17.11 Astrophysik
Im Jahr 2019 wurde von der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) zum ersten Mal eine direkte Aufnahme eines Schwarzen Loches der Weltöffentlichkeit präsentiert (Bild 17.111).
Bild 17.111: Die Astrophysikerin Sara Issaoun erklärt die Technik, die zum ersten direkten Bild eines schwarzen Lochs führte
Die Galaxie M87 befindet sich rund 55 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt. Die Aufnahme gelang dem Event Horizon Telescope. Dieser Verbund aus zehn weltweit verstreuten Radioteleskopen ergibt zusammengeschaltet die Wirkung eines einzigen gigantischen Radioteleskops. Aus den Aufnahmedaten mussten dann noch in monatelanger Nachbearbeitung mit Programmen alle Störeffekte herausgerechnet werden. Ein Team aus 207 Personen in 59 Instituten aus 18 Ländern in Europa, Asien, Afrika, Nord- und Südamerika war bei dem Vorhaben beteiligt.
Dieses Kapitel handelt von den Strukturen in unserem Kosmos, wie Sterne und Galaxien.
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17.11.1 Sternenhimmel
Schaust du bei Nacht in den Himmel, siehst du viele helle Punkte (Bild 17.112) – fast alle davon sind Sterne.
Bild 17.112: Teil des Sternenhimmels bei Brandenburg
Als Stern (engl. star) werden in der Astronomie selbstleuchtende Himmelskörper genannt. Der uns nächste Stern ist die Sonne. Danach folgt Proxima Centauri, aber dieser ist schon rund 4,2 Lichtjahre entfernt. Zum Vergleich: Unsere Sonne nur 8 Lichtminuten entfernt – der nächste Stern also rund 300.000-Mal weiter entfernt.
Zeigt ein Punkt am Sternenhimmel ein „funkeln“ oder „flackern“, handelt es sich tatsächlich um einen Stern. Diese Szintillation entsteht durch Lichtbrechung in der Erdatmosphäre und tritt nur bei sehr weit entfernten Objekten auf. Der Mond und die Planeten sind dafür zu nahe.
Umgangssprachlich wird die Venus je nach Stellung zur Sonne als Abendstern oder Morgenstern bezeichnet. Die Venus reflektiert dabei nur das Licht der Sonne und ist somit ein Planet und kein Stern.
17.11.2 Sternentwicklung
Ein Stern entsteht, wenn sich interstellares Gas und Staub durch Gravitation immer mehr verdichten. Durch den Gravitationsdruck erhöhen sich die Dichte und Temperatur, bis die Fusion von Wasserstoff zu Helium einsetzt. Der dabei entstehende nach außen gerichtete Strahlungs- und Gasdruck und der nach innen gerichtete Gravitationsdruck stehen im Gleichgewicht. Da dieser Prozess von allen Fusionsprozessen die meiste Energie freisetzt und Sterne zu Beginn fast ausschließlich aus Wasserstoff bestehen, ist diese Phase der längste Lebensabschnitt eines Sterns. Auch unsere Sonne befindet sich bereits seit 4,6 Milliarden Jahren in dieser Phase und wird es auch noch etwa die nächsten 10 Milliarden Jahre sein.
Ist der Wasserstoff im Kern umgewandelt, nehmen die Fusionsprozesse zunächst ab und der Stern schrumpft. Dadurch steigt die Temperatur in den äußeren Schichten so weit an, dass dort die Fusion von Wasserstoff zu Helium einsetzt. Dieses „Schalenbrennen“ setzt sogar mehr Energie frei als vorher der Kern, daher bläht sich der Stern auf etwa das 100-fache seiner ursprünglichen Größe auf – unsere Sonne wird dann bis zur Erdbahn reichen! Durch die Abkühlung der Oberfläche erscheint uns der Stern in roter Farbe – er ist zu einem Roten Riesen (engl. red giant) geworden.
Wie sich ein Stern dann weiterentwickelt, hängt von seiner Masse ab (die Masse wird als Vielfaches der Sonnenmasse \(M_\odot\) angegeben):
- kleiner als \(8\;M_\odot\): endet er als Weißer Zwerg, diesen Zustand wird auch unsere Sonne in weiter Zukunft erreichen.
