erste Sterne. Sobald erste massereiche und damit heiße Sterne entstanden sind , beginnt die Ionisierung des Wasserstoffs in der Wolke. Es entstehen heiße (typisch 10.000 K), leuchtende Teilwolken (sogenannte „H-II-Gebiete“ ) aus ionisiertem Wasserstoff, wie der Orion-Nebel, in denen Sternentstehungsprozesse aber noch für einige Millionen Jahre weiter fortschreiten, bis der Sternwind der jungen Sterne und erste Supernova-Explosionen die Wolke auseinander treiben. Zurück bleibt ein offener Sternhaufen wie die am Winterhimmel sichtbaren Plejaden.

Ausgangspunkt für die Sternentstehung ist eine lokale Verdichtung in einer solchen Molekülwolke, die aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft zu einem sogenannten Protostern kollabiert. Zunächst entstehen durch Turbulenzen, Gravitation und Einwirkung anderer Sterne lokale Verdichtungen im galaktischen Gas-und Staubnebel. Obwohl in solchen Verdichtungen ein Gravitationsdruck nach Innen besteht, kommt es wegen des nach außen gerichteten Gasdrucks nicht zwangsläufig zum Kollaps. Wichtig dabei ist, dass der in den sich verdichtenden Teilwolken durch Erhitzung steigende Gasdruck durch eine hinreichende Kühlung überwunden werden kann. Dies ist bei H2-Molekül-wolken gegeben, die im Gegensatz zu H-Atomen bereits im Bereich bis 1000 Grad effektiv Wärme abstrahlen (H- und He-Wolken erst ab 8000 Grad). So kann die kritische Grenze für das Dichte-Gefälle zum Zentrum („Jeans-Kriterium“ ) erreicht werden, bei der es zum gravitativen Kollaps kommt. Das Gas fängt an, sich unter Wirkung der eigenen Gravitation zusammen zuziehen und dabei wegen der Drehimpulserhaltung immer schneller zu rotieren (Pirouetteneffekt). Durch die Fliehkräfte der Rotation wird die umgebende Hülle des Protosterns in eine Scheibenform gezwungen, es bildet sich in seiner Äquatorebene (durch die wirkende Zentrifugalkraft) eine Materie-Scheibe aus, die den Sternembryo umkreist, und aus der er weiter Masse aufsammelt (Akkretionsphase). Gas und Strahlungsdruck (zunächst Wärmestrahlung im Infrarot-Bereich) sowie anfangs auch Fliehkräfte wirken der Gravitation entgegen. Der zunehmende Gravitationsdruck bewirkt eine zunehmende Verdichtung und Erhitzung im Inneren des Protosterns. Bei einer Temperatur über 10 Millionen Grad beginnt dort die Fusion von Wasserstoffkernen zu Helium (Wasserstoffbrennen). Bis dahin sind seit Entstehung des Protosterns etwa 1 Million Jahre vergangen. Nun dauert es noch mehrere Millionen Jahre, in der noch weiter Masse aus der Scheibe akkretiert wird, und der Stern mehrere Schrumpfungen gefolgt von Zwischenstufen eines hydrostatischen Gleichgewichts durchläuft. Hat sich der Stern stabilisiert, so bezeichnet man ihn als ein "Hauptreihenstern". Anmerkungen:1) Der Protostern ist während seiner ganzen Entstehungszeit eingehüllt in den Kokon der ihn umgebenden Gas- und Staubwolke. Diese sogenannten Globule lassen kein sichtbares Licht durch, mit Infrarot-Teleskopen kann man jedoch auf die Protosterne im Inneren schauen. Nachdem die thermonuklearen Kernfusionsprozesse im Innern eines Protosterns gezündet haben, bläst der energiereiche Strahlungsdruck der Photonen (UV-Licht bei > 8 SM) und der Sternwind aus Materieteilchen die dichte Wolke nach und nach weg . Der junge Stern erscheint schließlich auch optisch als hell leuchtender Stern. 2) Durch innere Reibung, magnetische Kopplung und bipolare Materie-Jets wird Drehimpuls vom

Zentralkern nach außen in die „Akkretionsscheibe“ des Protosterns abgeführt, damit nehmen die Fliehkräfte im Kern ab und dieser kann sich weiter zusammenziehen, gleichzeitig wird Drehimpuls auf die Akkretionsscheibe übertragen. Die genauen Prozesse sind Gegenstand der Forschung. Im Sonnensystem stecken etwa 90% des Gesamtdrehimpulses in der Bewegung der Planeten um die Sonne, 90% der Gesamtmasse dagegen in der Sonne. Die von rotierenden, akkretierenden Protosternen ausgestoßenen Jets, eng gebündelte Gasströme, die mit Überschallgeschwindigkeit senkrecht zur Akkretionsscheibe ausgestoßen werden, haben ihre Ursache in einem komplexen Zusammenwirken von Akkretion, Rotation und Magnetfeld des Protosterns.

