Grundlagen der Astrophysik Geheimnisse des Kosmos

Autor / Redakteur: Dr. Anna-Lena Gutberlet / Dr. Anna-Lena Gutberlet

Die Astronomie ist die vielleicht älteste aller Wissenschaften. Sie entstand aus religiösem Empfinden und sollte den unerreichbaren Himmel, seiner Veränderung und den Platz des Menschen erklären. Erst im 20. Jahrhundert, mit Hilfe der Geometrie bzw. Mathematik, wandelte sie sich zur Astrophysik.

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Überbleibsel der Supernova SN 1006
Überbleibsel der Supernova SN 1006
(Bild: NASA, ESA, Zolt Levay (STScI))

Die Astrophysik befasst sich mit den physikalischen Grundlagen der Erforschung von Himmelserscheinungen, dazu gehört die Entstehung von Sternen und Planetensystemen, die Sonnenphysik, Gravitationsdynamik sowie Schwarze Löcher und Neutronensterne.

Bereits seit Anfang des 17. Jahrhunderts verwende der Mensch Hilfsmittel, um den nächtlichen Sternenhimmel zu betrachten. Die anfänglich verwendeten Linsenfernrohre entwickelten sich zu Hightech-Spiegelteleskopen – und jedes neue Teleskop erweitert unseren Horizont. Mit der Gravitationswellenastrophysik kommt nun ein weiterer Blickwinkel dazu.

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Die wichtigste Methode der Beobachtenden Astrophysik ist die Spektralanalyse der elektromagnetischen Strahlung. Von der Erde aus können außer dem sichtbaren Licht, die Frequenzbereiche von Radiowellen und einige Teile des Infrarotbereichs beobachtet werden. Der größte Teil des infraroten und ultravioletten Licht, sowie der Röntgen- und Gammastrahlung können nur von Satelliten aus beobachtet werden, da die Erdatmosphäre als Filter wirkt.

Die Theoretische Astrophysik versucht, anhand von Modellen Himmelserscheinungen vorauszusagen oder nachzubilden. Viele astrophysikalische Prozesse lassen sich durch partielle Differentialgleichungen beschreiben, für die nur in Ausnahmesituationen eine exakte analytische Lösung gefunden werden kann. Eine weit verbreitete Methode in der Astrophysik sind daher numerische Berechnungen und Simulation, die oft auf Supercomputer oder Cluster durchgeführt werden. Die so gewonnenen Resultate vergleicht man mit Beobachtungen und überprüft, ob sie übereinstimmen.

Objekte im leeren Raum

Das Universum ist überwältigend groß und hauptsächlich leer. Es besteht nur zu 0,5 % aus Sternen, zu 4 % aus Gas und einem sehr geringen Prozentsatz an Neutrinos und schweren Elementen. Woraus die restlichen 95 % bestehen, ist nicht bekannt.

Im Universum gibt es eine Vielzahl von Galaxien die im Wesentlichen eine durch Gravitation gebundene, große Ansammlung von Sternen, Planetensystemen, Gasnebeln oder anderen stellaren Objekten sind. Galaxien variieren stark in Aussehen, Größe und Zusammensetzung und werden entsprechend dieser Kriterien eingeteilt. Die Milchstraße gehört zu den größeren und besitzt etwa 300 Milliarden Sterne bei einem Durchmesser von etwa 100.000 Lichtjahren. Galaxien treten oft in Gruppen oder Haufen mit bis zu einigen tausend Mitgliedern auf.

Die Magellansche Wolke und der Andromeda Nebel sind unsere intergalaktischen Nachbarn – Galaxien die auch aus Milliarden Sternen, Sternhaufen und Nebeln bestehen. Die einzelnen Objekte können nur Hochleistungsgeräte wie das Weltraumteleskop Hubble ausmachen.

Das bewegte Leben der Sterne

Sterne entstehen, sie wachsen oder schrumpfen, sie blähen sich auf und explodieren oder brennen irgendwann aus. Die verschiedenen Stern-Typen unterscheiden sich in ihrer Masse, Größe, Oberflächentemperatur und Leuchtkraft.

90 % aller Sterne sind Zwergsterne, gemäßigte Sonnen wie unsere. Ihr Durchmesser reicht von 0,1 bis 25 Sonnendurchmessern, sie besitzen 0,07 bis 50 Sonnenmassen. Die meiste Zeit verbringen Sterne als Hauptreihensterne, die ganz allmählich in ihrem Kern Wasserstoff zu Helium fusionieren und die so gewonnene Energie als Wärme und Licht abstrahlen. Wenn der Wasserstoff zur Neige geht, verändern sich die Sterne in Abhängigkeit ihrer Masse dramatisch. Bei Sterne mit weniger als einer halbe Sonnenmasse (Rote und Braune Zwerge) erlischt der Kern. Nach dem Schalenbrennen kühlen auch die Hüllen allmählich ab, bis sich der Stern unter seinem Eigengewicht zu einem Weißen Zwerg zusammenzieht und als Schwarzer Zwerg endet. Etwas schwerere Sterne blähen sich davor noch zu einem Roten Riesen auf, enden aber auch als Weißer Zwerg.