- \(8 - 25\;M_\odot\): nach einer Supernova-Explosion wird er zu einem Neutronenstern
- \(25 - 140\;M_\odot\): nach einer Supernova-Explosion wird er zu einem Schwarzen Loch
- größer als \(140\;M_\odot\): bei einer Paarinstabilitäts-Supernova wird der Stern vollständig zerstört und endet als weit ausgedehnte Gaswolke.
17.11.3 Weißer Zwerg
Das Endstadium von masseärmeren Sternen ist der Weiße Zwerg (engl. white dwarf). Kann kein weiteres Material fusionieren, entfällt der Strahlungsdruck und der Stern schrumpft. Dabei wird der Stern sehr klein und seine Dichte extrem hoch. Unsere Sonne würde etwa auf die Größe der Erde schrumpfen, allerdings wäre ihre Dichte dann rund 50.000-mal größer!
Bild 17.114: Größenvergleich Earth (links), weißer Zwerg (rechts) und Neutronenstern (Pulsar) in der Mitte
In einem weißen Zwerg gibt es keine Atome mehr. Die Elektronen haben die Atome verlassen und bilden jetzt ein Elektronengas – wie in einem elektrischen Leiter, nur betrifft das hier alle Elektronen. Das Schrumpfen durch die Gravitationskräfte wird schließlich durch den Entartungsdruck der Elektronen gestoppt und der weiße Zwerg erreicht seine endgültige Größe.
Durch die Abkühlung ändert ein weißer Zwerg im Laufe der Zeit seine Farbe: zunächst gelb, dann rot und schließlich schwarz. Die Abkühlung ist allerdings so langsam, dass es bisher noch keine „Schwarzen Zwerge“ gibt – das Universum ist einfach noch nicht alt genug. Suchen wir die kühlsten (und leuchtärmsten) Weißen Zwerge, finden wir die ältesten Sterne im Universum. Das gestattet uns Rückschlüsse auf das Alter des Universums.
17.11.4 Supernova
Am Ende seines Lebens ist der Stern wie eine Zwiebel aufgebaut. Von außen nach innen werden immer schwere Elemente in den Schalen fusioniert. Geht dem Stern schließlich der „Brennstoff“ aus, fällt die Materie aufgrund des Gravitationsdrucks zusammen. Durch den Zwiebelaufbau sind die inneren Schichten immer dichter als die Äußeren. Schließlich wird der Kern so dicht, dass die Hüllenelektronen in die Protonen im Kern gedrückt werden. Dabei kommt es zum inversen Beta-Zerfall, bei dem ein Proton und ein Elektron unter Abgabe eines Neutrinos zu einem Neutron umgewandelt werden. Diese Flut an Neutrinos schleudert die äußeren Hüllen in einer gewaltigen Stoßwelle vom Kern weg. Diese Explosion wird als Supernova (Mehrzahl: Supernovae) bezeichnet. Das erstaunliche dabei: Neutrinos wechselwirken kaum mit Materie. Aber die enorme Dichte der Neutronenstrahlung während des Kollapses bewirkt, dass es zu so einer gewaltigen Explosion kommt, obwohl nur etwa 1 Prozent der Neutrino-Energie von den äußeren Schichten absorbiert wird.
In Bild 17.115 siehst du den Krebsnebel. Dabei handelt es sich um die Überreste einer Supernova-Explosion, die sich im Jahr 1054 ereignet hat. Sie war freiäugig zu sehen und war einige Tage das dritthellste Objekt am Himmel. Das Bild ist ein Falschfarbenbild: Unsichtbare Röntgenstrahlung ist hellblau, sichtbares Licht grün bis dunkelblau und unsichtbare Infrarotstrahlung rot dargestellt.
In unserer Milchstraße ereignen sich etwa 1–3 Supernovae pro Jahrhundert, davon sind aber nicht alle mit bloßem Auge sichtbar, weil sie von anderen Objekten verdeckt werden. Trotzdem sind Supernovae keine Seltenheit. Nach Schätzungen kommt es im beobachtbaren Universum pro Sekunde zu etwa 20 bis 30 Supernovae!