3) Massereiche Sterne entstehen seltener als Masse-arme. Die Menge der Masse, die ein Protostern ansammeln kann, ist durch die Menge an verfügbarer Materie seiner Wolke begrenzt. Protosterne mit einer Masse größer als 8 Sonnenmassen (SM) kollabieren vergleichsweise schnell. Bei Sternen, die aus sehr großen Gaswolken entstehen, beginnt der Fusionsprozess bereits, wenn die Wolke noch dabei ist, zu kollabieren. Nach der Zündung der Kernfusion treibt die energiereiche UV-und Röntgen-Strahlung die umgebende Gas- und Staubwolken schnell auseinander und der Stern kann nicht mehr weiterwachsen. Neben der Eddington-Grenze (s. oben) für das hydrostatische Gleichgewicht des Sterns spielt auch die Metallizität, also der Anteil von Elementen schwerer als Helium eine entscheidende Rolle, denn je weniger schwere Elemente die Sternmaterie enthält, umso „durchsichtiger“ ist sie, umso effektiver ist damit die Kühlung durch thermische Abstrahlung, und umso später erfolgt die thermonukleare Zündung und damit die Abstoßung der Akkretionswolke. Die ersten Sterne des Universums konnten wegen der noch nicht vorhandenen schwereren Elemente (Berechnungen zu Folge) bis zu 1000 Sonnenmassen erreichen.Einige super-massive Sterne in sehr dichten Sternregionen sind vermutlich durch Verschmelzungen von kleineren massiven Sternen entstanden. Einer der massereichsten bekannten Sterne ist R136a1 in der Großen Magellanschen Wolke. Er ist etwa eine Million Jahre alt, hat noch die 265-fache Masse unserer Sonne (von ehemals etwa 320 SM) und strahlt zehn Millionen Mal heller als diese. 4) Braune Zwerge sind 'verhinderte Sterne', die eher riesigen Gasplaneten ähneln. Sie haben zu wenig Masse (kleiner als 0.08 Sonnenmassen bzw. 75-fache Jupitermasse) um die für das Zünden der Kernfusion in ihrem Inneren notwendige Mindesttemperatur von ca. 10 Millionen Grad zu erreichen. Sie gewinnen ihre Strahlungsenergie eher aus der Kontraktion und strahlen im Infraroten und Radiobereich. Deshalb suchen die Astronomen sie mit Infrarotteleskopen. Das ist schwierig, weil die Braunen Zwerge einerseits sehr leuchtschwach und andererseits sehr klein sind. Abhängig von der Masse kann vorhandenes Deuterium und Lithium zu Helium fusionieren.

Entstehung von Planeten und Doppelsternen:Nachdem der Massezufluss aus der Akkretionsscheibe auf den zentralen Stern im wesentlichen zum Erliegen gekommen ist, kann sich in der verbliebenen, um den Stern rotierenden Scheibe aus Staub und Gas durch lokale Verdichtungen und gegebenenfalls die weitere Ansammlung von Materie aus dem Umfeld des Protosterns ein Planetensystem bilden, aber auch ein Doppelstern oder Mehrfach-Sternsystem. Durch adhäsive Verklebung von Staubteilchen der Scheibe, gravitative Akkretion und Kollisionen können zunächst klein-klumpige bis km-große Planetesimale, dann aus diesen zunächst Protoplaneten und schließlich Planeten entstehen. Da Sterne oft in sogenannten Brutgebieten einer Galaxie entstehen, können sich dort aber auch unabhängig entstehende Sterne, die nahe genug beieinander stehen gegenseitig einfangen und dann um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Etwa 60% aller Sterne haben einen Doppelstern-Partner. Der hellere Partner wird mit einem A, der lichtschwächere mit einem B bezeichnet (z.B. Sirius A und Sirius B).

Auch Planetensysteme kommen häufig vor. Man unterscheidet Fels- und Gas-Planeten. Felsplaneten haben eine feste Oberfläche aus Gestein und Metallen und befinden sich in der Regel auf den Innenbahnen ihres Sterns (Sonnensystem: Merkur, Venus, Erde, Mars), Gasplaneten haben keine feste Oberfläche und bestehen überwiegend aus Wasserstoff und Helium (Sonnensystem:

Jupiter, Saturn) oder auch gefrorenem Wasser-, Ammoniak - und Methan-Eis (Uranus, Neptun). Sie haben aber vermutlich auch einen Fels-Eisen-Kern. Sie kreisen in der Außenzone ihres Sterns, die kalt genug ist, um die leichten Gase in mit der Tiefe zunehmend dichteren Schichten, überwiegend in flüssiger und fester Form an sich zu binden. Die Theorie der Planetenentstehung aus der mit rotierenden Akkretionsscheibe eines entstehenden Sternes wird auch durch die Beobachtung gestützt, dass alle Planeten in Drehrichtung der Sonne um diese kreisen, und ihre Umlaufbahnen annähernd in der Äquatorebene der Sonne liegen. (Merksatz für Planetenanordnung um die Sonne: Mein Vater Erklärt Mir Jeden Sonntag Unseren Nachthimmel; aus G. Hasinger)