Sehr schwere Sterne – ab etwa acht Sonnenmassen – enden in einer Supernova: Die Hüllen werden abgesprengt und übrig bleibt ein extrem komprimierter Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.

Eine Supernova ist eigentlich kein Sterne-Typ, sondern das kurzzeitige, helle Aufleuchten eines massereichen Sterns am Ende seiner Lebenszeit durch eine Explosion, bei der der ursprüngliche Stern selbst vernichtet wird. Die Leuchtkraft des Sterns nimmt dabei millionen- bis milliardenfach zu, er wird für kurze Zeit so hell wie eine ganze Galaxie. Bekannte Supernovae sind die SN 1987A in der Großen Magellanschen und die Keplersche Supernova 1604.

Ein Neutronenstern steht am Ende seiner Sternentwicklung und stellt damit das Endstadium eines massereichen Sterns dar, dessen wesentlicher und namensgebender Bestandteil Neutronen sind. Es handelt sich um eine Kugel mit einem typischen, im kosmischen Maßstab geringen Durchmesser von etwa 10 bis 20 km mit Massen zwischen etwa 1,2 und 2,0 Sonnenmassen. Somit sind Neutronensterne extrem kompakt. Die mittlere Dichte eines Neutronensterns liegt bei etwa 3,7 bis 5,9*1017 kg/m³ (ein Atomkern besitzt eine Dichte von etwa 3*1017 kg/m³). Ein Neutronenstern sendet kaum mehr Licht aus, in seinem Inneren finden keine Prozesse mehr statt. Dafür ist er ausgesprochen stabil.

Neutronensternen gilt intensives Forschungsinteresse, da Details ihres dynamischen Verhaltens und ihrer Zusammensetzung noch unbekannt sind und an ihnen Materie-Eigenschaften unter den extremsten in der Natur beobachtbaren Bedingungen untersucht werden können.

Pulsare (Kunstwort aus engl. pulsating source of radio emission „pulsierende Radioquelle“) sind Neutronensterne mit extremen Magnetfeldern, die sich bis zu tausendmal pro Sekunde drehen (Rotationsdauer liegt zwischen 0.01 und 8 Sekunden). Durch die starken Magnetfelder senden Pulsare genau im Takt ihrer Rotation sehr regelmäßig elektromagnetische Wellen aus, die als Radiowellen messbar sind. Pulsare strahlen hauptsächlich im Radiofrequenzbereich, manchmal bis in den Röntgenbereich.

Hat der Eisenkern bei einer Supernova mehr als drei Sonnenmassen, kollabiert er nicht zu einem Neutronenstern, sondern zu einem Schwarzen Loch. Durch ihre starke Gravitation krümmen Schwarze Löcher den Raum um sich herum. Daher verlaufen Lichtstrahlen in ihrer Umgebung nicht mehr geradlinig, sondern werden gebogen. Die Allgemeine Relativitätstheorie von Albert Einstein hatte solche Raumkrümmungen vorhergesagt und Astronomen konnten diese inzwischen vielfach durch Himmelsbeobachtungen bestätigen. Je größer die Anziehungskraft eines Objekts, desto größer auch der Ablenkeffekt – bis die Lichtstrahlen bei einem Schwarzen Loch auf eine Kreisbahn gezwungen werden und dieses nicht mehr verlassen können.

Die gesamte Masse eines Schwarzen Lochs konzentriert sich in einem einzigen Punkt mit unendlich hoher Dichte und unendlich starkem Gravitationsfeld, einer sogenannten Singularität. Dennoch lässt sich diesen Objekten eine Größe zuordnen, dafür verwenden Astronomen den Ereignishorizont. Jenseits dieser Grenze kann weder Licht noch Materie dem Schwarzen Loch entkommen. Schwarze Löcher unterscheiden sich untereinander besonders durch ihre Masse und in ihrer Entstehungsgeschichte und werden entsprechend in verschiedene Gruppen eingeteilt. Auch im Zentrum der Milchstraße befindet ein Schwarzes Loch.

Literatur:

http://www.br-online.de/wissen-bildung/spacenight/sterngucker/deepsky/typen-extreme-schwarzeloecher.html

http://www.weltderphysik.de/gebiet/astro/

http://www.wikipedia.de

(ID:44582402)

Über den Autor

Dr. Anna-Lena Gutberlet

Dr. Anna-Lena Gutberlet

Freiberufliche Autorin