17.11.5 Neutronenstern
Ein Neutronenstern (engl. neutron star) ist der Überrest eines Sterns mit einer ursprünglichen Masse von etwa dem 8- bis 12-fachen unserer Sonne. Nachdem ein Großteil seiner Masse bei der 17.11.4">Supernova-Explosion abgestoßen wurde, schrumpft der verbleibende Rest aufgrund der Gravitationskraft so stark, dass die Hüllen-Elektronen der Atome in den Kern gepresst werden und dort mit den Protonen zu Neutronen verschmelzen. Schließlich ist es der Entartungsdruck dieser Neutronen, der dem Gravitationsdruck entgegenwirkt und ein weiteres Schrumpfen schließlich stoppt.
Bild 17.116: Größenvergleich eines schwarzen Loches und eines Neutronensterns mit jeweils einer Sonnenmasse (Fläche Stadt: \(40\times 40\;\mathrm{km}\), etwa die Fläche von London)
Die Dichte solcher Sterne ist mit der eines Atomkerns vergleichbar. Neutronensterne gehören damit zu den dichtesten Objekten im Universum, gleich nach den Schwarzen Löchern. Ein Teelöffel Neutronensternmaterial entspricht einer Masse von unglaublichen vier Milliarden Tonnen (\(4\cdot10^{12}\;\mathrm{kg}\))!
Die Drehimpulserhaltung bewirkt, dass sich die Rotationsgeschwindigkeit beim Schrumpfen drastisch erhöht (Pirouetteneffekt). Neutronensterne drehen sich mit bis zu 1000 Umdrehungen pro Sekunde!
Auch Neutronen besitzen ein magnetisches Moment. Das Magnetfeld eines Neutronensterns kann mehrere Billionen Mal (\(10^{8} - 10^{15}\)) stärker als das Erdmagnetfeld sein, was sie zu den stärksten bekannten natürlichen Magneten im Universum macht.
Einige Neutronensterne senden Strahlung aus. Durch das starke Magnetfeld wird die Strahlung gebündelt und durch die schnelle Drehung erreicht uns auf der Erde kurze regelmäßige Strahlungs-Pulse. Diese Pulsare werden daher auch „Leuchttürme des Himmels“ genannt.
17.11.6 Schwarze Löcher
Dabei handelt es sich um die Überreste eines sehr massereichen Sterns, der seine äußere Schale als Supernova abgestoßen hat und aufgrund seiner Gravitation weiter schrumpft. Im Gegensatz zu einem Neutronenstern ist seine verbleibende Masse so groß, dass ihn die Gravitationskräfte zu einem sogenannten schwarzen Loch (engl. black hole) schrumpfen lässt – einem Bereich mit extremer Raumzeit-Krümmung.
Bild 17.117: Künstlerische Darstellung eines schwarzen Lochs, das Material eines nahegelegenen Sterns entzieht.
Um das Schwarze Loch herum befindet sich eine kugelförmige Zone, die als Ereignishorizont ((engl. event horizon)) bezeichnet wird. Innerhalb dieses Bereichs wird das gesamte Licht absorbiert – wie ein perfekter schwarzer Körper in der Thermodynamik. Die Größe des Ereignishorizonts ist durch den Schwarzschildradius \(r_\mathrm{S}\) (benannt nach Karl Schwarzschild) gegeben:
\[\begin{equation} r_\mathrm{S} = \frac{2GM}{c^{2}} \tag{17.39} \end{equation}\]
In dieser Gleichung bedeuten:
- \(r_\mathrm{S}\), der Schwarzschildradius (in \(\mathrm{m}\))
- \(G\), die Gravitationskonstante (in \(\mathrm{m^{3}kg^{-1}s^{-2}}\))
- \(M\), die Masse des schwarzen Loches (in \(\mathrm{kg}\))
- \(c\), die Vakuumlichtgeschwindigkeit (in \(\mathrm{m/s}\))
Schwarze Löcher an sich können nicht gesehen werden, aber sie machen sich indirekt bemerkbar, etwa durch den Gravitationslinseneffekt oder durch Gravitationswellen, die beim Verschmelzen von zwei schwarzen Löchern entstehen.
Eine Berechnung von Stephen Hawking sagt voraus, dass Schwarze Löcher Hawking-Strahlung aussenden. Sollte das zutreffen, würden selbst schwarze Löcher langsam kleiner werden und sich schließlich auflösen. Allerdings lässt sich diese Vermutung aktuell nicht experimentell nachweisen.