Exoplaneten: In den letzten 25 Jahren hat man bereits etwa 3600 Exoplaneten (extrasolare Planeten) in unserer Galaxis entdeckt. Planeten können im Prinzip durch verschiedene Methoden entdeckt werden. In den meisten Fällen wurden sie dadurch entdeckt, dass sie Licht ihrer Sonne temporär verdunkeln, wenn sie vor dieser vorbei ziehen. Für Planeten mit Atmosphäre kann man zukünftig mit genaueren Teleskopen auch spektrale Veränderungen des Sternenlichts durch die Planetenatmosphäre erkennen und damit auf deren Zusammensetzung schließen. Planeten lassen sich in vielen Fällen auch dadurch entdecken, dass sie durch ihre Gravitation die Eigenbewegung ihres Sterns beeinflussen (sogenanntes Sternenwackeln) oder dessen Licht bündeln. Aus den bisherigen Beobachtungen lässt sich ableiten, dass Planeten (auch Gasplaneten) nur dann entstehen, wenn in der Akkretionsscheibe des zugehörigen Protosterns bereits ausreichend schwere Elemente in Form von Staub enthalten sind.

Auch Doppelsternsysteme können Planeten haben. Dabei kreist der Planet entweder außen um beide Sterne herum oder bewegt sich nur um einen der beiden, während der Partnerstern weit genug weg ist, um die Planetenbahn zu stören. (In beiden Fällen spürt der Planet nur einen Gravitationsschwerpunkt, um den er seine Bahn zieht). Es gibt vermutlich auch eine große Zahl frei herumziehender planetarer Objekte (Planemos) in unserer Galaxis, die durch gravitative Wechselwirkungen aus ihrem ursprünglichen Verbund heraus katapultiert wurden.

5. Die Entstehung der schwereren Elemente

Mit dem Erlöschen des Wasserstoffbrennens im Zentrum verlassen die Sterne die Hauptreihe. Dies geschieht, wenn der Wasserstoffvorrat im Zentralbereich, in dem die Temperaturen hoch genug für den Fusionsprozess ist, aufgebraucht ist. Der nachlassende Strahlungsdruck führt zu höherer Verdichtung und damit zu noch höheren Temperaturen des Sterninneren. Dadurch werden auch die Temperaturen in einer Schale um den alten Kern hoch genug, dass dort das Wasserstoffbrennen weitergeht (Schalenbrennen). Sterne mit mehr als ca. 0,5 Sonnenmassen sind im Zentrum nun so heiß geworden, dass zunächst das sogenannte Heliumbrennen (3-Alpha-Prozess) einsetzt, bei dem innerhalb einer sehr kurzen Zeit 3 Helium-Kerne (Alpha-Teilchen) zusammenstoßen müssen, um zu einem Kohlenstoffatom zu fusionieren. Dieser Prozess kann erst bei einer Temperatur über 100 Millionen Kelvin ablaufen.

Das für die Entstehung des Lebens so wichtige Element Kohlenstoff (126 C) entsteht beim sehr seltenen gleichzeitigen Zusammenstoß von 3 Heliumkernen oder über die Zwischenstufe des instabilen Beryllium (2x 42 He -> 84 Be; 84 Be + 42 He -> 126 C). Bei der Helium-Fusion verschmilzt zunächst 4He zu Beryllium 8Be. Dieses zerfällt sofort wieder zu He (im Mittel nach 2,6 x 10-16 s). Da aber die Gesamtenergie von 8Be + 4He mit 7,37 MeV gerade ein bisschen kleiner ist als diejenige von Kohlenstoff 12C mit 7,65 MeV (eines der diskreten Energieniveaus von 12 C), ergibt sich mit der Stoß-Energie zusammen genau die Energie eines bestimmten Anregungszustandes des Kohlenstoffatoms, und 12C entsteht.

Beim Einfang eines weiteren 4He entsteht Sauerstoff 16O, aber da die Gesamtenergie von 12C + 4He

etwas größer ist als das nächstliegende Energieniveau von 16O, ergibt sich hier keine Resonanz, und 12C wird nur teilweise in 16O verwandelt. Im Fall einer Resonanz würde kein C übrig bleiben.

Der nächste Umwandlungsschritt, bei dem Sauerstoff 16O mit 4He-Teilchen fusionieren würde, um Neon 20Ne zu erzeugen, stellt sich aufgrund von Kernspinregeln als unwahrscheinlich heraus. Daher produziert die stellare Nukleosynthese in Folge des Heliumbrennens große Mengen an Kohlenstoff und Sauerstoff, wird aber von einer Umwandlung dieser Elemente in Neon und schwerere Elemente weitgehend abgehalten.Wikipedia: „In der Abhängigkeit der Existenz von Kohlenstoff im Universum von der genauen Energie eines angeregten Niveaus des Kohlenstoffkerns 12C, der passenden Energieniveaus von Sauerstoff, die zu einer nur teilweisen Fusion von 12 C zu 16O führen und der geringen Wahrscheinlichkeit weiterführender Fusionsprozesse nach der Synthese von Sauerstoff hat Fred Hoyle einen Hinweis auf die Existenz einer schöpfenden Kraft gesehen. Diese spezielle Problematik gliedert sich allerdings in den Gesamtkomplex der noch nicht verstandenen, tatsächlichen oder scheinbaren Feinabstimmung der Naturkonstanten ein.“

