Kleines Lexikon Astronomie

Astronomische Einheit (AE): Astronomische Maßeinheit. Eine Astronomische Einheit entspricht dem  durchschnittlichem Abstand Erde-Sonne, also 1 AE = 149,6 Millionen (Mio) Kilometer (rund 150 Mio km).

Entartete Materie: Wenn Elementarteilchen wie Protonen, Neutronen oder Elektronen z.B. durch Gravitationskräfte in einem Weißen Zwerg  (-> Sterne, Sterntypen und Sternentwicklung) extrem komprimiert werden, dann tritt ein Gegendruck auf. Dieser ergibt sich aus dem Pauli-Verbot, welches nicht zulässt, daß zwei Elementarteilchen am gleichen Ort einen identischen Quantenzustand haben. So dürfen z.B. zwei Elektronen auf der gleichen Atomschale nicht denselben Spin (Drehsinn der Eigenrotation) haben. Eine weitere Kompression wäre nur dann möglich, wenn eines der beiden Elementarteilchen einen höheren Energiezustand einnimmt, was natürlich energetisch ungünstig ist. Daraus ergibt sich ein der Gravitation entgegenwirkender Entartungsdruck, der die (entartete) Materie stabilisiert. 

Exoplaneten: Exoplaneten sind Planeten außerhalb unseres  Sonnensystems, denn sie umkreisen  nicht unsere, sondern eine andere Sonne. Sie gehören also zu einem fremden Planetensystem um einen fremden Stern. Die Bildung von Planeten ist eine normale Begleiterscheinung bei der Sternentstehung (->Sterne, Sterntypen)und läuft in etwa so ab: Eine interstellare Wolke (Durchmesser ca. 1Lichtjahr) aus Gas (99%) und Staub (1%) zieht sich unter dem Einfluß ihrer eigenen Schwerkraft zusammen und beginnt zu rotieren. Dabei wird sie wegen der Erhaltung des Drehimpulses (wie eine sich drehende Eisläuferin, die ihre Arme anzieht) immer schneller und gleichzeitig im Zentrum immer dichter und wärmer bis sich schließlich ein Stern bildet. Durch die Rotation formt sich eine Scheibe, die sich langsam abkühlt, so daß es zu Kondensationsprozessen kommt, bei denen die vielen Staubteilchen  als Kondensationskerne wirken. Die schwerer werdenden Staubteilchen sinken durch die Schwerkraft und die Bremswirkung des Gases zur Scheibenebene, wo sie sich zunehmend anreichern. Dadurch beschleunigt sich wiederum das Wachstum der Staubteilchen, weil sie sich immer häufiger begegnen und aneinander haften bleiben. Es bilden sich die ersten Planetesimale mit Durchmessern von bis zu einigen Kilometern.

07111

Planetenentstehung Quelle: http://www.mhhe.com/physsci/astronomy/arny/indexnew.mhtml

In Abhängigkeit von der Temperatur der Scheibe, die von innen nach außen abnimmt, kondensieren im inneren, heißen Bereich bis 0,5 AE ( ->Astronomische Einheit) vorwiegend metallische Teilchen, ab 1 AE Abstand überwiegen dann die Silikate. Bei 3 AE wird schließlich die sogenannte „Schneegrenze“ erreicht, wo dann auch Eisteilchen auftreten. Die Planetesimale sind bald groß genug um weitere Materie anzusammeln. Die Größeren wachsen zu Protoplaneten heran, die Kleineren stoßen aufeinander und zerfallen, oder werden von den Protoplaneten weggeschleudert und bilden einen äußeren Ring, den Kuipergürtel. Manche stürzen auch in den zentralen Stern. Da jenseits der „Schneegrenze“ mehr Kondensationsmaterie zur Verfügung steht als weiter innen, entstehen dementsprechend größere Planetesimale, die wiederum auch mehr Material einsammeln können. Diese sehr großen Protoplaneten (bis 10 Erdmassen und mehr) ziehen nun auch größere Mengen Gas an, wodurch die sogenannten Gasriesen (z.B. Jupiter und Saturn in unserem Sonnensystem) entstehen. Weiter innen bilden sich kleinere Protoplaneten, die Metalle (vorwiegend Eisen und Nickel) und Gestein (Silikate) einsammeln, aber kein Gas das hier wegen der zu hohen Temperaturen nicht auskondensiert. Die noch vorhandenen kleineren Planetesimale bombardieren die felsigen Protoplaneten, die dabei so heiß werden, dass sie aufschmelzen und eine innere Differenzierung stattfinden kann. Eisen und Nickel sinken zur Mitte und bilden den Kern, die leichteren Silikate den Mantel und die Kruste (erdähnliche Planeten). Ein Teil der dann immer noch übrig gebliebenen Planetesimale sammeln sich in einem oder auch mehreren Asteroidengürteln.