17.11.7 Hertzsprung-Russell-Diagramm
Sterne gibt es in unterschiedlicher Größe, Leuchtkraft und Farbe. In Bild 17.118 siehst du einige bekannte Sterne im Größenvergleich (Bild 17.118). In der Mitte befindet sich unsere Sonne. Rechts daneben mit rund dreifachen Sonnenradien der rote Riese Algol. Links neben der Sonne siehst du den blauen Riesen Bellatrix mit rund sechsfachem Sonnenradius. Rechts oben befindet sich mit rund 44-fachem Sonnenradius der Aldebaran und links oben Rigel (etwa 62 Sonnenradien).
In Bild 17.119 siehst du das Hertzsprung-Russell-Diagramm (engl. Hertzsprung-Russell diagram). Es zeigt die Einordnung von Sternen nach Leuchtkraft (Strahlungsleistung) und Spektralklasse (Farbtemperatur).
17.11.8 Entstehung schwerer Elemente
Aus dem Diagramm zur Bindungsenergie der Atomkerne pro Nukleon weißt du bereits, dass durch Kernfusion nur Atomkerne bis zum Element Eisen entstehen können. Alle Atome im Universum jenseits des Elements Eisen („schwere Elemente“) müssen durch andere Prozesse entstehen.
Trifft ein freies Neutron auf einen Atomkern, gibt es immer eine gewisse Wahrscheinlichkeit, dass es aufgenommen wird (Neutroneneinfang, engl. neutron capture). Auf natürlichem Weg passiert das auf der Erde nur selten, denn erstens gibt es sehr wenig freie Neutronen und zweitens haben freie Neutronen eine kurze Halbwertszeit von etwa 15 Minuten, bevor sie zu einem Proton und einem Elektron zerfallen.
Beim r-Prozess (rapid neutron capture, also „schneller Neutroneneinfang“) werden die Atomkerne mit einer Unmenge an freien Neutronen bombardiert, wodurch die Wahrscheinlichkeit eines Neutroneneinfangs drastisch erhöht wird. Solche „Neutronenstürme“ entstehen bei Supernova-Explosionen und bei der Kollision von Neutronensternen.
Ganz anders der s-Prozess (slow neutron capture, also „langsamer Neutroneneinfang“), der in den äußeren Schichten von roten Riesen über lange Zeiträume stattfindet. Wird dort Kohlenstoff und Helium zu Sauerstoff fusioniert, entsteht ein freies Neutron, das zum Einfang durch andere Kerne zur Verfügung steht.
\[ {}^{13}\text{C} + {}^{4}\text{He} \rightarrow {}^{16}\text{O} + n \]
Alle Elemente, die wir heute auf der Erde finden, sind einmal durch Kernfusion oder Neutroneneinfang in Sternen entstanden!
17.11.9 Galaxie
Durch die anziehende Gravitationskraft finden sich astronomische Objekte zu größeren Einheiten zusammen. Diese riesigen Ansammlungen von Sternen werden Galaxien (engl. galaxy) genannt.
Am Nachthimmel kannst du ein helleres Band entdecken, die Milchstraße (engl. milky way, Bild 17.120). Dieses Band ist unsere Heimatgalaxie, in der sich neben unserer Sonne noch geschätzt 100 bis über 400 Milliarden weitere Sterne befinden. Da die Erde ein Teil der Milchstraße ist, erscheint sie uns als Band, obwohl sie die Form einer riesigen Spirale mit einem Durchmesser von rund 90.000 Lichtjahren hat. In ihrem Zentrum befindet sich ein Schwarzes Loch mit etwa 4,3 Millionen Sonnenmassen. Übrigens: Das Wort „Galaxie“ stammt vom lateinischen galaxias, was übersetzt „Milchstraße“ bedeutet.
Die Andromedagalaxie ist die einzig weitere Galaxie, die am Nachthimmel freiäugig zu sehen ist (Bild 17.121). Sie hat ebenfalls die Form einer Spirale und ist mit einer Entfernung von 2,5 Millionen Lichtjahren die zu uns nächste Galaxie. Sie ist sogar noch größer und massereicher als die Milchstraße.
Galaxien sind keine Seltenheit. Mit moderner Technik lassen sich aktuell rund 50 Milliarden Galaxien in unserem Universum beobachten.