In ähnlicher Weise finden im Sterninneren weitere nachgelagerte Kernfusionsprozesse statt, wenn nur die Masse des Ausgangssterns bzw. die Temperatur im Zentralbereich des Sterns hoch genug ist um den jeweiligen Prozess zu zünden. Die Grenzen hierfür sind unscharf und werden in den Quellen nicht einheitlich angegeben. Wasserstoffbrennen findet in allen Sternen > 0,8 SM statt, Heliumbrennen bei Sternen > 0,3-0,5 SM und ab einer Temperatur von ca. 100 Millionen Grad. Dabei entsteht Kohlenstoff und Sauerstoff. Gleichzeitig mit dem Heliumbrennen im Kern setzt sich das Wasserstoffbrennen in einer Schale fort. Die nächste Stufe ist das Kohlenstoffbrennen, dabei entstehen bei Kerntemperaturen ab 700 Millionen Grad (Sternausgangsmasse > 4 SM) Sauerstoff, Natrium, Magnesium und Neon. Nicht alle Fusionsprozesse liefern dem Stern Energie (einige Fusionstypen sind endotherm, d.h. sie benötigen Energie). Auch führt das Erlöschen des Helium-brennens im Kern zunächst zu einem Helium-Schalenbrennen, während sich das Wasserstoff-brennen noch weiter nach außen verlagert. Durch gravitative Kontraktion (aufgrund des reduzierten Strahlendrucks) und Anreicherung des Kerns mit Kohlenstoff aus dem Schalenbrennen erreicht der Kern dann ggf. die erforderliche Temperatur um das Kohlenstoffbrennen zu zünden. Für die nächstmöglichen Stufen muss in Ausgangsmasse des Sterns schon > 8 SM sein. Die Fusionsreaktionen laufen dabei immer schneller ab; bei einem Stern mit 18 Sonnenmassen ergeben sich folgende Kernbrennphasen: Wasserstoffbrennen (107 Jahre), Heliumbrennen (106 Jahre), Neonbrennen (10.000 Jahre, ab 1,5 Milliarden Grad ), Sauerstoffbrennen (10 Jahre, ab 2 Milliarden Grad), Siliziumbrennen (1 Woche, ab 3 Milliarden Grad); (Quelle: Wikipedia)Bei der letzten Brennstufe, dem Siliziumbrennen entsteht Eisen, die Endstufe der Kernfusionen. Eisen hat die höchste Bindungsenergie aller Elemente, aus ihm kann weder durch Fusion noch durch Kernspaltung weitere Energie gewonnen werden. In den Schichten um das Zentrum des Kerns laufen dabei die jeweils vorhergehenden Fusionsreaktionen in Schalen ab und wandern dabei immer weiter nach außen. Der Stern erhält so eine Zwiebelschalenstruktur.

Elemente schwerer als Eisen entstehen großteils im Rahmen einer Supernova (s. Kap. II, 6 & 7). Bei einer solchen Sternexplosion werden nicht nur die im Sterninneren entstanden Elemente in das Weltall hinaus geschleudert, wo sie als Baumaterial für nachfolgende Sterne und Planeten zur Verfügung stehen, sondern in der Explosionswolke entstehen auch die erforderlichen hohen Temperaturen von 10 Milliarden Grad und mehr, um die Kernfusion der Elemente jenseits des Eisens zu ermöglichen: aus Eisen wird Kobalt, aus Kobalt wird Nickel usw. bis hin zu Gold, Platin und Uran. Die Sternexplosion ist jedoch so kurz, dass nur eine geringe Menge dieser Elemente entstehen kann was ihr rares Vorkommen erklärt (r-Prozess, r für rapid). Zum Teil entstehen diese Elemente aber auch im Schalenbrennen hinreichend massereicher Sterne, die das Kohlenstoffbrennen erreichen. Einige Fusionsreaktionen setzen Neutronen frei. Neue

Elemente entstehen dann durch Neutronenanlagerung, beginnend mit bereits vorhandenem Eisen, und anschließenden radioaktiven Beta-Zerfall, also die Umwandlung eines Neutrons in ein Proton. . (s-Prozess, s für slow).