Die meisten Exoplaneten wurden bisher auf indirektem Wege gefunden, davon der ganz überwiegende Teil mit der Doppler-Methode: In einem Planetensystem zieht nicht nur der Stern den ihn umlaufenden Planeten an, sondern auch der Planet übt umgekehrt eine Kraft aus. Diese Anziehungskraft zwingt den Stern auf eine kreisförmige oder elliptische Bahn um den gemeinsamen Schwerpunkt, welche wiederum im Kleinen die Umlaufbahn des Planeten widerspiegelt. Da der Stern viel schwerer ist als der Planet, liegt der gemeinsame Schwerpunkt immer innerhalb des Sterns. Die Schwierigkeit liegt nun darin, aus einer so großen Entfernung die außerordentlich geringe Bewegung des Sterns zu messen. Eine Möglichkeit ist die spektroskopische Untersuchung des Sternenlichtes unter Zuhilfenahme des Doppler-Effekts. Wenn sich der Stern auf seiner kleinen Bahn einmal in Richtung Erde und dann wieder von ihr weg bewegt, werden die von ihm ausgesandten Lichtwellen abwechselnd etwas zusammen und auseinander gezogen. Dabei werden die Lichtwellen zum blauen (kurzwelligen) und dann zum roten (langwelligen) Ende des Spektrums hin verschoben. Aus dieser periodischen Dopplerverschiebung des Lichts können die Astronomen die Bahn des Sterns ermitteln und daraus mit den Newtonschen Gesetzen die Masse, Umlaufzeit, den Abstand des Planeten von seinem Stern und sogar die Form der Umlaufbahn (kreisförmig oder elliptisch) bestimmen.

phot-22e-07-eso

Mit der Doppler-Methode wurden bisher die meisten Exoplaneten gefunden. Quelle: ESO

Die ermittelte Masse des Exoplaneten stimmt aber nur, wenn die Beobachtung des fremden Planetensystems genau von der Seite geschieht. Ist die Bahn des Explaneten jedoch gegen die Beobachtungsrichtung geneigt, so wird seine Masse unterschätzt, weil die Geschwindigkeit der Hin- und Herbewegung von der Erde aus betrachtet geringer erscheint als sie ist. Die gemessene Doppler-Verschiebung täuscht einen zu leichten Planeten vor. Der Neigungswinkel der Bahnebene des fremden Planetensystems lässt sich nur ermitteln, wenn außerdem noch eine Staubscheibe oder aber ein Vorübergang des Planeten vor dem Stern (Planetentransit) beobachtbar ist. Der Planetentransit führt zu einer winzigen Helligkeitsabnahme des Sterns und ist dient als eine eigenständige Methode zur Entdeckung von Exoplaneten.

Interferometrie: Bei der Interferometrie werden die an mehreren Spiegelteleskopen oder Linsenfernrohren eintreffenden sichtbaren oder infraroten elektromagnetischen Wellen(oder die Radiowellen mehrerer Radioteleskope)zu einem einzigen Bild überlagert.