17.11.10 Quasare
Ein Quasar ist kein eigener Himmelskörper, sondern der aktive Kern einer Galaxie, der im sichtbaren Bereich des Lichts nahezu punktförmig wie ein Stern erscheint. Der Name ist die Abkürzung für „quasi-stellares Objekt“, also „sternähnliches Objekt“. Quasare zählen zu den hellsten Erscheinungen am Nachthimmel.
Bild 17.122: künstlerisch Darstellung des etwa 28 Milliarden Lichtjahre entfernten Quasars ULAS J1120+0641 mit einer Masse von zwei Milliarden Sonnen.
Ursache für die intensive Strahlung ist die rotierende leuchtende Scheibe (Akkretionsscheibe), die ein supermassereiches Schwarzes Loch (mit einer Masse von dem 100.000-fache unserer Sonne und mehr) umgibt (Bild 17.122).
17.11.11 Galaxienhaufen
So wie Sterne sind auch Galaxien im Universum nicht gleichverteilt. Die Milchstraße, der Andromedanebel und rund siebzig kleinere Galaxien im Umkreis von fünf bis acht Millionen Lichtjahren bilden eine Ansammlung, die als lokale Gruppe bezeichnet wird (Bild 17.123).
In der Nähe der lokalen Gruppen befinden sich weitere Galaxiengruppen (Bild 17.124).
Im Kosmos gibt es allerdings noch wesentlich größere Ansammlungen, sogenannte Galaxienhaufen (engl. galaxy cluster). Sie enthalten teilweise einige Tausend Galaxien und sind die größten durch Gravitation gebundenen Strukturen im Universum, die wir kennen.
17.11.12 Entfernungsbestimmung
Hältst du im Freien einen Stift vor deine Nase und schließt abwechselnd das linke und das rechte Auge, kannst du die sogenannte Parallaxe beobachten. Während die Position des Stifts hin- und herspringt, bleibt der weit entfernte Hintergrund an unveränderter Stelle. Diese blickwinkelabhängige Information benutzt dein Gehirn, um die Entfernung eines Gegenstands einzuschätzen. Je größer der Unterschied in der Position zwischen linkem und rechtem Auge, desto näher der Gegenstand. Im Bild 17.125 ist die Information der Parallaxe farbkodiert. Mithilfe einer Rot-Cyan-Brille entsteht ein dreidimensionaler Eindruck.
Bild 17.125: Anaglyphenbild des Very Large Telescope
Je größer der Abstand der „Augen“ (Basis), desto größer die Entfernungen, die mit dieser Methode gemessen werden können. Der größte für Beobachtungen verfügbare Abstand ist der Durchmesser der Erdbahn um die Sonne. Gemessen wird – um ein Halbjahr versetzt – die Verschiebung eines astronomischen Objekts zum Sternenhintergrund (Bild 17.126).
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Die astronomische Längeneinheit Parsec (Parallaxensekunde) hat ihren Ursprung in dieser Art der Entfernungsmessung. Erscheint der Abstand Erde-Sonne unter dem Winkel von einer Winkelsekunde, beträgt die Entfernung zur Sonne rund 3,26 Lichtjahre.
Mit modernen Weltraumteleskopen wie Gaia können Parallaxen bei hellen Sternen bis etwa \(1\cdot 10^{-5}\prime\prime\) (10 Mikro-Bogensekunden!) noch gemessen und damit Entfernungen bis rund \(326\,000\;\mathrm{ly}\) Lichtjahren bestimmt werden. Für größere Entfernungen müssen andere Methoden der Entfernungsbestimmung genutzt werden, wie:
Standardkerzen: Astronomische Objekte, deren absolute Helligkeit (zum Beispiel durch Berechnung) bekannt ist, dienen als Vergleich. Durch Messen der scheinbaren Helligkeit lässt sich dann auf die Entfernung des Objekts schließen.
Tully-Fisher-Beziehung: Sie beschreibt einen Zusammenhang zwischen der Rotationsgeschwindigkeit von Spiralgalaxien und ihrer Leuchtkraft. Zunächst wird durch Verschiebung von Spektrallinien versucht, auf die Rotationsgeschwindigkeit und damit auf ihre Leuchtkraft zu schließen. Aus der beobachteten Helligkeit kann dann ihre Entfernung abgeleitet werden.