6. Die Spätphase der Sterne ( Rote Riesen und Weiße Zwerge )

Der erhöhte Strahlungsdruck durch das Wasserstoff-Schalenbrennen führt zu einem Aufblähen der äußeren Schichten des Sterns. Da sich diese durch die größere Oberfläche abkühlen, wird der Stern dann energieärmeres, rotes Licht abstrahlen, also zu einem sogenannten Roten Riesen mutieren. Rote Riesen habe typisch etwa 100-fachen Sonnenradius. Sie gehören meist zur Spektralklasse K oder M und haben trotz ihrer geringen Oberflächentemperatur auf Grund ihrer Größe eine enorme Leuchtkraft (absolute Helligkeit). Abhängig von der Ausgangsmasse und der chemischen Zusammensetzung durchlaufen sie unterschiedliche Phasen in denen sich ihre Leuchtkraft, Farbe und Ausdehnung teilweise deutlich ändert. Da die äußeren Gasschichten nur eine sehr geringe Dichte haben und daher nur noch schwach gravitativ gebunden sind, werden große Mengen an Materie durch Strahlungsdruck als Sternwind nach außen abgestoßen. Dazu kann es zu Schockwellen kommen, die Teile der Außenhülle absprengen. Die abgestoßenen Außenhüllen umgeben den Stern oft noch für einige zehntausend Jahre als Planetarischer Nebel. Am Ende ihrer Lebenszeit schrumpfen Rote Riesen mit einer Kernrestmasse < 1,44 Sonnenmassen (Chandrasekhar-Grenze, s. unten) zu einem Weißen Zwerg, Rote Riesen mit einer Kernrestmasse > 1,44 SM enden in einer Kernkollaps-Supernova.

Die Spätphase Roter Zwerge konnte wegen deren langer Lebensdauer noch nicht beobachtet werden. Man geht davon aus, dass sie die Fusion des Wasserstoffs in einer wachsenden Schale um den Kern zwar fortführen , bei Abkühlen des Kerns am Ende aber relativ unspektakulär zu Weißen Zwergen kollabieren ohne dass im He-Kern eine weitere Brennstufe zündet.

Rote Riesen mit einer Masse zwischen 0,5 und 8 Sonnenmassen (SM) bewegen sich zum Ende ihrer Entwicklung im HR-Diagramm auf dem sogenannten Asymptotischen Riesenast (engl. asymptotic giant branch, AGB). Sie durchlaufen nach Einsetzen des H-Schalenbrennens zunächst eine gelbe Unterriesen-Phase vor sie ihre maximale Leuchtkraft als Roter Riese erreicht wird. Diese kann abhängig von der Masse des Sterns sehr unterschiedlich lange dauern (ca. 1 Milliarde Jahre bei 1 SM, ca. 40 Millionen bei 1,7 SM). Erst wenn im Inneren durch den Gravitationsdruck des anwachsenden Heliumkerns eine Temperatur von 100 Millionen Grad erreicht wird, setzt das Heliumbrennen oft explosionsartig („Heliumflash“, s. unten) ein, was zu einem Abstoßen der äußeren kühlen Schichten führt. Die Heliumfusion ist sehr temperaturempfindlich, die Fusionsrate ist proportional zur 30. Potenz der Temperatur, dies macht den Stern sehr instabil. Auch ohne Flash kommt es in dieser Phase durch Schwankungen von Temperatur und Strahlungsdruck zu starken Pulsationen, im Laufe derer große Anteile der Sternhülle durch Sternwind weggeblasen werden. Nach etwa 100 Millionen Jahren ist das Helium im Kern aufgebraucht, das Heliumbrennen setzt dann in einer Schale fort während sich das Wasserstoffbrennen noch weiter nach außen verlagert. Schließlich erlischt auch das Heliumbrennen.

Bei Sternen mit 4-8 SM wird nach dem Heliumbrennen noch das Stadium des Kohlenstoffbrennens im Kern erreicht. Auch sie verlieren aber durch Sternwind oder Bildung eines Planetarischen Nebels einen so großen Teil ihrer Masse, dass sie damit in der Regel unter die kritische Grenze von 1,44 SM für eine Supernova-Explosion geraten. Rote Riesen mit weniger als 8 SM Ausgangsmasse enden daher als Weiße Zwerge mit einem Kern aus Helium oder aus Kohlenstoff und Sauerstoff, die abgeblasene Außenhülle leuchtet einige zehntausend Jahre als Planetarischer Nebel. (Heliumflash: Bei Sternen mit < 2,3 SM hat sich im Kern bei Einsetzen der Heliumfusion bereits ein entartetes Elektronengas (s. unten) gebildet. Dieses hat die Eigenschaft, dass die Temperatur und

damit die Heliumfusionsrate stark ansteigen kann, ohne dass sich der Kern gleichzeitig ausdehnt und damit abkühlt. Das Ergebnis ist eine Energieproduktion von bis zu 100 Milliarden Sonnenleuchtkräften über einen Zeitraum von einigen Sekunden. Diese Energie wird vollständig von der Hülle absorbiert, die den Kern umgibt.) Weiße Zwerge sind das Endstadium der Entwicklung eines relativ massearmen Sterns (< 8 SM), dessen nuklearer Energievorrat mit dem Heliumbrennen versiegt ist. Sie bestehen aus heißer entarteter Materie, einem Plasma aus Elektronen und Atomkernen (Kohlenstoff, Sauerstoff, meist auch dünne Helium-Hülle) extrem hoher Dichte von 1000 kg/cm3 . Weiße Zwerge haben typisch Massen zwischen 0,4 und 1,2 Sonnenmassen, bei einem Radius von etwa 10.000 km (etwa 1,5fache Erdgröße). Ihre Oberflächentemperatur beträgt 10.000-25.000 Grad. Man schätzt, dass etwa 10% aller Sterne Weiße Zwerge sind. Je größer die Masse eines in Weißen Zwerges, desto kleiner ist sein Durchmesser (- dies ist auch eine Eigenschaft des entarteten Elektronengases -) und desto höher damit seine Temperatur.