Interferenz: Ein Gangunterschied von einer Wellenlänge(λ) oder von einem Vielfachen davon bei eintreffenden Wellen gleicher Frequenz führt zur Verstärkung (konstruktive Interferenz), ein Gangunterschied von einem ungeradzahligen Vielfachen der halben Wellenlänge (λ/2)dagegen zur Schwächung oder bei gleicher Intensität sogar zur gegenseitigen Auslöschung beider Wellen (destruktive Interferenz). Bei einer Überlagerung zweier Wellen mit ähnlicher (aber nicht gleicher!) Frequenz entsteht eine Schwebung. Quelle: Wikipedia

Dadurch erreicht man einen scheinbaren Durchmesser der Spiegel oder Linsen (oder Radioantennen), der dem größten Abstand der Teleskope untereinander entspricht. Das bewirkt eine entsprechend höhere Auflösung als mit einem Einzelteleskop. Schon eine einfache Sammellinse oder ein Hohlspiegel ist in Prinzip ein Interferometer, denn das vom Objekt kommende Licht wird von allen Bereichen der Linse oder des Hohlspiegels auf die jeweiligen Bildpunkte in der Brennebene gelenkt, wo dann eine Überlagerung (Interferenz)der Lichtwellen stattfindet. Im allgemeinen astronomischen Sprachgebrauch wird unter einem Interferometer aber immer die Kombination mehrerer Instrumente verstanden.

 

Leuchtkraft (absolute und scheinbare): Die absolute Leuchtkraft ist von der scheinbaren Leuchtkraft zu unterscheiden, so wie wir sie am Himmel wahrnehmen, denn die scheinbare ist im Unterschied zur absoluten Helligkeit nicht nur von der Größe des Sterns, sondern ebenso von seiner Entfernung abhängig. Die Klassifizierung der Leuchtkraft geht auf das antike Griechenland zurück, wo man die sichtbaren Sterne in fünf Größenklassen einteilte, von den hellsten wie Sirius oder Wega mit der Größenklasse 1 bis zu den gerade noch mit dem bloßen Auge sichtbaren Sternen mit der Größenklasse 5. Später wurde die Skala noch in die helle und dunkle Richtung erweitert. Sterne zweier benachbarter Größenklassen unterscheiden sich in ihrer Leuchtkraft um den Faktor 2,5.

Sterne, Sterntypen und Sternentwicklung: Die Sterne im Universum weisen eine große Vielfalt auf: Es gibt hell leuchtende oder nur schwach glimmende Sterne, darunter viele Einzelsterne, aber noch mehr Doppelsterne, Dreifachsterne, ja sogar Mehrfachsterne, die einander (um einen gemeinsamen Schwerpunkt) umkreisen. Sterne haben viele verschiedene Farben, abhängig von ihrer Oberflächentemperatur: Von den eher „kühlen“ roten Sternen, über orangene, gelbe, grüne bis hin zu den ganz „heißen“ weißen und blauen Sternen.

Sterne bilden sich aus Gas- und Staubwolken(Durchmesser ca. 1 Lichtjahr), die sich unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft zusammenziehen und verdichten. Dabei beginnen sie zu rotieren, drehen sich wegen der Erhaltung des Drehimpulses immer immer schneller (wie eine sich drehende Eisläuferin, die ihre Arme anzieht) und werden gleichzeitig im Zentrum immer dichter und wärmer bis sich schließlich Sterne bilden. Durch die Rotation formen sich langsam abkühlende Gas- und Staubscheiben, aus denen sich häufig (vor allem dann wenn reichlich schwere Elemente vorhanden sind) durch Kondensations- und Aggregationsprozesse Planeten bilden (->Exoplaneten).

In den 1900er Jahren  kamen die beiden Astronomen Ejnar Hertzsprung und Henry Norris Russel unabhängig voneinander auf die Idee, die ->absolute Leuchtkraft der Sterne in Bezug auf ihre Farbe (oder noch genauer auf ihr Farbspektrum!) in einem Diagramm grafisch darzustellen. 

Spektralklassen und Hertzspung-Russel-Diagramm (HRD). Quelle: ESA, Far Away Worlds

Die Analyse der Farben des Sternenspektrums ist ein nicht mehr wegzudenkendes Verfahren der Astronomie. Dabei wird das Licht eines Sternes mit einem Prisma oder Beugungsgitter in sein Farbspektrum, also in seine verschiedenen elektromagnetischen Wellenlängen zerlegt. Das Spektrum erlaubt vor allem genaue Rückschlüsse auf die Temperatur der Lichtquelle. Je höher die Temperatur, umso mehr überwiegt das kurzwellige, blauviolette Ende des Spektrums, je niedriger die Temperatur, umso mehr das rote Ende. Die feinen dunklen Linien im Spektrum (Fraunhofer-Linien) kommen durch Atome in der Sternatmosphäre zustande, die das über alle Wellenlängen kontinuierliche Sternenlicht bei bestimmten Wellenlängen absorbieren und dann zerstreuen. Die Fraunhofer-Linien lassen genaue Rückschlüsse auf die elementare Zusammensetzung der Sternatmosphäre und damit auch des Sterns zu.

Die meisten Sterne liegen auf der auf der von links oben nach rechts unten verlaufenden Hauptreihe. Die Sonne (Spektraltyp G) liegt in der Mitte der Hauptreihe, die roten Zwergsterne (Spektraltyp M) unten rechts, die massereichen blau-weißen Sterne (Spektraltypen O und B) oben links. Sterne gewinnen ihre Energie aus Kernverschmelzungsprozessen (Kernfusion). Im Zentrum des Sterns werden unter dem hohen Druck der Schwerkraft (Gravitation) Temperaturen von über 10 Millionen °C erreicht, Bedingungen unter denen Wasserstoff(kerne) zu Helium(kernen) verschmelzen. Dabei wird ein kleiner Teil der Gesamtmasse direkt in Energie umgewandelt. Die Kernfusion wird also letztlich durch die Schwerkraft angefacht und unterhalten. Die dabei erzeugte Strahlung hält den Stern im Gleichgewicht und verhindert, daß er unter der Last seiner eigenen Gravitationskräfte in sich zusammenfällt. Der Energietransport von innen nach außen findet zunächst durch Strahlungsübertragung statt,  dann in den äußeren Schichten aber durch Wärmeleitung und Konvektion. Die Leuchtkraft eines Sterns ist masseabhängig. Je größer die Masse, umso stärker wird der Stern im Inneren komprimiert, umso intensiver die Kernfusion und umso stärker auch die Strahlungsleistung. Allerdings wird dann der Kernbrennstoff auch schneller verbraucht. Eine erhöhte Masse und damit Leuchtkraft verkürzt also die Lebensdauer und umgekehrt. Ist im Kern des Sterns der Wasserstoff aufgebraucht, so kommt die Kernfusion zum Erliegen, und der Kern fängt an, unter seinem eigenen Gewicht zu zusammenzuschrumpfen. Die äußeren Schichten des Sterns dehnen sich jedoch gewaltig aus, und der Stern bläht sich auf. Er verlässt nun die Hauptreihe und wird zu einem Roten Riesenstern(oben rechts im HRD-Diagramm). Doch warum bläht sich der Stern auf, obwohl sein Kern doch schrumpft? Um das zu verstehen, muss man sich den Kern näher ansehen. Er besteht aus dem inneren Kern, den eigentlichen Kernfusionsreaktor, der keinen Wasserstoff mehr enthält, sondern nur noch Helium, sozusagen die übrig gebliebene „Asche“ der Kernfusion. Und dann ist da noch die Kernhülle. Sie enthält nach wie vor unverbrauchten Wasserstoff. Durch das Schrumpfen des Gesamtkerns steigen die Temperaturen immer weiter an, bis schließlich die Kernfusion in der Kernhülle zündet (Wasserstoffschalenbrennen). Der dann einsetzende Energieausstoß erzeugt einen zunehmenden Strahlungsdruck, der die enorme Ausdehnung der äußeren Schichten des Sterns herbeiführt. Dabei verteilt sich die Energie auf eine überproportional anwachsende Oberfläche. Trotz zunehmender Strahlungsleistung wird pro Fläche daher weniger Energie abgestrahlt, und die Oberfläche des Sterns kühlt ab, so daß der Stern seine Farbe von gelb nach rot ändert. Die Kernfusion in der Kernhülle lässt den inneren Heliumkern anwachsen und schwerer werden, wodurch sich dieser weiter zusammenzieht. Die Wasserstoffschalenbrennen verlagert sich somit immer weiter nach außen. Die äußere Sternenhülle bläht sich noch weiter auf, und der Stern wächst auf bis das 100fache(!). Gleichzeitig verliert der Stern aber auch deutlich an Masse, denn infolge der mit zunehmendem Durchmesser abnehmenden Schwerkraft an der Sternenoberfläche wird durch die verstärkte Teilchenstrahlung (Sternenwind) immer mehr Materie fortgerissen.