Weiße Zwerge werden durch den Entartungsdruck des Elektronengases in ihrem Inneren stabilisiert. Dieser hat seine Ursache im quantenphysikalischen Pauli-Prinzip, welches verbietet, dass zwei gleiche Teilchen (z.B. Elektronen bei Weißer Zwerg, Neutronen bei Neutronenstern) gleichzeitig am gleichen Ort einen identischen Quantenzustand annehmen können. Sie haben daher unter den Bedingungen des hochverdichteten Sterninnern nur noch eine Ausweichmöglichkeit, die darin besteht, dass sie sich in ihrem Impuls unterscheiden. Je höher der Gravitationsdruck nach Innen wirkt, umso schneller müssen die Elektronen auseinander streben, um den Stern im stabil zu halten. Der maximale Entartungsdruck wird bei Annäherung an die Lichtgeschwindigkeit erreicht. Bei einer Sternmasse von über 1,44 SM (Chandrasekhar-Grenze) kann der Entartungsdruck dem Gravitationsdruck nicht mehr standhalten. Weiße Zwerge, die über diese Grenze hinaus weiter Masse aufsammeln, explodieren in einer thermonuklearen Supernova Typ Ia (s. unten). Ansonsten kühlen sie aus zu einem Schwarzem Zwerg in einem Zeitraum von einer Billiarde Jahren.

Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen, das sind weniger als 10% aller Sterne, erleiden ein anderes Schicksal. Sie beginnen ihre Hauptreihenphase als Blaue Riesen (Spektraltyp O,B) mit typisch 10- bis 50-facher Sonnenmasse (oder sogar als Hyperriese mit bis zu 150 SM) und durchlaufen am Ende ihres Lebens die höheren Stufen der Nukleosynthese bis zum Siliziumbrennen. Während ihrer relativ kurzen Lebenszeit verlieren sie einen großen Teil ihrer Masse durch Sternwind auf Grund des hohen Strahlungsdruckes ihrer UV- und Röntgenstrahlung. Sie verlassen die Hauptreihe als Roten Überriesen oder Blaue Riesen mit stabiler He-Fusion im Kern, danach durchlaufen sie die weiteren Kernbrennstufen bis zur Entstehung eines Eisenkerns. Da Eisen die höchste Bindungsenergie aller Elemente hat, kann weder durch Fusion noch durch Kernspaltung weitere Energie gewonnen werden, um den nun einsetzenden Kollaps aufzuhalten. Die Sterne durchlaufen eine Kernkollaps-Supernova, bei der ein Großteil der Hülle abgesprengt wird. Der Reststern endet als Neutronenstern oder Schwarzes Loch.

7. Novae, Supernovae, Neutronensterne, Schwarze Löcher

In einem physischen Doppelsternsystem kann ein Weißer Zwerg (WZ) durch Akkretion von seinem Begleitstern weiter anwachsen.(Oft erreicht der massereichere Partner zuerst das WZ-Stadium. Wenn der andere Partner dann ins Rote Riesen (RR)-Stadium kommt und nahe genug ist, fließen Hüllengase des RR zum WZ. Kommt es in der entstehenden und sich verdichtenden H-Hülle des kompakten WZ zu Temperaturen, dass das H-Brennen explosionsartig zündet, so wird die explodierende Hülle vom Stern weg geschleudert, die Leuchtkraft steigt um einen Faktor 100 bis 100.000. Man spricht von einer Nova.

Wenn sich die akkretierte Materie ohne Hüllen-Explosion auf der Oberfläche ansammelt bis die Masse des entarteten Elektronengases die Chandrasekhar-Grenze von 1,44 SM erreicht, kann der Entartungsdruck des Elektronengases den Gravitationsdruck nicht mehr kompensieren. Der Stern kollabiert, die Temperatur im Inneren wird schlagartig so hoch, dass es zur explosionsartigen Zündung von mehrstufigen Kernfusionen kommt, bei dem aus dem Ausgangsmaterial (C, O) schwerere Elemente (vor allem Ni-56 und Si-28) entstehen und der Stern in einer thermonuklearen Explosion auseinander gerissen und seine gesamte Materie mit großer Geschwindigkeit in den Weltraum geschleudert wird. Man spricht von einer thermonuklearen Supernova vom Typ Ia.Die genauen Vorgänge sind Gegenstand der Forschung. Die in den Folgewochen beobachtbare optische Lichtkurve bezieht ihre Energie vor allem aus den radioaktiven Zerfall von Ni-56 (über Co-56 zu Fe-56). Die spektralen Eigenschaften, die maximale Leuchtkraft und der Verlauf dieser Lichtkurve ist bei 70% aller Typ Ia SN fast identisch, letztlich da die zur Auslösung führende kritische Masse identisch ist und die Zusammensetzung Weißer Zwerge nur gering variiert. Typ Ia SN eignen sich daher als Standardkerzen zur Entfernungsbestimmung (s. Kap. II,1).

Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen enden mit einem Kollaps des Eisenkerns, der das Ende der Fusionsstufen dieser Sterne darstellt. Sobald der Eisenkern die Chandrasekhar-Grenze von 1,44 SM überschreitet (d.h. die Elektronen des hoch komprimierten entarteten Fe-Gases im Kern bewegen sich mit annähernd Lichtgeschwindigkeit), kollabiert der Kern im Bruchteil einer Sekunde, und der Stern durchläuft eine sogenannte Kernkollaps-Supernova und endet als Neutronenstern oder als Schwarzes Loch. Die etwa erdgroße Eisenkugel im Zentrum kollabiert in diesem Fall im Bruchteil einer Sekunde auf einen Durchmesser von 20-30 km. Die Temperatur steigt auf ca. 100 Milliarden Grad. Die Sternmaterie wird soweit zusammen gepresst, dass die Elektronen in die Atomkerne „hinein gedrückt“ werden mit den Protonen des Kerns zu Neutronen verschmelzen (umgekehrte Reaktion des Beta-Zerfalls: p+e => n + Elektron-Neutrino). Etwa 1057 Protonen und Elektronen verschmelzen so zu Neutronen und Neutrinos.

Diese Neutrinos entfalten nun kinetische Energie und streben nach außen. Modellsimulationen zeigen, dass beim Kollaps des Sterns etwa 10% seiner Gravitationsenergie im Wesentlichen durch die Emission von Neutrinos freigesetzt werden. Andererseits fällt Materie äußerer Schichten des kollabierenden Sterns auf seinen Kern zurück. Dieser weist aber bereits extremste Dichte auf, sodass die Materie abprallt. Noch einfallende Materie und eine am nicht weiter komprimierbaren Kern reflektierte Stoßwelle durchdringen sich mit rasender Geschwindigkeit. Es entstehen extrem hohe Temperaturen und dadurch Elemente jenseits des Eisen (r-Prozess; s. oben). Einige Stunden nach dem Kollaps des Zentralbereichs erreicht die Stoßfront die Oberfläche des Sterns, und die Gasmassen der Hülle werden in der nun sichtbaren Supernovaexplosion abgesprengt und mit Geschwindigkeiten von mehreren Millionen Kilometern pro Stunde ins All geschleudert.

Parallel zu diesem Prozess schrumpft der Kern weiter. Damit steigt der auf dem Pauli-Prinzip beruhende Entartungsdruck in der entstandenen Neutronen-Flüssigkeit. Kann dieser schließlich der Gravitation standhalten und die weitere Kontraktion stoppen, erhält man einen Neutronenstern, ansonsten kollabiert der Stern zu einem Schwarzen Loch.

Oberfläche heraus gerissen werden. Diese elektrisch geladenen Teilchen werden von dem rotierenden Magnetfeld mitgenommen und entlang von dessen Feldlinien beschleunigt. Sie strahlen dabei elektromagnetische Wellen ab, überwiegend als Radiostrahlen (daher auch „Radio-Pulsar“). Wegen des starken Magnetfeldes kann die Strahlung nur an den magnetischen Polen entweichen. Dort tritt sie gebündelt in zwei entgegen gesetzten Strahlungskegeln mit einer typischen Leistung im Bereich des 100.000-fachen der gesamten Strahlungsleistung der Sonne aus. Die Drehachse ist gegen die Magnetfeldachse geneigt. Daher kreiseln die an den Magnetfeldpolen austretenden Strahlungskegel um die Rotationsachse. Immer wenn der Strahlungskegel in Richtung Erde zeigt, wird diese von einem extrem kurzen und extrem starken Strahlungsimpuls getroffen. Die Energie dieser Strahlung kommt aus der Rotation des Pulsars. Dies bremst die Rotation innerhalb von einigen Millionen Jahren komplett ab. Pulsare verlieren Rotationsenergie durch Abstrahlung von elektrischen Teilchen (Elektronen, Ionen) die durch das starke Magnetfeld aus den Polregionen heraus gerissene werden und sich entlang der rotierenden Kraftlinien (also spiralig um den Stern) bewegen müssen, und durch die dadurch erzeugte von den Polen ausgehende sogenannte Synchrotronstrahlung. Beschleunigte Ladungen mit relativistischer Geschwindigkeit senden elektromagnetische Strahlung nicht wie in Sendeantennen in alle Richtungen aus, sondern in Richtung bzw. tangential zur beschleunigten Bewegung. Für Kraftlinien mit großem maximalen Abstand von der Magnetfeldachse erreichen die mitgerissenen Teilchen der annähernd Lichtgeschwindigkeit.

Oben: Schematische Darstellung eines Pulsars aus Wikipedia

Beobachtungsdaten: Die Radioimpulse niedrigerer Frequenzen werden durch interstellares Gas stärker gebremst als Höherfrequente. Aus dem Zeitunterschied der gemessenen Pulse lässt sich die Entfernung eines Pulsars bestimmen. Die Bestimmung der Masse erfordert normalerweise bestimmbare gravitative Einflüsse auf andere nahe Objekte, z.B. die Einbindung des Pulsars in ein Doppelsternsystem. Pulsare sind für ihre unglaublich stabile Rotationsgeschwindigkeit bekannt, aber junge Pulsare erfahren gelegentlich sogenannte "Glitches" (Ausrutscher), bei denen sie für eine sehr kurze Zeitperiode beschleunigen. Die (vorherrschende) Theorie besagt, dass diese Glitches entstehen, wenn ein schnell rotierendes Suprafluid innerhalb des Sterns seine Rotationsenergie auf die Kruste des Sterns überträgt.

Röntgen-Pulsare senden zusätzlich auch Röntgenstrahlen ab. Die gepulste Röntgenstrahlung wird wie die Radiostrahlung durch Synchrotronstrahlung (beschleunigter geladener Teilchen) im rotierenden Magnetfeld des Neutronensterns erzeugt.

Ein Röntgendoppelstern ist ein Doppelsternsystem, in dem ein rotierender Neutronenstern einen ständigen Materiestrom von seinem Partnerstern akkretiert. Die einfallende Materie wird dabei stark erhitzt und ionisiert. Die Röntgenstrahlung entsteht dann in Form von Synchrotronstrahlung durch die Ablenkung der geladenen Teilchen im Magnetfeld des Neutronensterns und als Bremsstrahlung beim Auftreffen auf dessen magnetische Pole. Die abgestrahlten Röntgenleistungen liegen im Bereich des 10.000-fachen der Sonnenleistung. Solche Doppelsternsysteme verlieren Bahnbewegungsenergie durch das Aussenden von Gravitationswellen, sie rücken dadurch näher zusammen und rotieren dann immer schneller umeinander (erster indirekter Nachweis von Gravitationswellen, Nobelpreis 1993).Bei Pulsaren in Doppelsternsystemen ergeben sich regelmäßige Schwankungen der Pulsperiode je nach Bewegung des Pulsars weg von oder hin zur Erde (Dopplereffekt) und/oder einer Abdeckung durch den Begleiter. Bei dem kompakten Stern in einem Röntgendoppelstern kann es sich aber auch um einen Weißen Zwerg oder ein Schwarzes Loch handeln. Neutronensterne können sich durch das Aufsammeln weiterer Materie so auch im Nachhinein noch zu Schwarzen Löchern entwickeln, Weiße Zwerge in einer Supernova (Typ Ia) explodieren. Bei Schwarzen Löchern entsteht die Röntgenstrahlung durch spiralig einfallende Materie und zeigt ein bestimmtes Oszillationsmuster. Der beste Kandidat für einen Röntgendoppelstern mit einem Schwarzen Loch als Primärstern ist die Röntgenquelle Cygnus X-1 in einem Abstand von ca. 6.000 Lichtjahren.

Schwarze Löcher: Als Schwarzes Loch (SL) bezeichnet man ein astronomisches Objekt, dessen Gravitation so hoch ist, dass die Fluchtgeschwindigkeit für dieses Objekt ab einer gewissen Grenze höher ist als die Lichtgeschwindigkeit. Diese Grenze, ab der keine Informationen, auch kein Licht mehr nach außen gelangen kann, heißt Ereignishorizont, ihr Radius ist der Schwarzschildradius. Jede Masse kann zu einem SL verdichtet werden. Stellare Schwarze Löcher stellen den Endzustand der Entwicklung massereicher Sterne dar. Man vermutet bis zu 1 Milliarde solcher Schwarzer Löcher in jeder Galaxie. Die äußerst dichten Neutronensterne haben z.B. Radien nur unweit größer als der durch ihre Masse bestimmte Schwarzschild-Radius. Würde die Sonne zu einem SL kollabieren, so ergäbe sich für dieses ein Schwarzschild-Radius von ca. 3 km. Außerhalb der heutigen Sonnenoberfläche würden sich jedoch unveränderte Gravitationskräfte ergeben. Schwarze Löcher wurden durch die ART postuliert, die Theorie „Schwarzer Löcher“ ist ein Grenzgebiet der modernen Physik (s. entsprechender Aufsatz). Sie können nicht direkt beobachtet werden, da sie alles auf ihren Ereignishorizont treffende Licht komplett verschlucken. Ein indirekter Nachweis ist möglich durch die ihre gravitative Wirkung auf umgebende sichtbare Materie, durch die energiereiche Strahlung, die von in ein SL stürzende Materie ausgesandt wird oder durch Gravitationswellen. So wurden kürzlich die Verschmelzung von 2 stellaren SL (und damit deren Existenz) durch die dabei entstehenden Gravitationswellen nachgewiesen. Auch das Zentrum der meisten Galaxien enthält vermutlich ein supermassives Schwarzes Loch; ihre Entstehung im Rahmen der Entwicklung von Galaxien ist Gegenstand der aktuellen Forschung (siehe Teil 2).

Darstellung eines Schwarzen Lochs in das spiral