Sternentwicklung (H=Wasserstoff, He=Helium, Fe=Eisen). Quelle: Wikipedia

Überschreiten die Temperaturen im sich immer weiter verdichtenden Kern 100 Millionen Grad, so beginnt das Heliumbrennen. Dabei verschmelzen Heliumkerne zu Kohlenstoff, und es wird soviel Energie frei, daß neben den äußeren Hüllen des Sterns auch der Kern selbst ausdehnt. Das Wasserstoffschalenbrennen erlischt, der Stern als Ganzes zieht sich wieder zusammen und ändert seine Farbe wieder von rot zu gelb (horizontaler Ast oberhalb der Hauptreihe im HRD-Diagramm). Wegen der hohen Temperaturen laufen die Kernfusionsprozesse jedoch sehr intensiv ab, und das Helium im Kern ist schnell verbraucht. Erneut zieht sich der gesamte Kern zusammen. In der Kernhülle, wo es noch genug Helium gibt, zündet das Heliumbrennen. In den noch weiter außen liegenden Schichten, die sich ebenfalls verdichten, gibt es ausreichend Wasserstoff, so daß hier erstmals ein Wasserstoffbrennen zünden kann. Dieses doppelte Schalenbrennen bläht den Stern erneut zum Roten Riesen auf. Er wird instabil und beginnt zu pulsieren. Wenn im Kerninneren alles Helium zu Kohlenstoff verbrannt ist, enden alle Kernfusionsprozesse, und der Kern des Sterns fällt unter seinem eigenen Gewicht zusammen. Dabei verliert der Stern komplett seine äußeren Hüllschichten, und zurück bleibt der nackte, hoch komprimierte Kohlenstoffkern (->entartete Materie), der als Weißer Zwerg in der Folgezeit langsam erkaltet. Die abgestoßene Sternenmaterie wird durch die vom Kohlenstoffkern ausgehende UV-Strahlung ionisiert und erscheint dann als ein in vielen Farbenprächtig leuchtender „planetarischer“ Nebel.

Der Ringnebel (M57) im Sternbild Leier, ein farbenprächtiger „planetarischer“ Nebel. Im Zentrum befindet sich ein Weißer Zwergstern. Quelle: Wikipedia

Sehr massereiche Sterne mit mehr als 2,3 Sonnenmassen verdichten sich vor ihrem endgültigen Ende unter ihrer enormen eigenen Schwerkraft sosehr, daß im inneren Bereich ihrer Kerne noch weitere stark beschleunigte Kernfusionsreaktionen starten können, wobei immer schwerere Elemente bis hin zum Eisen entstehen. Aber sehr schnell ist auch hier aller Kernbrennstoff aufgebraucht. Der Stern fällt zusammen und stößt in einer spektakulären Supernovaexplosion seine äußere Hülle ab. In Abhängigkeit von seiner Masse endet der Stern entweder als Neutronenstern (wenn er trotz aller Masseverluste noch mehr als 1,4 Sonnenmassen hat), bei dem Protonen und Elektronen unter dem ungeheuren Druck zu Neutronen verschmelzen oder sogar als Schwarzes Loch (wenn mehr als 3 Sonnenmassen übrigbleiben), das unter der Wirkung seiner enormen Schwerkraft eine von unserem Universum losgelöste Raum-Zeit-Blase (Singularität) ausbildet.

Jens Christian Heuer

  1. Es gibt noch keine Kommentare.
  1. No trackbacks yet.

Kommentar verfassen

Trage deine Daten unten ein oder klicke ein Icon um dich einzuloggen:

WordPress.com-Logo

Du kommentierst mit Deinem WordPress.com-Konto. Abmelden / Ändern )

Twitter-Bild

Du kommentierst mit Deinem Twitter-Konto. Abmelden / Ändern )

Facebook-Foto

Du kommentierst mit Deinem Facebook-Konto. Abmelden / Ändern )

Google+ Foto

Du kommentierst mit Deinem Google+-Konto. Abmelden / Ändern )

Verbinde mit %s

%d Bloggern gefällt das: