Bilderverzeichnis. - 8 -

Tabellenverzeichnis. - 8 -

Die Geschichte der Astronomie - 9 -

1 Unser Planetensystem - 14 -

1.1     Einführung. - 14 -

1.2     Sonne  - 15 -

1.2.        Sonnenfinsternisse. - 16 -

1.3     Die Planeten. - 17 -

1.3.1      Merkur.. - 17 -

1.3.2      Venu................................................................................................................................ - 18 -

1.3.3      Erde... - 18 -

1.3.3.1            Wichtige Daten von Erde und Mond: - 19 -

1.3.3.2            Mond. - 19 -

1.3.3.3            Mondfinsternisse. - 20 -

1.3.3.4             Die Gezeiten. - 21 -

1.3.4      Mars..... ..... - 22 -

1.3.5      Jupiter.. - 22 -

1.3.6      Saturn... - 23 -

1.3.7      Uranus. . - 24 -

1.3.8      Neptun... - 24 -

1.3.9      Pluto... - 25 -

1.4     Die Monde, die bis jetzt entdeckt wurden : - 25 -

1.5     Der Kuiper- Gürtel - 25 -

1.6     Die Oortsche Wolke. - 26 -

1.7     Kometen............................................................................................................................... - 26 -

1.8     Meteoriten. - 27 -

1.9     Asteroiden. - 27 -

1.10   Die Keplerschen Gesetze. - 28 -

1.11   Die Gravitation. - 30 -

1.12   Quellen: - 33 -

2 Unsere Milchstraße - 35 -

2.1     Allgemein: - 35 -

2.2     Spiralgalaxien. - 35 -

2.2.1      Wie entstehen Spiralgalaxien?. - 36 -

2.2.2      Die Dichtenwellentheorie. - 36 -

2.2.3      Entstehung von Spiralgalaxien durch Wechselwirkungen. - 36 -

2.3     Der Halo. - 36 -

2.3.1      Bewegungsbahnen der Objekte in der Halo. - 37 -

2.3.2      Das Gas in der Halo. - 37 -

2.4     Unsere galaktischen Begleiter - 37 -

2.5     Die Sterne. - 38 -

2.5.1      Was ist ein Parsec?. - 38 -

2.5.2      Die Sternhelligkeit - 38 -

2.5.2.1        Scheinbare Helligkeit - 39 -

2.5.2.2        Absolute Helligkeit (absolute visuelle Größe): - 39 -

2.5.2.3        Bolometrische Helligkeit (Leuchtkraft) - 39 -

2.5.3      Die Lichtkraftklassen. - 39 -

2.5.4      Die Sternenbewegung. - 40 -

2.5.5      Oberflächentemperatur und Sternenfarben. - 40 -

2.5.6      Sternenspektren. - 40 -

2.5.7      Zustandsdiagramme in der Astronomie. - 42 -

2.5.8      Das FHD (Farb-Helligkeits-Diagramm) - 42 -

2.5.9      Die Entwicklung der Sterne. - 44 -

2.5.9.1        Wie entstehen Sterne?. - 44 -

2.5.9.2        Die Sterne auf der Hauptreihe des HRD’s. - 45 -

2.5.9.3        Das Ende der Sterne. - 47 -

2.5.9.3.1          ................................................................................................ Die Weißen Zwerge. - 47 -

2.5.9.3.2          ................................................................................ Die Neutronensterne /Pulsare. - 48 -

2.5.9.3.3          ................................................................................................... Schwarze Löcher. - 49 -

2.5.9.4        Die Hawking-Strahlung. - 50 -

2.5.9.5        Die Entwicklung unserer Sonne. - 51 -

2.5.10    Sternenpopulationen. - 51 -

2.5.10.1      .... Das alter der Sternenpopulation mit Hilfe des HRD?. - 51 -

2.5.10.2      .... Offene Sternenhaufen. - 52 -

2.5.10.3      .... Kugelsternenhaufen. - 54 -

2.5.10.4      .... Assoziationen. - 55 -

2.6     Quellen: - 55 -

3 Das Universum - 59 -

3.1.1      Vorweg. . - 59 -

3.2     Urknall Theorie. - 60 -

3.2.1      Big Bang. - 60 -

3.2.2      Den Verlauf der Explosion, stellen die Wissenschaftler so dar: - 60 -

3.2.3      Sind Beweise für den Big Bang vorhanden?. - 62 -

3.2.4      Kosmische Hintergrundstrahlung. - 62 -

3.2.5      Eigenschaften der kosmischen Hintergrundstrahlung: - 63 -

3.2.6      Doppler Effekt - 63 -

3.2.6.1        Beispiel: - 64 -

3.2.7      Funktion und Anwendung. - 64 -

3.2.8      Fluchtgeschwindigkeit der Galaxien. - 65 -

3.2.8.1        Beispiele: - 65 -

3.2.9      Hubble- Effekt - 66 -

3.2.10    Hubble- Konstante. - 66 -

3.2.11    Alter des Universums mit Hilfe der Hubblekonstanten. - 67 -

3.2.12    Rotverschiebung. - 67 -

3.2.12.1      .... Beispiel um eine Rotverschiebung auszurechnen: - 68 -

3.3     Galaxien. - 69 -

3.3.1      Spiralgalaxien. - 70 -

3.3.2      Linsenförmige Galaxien. - 70 -

3.3.3      Balken Galaxien. - 70 -

3.3.4      Elliptische Galaxien. - 70 -

3.3.5      Irreguläre Galaxien. - 71 -

3.4     Besondere Galaxien. - 72 -

3.4.1      Radiogalaxien. - 72 -

3.4.2      Seyfert- Galaxien. - 73 -

3.4.3      BL- Lac- Objekte. - 73 -

3.4.4      Markariangalaxien. - 73 -

3.4.5      Entwicklung der Galaxien. - 74 -

3.4.6      Bewegung der Galaxien. - 74 -

3.4.7      Massenbestimmung einer Galaxie. - 75 -

3.4.8      Zusammenspiel der Galaxien. - 75 -

3.5     Galaxienhaufen. - 77 -

3.5.1      Reichhaltigkeit - 77 -

3.5.2      Gestalt. . - 77 -

3.5.3      Zusammensetzung. - 77 -

3.5.4      Dynamik der Galaxien. - 78 -

3.5.4.1        21cm Strahlung. - 79 -

3.6     Galaxiensuperhaufen. - 79 -

3.6.1      Die größten bekannten Strukturen im Kosmos. - 79 -

3.7     Dunkle Materie. - 80 -

3.7.1      Beweis für dunkle Materie. - 80 -

3.7.2      Nachweis. - 81 -

3.7.3      Zusammensetzung. - 82 -

3.8     Quasare. - 82 -

3.8.1      Radioastronomie. - 83 -

3.8.2      Synchrotronstrahlung. - 83 -

3.8.3      Elektromagnetisches Spektrum.. - 84 -

3.8.3.1        Eigenschaften: - 84 -

3.8.4      Was passiert mit unserem Universum.. - 86 -

3.9     Quellen: - 87 -

3.9.1      Bücher:. . - 87 -

3.9.2      Zeitschriften: - 88 -

3.9.3      Internet:.......................................................................................................................... .......................................................................................................................... - 89 -

Quellenverzeichnis - 90 -

Bücher:  ............. ............. - 90 -

Zeitschriften:.. - 91 -

Internet:              .......................................................................................................................... .......................................................................................................................... - 92 -

 


Bilderverzeichnis

Abbildung 1:        Unser Planetensystem aus Sterne im Weltraum.............................................. - 14 -

Abbildung 2:        Mondfinsternis........................................................................................................................ - 16 -

Abbildung 3:        http://www.physik.uni-muenchen.de.......................................................................... - 20 -

Abbildung 4:        (Quelle: Astronomie von Simon und Jaqueline Mitton (Buch)).................. - 21 -

Abbildung 5:        Komet mit Schweif................................................................................................................. - 27 -

Abbildung 6:        Johannes Kepler...................................................................................................................... - 28 -

Abbildung 7:        Erstes Keplersche Gesetz................................................................................................... - 29 -

Abbildung 8:        Zweite Keplersche Gesetz.................................................................................................. - 29 -

Abbildung 9:        ISAAC NEWTON (1643-1727)....................................................................................................... - 32 -

Abbildung 10:      Magellansche Wolke.......................................................................................................... - 37 -

Abbildung 11:      Was ist ein Parsec?................................................................................................................ - 38 -

Abbildung 12:      Das HRD.......................................................................................................................................... - 43 -

Abbildung 13:      Ein Roter Riese........................................................................................................................... - 47 -

Abbildung 14:      Schematische Darstellung eines Pulsars.............................................................. - 48 -

Abbildung 15:      Ein Schwarzes Loch............................................................................................................... - 49 -

Abbildung 16:      Offener Sternenhaufen...................................................................................................... - 53 -

Abbildung 17:      Kugelsternenhaufen........................................................................................................... - 54 -

Abbildung 18:      Der Verlauf des Urknalls................................................................................................. - 55 -

Abbildung 19:      Betrachtung der Fluchtgeschwindigkeit der Galaxien.............................. - 66 -

Abbildung 20:      Die Rotverschiebung durch Expansion..................................................................... - 68 -

Abbildung 21:      Farbspektrum um die Verschiebung zu ermitteln............................................ - 69 -

Abbildung 22:      Spiralgalaxie M100................................................................................................................ - 63 -

Abbildung 23:      Elliptische Galaxie................................................................................................................ - 64 -

Abbildung 24:      Irreguläre Galaxie............................................................................................................... - 65 -

Abbildung 25:      Die verschieden Galaxienformen und ihre Ähnlichkeiten.......................... - 72 -

Abbildung 26:      Radiogalaxie NGC 128............................................................................................................ - 67 -

Abbildung 27:      Seyfertgalaxie........................................................................................................................ - 67 -

Abbildung 28:      Computeranimierter Zusammenstoss..................................................................... - 71 -

Abbildung 29:      Rotationsverhaltern einer Galaxie......................................................................... - 74 -

Abbildung 30: Quasar PKS2345 (Quelle: Duden Schülerlexikon)...................................................... - 83 -

Abbildung 32: Zusammensetzung des elektromagnetischen Spektrums............................... - 85 -

 

Tabellenverzeichnis

Tabelle 1: Zukünftige Sonnenfinsternisse. - 17 -

Tabelle 2: Wichtige Daten von Erde und Mond.. - 19 -

Tabelle 3: Monde im Sonnensystem... - 25 -

Tabelle 4: Sterne und Temperatur.. - 41 -

Tabelle 5: Beispiele für Galaxienmasse, -helligkeit und –entfernung.. - 80 -

Tabelle 6: Aufbau des elektromagnetischen Spektrums. - 85 -


Die Geschichte der Astronomie

Der Kosmos über uns fasziniert die Menschheit schon seit Anbeginn der Zeit. Deshalb ist die Astronomie auch die älteste Naturwissenschaft. Die genauere Beobachtung setzte mit dem Entstehen von Religionen und höheren Kulturen ein. Die ersten Kulturen, die sich auf einem nennenswerten Niveau mit der Astronomie auseinandersetzten waren, im Fernen Osten beheimatet. Aus dieser Zeit stammen auch die ersten schriftlichen Berichte über Sonnenfinsternisse und andere Phänomene. Kurz nach den Völkern des Fernen Ostens treten auch China, babylonische und indische Kulturkreise im Reigen der Völker auf, die sich intensiver mit der Materie beschäftigen. Nicht nur in der bis dahin bekannten Welt gab es solche Entwicklungen. Die Völker Mittelamerikas und davor schon die Mayas beschäftigten sich schon 3000 Jahre vor Christus mit der Materie.

Etwas später im, Altertum, nahmen die Gestirne die Rolle von Göttern ein. An dieser Stelle wurde die Wurzel für die Astrologie gelegt. Man ging davon aus, dass die Sterne einen direkten Einfluss auf das Schicksal eines Menschen hatten. Die Menschen erlangten erst allmählich das physikalische Verständnis für die Vorgänge im Kosmos. Sie eigneten sich verblüffende Kenntnisse in Astronomie und Mathematik an. Durch diese Kenntnisse war es ihnen möglich, Bauten zu errichten, die Sterne als Elemente einschlossen (z.B. ein Sonnenstrahl, der nur einen Tag im Jahr in ein Gebäude kam). Da es erst seit 390 Jahren möglich ist, die Sterne mit einem Fernrohr zu betrachten ist es umso erstaunlicher, dass viele der Grundlagen der sphärischen Astronomie in der Blütezeit der Babylonier und Ägypter gelegt wurden. Im Fordergrund bei den Forschungen in dieser Zeit steht die Zeitmessung. Man versucht mit Hilfe der Sterne zu bestimmen wie lange ein Jahr ist. Da die Sonne leicht zu beobachten war, konnte die Zeit einfach bestimmt werden. Später konnte man sogar eine Sonnenfinsternis voraussagen. So sagte Thales von Milet, eine Sonnenfinsternis für den 22. Mai 585 v. Chr., voraus, welche auch eintraf.

Die Antike beschäftigt sich auch sehr ausführlich mit der Gestalt der Erde. Die Vermutungen, über die Form, reichten von einer flachen Scheibe bis zu einer Säule. Platon (427-347 v. Chr.) und vor ihm wahrscheinlich schon Pythagoras (580-500 v. Chr.) und Xenophanes (565-480 v. Chr.) lehrten, dass die Erde eine Kugel ist. Als sich Aristoteles(389-322 v. Chr.) mit der Materie beschäftigte war es bereits selbstverständlich, dass die Erde eine Kugel ist. Zu dieser Zeit wurde diese Erkenntnis durch die Erdkrümmung begründet. Mit der Begründung, dass von einem Schiff auf hoher See erst der Maßt und dann das Schiff zu sehen war wurde diese These bestätigt.

Das erste große Hindernis stellten die Bahnen der Planeten dar. Sie stellten einen Gegensatz zum Dogma über die gleichförmige Kreisbewegung der Sterne dar. Eine Theorie, um die Religion und die Wissenschaft zufrieden zu stellen, entwickelte Ptolemäus (85 v. -100 n. Chr.). Er ging davon aus, dass die Erde der Mittelpunkt der des Systems ist und, dass sie sich auf einer Kreisbahn bewegt. Um diese kreisende Erde wiederum kreisen die Planeten. Diese Theorie galt 1300 Jahre lang als richtig. Nach Ptolemäus begann eine „Ruhephase“ in der Astronomie die bis Kopernikus reichte. In dieser Zeit gab es keine Veränderungen am Weltbild, dafür gab es aber viele Neuerungen in der Mathematik. Des Weiteren wurden auch neue Instrumente zur Beobachtung entwickelt. Hier sind in erster Linie die Araber zu nennen. Zusammengefasst war die antike Astronomie diejenige, die sich mit dem beschäftigte was mit bloßem Auge erkennbar war. Weiter versuchten sie ein Weltbild zu erschaffen was mit ihren Beobachtungen übereinstimmte.

Die Astronomie der Neuzeit begann mit dem Übergang vom geozentrischen zum heliozentrischen Weltbild. Diese Veränderung ist untrennbar mit den Namen Nikolaus Kopernikus (1473-1545), Galileo Galilei (1564-1642), Johannes Kepler (1571-1630) und Isaac Newton (1643-1727) verbunden. Durch Kopernikus kommt das Ptolemäische System zu Fall. Doch erst später durch Kepler und Galilei wird ein neues System entwickelt. Die Menschen kamen in dieser Zeit mit einer solchen Veränderung ihres Weltbildes nicht zu recht. Die Vorstellung, dass die Sonne der Mittelpunkt sein soll wurde von Gesellschaft und Kirche abgelehnt. Knapp hundert Jahre nach Kopernikus wurde das Fernrohr erfunden. Hiermit war es möglich genauere Beobachtungen am Nachthimmel zu machen. Galileo war der erste Naturwissenschaftler der durch ein Fernrohr die raue Oberfläche des Mondes erkannte und weitere erstaunliche Entdeckungen machte. Im Jahr, 1609 brachte Keppler seine ersten zwei Planetengesetzte heraus. 1619 folgt das dritte. Diese ganzen Erkenntnisse galten in dieser Zeit als verwerflich und fast schon als Gotteslästerung. Daraufhin wurden solche Bücher die die Gestirne nach den neusten Erkenntnissen beschrieben auf den Index der Kirche gesetzt. Galileo wurde sogar der Prozess gemacht. Doch der Fortschritt war nicht aufzuhalten. Die Astronomen hatten nun Möglichkeiten die sie brauchten um die Planeten genauer zu untersuchen. Der nächste große Fortschritt in der Astronomie war das Gravitationsgesetz von Isaac Newton. Dieses Gesetz schaffte die Grundlage zur Lösung vieler Probleme die bis dahin bestanden. Dadurch wurden immer genauere Berechnungen der Planetenbewegung möglich.

Ab diesem Zeitpunkt schritt die Entwicklung mit riesigen Schritten voran. Immer neue Instrumente und Mathematische Errungenschaften ermöglichten diesen Fortschritt. In unserer Zeit entstanden n Instrumente mit noch höherer Leistungsfähigkeit. Besonders die Radioastronomie gewann an Einfluss. Sie arbeitet mit großen Spiegeln, Antennensystemen und Überlagerungsempfängern. Zwei Schwerpunkte kennzeichnen die Astronomie in unserem Jahrhundert: Da ist einmal die Physik des einzelnen Sterns, von der man Auskunft über die Sternentwicklung erwartet. Zum andern ist es die Erforschung der Milchstraße und der Galaxien und genau hier setzen wir mit unserer Arbeit an. Welche Geheimnisse hat der Kosmos uns bisher freigegeben? Auf diese Frage wollen wir mit den folgenden Seiten eine Antwort geben.

 

 



1 Unser Planetensystem

1.1 Einführung

Das Sonnensystem besteht aus der Sonne, den neun Planeten und ihren Monden, den vielen Asteroiden (auch Planetoiden genannt), Meteoriten, Kometen und elektrischen und magnetischen Feldern. Der Planet Erde kreist mit den anderen Planeten auf verschiedenen Umlaufbahnen um die Sonne. Die Sonne ist ein Stern, die Erde ein Planet. Der Unterschied zwischen ihnen ist, dass die Sonne selbst leuchtet, während die Planeten nur das Licht der Sonne reflektieren(siehe Mond bei Nacht). Dieses Licht entsteht durch Kernfusionen im Inneren der Sonne. Sie hat deswegen eine sehr hohe Temperatur. Die Sonne hat einen 100-mal größeren Durchmesser als die Erde. Sie entstand vor etwa fünf Milliarden Jahren aus Gas und Staubwolken und bildete mit anderen Sternen die Galaxis der Milchstraße. Die Planeten sind entweder feste Kugeln so wie der Planet Erde oder sie bestehen aus kaltem Gas wie der Jupiter.

Die inneren Planeten des Systems sind Merkur, Venus und Erde. Die Erde besitzt einen Mond aber Merkur und Venus haben keinen. Die äußeren Planeten bilden Mars mit zwei Monden. Dann folgt ein Planetoidengürtel, der aus 100.000 bis 500.000 Planetoiden besteht. Nach dem

Gürtel kommt der Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun, Pluto und die Oortsche Wolke, aus der Kometen kommen, die für uns sichtbar werden.

 

Abbildung 1: Unser Planetensystem aus Sterne im Weltraum

(Quelle: Ausgabe: Special 7)

 

1.2 Sonne

Dieser Stern ist vor ca. 4,6 Milliarden Jahren mit den anderen Planeten aus einer Gas- und Staubwolke entstanden. Sie ist der Mittelpunkt unseres Sonnesystems. Ohne sie gäbe es kein Leben und die Erde wäre ein Eisplanet. Sie ist der einzige Himmelskörper im Sonnensystem, die Wärme und Licht abgibt. Die Sonne besteht aus Gasen und ist daher kein fester Körper. Sie wird durch Ausgleichen des hohen Druckes, der nach außen drängt, und dem Druck der Schwerkraft, der die Sonne zusammenpresst, zusammengehalten. Der Äquator braucht 26 Tage für eine Umdrehung. Auf den Polarregionen ist die Rotationsgeschwindigkeit geringer, sie beträgt 35 Tage. Also ist die Sonne einer differentiellen Rotation ausgesetzt. Die Ursache liegt darin, dass die Sonne kein fester Planet ist und die verschiedenen Teile des gasförmigen Körpers eine unterschiedliche Geschwindigkeit haben. So entstehen die unterschiedlichen Rotationsgeschwindigkeiten.

Die Sonne besteht aus mehreren Schichten. Der Kernbereich, die Strahlungszone, die Konvektionszone, die Photosphäre, die Chromosphäre und die Korona. Der Kernradius beträgt 150.000 Kilometer. Im Kernbereich ist es sehr heiß. Die Temperatur nimmt den Wert von 15 Milliarden Grad Celsius an und ist mit einem hohen Druck belastet. Hier findet die Kernfusion statt, bei der die Energie der Sonne hergestellt wird. Bei diesem Prozess verschmelzen vier Wasserstoffkerne zu einem Heliumkern. Da ein Wasserstoffkern nur ein Proton enthält, werden vier dieser Kerne gebraucht, so dass ein Heliumkern entsteht.

Die Masse der vier Protonen ist größer als die Masse eines Heliumkernes. Dieser Massenunterschied wird in Energie umgewandelt, die die Sonne als Wärme und Licht abgibt. Die Sonne erleidet durch die Kernfusion einen minimalen Massenverlust. In der Strahlungszone wird die produzierte Energie nach außen transportiert, dabei wird der Druck verringert und die Temperatur nimmt sehr stark ab. Diese Zone besteht aus Helium- und Wasserstoffgas, wo die Energie als Strahlung weitergeleitet wird. Diese Photonen stoßen öfters mit anderen freien Elektronen zusammen, die in der Zone sind, und übertragen so ihre Energie. Gleichzeitig werden die Strahlen abgebremst und in eine andere Richtung geschickt. Die Energie braucht etwa 10 Millionen Jahre bis sie an die Sonnenoberfläche gelangt. Dann kommt die Energie in die Konvektionszone. Dort werden Gasblasen (Granulen) aufgeheizt, die die Energie enthalten. Sie steigen nach oben und geben die Energie ab. Dann folgt eine Abkühlung der Granulen und dabei sinken sie wieder in die Zone um den Vorgang zu wiederholen. Die Photosphäreoberfläche besteht aus Granulation und Sonnenflecken. Die Sonnenflecken sind dunkle Stellen, aus denen vom Innern der Sonne magnetische Feldlinien kommen, die für eine Abkühlung dieser Stellen sorgen. Diese Flecken sind 1000- 1500 Grad kühler als die Sonne selber, und darum dunkler, denn man sieht den Temperaturunterschied. Die Schicht erreicht eine Dicke von 200 Kilometern und ist auch für uns auf der Erde sichtbar. Ihre mittlere Temperatur ist ca. 5500 Grad Celsius heiß, sie wird auch effektive Temperatur genannt.

In der Chromosphäre entstehen chromosphärische Fleres und auch Sonnenflecken. Die Fleres entstehen durch das Aufheizen der Chromosphäre. Durch diesen Vorgang wird Energie freigesetzt, die Photonen und Elektronen mit einer hohen Geschwindigkeit ins All schießen kann. Die Sonnenkorona ist die äußerste Schicht der Sonne. Der Druck ist sehr gering, aber die Temperatur steigt wieder um 1- 2 Millionen Grad Celsius an. Man glaubt, dass die Ursache des Temperaturanstieges auf das Magnetfeld der Sonne zurückzuführen ist, denn die magnetische Feldenergie der Sonne soll in andere Energieformen umgewandelt werden. Die Sonnenaktivität soll auch großen Einfluss auf die Magnetosphäre der Erde haben. Zum Beispiel stellte man Veränderungen des Magnetfeldes der Erde fest. Denn Magnetstürme beeinflussen seine Wirkung. Kleine elektrische Teilchen gelangen durch die Energie der Sonne in die Erdatmosphäre ein und sind als Polarlichter in den Polargebieten zu beobachten.

In ca. 5 Milliarden Jahren wird die Sonne ihren Wasserstoffanteil verbraucht haben, der jetzt schon nur noch die Hälfte beträgt. Sie wird in der Zeit immer heißer und größer werden. Wenn der Wasserstoffanteil ausgegangen ist, soll sie dreimal so groß sein und die Erde in flüssiges Lava verwandelt haben. Die Heliumkerne werden sich mit Kohlenstoff und anderen Stoffen zusammentun. Nach dem Abkühlen wir man sie Weißer Zwerg nennen.

 

1.2.1 Sonnenfinsternisse

Eine Sonnenfinsternis entsteht, wenn Erde, Mond und Sonne auf einer Geraden liegen, dabei wirft der Neumond einen Kernschatten und zwei Halbschatten auf die Erde. Eine totale Finsternis gibt es, wenn die Sonne komplett vom Mond verdeckt ist. Bei einer partiellen Finsternis ist nur ein Teil der Sonne verdeckt, und bei der ringförmigen Sonnenfinsternis kommt der Kernschatten vom Mond nicht auf die Erde, man sieht einen hellen Kreis von der Sonne.

Entstehung

Abbildung 2: Mondfinsternis

(Quelle: http://focus.msn.de/D/DF/DFE/DFEG/dfeg01.htm)

Die nächsten Sonnenfinsternisse, die auf der Erde zusehen sind:

4.12.2002

Südafrika, Westaustralien

Totale Finsternis

31.05.2003

Arktis

Ringförmige Finsternis

23.11.2003

Antarktis

Totale Finsternis

08.04.2005

Panama, Kolumbien, Venezuela

Ringförmige Finsternis

03.10.2005

Portugal, Spanien, Nord- und Ostafrika

Ringförmige Finsternis

29.03.2006

Atlantischer Ozean, Afrika, Russland

Totale Finsternis

22.09.2006

Atlantischer Ozean, südlicher indischer Ozean

Ringförmige Finsternis

Tabelle 1: Zukünftige Sonnenfinsternisse

( Quelle: Astronomie von Simon und Jaqueline Mitton (Buch))

 

In Deutschland bekommt man erst wieder am 7. Oktober 2135 eine Sonnenfinsternis zu Gesicht bekommt.

 

1.3 Die Planeten

1.3.1 Merkur

Dieser Planet ist der Sonne am nächsten und ist nach Pluto der kleinste Planet im Sonnensystem. Er besitzt außer ein paar Gasen, die aber gleich durch die große Hitze verdampft werden, eigentlich keine Atmosphäre. Nur ab und zu bleiben durch den Sonnenwind Helium und Wasserstoffteilchen an ihm hängen. Seine Größe und Oberfläche ist mit dem Mond sehr ähnlich. Auch er hat sehr viele Krater, die von Asteroiden- und Meteoriteneinschlägen stammen. Seine Dichte ist durch seinen gewaltigen Eisenkern sehr groß. Dieser besteht unter anderem aus Nickel und Eisen und sorgt für ein großes Magnetfeld.

Die Planetenkruste ist aus Gestein und umhüllt den Eisenkern mit einem ca. 10 Meter tiefen Mantel. Es ist bei Tag auf dem Merkur sehr heiß und nachts sehr kalt. Die Temperaturen liegen zwischen 430 -180 Grad Celsius. Es sind die größten Temperaturunterschiede, die es in unserem Sonnensystem gibt. Der Planet Merkur umrundet die Sonne in 88 Tagen und dreht sich in 59 Tagen einmal um die eigene Achse. Man spekuliert, dass dieser Planet sich früher einmal schneller gedreht hat, aber die Anziehungskraft der Sonne hat seine Rotation verlangsamt.


1.3.2 Venus

Die Venus ist der zweite Planet im Planetensystem und ist etwas kleiner als die Erde. Sie umkreist die Sonne in 224,7 Tagen und dreht sich in 243 Tagen um ihre eigene Achse. Somit ist sie der langsamste Planet im Sonnensystem. Ihre Atmosphäre ist sehr heiß und giftig für Menschen. Man kann es schon an der Oberfläche erkennen, die durch eine schwefelsäurehaltige Wolkendecke kaum sichtbar ist. Weiterhin enthält die Atmosphäre Kohlendioxid, etwas Stickstoff und Sauerstoff. Die Höchsttemperatur liegt bei 480 Grad Celsius, welche durch den Treibhauseffekt verursacht wird, da die kohlendioxidhaltige Wolkendecke die Sonnenhitze einfängt. Die Venus besitzt aber auch Vulkane und viele Krater, die durch Aufpralle von Meteoriten entstanden sind. Offensichtlich hat sie eine sehr dünne Kruste aus Stein und Felsen gebildet, unter der sich Lavaströme befinden. Oft spritzt flüssige Lava aus Löchern des Planeten.

 

1.3.3 Erde

Die Erde ist der einzige Planet im Sonnensystem, auf dem sich höhere Formen von Lebewesen entwickelt haben. Sie besteht zu 70% aus Wasser. Wenn man die Erde vom All aus beobachtet, sieht man die Unterteilung der Erde. Die Kontinente sind braun, die Ozeane blau und an der Oberfläche schweben Wolken aus Wasserdampf. Die beiden Pole (Nord- und Südpol) sind immer mit Eis bedeckt. Die Atmosphäre ist eine Zusammensetzung aus Stickstoff, Sauerstoff, Argon, Kohlenstoffdioxid und Anteile von Kohlenstoffmonooxid, Neon, Helium und Methan. Dieser Planet besitzt eine Ozonschicht, die die Erde vor UV- Strahlen schützt, welche schlimme Krankheiten verursachen. Drei Hauptschalen bilden den Aufbau der Erde. Der Erdkern ist aus flüssigem Eisen und Nickel und steht unter einem hohen Druck. Der Erdmantel besteht aus festem und flüssigem Gestein, und festes Gestein bildet die Erdkruste. Die Oberflächentemperatur liegt bei ca. 15 Grad Celsius. Die Erde braucht 1 Jahr bis sie die Sonne umrundet hat und sie dreht sich in 24 Stunden einmal um sich selbst. Die Fallbeschleunigung beträgt auf der Erde ca. 9,81 m/s². Es gibt nur einen Mond, der um die Erde kreist. Die Entfernung zwischen Mond und Erde beträgt 380.000 km. Der Mond wird durch die Anziehungskraft der Erde auf seiner Umlaufbahn gehalten.


1.3.3.1 Wichtige Daten von Erde und Mond:

 

Mond

Erde

 

 

 

Mittlerer Radius

Masse

mittlere Dichte

Rotationszeit

27 Tage

24 Stunden

Umlaufzeit

Umkreist in 27 Tage einmal die Erde

Umkreist in 365 Tagen einmal die Sonne

Mittlere Bahngeschwindigkeit

Fallbeschleunigung

Mittlere Entfernung zur Erde

-

Oberflächentemperatur

Tagesseite: 130 Grad Celsius

Nachtseite: -140 Grad Celsius

-88 bis 60 Grad Celsius

Tabelle 2: Wichtige Daten von Erde und Mond (Quelle: Duden Schülerlexikon)

 

1.3.3.2 Mond

Der Mond bewegt sich um die Erde und mit der Erde um die Sonne. Die Bewegung um die Erde (27 Tage) und die Rotationsdauer des Mondes sind gleich (gebundene Rotation), dies hängt mit der Gezeitenreibung im Gravitationsfeld der Erde zusammen, die von Gravitationswellen in der Mondmaterie entstand. Unter der dicken Mondkruste befindet sich eine Schicht aus kaltem Gestein, die einen warmen, teilweise geschmolzenen Kern umschließt, der fast kein Eisen enthält, so dass es kein Magnetfeld gibt. Die Mondmasse ist 81-mal kleiner als die Erdmasse und der Mondradius ist viermal kleiner als der Erdradius. Die Fallbeschleunigung auf der Oberfläche des Mondes beträgt nur ein Sechstel der Erdanziehungskraft. Diese Oberfläche enthält Krater und flache dunkle Regionen, die Tiefländer oder auch Maria genannt werden, durch die einmal Lava geflossen ist. Außerdem enthält sie Hochländer (Terrae), die aus Bergen bestehen. Es gibt keine Atmosphäre auf dem Mond. Da der Planet keine Luft hat, um die Strahlen der Sonne zu brechen, bleibt der Himmel immer dunkel. Auf dem Mond ist es still, weil die Schallwellen sich nicht durch dieses Vakuum ausbreiten können. Die Oberflächentemperaturunterschiede sind sehr groß. Bei Tage ist es sehr heiß und bei Nacht sinkt die Temperatur auf -150 Grad Celsius. Die Ursache der großen Hitze bei Tage entsteht dadurch, weil der Mond kein Schutzschild hat, und er direkt die Strahlen von der Sonne abbekommt.

Die Mondphasen sind von Mond, Erde und Sonne abhängig. Diese Phasen gibt es nur, weil die Erde und der Mond von der Sonne angestrahlt werden und die Sonnenstrahlen nur reflektieren. Außerdem beeinflussen sich Erde und Mond aufgrund ihrer Gravitationskräfte gegenseitig. Bei Neumond steht der Mond genau zwischen Erde und Sonne und die erdabgewandte Seite des Mondes wird von der Sonne angestrahlt. So kann man ihn von der Erde aus überhaupt nicht mehr sehen. Wenn die drei Himmelskörper weiter wandern, bekommt man immer mehr die beleuchtete Seite des Mondes zusehen. Vollmond ist dann, wenn der Mond eine entgegengerichtete Stellung zur Sonne annimmt, so erkennt man die angestrahlte Seite des Mondes. Danach wird der Anteil dieser Seite des Mondes wieder kleiner. Man spricht von einem abnehmenden Mond. Ab und zu kann man am Himmel eine dünne Sichel erkennen, die auch leicht gespiegelt wird. Dieses Phänomen entsteht durch die Reflektion des Sonnenlichtes durch die Erde und dann durch die Sonne.

 

1.3.3.3 Mondfinsternisse

Zu einer Mondfinsternis kommt es dann, wenn die Erde zwischen Sonne und Mond steht. Alle drei Himmelskörper liegen dabei ungefähr auf einer Geraden. Da die Erde größer als der Mond ist, bedeckt der Erdschatten komplett den Mond. Es gibt nicht immer eine totale Mondfinsternis. Die Ursache liegt am gegeneinander geneigten Winkel von Mond- und Erdbahn, der 5 Grad beträgt. Der Mond nimmt oft auch eine rötliche Farbe an, was auf die Streuung des Lichtes durch die Atmosphäre der Erde zurückzuführen ist.

 

Abbildung 3:http://www.physik.uni-muenchen.de

/didaktik/U_materialien/leifiphysik/web_ph09/umwelt_technik/09finsternis/mondfi.htm


Die nächsten Mondfinsternisse, die man in Deutschland beobachten kann:

16.05.2003

totale Mondfinsternis

09.11.2003

totale Mondfinsternis

04.05.2004

totale Mondfinsternis

28.10.2004

totale Mondfinsternis

07.09.2006

partielle Mondfinsternis

04.03.2007

totale Mondfinsternis

Abbildung 4: (Quelle: Astronomie von Simon und Jaqueline Mitton (Buch))

 

1.3.3.4 Die Gezeiten

Zweimal am Tag gibt es auf der Erde Ebbe und Flut. Die Erde wird durch die Gravitationskraft (Gezeitenkraft) des Mondes beeinflusst. Da die Masse der Erde größer ist als die Masse des Mondes, liegt der Schwerpunkt im Erdinneren, um das sich beide Himmelskörper drehen. Die Zentrifugalkraft drückt die Erde nach außen. Gleichzeitig spielen die Anziehungskräfte des Mondes und der Erde auch eine große Rolle. Alle Teilpunkte der Erde, die etwas näher beim Mond liegen haben eine etwas größere Gravitationskraft als im Erdmittelpunkt. So wirken die Gravitation und die Fliehkraft auf der zugewandten Seite der Erde zum Mond zusammen in seine Richtung, addieren sich und bilden die Kraft, mit der, der Mond das Wasser der Erde anzieht. Es entstehen dabei durch Fliehkraft zwei Wasserhügel (Flut), einer auf der Seite der Erde in Richtung des Mondes, der andere Hügel auf der entgegengesetzten Seite. In der Mitte der Erde heben sich Fliehkraft und Gravitation auf und es gibt kein Ebbe und Flut. Die Küsten bekommen zweimal innerhalb 24 Stunden und 50 Minuten die Gezeiten zu spüren. Es ist ein bisschen mehr als 24 Stunden, weil der Mondtag etwas länger ist als ein Erdentag. Auch die Sonne kann die Gezeiten beeinflussen, wenn sie und der Mond in einer Geraden liegen und ihre Gravitationskräfte zusammen in eine Richtung wirken und diese Kräfte dann stärker sind, steigt der Flutpegel an, es gibt Springfluten ( sie sind höher als die normalen Fluten). Aber wenn der Mond im ersten oder im letzten Viertel ist und er und die Sonne senkrecht zueinander stehen, schwächen sich die gegenseitig wirkenden Anziehungskräfte, so ist der Flutpegel niedriger als normalerweise, so kommen Nippfluten zustande.

Die Gezeitenkräfte werden zum Beispiel an der Nordsee von Gezeitenkraftwerken in Energie umgewandelt. Becken werden durch die Flut aufgefüllt und die Turbinen werden durch Ebbe und Flut angetrieben. So wird Energie umweltfreundlich hergestellt.

1.3.4 Mars

Der Mars wird auch „der Rote Planet“ genannt, weil viele Vulkane auf ihm wüten und viele Krater in einer wüstenartigen Landschaft ihn schmücken. Seine dünne Atmosphäre ist aus Kohlendioxid, etwas Wasser und Sauerstoff. Die Temperaturen sind an den Polen –23 Grad Celsius bis -150 Grad Celsius und am Äquator 0 Grad Celsius. Auf dem Mars ist die Schwerkraft kleiner als auf der Erde, so dass nur zwei Fünftel des Gewichtes haben würde. Der Planet braucht 687 Tage um die Sonne zu umkreisen, und 24,6 Stunden, um sich um seine eigene Achse zu drehen. Zwei Monde umkreisen den Mars (Phobos und Deimos), die wahrscheinlich irgendwann einmal vom roten Planeten durch die Anziehungskraft eingefangen wurden. Ihre Form ist nicht gleichmäßig rund, weil ihre eigene zu schwache Schwerkraft sie nicht in eine runde Form zwingen kann.

 

1.3.5 Jupiter

Der Jupiter ist der größte der neun Planeten und gehört mit Saturn, Uranus und Neptun zu den Gasplaneten, die mit ihrer Zusammensetzung der Sonne ähnlich sind. Seine Atmosphäre besteht zu 85% aus Wasserstoff und zu 14% aus Helium. An der Oberfläche zeigen sich Wolkenstrukturen, die in dunklen und hellen Bändern parallel zum Äquator verlaufen. Dort liegt die Temperatur bei –160 Grad Celsius. Die dunklen Stellen markieren absinkende Materie und die hellen Stellen zeigen aufsteigende Gase des Planeten. Man kann auch Flecken auf dem Jupiter sehen, welche Wirbelströme aufweisen. Einer von ihnen ist besonders gut sichtbar, der Große Rote Fleck. Er ist wahrscheinlich vor über 300 Jahren aus einem starken Wirbelsturm entstanden und wütet heut noch als Sturm. Dieser Fleck ist größer als die Erde. Der Planet Jupiter hat eine große Masse, die unter hohem Druck zusammengepresst wird. So nimmt der Wasserstoff in ihm wegen diesem vorhandenen Druck metallische Eigenschaften an und wird Vermutungen nach zu einem Kern aus Gestein zusammengedrückt. Es kommt eine großes Magnetfeld zustande. Jupiter gibt viel mehr Wärme in das Weltall ab als er von der Sonne aufnimmt. Wahrscheinlich ist die Wärme bei seiner Entstehung durch das Zusammenziehen seiner Materie entstanden, als die potenzielle Energie der Gravitationskräfte in Wärme umgewandelt wurde. Diese innere Wärme verursacht auch die Wirbelstürme. Die Temperatur im Inneren erreicht den Siedepunkt von Wasser. Ringe umgeben den Jupiter, die aus Meteoridenaufprallen von nahe gelegenen Mondmaterien entstehen. Jupiter dreht sich von allen Planeten des Sonnensystems am schnellsten um seine eigene Achse. In ca. 10 Stunden macht er eine Eigenumdrehung. Da seine Rotationsgeschwindigkeit sehr hoch ist, sind die Pole nicht mehr schön abgerundet, sondern nehmen eine platte Form an. Man sagt, dass die Eigendrehung differenzial sei, da die Drehung am Äquator schneller erfolgt als bei den Gebieten in der Polarregion. Die Sonne allerdings umkreist er nur einmal in 12 Jahren.

Der Jupiter hat 16 Monde. Der größte ist der Ganymed mit einem Durchmesser von 5262 km. Er ist mit einer dicken Eisschicht überzogen, die einen festen Kern umhüllt und die Löcher auf ihm weisen darauf hin, dass er von Asteroiden und Meteoriten getroffen wurde. Dann gibt es noch den dunklen Mond Kallisto, der an der Oberfläche sehr viele Krater hat und ungefähr so groß wie Ganymed ist. Der Mond Europa hat eine helle Oberfläche, die mit einer dicken Eisschicht bedeckt ist. Seine Wolken reflektieren das Licht. Dieser Mond besteht zu einem Fünftel aus Wasser. Io umkreist den Jupiter sehr nahe. Durch den aufsteigenden Schwefel hat dieser Mond eine ungewöhnliche Farbmischung aus Gold, Rot und Schwarz. Man stellte auf seiner Oberfläche aktive Vulkane fest, aus denen Lava herausgeschleudert wird, von der einige Teile die Anziehungskraft des Mondes überwinden und einen Ring um den Jupiter bilden. Da die Schwerkraft von Jupiter enorm ist, wirken die Gezeitenkräfte in Io so stark, dass Reibungskräfte entstehen, die sein Inneres in einem flüssigen Zustand halten.

 

1.3.6 Saturn

Der Saturn ist der zweitgrößte Planet im Planetensystem. Er umkreist die Sonne in 29, 5 Jahren und braucht 10 Stunden, bis er sich einmal um seine eigene Achse gedreht hat. Dieser Planet besteht größtenteils aus Wasserstoff und Helium. Seine Oberfläche besteht aus Ammoniakwolken. Die Temperatur über der Wolkendecke ist –150 Grad Celsius. Dort gibt es starke Windböen, die durch weiße Flecken sichtbar werden. Um den Saturn sind drei Ringe, die einen Durchmesser von ca. 400000 km haben und Saturnringe genannt werden. Diese Ringe enthalten mehrere kleine Teilchen, die aus Eis oder aus eisbedeckten Gesteinsbrocken bestehen und bis einige Hundert Meter groß sind. Zwischen den drei Ringen gibt es Lücken, die durch die Gravitation der Saturnmonde geteilt werden. Wie festgestellt wurde, besitzt jeder Gasplanet im Sonnensystem Ringe. Für ihre Existenz sind mehrere Gründe denkbar. Man glaubt auf der einen Seite, dass ein großer Mond aus Fels durch Gezeitenkräfte (Anziehungskräfte) dem Planeten näher kommt und sich auf einer näheren Umlaufbahn zum Planeten befindet. Irgendwann waren die Anziehungskräfte von Mond und Planet so groß, dass der Mond zerquetscht wurde und kleine Brocken daraus entstanden, die dann die Ringe um den Planeten bildeten. Ein anderer Grund wäre, dass die kleinen Brocken Überreste von der Entstehung der Planeten und Monde sind. Der größte Mond des Saturns ist der Titan. Er besteht aus Gestein und Wasser und er hat als einziger Mond im Sonnensystem eine Atmosphäre. Sie besteht aus Stickstoff, Methan und Gas. Die Temperatur beträgt –180 Grad Celsius.

1.3.7 Uranus

Der Uranus ist der siebte Planet des Sonnensystems. Er besteht aus Wasserstoff, Helium und zu einem Siebtel aus Methan. Dieses Gas lässt ihn blau aufleuchten. Sein Kern ist aus Gestein und Eisen. Die Temperatur des Uranus liegt bei –220 Grad Celsius. Ein ganz besonderes Merkmal hat dieser Planet, denn seine Rotationsachse ist so geneigt, dass sie fast auf seiner Bahnebene liegt. Behauptungen werden aufgestellt, dass dieser Planet irgendwann mal durch einen Zusammenprall mit einem großen Planeten zur Seite gekippt wurde.

Seine Eigenrotationszeit liegt bei 17 Stunden und 15 Minuten. Um die Sonne zu umkreisen braucht er 84 Jahre. Der Nordpol bekommt jeweils 20 Jahre Sonne zu spüren, doch der Südpol liegt in ewiger Dunkelheit. Elf Ringe hat der Uranus, die aus Gestein und Felsstücken bestehen. Uranus hat 17 Monde, die ihn umkreisen. Einer von ihnen heißt Miranda. Sein Durchmesser ist 500 km und die Oberfläche besteht aus Tälern, Klippen und Schluchten.

 

1.3.8 Neptun

Der Planet Neptun wurde nur rein zufällig entdeckt, denn man wollte eigentlich die Umlaufbahn vom Planeten Uranus berechnen. Es stellte sich heraus, dass die Berechnungen nicht mit den Gesetzen von Kepler übereinstimmten. Die Umlaufbahn des Uranus wurde durch die Gravitation eines anderen Planeten gestört. Der Neptun wurde entdeckt. Er hat sehr viel Ähnlichkeiten mit Uranus. Seine Atmosphäre besteht aus Wasserstoff, Helium, Methan und Ammoniak. Weiße Wolken ziehen über ihn hinweg, die aus gefrorenem Methan bestehen. Obwohl der Neptun weiter von der Sonne entfernt ist als der Uranus, liegt seine Temperatur bei –218 Grad Celsius und somit ist es wärmer auf ihm als auf Uranus. Das liegt daran, dass er Wärme von seiner Entstehung gespeichert hat, darum gibt der Planet auch mehr Wärme ab als er von der Sonne bekommt. Durch die gespeicherte Wärme entstehen auch auf Neptun Wirbelstürme. Es gibt vier Teilringe um ihn herum, die aus Methaneisstücken bestehen, die aber für Menschen durch die geringe Reflektion der Teilchen kaum sichtbar sind. Der Neptun umkreist die Sonne einmal in 165 Jahren und rotiert einmal in 17 Stunden und 52 Minuten um seine Achse. 8 Monde umkreisen Neptun. Der größte ist Triton, der aus Stickstoff und aus kleinen Mengen Methan besteht. Auf seiner Oberfläche erkennt man große Klippen aus Eis und viele aktive Vulkane, deren Lava aus Eis besteht, welches Wasser, Methan und Stickstoff enthält.


1.3.9 Pluto

Pluto wurde wie Neptun nur zufällig entdeckt. Eigentlich wollte man die Umlaufbahn von Neptun berechnen und stieß so auf Pluto, der bis heute noch nicht genau erforscht wurde. Wissenschafter fanden heraus, dass seine Oberflächentemperatur ca. –230 Grad Celsius beträgt und sich an der Oberfläche Teile von Eisstücken aus Methan abgelagert haben. Ein Gesteinskern mit Methaneis soll sich im Inneren des Planeten befinden. Seine Atmosphäre besteht Vermutungen nach aus Methan und Stickstoff. Pluto hat nur einen Mond, der Charon heißt. Der Abstand zwischen ihm und Pluto beträgt nur ca. 20.000 km, so dass sie zusammen auch als Doppelplaneten betrachtet werden.

 

1.4 Die Monde, die bis jetzt entdeckt wurden :

Planet

Monde

Name

Merkur

-

-

Venus

-

-

Erde

1

Mond

Mars

2

Phobos, Deimos

Jupiter

28

Metis, Adrastea, Amalthea, Thebe, Io, Europa, Ganymed, Callisto, Carme, Pasiphae, Ananke, Sinope, Elara, Lysithea, Himalia

Saturn

30

Atlas, Calypso, Dione, Enceladus, Epimetheus, Helene, Hyperion, Japetus, Janus, Mimas, Pan, Pandora, Phoebe, Prometheus, Rhea,

Telesto, Tethys, Titan

Uranus

21

Ariel, Belinda, Bianca, Caliban, Cordelia, Cressida, Desdemona, Juliet, Miranda, Oberon, Ophelia, Portia, Puck, Rosalind, Sycorax, Titania, Umbriel, Prospero, Setebos

Neptun

8

Despina, Galatea, Larissa, Naiad, Nereid, Proteus, Thalassa, Triton

Pluto

1

Charon

Tabelle 3: Monde im Sonnensystem

 (Quelle: SuW Special 7)

 

1.5 Der Kuiper- Gürtel

Der Kuiper- Gürtel erstreckt sich von 30 bis zu mehreren [1]nach dem Neptun und enthält viele Brocken aus gefrorenen Gasen und Staub, die meist kleiner sind als 100 Kilometer. Wenn einer dieser Brocken durch die Gravitation von den äußeren Planeten oder durch ständige Kollision in das innere Sonnensystem gelangt, verdampft das Gas des Brockens und ein Komet mit einem großen Schweif ist zusehen. Viele Astronomen glauben, dass Pluto kein Planet ist, sondern nur ein Teil des Kuiper- Gürtels, da viele Eigenschaften von ihm denen eines Gürtels entsprechen und nicht den Eigenschaften eines Planeten.

1.6 Die Oortsche Wolke

Weit vom Kuiper- Gürtel entfernt liegt die Oortsche Wolke. Sie ist eine Kugelschale, in der sich viele Kometen befinden. Die Wolke hat eine Ausdehnung von 100.000 AE. Man sagt, dass sie die Kometen ablenkt und ins innere des Planetensystems steuert. Manche Kometen fliegen sogar an der Erde vorbei. Eine andere Theorie besagt, dass diese Objekte Überreste der Entstehung des Sonnensystems sind, aus denen keine Planeten wurden.

 

1.7 Kometen

Kometen sind aus Eis, Stein, Metall und gefrorenem Gas, das aus Methan, Kohlendioxid und Ammoniak besteht. Sie kreisen in unserem Sonnensystem um her und werden durch Gravitation und Ablenkungen von Planeten, Kuiper- Gürtel, Oortsche Wolke und anderen Objekten herumgeschleudert und schlagen dann irgendwo ein. Wenn er Richtung Sonne fliegt beginnt ein Komet wegen den ansteigenden Temperaturen zu schmelzen. Dabei verdampft er auf der Höhe von Jupiter und es entsteht eine Gaswolke. Das Gas und der Staub des Kometen bilden einen Kometenschweif. Metall und Steine bleiben auf der Kometenbahn zurück und Meteoritenstürme finden statt. Nachdem der Komet die Sonne passiert hat, kühlt er ab und der Schweif verschwindet. Durchquert, der Kometenschweif die Erde so verglüht er in der Atmosphäre und es entstehen Sternschnuppen die man am Himmel beobachten kann.

Man berechnete die Umlaufbahnen der Kometen und stellte fest, dass alle paar Jahre der gleiche Komet zurückkehrt. Man kann Kometen außerhalb des Sonnensystems nicht vorausberechnen. Nachdem ein Komet die Sonne hinter sich gelassen hat, kehrt er wieder zu seinem Ausgangspunkt zurück. Während ein Komet die Sonne passiert verliert er immer mehr von seiner ursprünglichen Materie, weil er jedes Mal einen Schweif bildet von dem ein Teil verdampft. So wird der Komet immer dunkler und irgendwann gibt es ihn nicht mehr und übrig bleibt nur noch eine Kometenwolke am Rande des Universums. Man vermutet, dass Gravitationskräfte die Kometen aus dem Kuiper- Gürtel und aus der Oortsche Wolke herauszwingen, um Richtung Sonne zu fliegen. Der Jupiter hat durch seine große Masse auch einen Einfluss auf die Kometenbahn, denn wenn einer dieser Brocken sehr nahe an dem Planet vorbeifliegt, kann es passieren, dass der Jupiter den Kometen durch seine Anziehungskräfte in eine viel kleinere Umlaufbahn zwingt.

Ein für uns bekannter Komet ist Hale- Bopp. Zum ersten Mal wurde er am 23. Juli 1995 gesichtet. Sein Kerndurchmesser betrug 40 km und ist bis jetzt der hellste Komet, der je entdeckt worden ist. Am 22. März 1997 flog er mit einem Abstand von ca. 195,2 Millionen Kilometern vorbei. Man konnte ihn mit den bloßen Augen beobachten.

  

Abbildung 5:Komet mit Schweif

(Quelle: http://www.wappswelt.de/tnp/nineplanets/comets.html)

 

1.8 Meteoriten

Meteoriten bestehen aus Staub, Stein und Gas aus dem All. Sie sind meist Bruchstücke der Entstehung von Kometen, Asteroiden, Monden oder dem Planeten Mars. Diese Kleinkörper verglühen durch die Reibung mit der Luft wenn sie in die Erdatmosphäre eintreten. Das, was dann zusehen ist, nennt man Meteor. Die Staubpartikel sieht man am Himmel als Sternschnuppen. Meteoriten schlagen aber auch auf die Erdoberfläche ein und bilden Krater. Das kann nur passieren, wenn der Brocken nicht verglüht. Auch die Erde sammelt jährlich bei ihrer Umkreisung viel Gestein und Staub. Aus dem Dreck, der sich von den Kometen und Asteroiden ansammelt, entstehen Meteoritenströme, und wenn die Erde durch so einen Strom wandert, dann sieht man Lichtstreifen am Himmel, ein Meteoritenschauer aus brennenden Staubpartikeln.

 

Typen von Meteoriten:

Eisen: besteht aus Eisen und Nickel

Felsiges Eisen: besteht aus Eisen und felsigem Material

kohliger Chondrit: ähnelt der Zusammensetzung von der Sonne

Achondrit: kann von Mars oder Mond kommen. Sie sind sehr klein

 

1.9 Asteroiden

Asteroiden sind große Gesteinsbrocken, die meist Asteroidengürtel bilden. Diese bestehen aus Felsbrocken, Steinen und Sandkörnern und sind von der Entstehung der Planeten übrig geblieben. Zwischen Mars und Jupiter befindet sich solch ein Gürtel. Es kann oftmals vorkommen, dass das Gravitationsfeld des Jupiters einen Asteroiden einfängt, der dann zu einem Jupitermond wird. Asteroiden haben die Eigenschaft sich auf verschiedenen Umlaufbahnen um die Sonne zu bewegen. Die Ursache hierfür ist, dass die großen Planeten sie in unterschiedlichen Richtungen ziehen. So geraten die Umlaufbahnen der Asteroiden durcheinander. Daher wird vermutet, dass die winzigsten Monde Asteroiden sind, die von Planeten angezogen wurden.

Asteroideneinschläge[2] können sehr gefährlich für die Erde sein. Die Astronomen glauben sicher daran, dass so ein Asteroideneinschlag die Dinosaurierwelt zerstörte. Durchschnittlich schlägt ein Asteroid alle 100.000 Jahre auf der Erde ein. Wenn so ein Gesteinsbrocken die Erde wirklich in Gefahr bringen würde, könnte man eine Atombombe zur Ablenkung des Asteroiden ins All schicken.

 

1.10 Die Keplerschen Gesetze

Johannes Kepler lebte von 1571 bis 1628. Er studierte Astronomie, Mathematik und Theologie. Kurz vor seinem Abschluss fing er zu unterrichten an und beschäftigte sich immer mehr mit der Astronomie. Später war er dann ein Mitarbeiter des berühmten Astronomen Tycho Brahe der sich auch schon für die Planetenbewegung interessierte. Als dieser starb, wurde Kepler zum Hofastronom von Kaiser Rudolf dem II. Von nun an beschäftigte Kepler sich hauptsächlich mit der Planetenbewegung in unserem Sonnensystem, erstellte Rechnungen, nahm die Versuche von Brahe zur Hand und entdeckte so die drei Keplerschen Gesetze. Die ersten zwei Gesetze entstanden im Jahre 1609 und das dritte Gesetz wurde im Jahre 1619 veröffentlicht.

Abbildung 6: Johannes Kepler

aus Star Observer (Ausgabe: Juli-August 2001)

 

Das erste Gesetz beschreibt, wie die Planeten die Sonne umkreisen. Die Planeten bewegen sich nicht kreisförmig um die Sonne sondern bilden elliptische Bahnen, in deren Brennpunkt die Sonne steht. Je flacher die Ellipsenbahn ist, desto größer ist der Abstand der Sonne zum Zentrum. Der Abstand zwischen Erde und Sonne ändert sich ständig, darum wurde eine Einheit für den mittleren Abstand von Sonne zur Erde festgelegt, die man 1AE (Astronomische Einheit) nennt. So nahm man die kleinste Entfernung im Januar zwischen Sonne und Erde und die größte Entfernung im Juli und bildete daraus den Mittelwert, der dann die Einheit 1AE ergab.

 

Abbildung 7: Erstes Keplersche Gesetz

http://www.idv.uni-linz.ac.at/kepler/keplersche_gesetze/gesetz1.html

 

Das zweite Gesetz erklärt die Bewegung der Planeten längs ihrer Umlaufbahn. Die Bahngeschwindigkeit der Planeten ist unterschiedlich, denn sind sie der Sonne sehr nahe. So kreisen die Planeten schneller um die Sonne. Sind sie aber weiter von der Sonne entfernt, so bewegen sie sich nur langsam um die Sonne. Kepler übernahm die Messwerte von Brahe ,die zu folgendem Flächensatz führten. Die Verbindungslinie Zwischen Sonne und Planet überstreicht in gleichen Zeiten gleich große Flächen.

A1:t = A2:t = t = konstant                     A1, A2, = Flächeninhalt, t = Zeitintervall

Abbildung 8: Zweite Keplersche Gesetz

(Quelle: http://www.idv.uni-linz.ac.at/kepler/keplersche_gesetze/gesetz2.html)

Das dritte Keplersche Gesetz zeigt den Zusammenhang zwischen der Größe der Umlaufbahn und der Zeit für eine Sonnenumrundung. Die Quadrate der Umlaufbahnen zweier Planeten verhalten sich wie die dritten Potenzen der großen Halbachsen ihrer Bahnen; das heißt, die Zeit, die ein Planet braucht um die Sonne zu umkreisen hängt von der Entfernung zwischen Sonne und Planet ab.

 

         T1, T2 = Umlaufzeiten der zwei Planeten, a1, a2= gr. Halbachsen der Bahnen

 

Dieses Gesetz beweist auch, dass ein sonnennaher Planet eine schnellere Bahngeschwindigkeit hat als ein sonnenferner Planet; je größer der Abstand zur Sonne wird, desto langsamer bewegt sich der Planet in seiner Umlaufbahn um die Erde.

Der Planet Merkur zum Beispiel umkreist die Sonne schneller wie der Saturn, denn Merkur liegt der Sonne am nächsten. Erbraucht für eine Umdrehung nur 88 Tage, während der Saturn für eine Umdrehung ca. 29 Jahre braucht.

Die Keplerschen Gesetze haben nicht nur eine Bedeutung für die Planetenbewegung um die Erde, sondern sie gelten zum Beispiel auch für Satelliten, die die Erde umkreisen.

 

1.11 Die Gravitation

Der englische Physiker, Astronom, Mathematiker und Naturwissenschaftler Isaac Newton lebte 1643-1729. Schon als kleiner Junge war Newton sehr begabt und durch die Unterstützung seines Lehrers begann er an der Universität „Trinity College zu Cambridge“ zu studieren. Als das College wegen einer Pestepidemie schließen musste, eignete er sich die Grundlagen seiner Naturauffassungen an und arbeitete sie später mit Experimenten und Überlegungen aus. Newton wurde Mathematikprofessor in Cambridge, Präsident in der Royal Society und königlicher Münzmeister.

Seine wissenschaftlichen Entdeckungen waren für die Forschung sehr wichtig und bedeutungsvoll. Er beschäftigte sich mit der Zerlegung des (Sonnen-) Lichtes und der Entstehung der Farben des Lichtes. Das Interesse an der Planetenbewegung war sehr groß und so leitete Newton aus den drei Keplerschen Gesetzen das Gravitationsgesetz her, das bis heute das wichtigste Gesetz der Himmelsmechanik ist und für den Zusammenhalt der Planeten in unserem Planetensystem sorgt. Diese Theorie was das erste Gesetz, das Beobachtungen auf der Erde wie am Himmel erklären konnte.

Als königlicher Münzmeister beschäftigte er sich mit Geldfragen wie zum Beispiel die Zulassung des Papiergeldes und kämpfte gegen Fälschungen an.

Die Gravitation ist die Anziehungskraft zwischen zwei Körpern. Wie man aus der Legende kennt, solle Newton unter einem Baum gesessen haben als plötzlich ein Apfel herunterfiel. Er fragte sich, warum der Apfel gerade auf den Boden fiel. Durch Experimente und Versuche stellte der Physiker fest, dass irgendeine Kraft ständig auf die Planeten wirken muss, so dass diese nicht im Weltall verschwinden können. Daraus folgerte Newton, dass jede Masse eine Anziehungskraft auf andere Massenkörper ausübt. Und so konnte man sich auch erklären, warum der Apfel auf den Boden fiel, die Planeten auf ihre Umlaufbahnen gezwungen werden und immer um die Sonne kreisen und warum der Mond um die Erde kreist. Das Gravitationsgesetz gilt für alle Körper, die eine Masse haben. Die Anziehungskraft hängt von der Masse des Körpers ab, denn je größer die Masse eines Körpers ist, desto größer wird die Kraft und je weiter der Körper sich von einem anderen Körper entfernt, desto kleiner wird die Gravitationskraft.

              = (Gravitationskonstante)

= Masse des 1. Körpers

= Masse des 2. Körpers

               = Schwerpunktabstand der Körper

 

Der Grund dafür, dass der Mond um die Erde kreist und die Planeten in unserem Sonnensystem um die Sonne eine kreisförmige Bahn bildet, ist in der Gravitationskraft zusehen, die auch Zentralkraft oder Radialkraft genannt wird. Die Kraft wirkt in Richtung Zentrum der Bewegung des Planeten. Die Einheit dieser Kraft ist Newton (N) und wurde nach dem Entdecker Isaak Newton benannt. Nicht nur die Erde zieht den Mond an, sondern auch der Mond übt eine Gravitationskraft auf die Erde aus. Die Gravitationskraft, auch Schwerkraft genannt (gravis = schwer), wird auf der Erde als Gewichtskraft oder Erdanziehungskraft bezeichnet. Die Erdanziehung sorgt dafür, dass zum Beispiel ein Ball auf den Boden bleibt und die Menschen nicht fliegen können. Also wird jeder Körper, der eine Masse besitzt von der Erde angezogen. Diese Gewichtskraft ist abhängig von der Fallbeschleunigung (ag = 9,81m/s²). Dieser Wert gilt nur für die Erdbeschleunigung und der Masse des Körpers.

 

 

m = Masse des Körpers

 

Daraus folgt die Berechnung für die Fallbeschleunigung ag:

 

                                                 = 6,370 km : Radius der Erde

                            Masse der Erde

           Gravitationskonstante (Gravitationsfeldstärke)

Aber die Körper, die von der Erde angezogen werden, üben auch Gravitationskräfte aus. So entsteht zum Beispiel zwischen Mensch und Erde eine Wechselwirkung. Der Betrag der Erdanziehungskraft und die Anziehungskraft des Menschen sind gleich. Das Wechselwirkungsgesetz gilt für alle Körper, die eine Masse haben.

= Erdanziehungskraft

= Anziehungskraft eines Körpers, mit der die Erde angezogen wird

Gravitationskonstante der Erde

Gravitationskonstante des Menschen

Die Kraft, die auf einen anderen Körper wirkt, der sich im Gravitationsfeld eines anderen Körpers befindet, hängt von der Gravitationsfeldstärke im jeweiligen Raumbereich ab. Die Feldstärke, die im Gravitationsfeld eines Körpers wirkt, ist abhängig von der Masse des Körpers sowie vom Abstand zwischen zwei Körpern.

Abbildung 9: ISAAC NEWTON (1643-1727)

(Quelle: www.schuelerlexikon.de)

1.12 Quellen:

Material:

http://www.weidigschule.de/projekte/kepler/

www.idv.uni-linz.ac.at/kepler/keplersche_gesetze/ - 2k

de.wikipedia.org/wiki/Gravitation - 17k

http://www.wappswelt.de/tnp/nineplanets/nineplanets.html

http://de.wikipedia.org/wiki

http://www.astrocorner.de/

http://www.astronomie.de/

http://www.weidigschule.de/projekte/kepler/

http://www.raptor-2000.de/weltall/planeten/erde/planet-erde.htm

http://www.bg-reithmann.asn-ibk.ac.at/astro/A03-11.htm

http://www.bi.mainspitze.de/umwelt.htm

http://de.yahoo.com/

http://www.ksluzern.ch/

http://www.nordwestreisemagazin.de/ebbeflut.htm

http://tmeinert.bei.t-online.de/berichte/ebbeflut.htm

http://astronomie-sonnensystem.de/system.htm

http://www.solarviews.com/germ/homepage.htm

http://www.avg-ev.de/lexikon/Sonnensystem/Sonnensys.html

Sterne und Weltraum (SuW) Monde Spezial 7(Zeitschrift)

 

Astronomie

Autoren:           Gorenjski Tisk, Kranj-Slowenien

            Erschienen:       ©2001 sonst unbekannt

            Verlag: Neuer Kaiser Verlag

ISBN:              3-7043-1298-3

Duden Astronomie (Schülerlexikon)

            Verlag:             Dudenverlag Mannheim, Leipzig, Wien, Zürich

            Autoren:           Prof. Dr. Dieter B. Hermann, Dr. Oliver Schwarz

            Erschienen:       2001

ISBN:              3-89818-015-8


 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

2 Unsere Milchstraße

2.1 Allgemein:

„Milchstraße“[3] oder „Galaxis“ sind Bezeichnungen für das Sternensystem das unsere Sonne beherbergt. Also ist die Milchstraße unsere Heimat im Kosmos. Das Sternensystem in dem wir leben gehört zur Gruppe der Spiralgalaxien. In ihr sind ca. 100 Milliarden Sterne vorhanden, darüber hinaus interstellare Masse und verschiedene Arten von Sternenhaufen.

Wie auch bei andere Spiralgalaxien kann man bei unserer grobe Elemente voneinander unterscheiden wie z.B. der Halo oder die Spiralarme. Wenn man genauer hinsieht entdeckt man das sich in der Mitte der Galaxis ältere rötliche Sterne befinden welche kugelförmig angeordnet sind. Die nächste Schicht besteht aus Gas und Staub. Diese Schicht hat einen Durchmesser von etwa 100.000 Lichtjahren und ist in etwa 1.300 Lichtjahre dick. In dieser Schicht befinden sich blaue helle Jungsterne die aus der Gaswolke entstanden. Wenn man unsere Galaxie nun von außen betrachtet erkennt man die von mir gerade schon angesprochene Spiralform. In einem dieser Spiralarme befindet sich auch unser Sonnensystem. Es liegt in ca. 28.000 Lichtjahre vom Zentrum entfernt. Grosse Gas-Staubwolken produzieren in unserer Galaxis neue Sterne welche sich meistens zu Gruppen formatieren, den so genannten offenen Sternenhaufen. Der Name kommt daher das die Sterne in diesem Haufen keine endgültige Gruppe bilden, sondern nach einiger Zeit unter Einfluss der Anziehungskraft anderer Sterne ihre Formation auflösen. Um die Ausläufer unserer Galaxis herum kreisen so genannte Kugelsternenhaufen. Dieser Name kommt daher das sich es bei dieser Formation um riesige Sternenbälle handelt die einen Durchmesser von mehreren hundert Lichtjahren haben und 100.000 bis 100.000.000 Sterne beinhalten. Die äußerste Schicht die ich noch ansprechen werde, währe die zwei kleine Galaxien die unsere umkreisen. Die kleine und die große Magellansche Wolke.

 

2.2 Spiralgalaxien

In dieser Galaxie ist die Verteilung der einzelnen Scheibensterne[4] recht gleichmäßig doch die Verteilung der Sternentypen ist etwas ungewöhnlich. Die hellern Sterne befinden sich meist in den Spiralarmen. Durch ihre Leuchtkraft überstrahlen sie andere Sterne und so entsteht ein Bild der Spiralgalaxie welches nicht die wahr Massenverteilung darstellt.

2.2.1 Wie entstehen Spiralgalaxien?

Durch die Rotation der Galaxie ist ausgeschlossen, dass sich es bei den Armen um Feste Strukturen handeln kann. Weil die Sterne im inneren sich schneller um das Zentrum bewegen, müssten sich die Arme im laufe mehrerer Umdrehungen um den Kern gewickelt haben, dies passiert aber nicht. Außerdem existieren die Leuchtkräftigen Sterne in den Armen die der Galaxie ihre form geben nicht lange. Dieses Problem wird nun mit zwei Theorien behandelt.

Der Dichtewellentheorie und der Theorie, dass Spiralarme durch eine Wechselwirkung der Galaxien entstehen.

 

2.2.2 Die Dichtenwellentheorie

Die Dichtenwellentheorie besagt, dass Dichtenwellen die Rotationsbewegung überlagern und, dass sie sich abhängig von der Materie der Scheibe bewegen. Dichtenwellen sind aber keine wellen wie Schallwellen. Dichtenwellen stützten sich nur auf die gravitative Wirkung der Materie. Wird die Dichte an einer beliebigen Stelle der Scheibe verändert, so wird an dieser stelle auch die Gravitationsfeldstärke verändert. Als folge dessen werden die Bewegungen der Sterne in der Umgebung gestört. Dies hat wiederum eine Ausbreitung der Dichtenwellen zur Folge. So entsteht ein Dichtenmaximum in dem sich die interstellaren Wolken und Sterne länger aufhalten. In der Tat entdeckt man in den Spiralarmen leuchtende Gasnebel und neutrale Gaswolken in großen Mengen, welche wahrscheinlich zur Bildung von neuen Sternen gebraucht werden.

 

2.2.3 Entstehung von Spiralgalaxien durch Wechselwirkungen

Bei anderen Spiralgalaxien kann man die Spiralarme gut überblicken. Man erkennt dass es sich bei über 80% aller benachbarten Galaxien um Spiralgalaxien handelt. Man hat herausgefunden, dass es viele durch eine gravitative Wechselwirkung mit Sternensystemen veränderte Spiralarme gibt. Dies wurde bei der Dichtenwellentheorie vernachlässigt und somit muss sie noch einmal unter diesen Aspekten geprüft werden.

 

2.3 Der Halo

Der Halo ist das was unser Sternensystem um sich hat. Dort existieren viele Massearme und daher Leuchtschwache Sterne, welche schon sehr alt sind. In der Halo sind die Sterne auf zwei Arten angeordnet, entweder sie sind isoliert oder sie sind Teil eines Kugelsternenhaufens.

Die Sterne in den Haufen kommen nach Messungen auf ein Alter von ca. 10 Mrd. Jahren. Dies bedeutet, dass sie in der Zeit entstanden als auch die Galaxie entstand.

 

2.3.1 Bewegungsbahnen der Objekte in der Halo

Die meisten Objekte Bewegen sich auf ausgedehnten elliptischen Bahnen um das Galaktische Zentrum herum. Dieser Zustand weist ebenfalls auf eine frühe Entwicklungszeit der Bahnbewegung hin. Ansonsten hätte die Kreisbewegung nicht in diesem Maße ausgeprägt.

 

2.3.2 Das Gas in der Halo

Zwischen den Sternen im Halo gib es ein Gas mit geringer Dichte. Dieses Gas ist ionisiert und hat eine hohe Temperatur. Der Großteil des Gases kommt aus der Galaxie in den Halo. Dies Geschieht in der Regel bei Supernovae welche eine Druckwelle erzeugen die das Gas in den Halo bringt. Wenn das Gas die Halo erreicht fängt es an abzukühlen, bildet Wolken und bewegt sich auf die Scheibe (Sternensystem) zurück. Der Nachweis für dieses Phänomen wird über die 21-cm-Strahlung welche von neutralem Wasserstoff herrührt nachgewiesen.

Im Moment gibt es am Himmel viele Hunderte dieser Wolken zu sehen. Aber das Gas kommt nicht allein aus der Scheibe sondern auch von Sternen im Halo die es durch Sternenwinde abgeben.

 

2.4 Unsere galaktischen Begleiter

In relativ großer Entfernung zu unserer Scheibe gibt es zwei weitere Sternensysteme. Die so genannten Magellanschen Wolken. Sie kreisen in ausgedehnten Bahnen um die Galaxis. Auf diesen Bahnen brauchen sie in etwa 1 Mrd. Jahre für eine Umrundung. Des Weiteren Gibt es einen stetigen Masseaustausch zwischen unserem Sternensystem und den Magellanschen Wolken.

 

Abbildung 10... Magellansche Wolke

2.5 Die Sterne

Sterne sind Bälle aus Gas, die im Unterschied zu Planeten selbst leuchten. Der wichtigste Stern für uns ist zweifelsohne die Sonne. Sie wird auch als „Normalleuchte“ bezeichnet und wird als Bemessungsgrundlage für andere Sterne benutzt. Eine der bedeutendsten Aufgaben der Astrophysik besteht darin, die Eigenschaften der Sterne zu untersuchen, diese werden auch stellare Zustandsgrößen genannt.

 

2.5.1 Was ist ein Parsec?

In der Stellarastronomie wird nicht wie üblich die Astronomische Einheit[5] zur Bemessung von Entfernungen benutzt sondern die erheblich größere Einheit Parallaxensekunde (Parsec = pc).

Durch die Kreisbewegung der Erde um die Sonne bewegt sich die Sonne auch in kleinen Ellipsen. Es zeigt sich eine Verschiebung in der Bewegung von den Nahen zu den fernen Sternen. Die Entfernung zu den Nahen Sterne werden mit Hilfe einer trigonometrischen Berechnung errechnet. Dabei hängt die Helligkeit einerseits von der Entfernung, andererseits von der Leuchtkraft des Sternes ab.

 

Abbildung 11...Was ist ein Parsec?

 

2.5.2 Die Sternhelligkeit

Diese Größe wird in drei Arten von Helligkeit unterteilt.

2.5.2.1 Scheinbare Helligkeit

Schon im Altertum unterschied man schon mit Hilfe der „Größenklassen“ (magnitude) die Helligkeit der Sterne. Das hellste Objekt ist die Sonne welche einen Wert von -26m hat. Das nächst hellste war der Vollmond mit -12m. Ein Körper mit dem Wert +23m wäre aber nur noch mit dem in dieser zeit größten Observatoriums sichtbar. Mit dem bloßen Auge kann man höchsten noch Werte bis +5m wahrnehmen. Dagegen das Hubble-Teleskop erreicht einen Wert von +26m.

 

2.5.2.2 Absolute Helligkeit (absolute visuelle Größe):

Wenn die Helligkeit unabhängig von der Entfernung ist, ist die Helligkeit absolut. Hierbei wird die Helligkeit angegeben die bei einer Entfernung von 10pc erscheinen würde. In diesem Fall hat die Sonne eine Helligkeit von +4M. Die Differenz zwischen den beiden Helligkeiten m-M nennt man Entfernungsmodul. Wenn dieser Wert auf 0 steht bedeutet dies, dass sich das Objekt in einer Entfernung von 10pc befindet.

 

2.5.2.3 Bolometrische Helligkeit (Leuchtkraft)

Die oben genannten Helligkeiten sind nicht fehlerfrei da sie die interstellare Absorption nicht berücksichtigen. Nur Radiowellen und das sichtbare Licht erreichen die Erdoberfläche. Die gesamte Strahlung über das ganze Spektrum der Wellenlängen nennt man bolometrisch und entspricht eher der tatsächlichen Leuchtkraft eines Sterns. Hier hängt die Leuchtkraft eines Sterns von der Oberflächentemperatur (T) und von der Größe der Oberfläche ab. Kurz gesagt, je größer und heißer ein Stern, desto größer seine Leuchtkraft.

 

2.5.3 Die Lichtkraftklassen

Mit der Zeit wurde ein System eingeführt welches die Sterne nah ihrer Leuchtkraft Klassifiziert

                                I.      A) helle Überriesen

B) schwächere Überriesen

                             II.       Helle Riesen

                           III.      normale Riesen

                          IV.      Unterriesen

                             V.      Hauptreihensterne

                          VI.      Sub-Hauptreihensterne

                        VII.      Weiße Zwerge

2.5.4 Die Sternenbewegung

Obwohl es „Fixsterne“ heißt gibt es bei den Sternen eine Raumbewegung. Die Geschwindigkeit mit der sich der Stern Bewegt (Raumgeschwindigkeit = vR) resultiert aus zwei Komponenten. Die Eigenbewegung (EB) ist eines dieser Komponenten, sie ist tangential (seitwärts) gerichtet. Die andere Komponente ist die Radialgeschwindigkeit (RG) sie liegt im Visionsradius (in der Blickrichtung). Zur Bemessung der Eigenbewegung (m) bedient man sich der Einheit Bogensekunde[6]. Der Großteil der Sterne hat eine EB von weniger als 0,1 Bogensekunden/Jahr. Wenn man den Mond als Beispiel heranzieht entspricht eine Bogensekunde dort 1/1.800 des Durchmessers des Vollmondes. Man muss mindestens zwei Koordinaten von Sternen zu verschiedenen Zeitpunkten (Epochen) haben um m zu berechnen. Dagegen wird die Radialgeschwindigkeit in km/s gemessen. Bei dieser Messung wird der Doppler-Effekt zur Hilfe genommen. Die Rotverschiebung ist dann zu erkennen wenn sich ein Objekt entfernt. Je schneller das Objekt sich bewegt, desto größer die Verschiebung. So kann man mit Hilfe der Rotverschiebung auf die Radialgeschwindigkeit kommen.

 

2.5.5 Oberflächentemperatur und Sternenfarben

Die Unterschiedlichkeit der Farben der Sterne die auch schon mit dem bloßen Auge feststellbar ist resultiert aus der Temperatur der Sternenoberflächen. Hierbei entspricht die folgende Farbe der jeweiligen Temperatur (ca. Angaben).

Karl Schwarzschild führte zur Charakterisierung der Farben der Sterne den Farbindex ein, er bediente sich bei der Bemessung einer lichtempfindlichen Schicht einer Photoplatte die unsensibilisiert war. Diese Platte ist für blaues Licht empfänglicher als für rotes. Von Menschen wird das gelbe Licht am meiste wahrgenommen. Diese zwei Elemente bildeten die Grundlage seiner Berechnungen. In unserer Zeit wird der Farbindex mit Hilfe von Lichtfiltern gemessen.

 

2.5.6 Sternenspektren

Wenn man das Licht der Sterne mit einem Glasprisma bricht erkennt man die einzelnen Spektralfarben, weil unterschiedliche Wellenlängen verschieden stark gebrochen werden. Wenn man nun diesen versuch möglichst genau durchführt und ein möglichst saubere Brechung er erzeugt, erkennt man zwischen den Spektrallinien und Bändern Absorptionslinien. Mit Hilfe dieser Linien ist es möglich auf die unterschiedliche chemische Zusammensetzung und die physikalischen Eigenschaften zu kommen. Der Grund für diese Linien ist das sich zwischen dem Beobachter und einem heißen Gas sich ein kühleres Gas befindet, und genau dieses Phänomen tritt bei Sternen auf. Das kühlere Gas wird ionisier wenn das Licht hindurch geht. Bei diesem Prozess geht Energie verloren die man später als Absorptionslinien erkennen kann. Auf die chemische Zusammensetzung kommt man weil jedes Element seine charakteristischen Absorptionslinien. Dies ist aber keine tot sichere Art die Elemente zu bestimmen. Zum Beispiel bei Helium wird viel mehr Energie benötigt, als bei Metallen weil die Elektronen näher am Kern liegen und somit nicht so leicht in eine äußere Bahn zu bekommen sind. Somit wird eine höhere Temperatur benötigt um eine Charakteristische Absorptionslinienstruktur darzustellen. Somit wären bei Sternen mit niedriger Temperatur meist nur Metalle zu sehen, im Rückkehrschluss heißt das, dass man nicht hundertprozentig durch die Absorptionslinien auf die Zusammensetzung schließen kann. In der Regel sind Sterne wie folgt zusammengesetzt: ca. 75% Wasserstoff, ca. 25% Helium. Helium und Wasserstoff machen etwa 96-99% der Masse aus. Ein weiterer Vorteil der Absorptionslinien ist, dass man aus ihren Schärfen auf die Größe eines Sternes schließen kann. Die Absorptionslinien sind bei größeren Sternen deshalb viel schärfer, weil die Dichte dieser Sterne viel geringer ist und die Absorption nicht so sehr durch Atome in der Nachbarschaft gestört wird. Dank dieses Spektrums kann man Sterne in Spektralklassen einteilen. Diese Einteilung wird auch Harvard-Klassifikation genant und lautet wie folgt: O B A F G K M (als kleine Eselsbrücke: Oh, be a fine guy, kiss me). Mit dieser Einteilung werden in etwa 99% der Sterne abgedeckt. Weiter gibt es noch die Typen Q, P, W und S welche das restliche Prozent der bekannten Sterne stellen. Die folgende Tabelle vervollständigt die oben recht vereinfacht dargestellten Angaben.

 

Tabelle 4: Sterne und Temperatur

Typen

Oberflächentemperatur

Farbe

W

100.000 – 50.000 K

Blau

O

50.000 – 30.000 K

Violet – Weiß

B

30.000 – 10.000 K

Blau – Weiß

A

10.000 – 7.500 K

Weiß

F

7.500 – 6.000 K

Gelb – Weiß

G

6.000 – 4.500 K

Gelb

K

4.500 – 3.500 K

Gelb – Rot

M

3.500 – 2.000 K

Rot

R/N

2.000 – 1.500 K

Rot – Braun

S

1.500 – 700 K

Braun

2.5.7 Zustandsdiagramme in der Astronomie

In Abhängigkeit von zwei Zustandsgrößen werden die Sterne in Zustandsdiagramme eingetragen. Danach wird im Diagramm nach Linien oder schmalen Bändern gesucht die auf eine Beziehung schließen lassen können welche zwischen den Zustandgrößen besteht. Wenn die Sterne jedoch völlig ohne System auf dem Diagramm verteilt sind bedeutet das, dass die Zustandsgrößen voneinander nicht abhängen. Ein Problem ist bei dieser Art der Datenerfassung ist nach welchen Kennzeichen Sterne in eines dieser Diagramme aufgenommen werden. Nehmen wir mal an was währe wenn man nur Sterne die mit bloßem Auge erkennbar sind einzeichnen würde, dann wären die meisten Sterne im Diagramm „absolut helle“ Sterne, da Sterne mit einem Wert von M = -5 noch in mehr als 1000pc sichtbar sind, dagegen würden Sterne mit einem Wert von M = 5 selten im Diagramm eingezeichnet sind weil sie eine maximale Entfernung von 10pc haben dürften.

 

2.5.8 Das FHD (Farb-Helligkeits-Diagramm)

Dies ist ein Beispiel für eines dieser Diagramme. Bei dieser Art wird der Farbindex auf die X-Achse und die scheinbare Helligkeit auf die Y-Achse aufgetragen. Dieses Diagramm ist aber nur für den Fall Sinnvoll, wenn die Sterne alle dieselbe Entfernung haben. Dies kommt daher, dass die scheinbare Helligkeit dem wahren Leuchtkraftunterschied entspricht. Für den Fall das man ein solches Diagramm auf Sterne mit unterschiedlicher Entfernung anwenden will benutzt man das „Hertzsprung - Russel - Diagramm“ (HRD), es wird auch als „Zentraldiagramm in der Astrophysik“ bezeichnet.

 

Das HRD (Hertzsprung – Russell – Diagramm)

Erstmal ein wenig Geschichte. Enjar Hertzsprung, ein dänischer Astronom erkannte 1905, dass Sterne obwohl sie vom gleichen Spektraltyp sind, in ihrer Leuchtkraft sehr Unterschiedlich sein können. Am anderen Ende der Welt erarbeitet ein amerikanischer Astronom, Henry Norris Russel (1877 – 1957) völlig unabhängig von seinem dänischen Kollegen ein dem entsprechendes Diagramm mit den Zustandsgrößen absolute Helligkeit und der Spektralklasse. Als folge dessen wurde dieses Diagramm eben nach beiden Entdeckern benannt und wurde als Hertzsprung – Russell – Diagramm bezeichnet. Und nun zu den Fakten. Bei diesem Diagramm wird auf die X-Achse die Spektralklasse aufgetragen, wobei alle Größen gleichwichtig sind, da Sternfarbe und auch Spektraltyp von der Oberflächentemperatur abhängen. Die Y-Achse beherbergt die absolute visuelle Größe (die Leuchtkraft). Hierbei ist der Vorteil, dass man sogar Sterne mit unterschiedlicher Entfernung eintragen und später auswerten kann. Dies war beim FHD nicht der Fall. Wenn man sich das Diagramm nach dem eintragen der Sterne ansieht, stellt man fest das sich etwa 90% der Sterne auf der so genannten Hauptreihe, die auch main sequence genannt wird, befinden. Diese Hauptreihe verläuft diagonal von links oben nach rechts unten. Dies weist auf einen funktionalen Zusammenhang hin. Dieser Zusammenhang besteht offensichtlich dann zwischen der Leuchtkraft und der Oberflächentemperatur. Daraus kann man nun darauf schließen, dass alle in der Hauptreihe enthaltenen Sterne in etwa die gleiche Größe haben. Im Diagramm gibt es aber noch eine Abzweigung nach oben rechts, Dieser Ausläufer, wird durch die Hertzsprung - Lücke vom Rest getrennt. Doch auf diesen Punkt will ich erst später eingehen. Bei einem Vergleich der Sterne des Ausläufers mit den Sternen der Hauptreihe bemerkt man, dass die Sterne im Ausläufer bei gleichem Spektraltyp eine höhere Leuchtkraft besitzen. Diese Tatsache lässt nur eine logische Schlussfolgerung zu, die Sterne im Ausläufer haben eine größere Oberfläche. Hier befindet sich das Gebiet der „Riesen“ (giants).

Abbildung 12...Das HRD

 

Im bereich zwischen den Riesen und der Hauptreihe befinden sich die „subgiants“. Im Bereich oberhalb des Ausläufers befindet sich das Gebiet der „Überriesen“ (supergiants). Im bereich unter der Hauptebene befinden sich die „Weißen Zwerge“ (white dwarfs), Bei ihnen ist es gerade anders herum wie bei den Riesen. Sie haben durch ihre kleinere Oberfläche eine kleinere Leuchtkraft. Wenn man noch genauer hinsieht stellt man fest, das es noch weitere Gruppierungen mit Besonderheiten gibt. Zu einer dieser Gruppen gehört der Cepheiden - Streifen. Seine Besonderheit liegt darin das er trotz geringerer Temperatur heller leuchtet als die Sterne der Hauptreihe. Da fragt man sich doch wie das sein kann. Dann versuch ich es mal zu erklären. Im Normalfall stabilisieren das Gewicht der Materieschicht und der Gegendruck der von innen heraus kommt einen Stern. Also existiert in der stabilen Phase eines Sterns ein Gleichgewicht. Bei Sternen die dieses Gleichgewicht nicht haben tritt ein Phänomen auf, sie „pulsieren“. Dabei bläht sich der Stern auf und verringert so die Dichte in seiner Oberfläche, was dazu führt das sie für Strahlung durchlässiger wird. Als nächst Phase dieses Vorgangs kühlt der Stern sich ab und fängt an kleiner zu werden. Dabei wird die Oberfläche undurchlässiger. So beginnt das Spiel wieder von, die Temperatur steigt, der Druck wird größer, die Oberfläche wird größer, Dichte wird geringer, mehr Strahlung tritt aus. Ob dieses Phänomen bei einem Stern auftritt, hängt hauptsächlich von seiner Struktur, seinem Aufbau ab. Die „pulsierenden“ Sterne befinden sich alle im eben schon genannten Cepheiden - Streifen.

 

2.5.9 Die Entwicklung der Sterne

Hier kommt das „Eintagsfliegenprinzip“ ins Spiel. Es lautet: „Da Menschen nicht die ganze Entwicklung eines Sternes verfolgen können, müssen möglichst viele Sterne gleichzeitig betrachtet werden“. Hier findet dann auch das HRD eines seiner wichtigsten Aufgaben, die Beschreibung der Sternenentwicklung.

 

2.5.9.1 Wie entstehen Sterne?

Die Sterne entstehen aus einer Anhäufung interstellarer Materie. Diese Materie existiert zwischen den Sternen als Gas und Staub. Ein Kriterium für die Entstehung eines Sterns ist das die Wolke aus Gas bzw. Staub kontrahiert. Damit dies passiert muss das so genante Jeans - Kriterium erfüllt sein. Es umfasst folgende Punkte: Im Zentrum der Wolke wirken Gravitationskräfte, welche die Wolke zusammenziehen. Dagegen gibt es einen Innendruck der die Wolke auseinander drücken will. Ob es zu einer Instabilität der Gravitation kommt, hängt von der Temperatur, dem Druck und zum größten Teil von der Masse der Wolke ab. Die Masse bei der eine Kontraktion der Wolke auftritt nennt man kritische Masse(„Jeanssche Masse“). Eine „normale“ interstellare Wolke besitzt eine Dichte von 10 - 20 kg/Kubikmeter und hat eine Temperatur von 50 K. In diesem Fall würde die kritische Masse etwa 1000 Sonnenmassen betragen. Wenn eine Gravitationsinstabilität bei einer sich zusammenziehenden Wolke auftritt, zerfällt diese in mehrere kleine Wolken, welche sich wiederum zusammenziehen. Dies bedeutet, dass Sterne immer in Gruppen entstehen, welche Sternenhaufen bilden. Aber bevor der Stern eine Phase des Gleichgewichtes erreicht, kommt er noch in die Protostern – Phase. In dieser Phase kommt es zur Freisetzung von Energie. Dieser Vorgang wird durch die erneute Kontraktion gestartet. In inneren des Sternes zerfällt zum gleichen Zeitpunkt Molekularer Wasserstoff in Atomaren Wasserstoff. Dieser Vorgang wird Dissoziation genannt. Zu dieser Zeit hat der innere Kern des Protosterns einen Durchmesser von ca. 1,3 Sonnendurchmessern und einen Mantel welcher die Strahlung des Sterns nicht nach außen dringen lässt. So erhitzt sich das innere des Sterns so, dass er schon im Infrarotbereich strahlt. Diese Protosterne befinden sich im HRD über der Hauptreihe. Am Schluss wird das Gas welches den Stern umgibt durch den Sternenwind[7] weggeblasen. Während dessen beginnt im Inneren des Sterns bei 10 Millionen Kelvin die Kernfusion. Bei dieser Temperaturschwelle wird nämlich die Coloumb – Barriere überschritten. Auf diese Coloumb – Barriere werde ich später noch einmal eingehen. Dank der Kernfusion wird eine weitere Kontraktion unterbunden und der Stern stabilisiert. Ab nun ist der Stern auch auf der Hauptreihe im HRD zu finden aber wo er auf der Hauptreihe zu finden ist häng nun von seiner Masse ab. Die Sterne in der Hauptreihe sind zwar alle in etwa gleich groß aber können in ihrer Masse stark variieren. Hieraus schließt man nun, dass sie unterschiedliche Mengen Energie abstrahlen. Dies kommt daher das in Sternen mit größerer Masse die Kernfusion viel schneller abläuft. Dies erklärt auch warum massereichere Sterne heller strahlen und eine höhere Oberflächentemperatur besitzen. Als Leitsatz kann man sich dies Merken: „Je größer die Masse eines Sterns desto heller und umso weiter oben links im HRD ist er zu finden“.

 

2.5.9.2 Die Sterne auf der Hauptreihe des HRD’s

Also sind die Sterne auf der Hauptreihe in einem stabilen Zustand. Die Länge dieses Zustandes hängt aber von der Masse der Sterne ab. Durch die eben erwähnte Kernfusion wird Masse zu Energie umgewandelt. Bei Sternen mit großer Masse läuft die Kernfusion schneller ab, als bei Sternen mit kleinerer Masse. Des weitern schreitet die Entwicklung eines Sternes mit größerer Masse ebenfalls schneller voran. Während der Kernfusion wird hauptsächlich Wasserstoff zu Helium fusioniert. Die dabei freiwerdende Energie bildet die Bindungsenergie des Deuteriumkerns[8], diese Energie währ von Nöten um den Deuteriumkern wieder in ein Neutrum und ein Proton zu Teilen. Wenn man nun zwei Deuteriumkerne miteinander verschmilzt entsteht ein Heliumkern. Bei dieser Reaktion wird eine Energie von 18 MeV freigesetzt. Die Voraussetzung für das verschmelzen von zwei Kernen zu einem ist das die starke Kernkraft zwischen den Nukleonen[9] wirksam wird. Um dies zu erreichen müssen sich die Kerne auf 10^-15 m annähern. Hiergegen wirkt die Coulombsche Abstoßung, die Coulombsche – Barriere wird dann überwunden wenn man die zwei Kerne mit enormer Geschwindigkeit aufeinander schießt. Wenn man jetzt einen Stern untersucht stellt man fest das auf Grund der Wärme die Teilchenbewegung schon bei 10^7 K stark genug ist um eine Kernfusion auszulösen. Schlussendlich bilden sich bei Sternen mit geringerer Masse Heliumkerne. Die Brennschale aus Wasserstoff bewegt sich langsam nach außen und die Oberflächentemperatur wird geringer. Im HRD ist dies als ein Wandern des Sternes nach rechts zu sehen. Dieser Stern wurde nun zu einem so genanten „roten Riesen“. Ab hier gibt es zwei Möglichkeiten wie sich der Stern weiterentwickeln kann. Die Sterne die eine relativ kleine Masse haben durchlaufen nun ein Stadium in dem ihre Materie „Entartet“[10]. Wenn nun eine Temperatur von mehr als 120 Millionen Kelvin entsteht kommt es zu einem Heliumflash, d.h. der Heliumkern entzündet sich explosionsartig. Dieser Vorgang bewirkt eine schlagartige Vergrößerung des Sterns. Wenn man zum Beispiel einen Stern mit einer Ausgangsmasse von einer Sonnenmasse nimmt besitzt dieser eine 300-fach größere Leuchtkraft im „Roten Riesen“ Stadium. Nach dem Heliumflash hat er eine Leuchtkraft die dem 10000-fachen der Sonnenleuchtkraft entspricht. Nun ist der Stern ein „roter Überriese“. In dieser Phase stoppt nun auch die Kernfusion. Dies ist aber nur bei Sternen mit kleiner Masse der Fall. Bei Sternen mit großer Masse kommt es nicht zur „Entartung“ der Materie und dies bedeutet wiederum, dass es keinen Heliumflash gibt. Diese Sterne kommen aber ebenfalls in das Stadium in dem sie zum „roten Riesen“ werden. Dieser Vorgang ist dem bei Sternen geringerer Masse sehr ähnlich. Der unterschied liegt aber darin das die Kernfusion weiter geht. Dies bedeutet, dass es nicht bei Helium als Endprodukt bleibt. Helium fusioniert nämlich weiter zu Kohlenstoff, der so gebildete Kohlenstoffkern bildet wiederum Sauerstoff. Bei sehr Massenreichen Sternen, von sechs oder mehr Sonnenmassen, bildet sich nach dem Sauerstoff ein Eisenkern im Zentrum des Sterns. Hiermit endet auch hier die Kernfusion, da das fusionieren von Eisenatomen nur noch Energie kosten und keine mehr freisetzten würde. Dieser Stern der nun entstanden ist besitzt also einen Eisenkern, welcher durch Schichten, welche bei der Fusion Entstanden sind, eingeschlossen ist. Diese Schichte bestehen aus (von Innen nach außen) Silizium, Neon, Sauerstoff, Kohlenstoff und Helium. Dies ist das so genante „Zwiebelschalenmodel“.

2.5.9.3 Das Ende der Sterne

 

Abbildung 13...Ein Roter Riese

 

Der größte Teil der Masse eines „Roten Riesen“ wird durch Sternwinde an die interstellare Masse abgegeben, durch diesen Vorgang wird die interstellare Masse auch mit Metallen angereichert. Es kann auch zu dem Fall kommen, das der „Rote Riese“ seine Hülle wegschleudert. Dieses Geschehen lässt Planetarische Nebel entstehen. Wenn der Fusionsprozess in einem Stern zum Stillstand gekommen ist, strahlt der Stern nur noch seine noch vorhandene thermische Energie ab oder strahlt durch einen Schrumpfprozess. Hierbei lässt der Innendruck nach und der Stern fällt in sich zusammen, er kollabiert. Ab jetzt kommt es wieder auf die Masse des Sterns an wie seine Geschichte weitergeht. Es gibt drei Möglichkeiten:

  1. Er wird zu einem „Weißen Zwerg“
  2. Er wird ein Neutronenstern / Pulsar
  3. Er wird ein Kollapsar / Schwarzes Loch

 

2.5.9.3.1 Die Weißen Zwerge

Bei einer Sternenmasse von weniger als 1,4 Sonnenmassen entwickelt sich der Stern zum Weißen Zwerg. Im HRD sind diese Sterne links unten zu finden. Weiße Zwerge haben also eine sehr hohe Oberflächentemperatur aber eben nur eine schwache Leuchtkraft. Dies bedeutet wiederum, dass sie nur einen sehr kleinen Durchmesser haben. Dieser Durchmesser entspricht einem hundertstel des Durchmessers unserer Sonne. Die Masse des Sterns entspricht aber der Masse der Sonne, ergo hat ein „Weißer Zwerg“ eine sehr hohe Dichte, in Zahlen entspricht dies 2 Tonnen / Kubikzentimeter. Die Strahlung eines „Weißen Zwerges“ ist nur noch eine thermische Strahlung und keine die durch Kernfusion entsteht. Dies führt dazu, dass sie langsam auskühlen und ihre Farbe ändern. Ein „Weißer Zwerg“ (10000 K) verläuft bei seiner Abkühlung folgende Stadien: gelb, orange, rot und schließlich ist er schwarz. Ein „Schwarzer Zwerg“ ist unsichtbar und hat eine Oberflächentemperatur von weniger als 8000 K. Diese Entwicklung zieht sich über einen Zeitraum von 10 Milliarden Jahren hin. Die Materie „Weißer Zwerge“ ist entartet. Das heißt, dass der Kern nach dem Ende der Kernfusion in sich zusammenfällt. Dieser Kollaps findet sein Ende erst wenn sich die Elektronen so nahe sind das sie dem Pauli-Ausschließungs-Prinzip[11] nicht entsprechen würden. Daher ist eine weitere Annäherung unmöglich und der Kollaps kommt zum Stillstand.

 

2.5.9.3.2 Die Neutronensterne /Pulsare

 

Abbildung 14...Schematische Darstellung eines Pulsars

 

Überschreitet ein „Roter Riese“ nun die Masse von 1,4 Sonnenmassen, so wird der Kollaps auch nicht mehr durch die entarteten Elektronen aufgehalten (Chandra-Sekhar-Grenze). Die Sterne, mit mehr als 1,4 Sonnenmassen enden nicht als „Weiße Zwerge“. Wenn die Chandra-Sekhar-Grenze von einem Kern überschritten wird können die Elektronen dem Gravitationsdruck Nichtsmehr entgegenhalten und unter dem Druck verschmelzen Elektronen und Protonen zu Neutronen. Dies ist der Moment in dem der Kern anfängt zusammen zu brechen. Im inneren des Kerns gibt es einen solchen schock das es zu einer riesigen Explosion kommt. Diese Explosion wird Supernova genannt. Eines der bekannteren Beispiele für diesen Fall ist der Krebsnebel. Was von der Supernova übrig bleibt wird zum Neutronenstern, der einem überdimensionalen Atomkern entspricht. Dieser Neutronenstern hat dann einen Durchmesser von 10 – 30 km. Zum ersten Mal wurde so ein Neutronenstern im Jahre 1967 gesichtet. Diese Neutronensterne strahlen im Radiobereich und drehen sich mit hoher Geschwindigkeit um die eigene Achse. Da sie eine pulsierende Strahlung abgeben wurde ihnen der Name Pulsar gegeben. Die Lebenserwartung eines solchen Pulsars beträgt ca.10 Millionen Jahre, die Begründung hier führ liegt darin das die Rotation immer langsamer wird weil Rotation Energie abstrahlt.

 

2.5.9.3.3 Schwarze Löcher

 

Abbildung 15...Ein Schwarzes Loch

 

Wenn die Masse von 3,2 Sonnenmassen überschritten (Oppenheimer-Volkoff-Grenze) ist wird auch kein Neutronenstern mehr gebildet. Bei dieser Masse kommt es zum Gravitationskollaps und der Stern kollabiert vollständig. Dies kommt daher das das Neutronengas der Gravitation nicht genügend entgegenhalten kann. Der Innendruck der in dieser Phase schnell ansteigt verlangsamt den Kollaps nicht, sonder lässt ihn schneller ablaufen. Dies kommt daher, dass die Masse in der scheinbar zunimmt und die Wirkung der Schwerkraft verstärkt. Dieser ganze Vorgang endet in einer Raum-Zeit-Singularität. Dies ist der Zeitpunkt in dem es eine unendlich hohe dicht gibt. Die Entweichungsgeschwindigkeit[12] entsprich nun der Lichtgeschwindigkeit. Die anfänglichen Forschungen gingen davon aus, dass dem „Schwarzen Loch“ weder Wellen, Teilchen, Licht oder andere Signale entweichen können. Eines Tages stellte jedoch Stephen Hawking etwas fest. „Schwarze Löcher“ sind nicht völlig schwarz! Er entdeckte die so genante Hawking-Strahlung. Diese Strahlung ist aber recht schwach. Ein „Schwarzes Loch“ bräuchte einen Zeitraum von ca. 10^60 Jahren um zu verdampfen. Es gibt aber noch andere Methoden, außer der Hawking-Strahlung, um schwarze Löcher nachzuweißen. Als Beispiel nehmen wir mal ein Doppelsternesystem welches aus einem „Blauen Überriesen“ mit einer Masse von 30 Sonnenmassen und aus einem nicht sichtbaren Begleiter besteht. Dieser Begleiter hat eine Masse von 10 Sonnenmassen. Bei diesem Begleiter gehen wir nun davon aus das es sich um ein schwarzes Loch handelt. In diesem System wird man nun sehr starke Strahlung feststellen können die aber nicht durch das „Schwarze Loch“ abgestrahlt wird sonder durch die Akkretionsscheibe gebildet wird. Diese Scheibe wird durch Gasströme erzeugt welche vom Begleiter ausgehend nicht direkt auf das „Schwarze Loch“ zuströmen, sondern sich strudelförmig auf das „Schwarze Loch“ hinbewegen. Bei diesem Vorgang erhitzt sich sie Scheibe stark bis auf mehrere Millionen Grad und entzündet sich beim einströmen in das „Schwarze Loch“. Die Materie wird mit einer solchen Temperatur entflammt das sich Röntgenlicht bildet.

 

2.5.9.4 Die Hawking-Strahlung

An sich gilt nach der allgemeinen Relativitätstheorie, dass nichts was in ein „Schwarzes Loch“ gerät wieder herauskommen kann. Wenn man sich die Sache aber mal genauer ansieht, stellt man fest, dass dies nur bei der allgemeinen Relativitätstheorie der Fall ist. Wenn man sich aber der Quantenphysik bedient bemerkt man das sich andauert Teilchenpaare bilden die aber eine sehr kurze Lebensdauer haben. Diese Paare sind Photonen-, Elektronen - Positronen oder Protonen – Antiprotonen – Paare. Wenn ein solches Paar, bestehend aus einen Elektron und einem Positron, am äußeren Rand eines beliebigen „Schwarzen Loches“ entsteht, kann es zu dem Fall kommen, dass das Elektron sich vom Positron trennt und in das „Schwarze Loch“ gelangt. Zum gleichen Zeitpunkt kann das Positron entkommen. In diesem Fall können die zwei Teilchen nicht miteinander dem „Schwarzen Loch“ entkommen, weil ja das Elektron im „Schwarzen Loch“ festsitzt. Das entkommene Positron wird zu einem echten Teilchen welches die Eigenschaft hat unendlich lange zu existieren. Bei diesem ganzen Vorgang wird Energie freigesetzt, aber wo kommt diese her? Die Energie kommt aus dem „Schwarzen Loch“. Somit erleidet das „Schwarze Loch“ einen Verlust an Masse und Energie und dieser Vorgang wird als Hawking-Strahlung bezeichnet wird. Diese Hawking-Strahlung ist ein wichtiger Baustein zur Entwerfung einer allgemeingültigen Theorie, da sie einen Widerspruch zwischen Quantenphysik und Relativitätstheorie darstellt.

 

2.5.9.5 Die Entwicklung unserer Sonne

 Wie alt ist unsere Sonne eigentlich schon und wie lange wird sie noch existieren? Unsere Sonne wird auf etwa 4,6 Milliarden Jahre geschätzt. Ihre Position im HRD lässt erkennen, dass sie eine mittlere Masse und eine mittlere Verweildauer auf der Hauptreihe besitzt. Diese Verweildauer beträgt in etwa 10 Milliarden Jahre. Man geht davon aus, dass in etwa 5,2 Milliarden Jahren die Vorkommen an Wasserstoff in der Sonne aufgebraut sein werden. Die Wasserstoffschale wird immer mehr nach außen getrieben und unsere Sonne wird sich in sieben Milliarden Jahren zu einem „Roten Riesen“ wandeln. Es wird das vorhin schon erwähnte Zwiebelschalenmodel auftauchen. Die Oberfläche der Sonne wird in diesem Entwicklungsabschnitt um das 150 bis 180 fache wachsen. Ihre Leuchtkraft wird sogar um das 1000 - fache ansteigen. Merkur und Venus werden der Ausdehnung zum Opfer fallen, da sie zu nahe an der Sonne sind. Die Erde wird knapp verschont bleiben doch alles Leben wird vernichtet (na mal sehen ob dies erst dann passiert). Die Ozeane werden verdampfen. In der Phase als Riesenstern schleudert die Sonne in etwa 40% ihrer Masse als Winde davon. Nach dem die Kernfusion ausgesetzt hat kommt die Sonne langsam, in acht Milliarden Jahren, in ihren Endzustand, erst als „Weißer Zwerg“ und dann in die Endform als „Schwarzer Zwerg“.

 

2.5.10 Sternenpopulationen

Die Verteilung und das Alter der Sterne kann uns Aufschluss über die Entstehungsgeschichte unsere Milchstraße geben. Als erstes teilt man die Sterne in Sternenpopulationen ein. Sternenpopulationen sind Objekte die zu einer gemeinsamen Zeit entstanden sind. Diese Populationen sind sich auf chemischer Ebene sehr ähnlich, weisen ähnliche räumlich Strukturen auf und verhalten sich bei ihrer Bewegung sehr homogen.

 

2.5.10.1 Das alter der Sternenpopulation mit Hilfe des HRD?

Das HRD findet also auch hier seine Anwendung. Es wird benutzt um das alter eines Sternenhaufens zu bestimmen. Drei Typen von Sternenhaufen sind bekannt.

 

  1. Kugelsternenhaufen
  2. offene Sternenhaufen
  3. Assoziationen

 

Kugelsternenhaufen befinden sich im Halo in ihnen sind hunderttausende von Sternen kugelförmig angeordnet. Offene Sternenhaufen befinden sich hauptsächlich im Zentrum der Galaxie. Sie bestehen aus einer Ansammlung mehrerer hundert Sternen die ohne sichtbares System im der interstellaren Masse dahin treiben. Die letzte Art sind die Assoziationen, sie sind eine Ansammlung von Sternen die dem gleichen Spektraltyp zugehören. Nun kommt das HRD ins Spiel. Wendet man das HRD auf den Sternenhaufern an bildet sich auch hier eine Hauptreihe, aus der man das Alter des Sternenhaufens schließen kann. Die hängt mit einem vorher schon genannten Phänomen zusammen. Sterne mit größerer Masse entwickeln sich schneller. Wie kann man jetzt auf das Alter schließen? Recht einfach, wenn sich Sterne mit großer Masse auf der Hauptreihe befinden kann man davon ausgehen das dieser Sternenhaufen noch nicht sehr alt ist. Das alter kann dann höchstens ein paar Millionen Jahre betragen. Dies bei offenen Sternenhaufen in der Regel der Fall. Wenn man sich jetzt einen Kugelsternenhaufen hernimmt und dasselbe macht wird man feststellen, dass es keine Massereichen Sterne mehr auf der Hauptreihe befinden. Hier haben sich diese Sterne schon weiterentwickelt. Hier geht man von einem viel höheren Alter aus, man spricht von bis zu zehn Milliarden Jahren. Also bestimmt ein Astrophysiker das alter eines Sternenhaufen wie folgt: Er fertigt erst ein HRD des Haufens an und sucht darauf den Abzweigepunkt der Riesen von der Hauptreihe. Je weiter unten rechts dieser Punkt ist, desto älter ist dann auch der Sternenhaufen. Walter Baade[13], ein Astronom, bildete zwei Gruppen von Sternenpopulationen, die sich in der Milchstraße befinden. In Gebieten mit interstellarer Masse sind Sterne der Population 1 zu finden. Diese Populationen befinden sich hauptsächlich in den Spiralarmen. Sie haben einen hohen Anteil an schwerer Materie[14] und sind jüngere Sterne (Sterne der 2.Generation). Unsere Sonne ist zum Beispiel einer dieser Sterne. Dagegen sind Sterne die zur Population 2 gehören metallarm. Dies hängt damit zusammen das zur Zeit ihrer Entstehung die interstellare Materie nur aus Wasserstoff und Helium bestand und es noch keine Sterne vorher gab die es in Metalle umwandeln konnten. Das heißt, dass diese Population nur ältere Sterne umfasst. Dies bedeutet, dass vor allem Kugelsternenhaufe zur Population 2 gehören. Bei diesen Populationen handelt es sich aber um Extremfälle.

 

2.5.10.2 Offene Sternenhaufen

Wenn man den Sternenhimmel nachts mit einfachen Mitteln wie Fernglas oder Fernrohr betrachtet, nimmt man Offene Sternenhaufen als lose Gruppe von Sternen war. Sterne haben die Angewohnheit in Ansammlungen von Doppel-, bzw. Mehrfachsystemen, Assoziationen oder Sternenhaufen aufzutreten. Unser Milchstraßensystem beherbergt alle offenen Sternenhaufen und hier halten sie sich meistens auf der galaktischen Ebene auf. Man geht davon aus das sich ca. 10000 offene Sternenhaufen in unserer Galaxie befinden. Von diesen 10000 Haufen sind aber nur etwa 1000 zu sehen, da sich zu viel Materie, in Form von Nebel, im Raum befindet. Offene Sternenhaufen haben

 

Abbildung 16...Offener Sternenhaufen

 

einen Durchmesser von bis zu 50 Parsec. Die nächsten befinden sich etwa 100 Parsec von der Erde entfernt. Die drei wohl bekanntesten unter ihnen sind die Hyaden, die Plejaden und Praesepe. Ein Problem hat man wenn man versucht Hindergrundsterne und Vordergrundsterne eines Haufens voneinander zu Unterscheiden. Ein weg die Sterne doch voneinander unterscheiden zu können ist das auswerten der Eigenbewegung und der Radialgeschwindigkeit. Wenn man nun ganz nahe an einem offenen Sternenhaufen ist, sind die einzelnen Sterne sehr verteil. In diesem fall versucht man dann die Familienzugehörigkeit mit der Geschwindigkeit und der Bewegungsrichtung zu bestimmen. Wenn die offenen Sternenhaufen weiter entfernt sind benutzt man auch Statistiken. Die Klassifizierung der offenen Sternenhaufen wird mit Hilfe des Erscheinungsbildes oder dem HRD durchgeführt. Beim Erscheinungsbild sind drei Kriterien ausschlaggebend:

 

  1. Die Konzentration der Sterne.
  2. Der Helligkeitsbereich (1 alle Sterne gleich hell; 2 gleichmäßige Streuung der Helligkeit; 3 wenige helle viele schwach leuchtende Sterne).
  3. Die Anzahl der Sterne (r = mehr als 100 Sterne; m = 50 - 100 Sterne; p = weniger als 50 Sterne).

Beim HRD sind es ebenfalls drei Kriterien:

  1. Alle Sterne befinden sich auf der Hauptreihe.
  2. Meistens Hauptreihensterne, wenige Riesen.
  3. Die meisten Sterne sind „Rote Riesen“

 

2.5.10.3 Kugelsternenhaufen

 

Abbildung 17 Kugelsternenhaufen

 

Einer der bekanntesten Kugelsternenhaufen (auch Kugelhaufen genannt) ist M13. Er befindet sich im Sternbild Herkules. Charakteristisch für diesen Haufentyp ist, dass die Menge an Sternen, relativ zur Fläche gesehen, zur Mitte hin zunimmt. Dies führt dazu, dass man die Sterne in der Mitte nicht auseinander halten kann und sie als große leuchtende Kugel erscheinen. Wenn man aber an den Rand des Kugelsternenhaufens sieht stellt man fest, dass sich dort mehrere tausend leuchtende Punkte also Sterne befinden. Kugelsternenhaufen sind außerdem auch nicht Gleichmäßig in unserer Galaxie verteilt sie halten sich nur in einem Gebiet unserer Milchstraße auf. In unserer Milchstraße sind sie wohl die am weitesten entfernten Objekt, welche man noch erkennen kann. Das Gebiet der Kugelsternenhaufen ist zigtausende Lichtjahre von uns entfernt, zum Beispiel M13 hat eine Entfernung von 23000 Lichtjahren. In den Kugelsternenhaufen befinden sich die ältesten uns bekannten Sterne mit einem alter von mindestens 10 Milliarden Jahren. Wenn man nun einmal Kugelsternenhaufen und offene Sternenhaufen vergleicht wird man sehen das Kugelsternenhaufen im Gegensatz zu den offenen Sternenhaufen äußerst stabil sind. Selbst nach mehreren Milliarden Jahren Die Sternen die sich im Kugelsternenhaufen befinden rotieren um das Zentrum ihres Haufen herum. Wenn bei dieser Rotationsbewegung einer der Sterne schnell genug, kann er den Haufen verlassen. Man geht davon aus das sich rund 800 Kugelsternenhaufen in unserer Galaxie befinden. Von diesen 800 sind aber nur 150 bisher beobachtet worden.

2.5.10.4 Assoziationen

Dieser begriff wurde 1947 vom Astronom Ambarzumja eingeführt. Der begriff „Assoziation von Sternen“ bedeutet auf gut deutsch die Vereinigung von Sternen. Bei seinen Beobachtungen fiel Ambarzumja auf, das sich Sternen, desselben Spektraltyps immer nur in bestimmten Gebieten vermehrt beobachten lassen. Besonders auffällig waren dabei Stern welche blau - weiß leuchteten. Diese Sternen (Kategorie O und B) schienen bestimmte Gebiete im Raum besonders zu bevorzugen. Diese bestimmte Art der Assoziation wird deshalb auch OB-Assoziation genannt. Wenn man sich Assoziationen ansieht stellt man fest, dass sie aus vielen Jungen Sternen bestehen. Assoziationen verlieren ihre Sterne binnen weniger Millionen Jahren. Selbst heute sind uns nur wenige dieser Assoziationen bekannt, deren Durchmesser liegt noch über dem von Sternenhaufen. Die Anzahl an Sternen, die einer Assoziation zugehören variiert zwischen ein paar bis zu mehreren duzten Sternen. Die Anzahl an Assoziationen in unserer Galaxie wird auf mehrere tausend geschätzt aber durch die interstellare Masse wird uns der Blick auf die meisten von ihnen verwehrt bleiben.

 

2.6 Quellen:

Texte:

 

www.desy.de/faszination.physik/themen.html

www.bghollabrunn.ac.at/~barbara.surboeck/hrd.htm

www.avg-ev.de/lexikon/Weltall/ISM.html

www.astronomiepur.de/sternhaufen

home.t-online.de/home/joerg.resag/mybkhtml/chap37.htm

www.avg-ev.de/lexikon/Weltall/OffeneHaufen.html

www.meteoworld.de/Astro/oh.htm

www.astro.uni-bonn.de/~deboer/pdm/pdminstastpos.html

www.usm.uni-muenchen.de/people/saglia/ dm/galaxien/alldt/node65.html

www.kinkel-bischem.de/kosmologie/einfuehr2.html

www.soulstream.de/bio/einstein/relativ.htm

 

Bilder:

www.allthesky.com/ galaxies/lmc.html

www.heise.de/tp/deutsch/special/ raum/8659/1.html

http://www.avg-ev.de/lexikon/Weltall/Pulsar.jpg

www.alien.de/vhochmuth/ Milchstrase_schwarzes_Loch

http://www.cidehom.com/im_articles/320.jpg

www.univie.ac.at/.../stat/hertzsprung/ hr_diagramm.html

www.raumreise.com/ milch/offene.htm

 


 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

3 Das Universum

Was ist das? Das Universum ist alles! Unter dem Begriff Universum versteht man alles was aus Materie und Antimaterie besteht. Die Erde ist ein kleiner Planet im Sonnensystem. Das Sonnensystem ist eines von Million in unserer Galaxie (Milchstraße). Die Milchstraße ist eine Galaxie von unzählbar vielen in unserm Universum. Am Rande des Universums endet unsere Vorstellungskraft und das Gebiet des Göttlichen und der Fantasie beginnt.

 

3.1.1 Vorweg

Die Dimensionen, in denen sich das Universum befindet, sind gigantisch. Um sich das einmal vorzustellen muss man sich die Entfernung der einzelnen Objekte klar machen.

 

Zum Beispiel:

Unser Mond ist                356.000.000 m                                    von der Erde entfernt (wenig?).

Der nächste Stern ist        40.680.101.500.000.000 m                 (4,3 ly) weit weg.

Die nächste Galaxie ist     20.813.100.000.000.000.000.000 m   (2,2 Mio ly) entfernt.

Man müsste                     520.326.537.400.000.000-mal            um die Erde laufen um zu dieser

     Galaxie zu kommen.

 

Aber nicht nur die Entfernungen sind extrem, sondern auch die Massen und die Zeitdimensionen. Wenn ein Forscher die Kollision, zweier Galaxien, beobachten wollte, müsste er 1.875.000.000 Jahre lang leben.

Die Wissenschaft entwickelt immer bessere Teleskope und Beobachtungsstationen um mehr über unser Universum herauszufinden. Leider sind diese Instrumente sehr teuer und nur sehr aufwendig herstellbar.

Neue Satelliten und Sonden die in die Weiten des Weltraums geschossen werden, kosten nicht nur viel Geld, sondern auch sehr lange bis sie ihr Ziel erreicht haben. Deshalb ist die Weltraumforschung eines der schwierigsten Forschungsgebiete die es gibt.

 


3.2 Urknall Theorie

Gott, kosmologisches Modell, Big Bang jeder glaubt an etwas anders um die Entstehung des Universums zu begründen. Bis heute weis niemand sicher wie und woher diese unvorstellbaren Massen und Strukturen kommen.

Schon die alten Ägypter beschäftigten sich mit den Sternen. Aber trotz dieser langen Zeit[15] sind die Wissenschaftler erst ganz am Anfang.

Die meist verbreitete Vorstellung, für die Entstehung des Universums, ist die „Big Bang“ - Theorie.

 

3.2.1 Big Bang

Die Big Bang – Theorie besagt, dass von ca. 12 – 14 Milliarden Jahren ein unendlich dichter und unendlich heißer „Schwarzer Körper“ existiert haben muss. Dieser musste durch eine unvorstellbare Explosion, das heutige Universum, gebildet haben. Die Vorstellung wann und wo diese Explosion statt gefunden haben könnte ist unmöglich, da Zeit und Raum erst mit der Explosion entstanden sind. Aus dem gleichen Grund ist es auch nicht möglich zu sagen was außerhalb der Explosionsblase ist, da Raum und Zeit mit dem Rand der Blase enden. Alles ab diesen Grenzen ist nur mit dem Glauben oder der Fantasie zu erklären.

 

3.2.2 Den Verlauf der Explosion, stellen die Wissenschaftler so dar:

·        Der „Schwarze Körper“ dehnt sich aus und wird größer. Nach ca. 10-43 Sekunden, der so genante Planck Zeit, dehnt sich der Körper auf Tennisballgröße aus, die ersten Quarks und Antiquarks entstanden. Diese Ausdehnung wird als Inflation bezeichnet.

·        Nach etwa 10-5 Sekunden bilden sich die ersten Atomkerne aus den Quarks.

·        Die Temperatur des Körpers sinkt auf ca. 10 Milliarden °C und die ersten Positronen[16] bilden sich.

·        Durch den zusammenprall der Positronen und der Elektronen entstehen Photonen und gleichzeitig fast masselose Neutrios[17].

·        Dabei blieben mehr Materieteilchen als Antimaterieteilchen übrig die später dafür sorgen, dass das heutige Universum scheinbar aus mehr Materie als Antimaterie besteht[18]. Allerdings sagen einige Wissenschaftler, dass zu jedem Materieteilchen ein Antimaterieteilchen existieren muss.

·        Nach ca. einer Minute bildeten sich Wasserstoff- und Heliumkerne aus den Protonen und Neutronen. Der größte Teil der Wasserstoff- und Heliumkerne die heute noch existieren sind zu diesem Zeitpunkt entstanden.

·        Dann beruhigte sich der Vorgang und nach ca. 300.000 Jahren kühlt das junge Universum weiter ab. Hier endet die rapide Expansion und somit die Inflation.

·        Das Universum kühlte weiter ab. Die Atomkerne verbinden sich und bilden gemeinsam die ersten Atomkerne.

·        Das Universum ist jetzt ca. eine Milliarde Jahre alt und der kosmische Nebel[19] verzieht sich. Heute nehmen Astronomen an, dass in dieser Zeit die ersten Quasare und Galaxien entstanden sein müssen die heute zu den weitentferntesten Objekten gehören.

·        Die Atome verbinden sich zu den ersten Sternen. Von denen einige noch heute existieren.

·        Heute ist das Universum ca. 12 – 14 Milliarden Jahre alt und breitet sich noch immer weiter aus.

 


Andere Theorien, wie das kosmologische Modell oder stationäre Modell, haben nicht so viel Interesse geweckt. Sie besagen, dass die Galaxien sich auseinander bewegen, aber Nachbargalaxien immer den gleichen Abstand haben. Außerdem entsteht immer neue Materie die neue Galaxien bildet. Für diese Theorien gibt es keinerlei Beweise. Das Prinzip der Rotverschiebung widerspricht diesem Prinzip sogar.

3.2.3 Sind Beweise für den Big Bang vorhanden?

Mit Hilfe der kosmischen Hintergrundstrahlung ist den Wissenschaftlern der Beweis gelungen, dass alles vor ca. 20 Milliarden Jahren in einem Punkt vereinigt war. Bei Messungen, der kosmischen Hintergrund Strahlung im Weltall und Vergleichsergebnissen aus Laborversuchen wurde eine Verschiebung in den roten Bereich festgestellt.

Was bedeutet, dass sich die Galaxien von einander entfernen, was wiederum bedeutet, dass sich das ganze Universum ausdehnt.

Aufgrund der Tatsache, dass sich alle Galaxien von einander entfernen konnten die Forscher schließen, dass alle Objekte einen gemeinsamen Ursprung haben müssen, den „Schwarzer Körper“.

Die Rekonstruktion des genauen Vorgangs ist jedoch unmöglich, da ein Objekt mit unendlicher Dichte und unendlicher Temperatur unvorstellbar ist und allen physikalischen Gesetzten widerspricht.

 

3.2.4 Kosmische Hintergrundstrahlung

1965 entdeckten Wissenschaftler[20], bei Messungen von Mikrowellenstrahlung im Umfeld von Antennenanlagen, eine Strahlung die nicht von der Anlage ausgeht. Bei weiteren Messungen stellten sie fest, dass die Strahlung aus allen Richtungen und mit konstanter Frequenz kommt. Die Messungen ergaben eine Wellenlänge von 7cm und eine Temperatur von 3K.

Bereits 1948, stellten der Wissenschaftler George Gamow und seine zwei Assistenten die Theorie auf, dass aufgrund der Expansion des Universums, die Temperatur um 5°C über den absoluten Nullpunkt von -273,15 ° C gestiegen sein muss. Dabei musste Strahlung in allen Bereichen und Richtungen freigesetzt werden. Leider konnten die Theoretiker nicht beweisen, dass diese Strahlung wirklich existiert.

Die Entdecker der Strahlung, Arno Penzias und Robert Wilson gaben ihre Entdeckung erst 1978 der Öffentlichkeit frei, da sie sich nicht sicher waren ob ihre Ergebnisse richtig waren. Für ihre Entdeckung, die sich als richtig bewies, bekamen sie den Nobelpreis für Physik verliehen.

Mit ihrer Entdeckung überholten sie die Forschungen der Physiker der Universität Princeton, die 1964, mit Hilfe der Radioastronomie, diese Strahlung nacheisen wollten.

Der Ursprung der Strahlung ist im Urknall zu finden. In den ersten Jahren des Kosmos entstanden zuerst Wasserstoff- und Heliumatome (bei ca. 3000K). Dabei lösten sich freie Elektronen, die eine Strahlung erzeugten. Mit Photonen wird die Strahlung durch den Weltraum transportiert. Als der kosmische Staub sich aufgelöst hatte, konnten sich die Photonen und damit die Strahlung durch den Raum bewegen.

Bevor der kosmische Staub verschwand, hielt sich die Strahlung an die Gesetze des Schwarzen Körpers. Da durch den Staub kein Licht verteilt werden konnte aber die ersten Atomkerne sich gebildet hatten, verhielt sich die Strahlung noch immer als ob ein Schwarzer Körper existiere. Durch die Ausdehnung des Universums, verschob sich die Wellenlänge der Strahlung in den roten Bereich bis hin zum Mikrowellenbereich. Durch die weitere Ausdehnung kühlte die Strahlung auf 3K ab.

So entstand die kosmische Hintergrundstrahlung, die bisher älteste messbare Strahlung mit der die Urknalltheorie bewiesen werden kann. Weitentfernte Objekte strahlen noch heute diese Strahlung aus.

 

3.2.5 Eigenschaften der kosmischen Hintergrundstrahlung:

Da die Wissenschaftler annehmen, dass diese Strahlung im frühen Entwicklungsstadium entstanden sein muss, versuchten sie Schwankungen im Frequenzbereich zu finden die bei der Dezentralisierung der Masse im Raum (Galaxien – leerer Raum), entstanden sein muss. Auf der Erde waren derart genau Messungen, wegen atmosphärischen Störungen, nicht möglich. Deshalb wurde der Satellit COBE[21] gestartet. Der Satellit lieferte das Ergebnis, dass eine Hohlraumstrahlung[22] existiert, die so noch nie in der Natur vorgefunden wurde. Daraus schlossen die Wissenschafter, dass ein Schwarzer Körper existiert haben muss.

Messungen der Temperatur ergaben Schwankungen um 30 Millionstel °C[23]. Die Forscher geben diesen Schwankungen die Verantwortung für die Galaxienbildung bzw. die Materienverteilung im Universum. Um genauere Ergebnisse und Beweise liefern zu können, entwickeln Techniker und Forscher neue Satelliten und Messinstrumenten.

 

3.2.6 Doppler Effekt

Eine Welle[24] verändert ihre Frequenz wenn der Ursprung[25] oder der Empfänger sich mit unterschiedlicher Geschwindigkeit bewegen.

Diese Feststellung machte 1942 Christian Doppler, deshalb auch „Doppler Effekt“. Er stellte bei Forschungen fest, dass die Frequenz direkt proportional zur relativen Geschwindigkeit der Quelle in Bezug zum Beobachter ist.

3.2.6.1 Beispiel:

Bei Schallwellen hört man bei einer nahen Quelle einen höheren Ton als bei einer weit entfernten Quelle. Der Grund dafür liegt in der Veränderung der Wellenlänge. Denn je weiter die Quelle entfernt ist desto länger wird die Wellenlänge. Und dementsprechend, je näher die Quelle desto kürzer die Wellenlänge und desto höher der Ton. Bei Licht ist das Prinzip das Gleiche nur, dass sich die Farbe und nicht der Ton verändert.

Albert Einstein und Erwin Schrödinger stellten, aufgrund dieser Beobachtungen fest, dass die Wellenlänge  sein muss.

Dabei ist die Geschwindigkeit mit der sich die Quelle bewegt, die gesamte Wellenlänge, die Lichtgeschwindigkeit (300 000 km/s) und der Winkel zwischen Quelle und der geraden Verbindungslinie zwischen Quelle und Beobachter.

 

3.2.7 Funktion und Anwendung

Ohne den Doppler Effekt wäre die Erforschung des Kosmos um einiges schwieriger, wenn nicht sogar unmöglich.

Mit Hilfe eines Dreieckprismas läst sich das „normale“[26] Licht in seine verschiedenen Farben zerlegen. Bewegt sich aber die Lichtquelle, so verschieben sich diese Farben (Linien) im Spektrum. Je nach Entfernung werden die Farben in einen anderen Farbbereich verschoben. So verschieben sich die Farben von Lichtquellen aus der Lokalen Gruppe[27], nur minimal da sie relativ nah sind. Beobachtet man aber eine weit entfernte Galaxie, so ist eine deutliche[28] Verschiebung in den roten Bereich des Elektromagnetischen Spektrums festzustellen.

Grund: die Wellenlänge der Lichtwellen von weit entfernten Lichtquellen ist länger als die von nahen Quellen.

Durch diese Feststellung und der Annahme dass die Ausdehnung des Universums eine Radialbewegung[29] ist, sind die Wissenschaftler zum Ergebnis gekommen, dass die kosmische Inflation wirklich stattgefunden haben muss.

Mit Hilfe des Dopplereffekts lässt sich die Entfernung von Galaxien berechnen. Da allgemein angenommen wird, dass auch Galaxien der Radialbewegung folgen, läst sich die Entfernung einer Galaxie folgendermaßen ausrechnen:

 

3.2.8 Fluchtgeschwindigkeit der Galaxien

Die Rotverschiebung der Linien in den Spektren ferner Galaxien steigt proportional mit der Entfernung  an.

Nimmt man an, dass die Rotverschiebung dem Dopplereffekt gleicht, was sie jedoch genau genommen nicht tut, so gilt für die Fluchtgeschwindigkeit  der Galaxien, die Hubblebeziehung.

 

3.2.8.1 Beispiele:

1)      Wir nehmen für die Hubblekonstante[30] an, eine Galaxie die von uns entfernt ist und rechnen deren Fluchtgeschwindigkeit aus:

 

2)      Wenn die Entfernung nicht gegeben ist oder der Hubblekonstanten nicht getraut wird, kann die Geschwindigkeit so berechnet werden:

Das Licht einer Galaxie wurde mit einer Wellenlänge von und einer Rotverschiebung von festgestellt. Wie schnell bewegt sich diese Galaxie?

 

 

 

Abbildung 19: Betrachtung der Fluchtgeschwindigkeit der Galaxien (Bild aus Duden Schülerlexikon)

stellen die Galaxien da, die die Entfernungen wobei die Strecke die eine bestimmte Galaxie innerhalb einer bestimmten Zeit zurückgelegt hat, der Pfeil deutet die Richtung und die Geschwindigkeit an und zeigt die Radialbewegung da er von Zentrum zu Zentrum ohne Winkelveränderung verläuft.

 

3.2.9 Hubble- Effekt

1929 untersuchte Edwin Hubbel den Zusammenhang zwischen Entfernung und Fluchtgeschwindigkeit von Galaxien, Quasaren und anderen interstellaren Objekten. Dabei machte er die Beobachtung, dass die Geschwindigkeit der Galaxien mit ihrer Entfernung steigt, also die Geschwindigkeit proportional der Entfernung ist. Er versuchte diesen Zusammenhang mit einer Konstanten auszudrücken.

 

3.2.10 Hubble- Konstante

Edwin Hubble stellte die Konstante als Verhältnis von Geschwindigkeit und Entfernung dar.

Das Ergebnis dieser Gleichung besitzt den Parameter[31], wodurch die Ableitung der Hubblekonstanten das Alter des Universums ergeben muss. Leider ist das Ermitteln dieser Konstanten sehr kompliziert und seit 1929 wurden die verschiedensten Ergebnisse ermittelt. So hatte E. Hubble einen Wert von errechnett und Forscher die ähnliche Untersuchungen gemacht haben, Werte von 100 bis. Da jedoch die meisten

 

Ergebnisse im Bereich 50 bis  lagen, wurde eine Konstante im Bereich von ermittelt. Heute hat die Hubblekonstante einen Wert von mit einer Fehlerquote von . Hubbles Ergebnis liegt dabei weit außerhalb des Fehlerbereichs. Was wahrscheinlich damit zu erklären ist, dass er seine Untersuchungen 1929 machte und weder Computer noch Riesenteleskop zur Verfügung hatte.

Aber trotz bester Technik kann niemand sagen, ob diese Konstante stimmt oder ob nicht irgendwelche Einflüsse im Universum sie noch ändern.

 

3.2.11 Alter des Universums mit Hilfe der Hubblekonstanten

Je höher die Konstante ist desto jünger ist das Universum. Nach dem Ergebnis[32] von E. Hubble wäre das Universum gerade mal 2 Milliarden Jahre alt. Dieses Ergebnis kann nicht stimmen, da auf der Erde Steine gefunden wurden die schon 4 Milliarden Jahre alt sind. Ein wahrscheinlicheres Ergebnis lieferte Gerard de Vaucouleurs mit, womit das Universum ca. 11 Milliarden Jahre alt wäre. Der heute festgelegte Wert[33] ergibt ein Alter von ca. 13-14 Milliarden Jahren.

Je kleiner der Wert der Hubble Konstanten desto älter ist das Universum

 

3.2.12 Rotverschiebung

Unter Rotverschiebung versteht man, die Verschiebung des Lichtes im Lichtspektrum. Wenn sich eine Lichtquelle bewegt entsteht ein Doppler- Effekt. Die Frequenz der Lichtwellen nimmt ab je weiter der Ursprung entfernt ist. Nimmt die Frequenz zu, so verschiebt sich das Farbspektrum in den blauen Bereich. Wird die Frequenz kleiner so verschiebt sich das Spektrum in den roten Bereich.

Dadurch lässt sich ermitteln wie weit ein Objekt entfernt ist. Den umso größer die Verschiebung in den roten Bereich desto weiter ist das Objekt von Beobachter entfernt.

Entwickelt haben dieses Messverfahren Milton Humason und Edwin Hubbel, sie haben mit diesem Verfahren die Fluchtgeschwindigkeit der Galaxien bewiesen.

 

Abbildung 20: Die Rotverschiebung durch Expansion

(Quelle: Duden Schülerlexikon)

In dieser Grafik erkennt man wie sich die Welle bzw. der Helligkeitsverlauf ändert, wenn der Abstand mit der Zeit immer größer wird.

 

3.2.12.1 Beispiel um eine Rotverschiebung auszurechnen:

Die radiale[34] Geschwindigkeit eines Sterns (oder andern Leuchtkörpers) beträgt. Die Wellenlänge der Strahlen an der Quelle wird mit Hilfe der Spektrallinien des dortigen Heliums im Labor bestimmt und beträgt.

Gegeben:         Fluchtgeschwindigkeit: 

Wellenlänge:                           

Lichtgeschwindigkeit:  

Gesucht:           Verschiebung:                         

Rechung:                   

              

Die Verschiebung im Farbspektrum ist um verschoben.

 

Abbildung 21: Farbspektrum um die Verschiebung zu ermitteln

(Quelle: Duden Schülerlexikon)

Hat man einen Wert für die Rotverschiebung ermittelt lässt sich in der Grafik ermitteln ob es sich umeine Rot oder Blau Verschiebung handelt.

 

3.3 Galaxien

Was sind Galaxien? Galaxien bestehen aus Sternen und Gasen. Um die Sterne können Planeten kreisen, welche somit auch zur Galaxie gehören.

Erst 1930 entdeckte Edwin Hubbel, dass die Galaxien von einander unabhängig sind. Zuvor dachte man die Galaxien seine Nebel die sich in der Milchstraße befinden. Edwin Hubbel unterteilte die verschieden Galaxien in 3, später in 4 Gruppen:

            Spiralgalaxien

            Elliptische Galaxien

            Irreguläre Galaxien

            Linsenförmige Galaxien (später)

Diese Unterteilung ist heute noch gültig. Die Namen der Galaxiengruppen wurden nach dem Aussehen gemacht. Die einzelnen Gruppen wurden noch in weiter speziellere Gruppen unterteilt die aber nur bei ganz genauer Betrachtung zu erkennen sind. Diese Gruppen sind zum Beispiel Doppelgalaxien, Ringnebel und Galaxien deren Spieralarme unterschiedlichste Formen bilden.

 

3.3.1 Spiralgalaxien

Textfeld: Abbildung 22: Spiralgala-xie M100 (Quelle Duden Schüllerlexikon)61% aller bislang entdeckten Galaxien sind Spiralgalaxien. Ihren Namen bekamen sie wegen ihrer Spiralarme. Die Spiralarme bestehen aus Gassen und interstellarer Masse[35]. Die Sterne in den Spiralgalaxien sind meist noch sehr jung und im äußeren Bereich zu finden. Um sich vorzustellen wie solch eine Galaxie aussieht, muss man sich einen Strudel vorstellen der einige Milliarden- mal größer ist und in verschieden Farben leuchtet. In der Wissenschaft werden Spiralgalaxien mit S, Sb und Se bezeichnet. Je nach der Form ihrer Spiralarme.

 

3.3.2 Linsenförmige Galaxien

22% der bislang entdeckten Galaxien sind Linsenförmige Galaxien. Ihren Namen verdanken sie ihrem Aussehen. Um sich eine Linsenförmige Galaxie vorzustellen, nimmt man am einfachsten eine Linse[36] und stellt sich deren Form Milliarden- mal größer und in verschieden leuchtenden Farben vor. Im Teleskop sehen Linsenförmige Galaxien aus wie Spiralgalaxien ohne Spiralarme. In der Wissenschaft wird zwischen Galaxien mit Balken SBO und Galaxien ohne Balken S0 unterschieden.

 

3.3.3 Balken Galaxien

Balkengalaxien sind eine Mischung aus Linsenförmiger- und Spiralgalaxien. Sie besitzen die Spiralarme einer Spiralgalaxie und der Kern gleicht dem einer linsenförmigen Galaxie. Sie werden in 3 verschiedene Gruppen sortiert SBa[37], SBb, SBc. Galaxien der Klasse SBa haben einen Staubring um den Kern der als Spiralarm zählt. Die anderen sind vergleichbar mit den Spiralgalaxien.

 

3.3.4 Elliptische Galaxien

13% der Galaxien die bislang entdeckt wurden sind Elliptische Galaxien. Auch sie verdanken ihren Namen ihrer Form. Sie bestehen hauptsächlich aus älteren Sternen der Population II. Wobei der größte Teil der Sterne rote Riesen sind die, beim beobachten, deutlich auffallen. In den Elliptischen Galaxien existiert nur wenig interstellare Materie und deshalb werden nur wenige neue Sterne gebildet. Die Masse dieser Galaxien schwankt sehr stark. So sind die Galaxien zwischen einer Million und mehreren tausend Milliarden Sonnenmassen schwer. Um sich vorzustellen wie eine solche Galaxie aussieht, nimmt man am besten eine runden Gummi den man auseinander ziehen kann und stellt ihn sich Milliarden mal größer und farbenfreudiger vor.

Textfeld: Abbildung 23:Elliptische Galaxie (Quelle: Duden Schülerlexikon)Die Wissenschaft unterscheidet Elliptische Galaxien in 7 Stufen. Eine Galaxie der Stufe E0 ist nahezu rund und je länglicher sie aussieht umso höher ist die Stufe. Eine Stufe E7 Galaxie hat die Form einer Gurke. Die Bezeichnung ist leicht zu merken das E steht für Elliptische Galaxie.

Bei Beobachtungen muss darauf aufgepasst werden, dass man die Galaxie nicht von der Seite betrachtet und sie dadurch einer falschen Gruppe zuordnet so könnte eine elliptische Galaxie auch eine von der Seite gesehene Spiralgalaxie sein.

 

3.3.5 Irreguläre Galaxien

4% der bisher entdeckten Galaxien sind Irreguläre Galaxien. Den Namen bekamen sie weil kein erkennbares Rotationssystem gefunden werden kann. Ihre wissenschaftliche Bezeichnung ist Ir. Sie sind die kleinsten Galaxien und haben eine Gasamtmasse[38] von ca. einem hundertstel unsere Milchstraße. Diese kleinen Galaxien bestehen aus vielen jungen Sternen und besitzen sehr viel interstellare Materie.

Textfeld: Abbildung 24: Irreguläre Galaxie Magellansche Wolke (Quelle: Duden Schülerlexi-kon)Meist sind sie Begleiter großer Galaxien wie die der Milchstraße die von den Magellanschen Wolken begleitet wird.

 

 

 

 

In der folgenden Grafik sind die verschiedenen Galaxien nach Ähnlichkeit geordnet zusammengestellt. In der Grafik ist zu beachten, dass die kastenförmige Galaxie eine elliptische Galaxie der Kategorie E0 und Ellipsen mit schwachem Kern Galaxien des Typs E7 sein sollen. Die anderen Skizzen stimmen wobei die Anzahl der Spiralarme nur symbolisch dargestellt ist.

Abbildung 25: Die verschieden Galaxienformen und ihre Ähnlichkeiten (Quelle: SuW Special 2)

 

3.4 Besondere Galaxien

Die folgenden Galaxien hatte E. Hubble noch nicht in seine Unterteilung mit einbezogen. Diese Galaxien unterscheiden sich nur darin, dass sie sehr viel mehr Strahlung abgeben als die Galaxien die in E. Hubbles Unterteilung aufgeführt sind. Da sie sich nur durch die höher Strahlung unterscheiden kommt es vor, dass eine solche Galaxie mehreren Galaxientypen zugeordnet werden kann.

 

3.4.1 Radiogalaxien

Unter Radiogalaxien versteht man Galaxien deren Radiostrahlen viel höher sind als die von „normalen“ Galaxien. Radiogalaxien gehören, wie die Quasare zu den aktiven Kernen und wurden deshalb früher auch verwechselt. Aber nicht nur die hohe Strahlung haben die Radiogalaxien mit den Quasaren gemeinsam, sondern auch der vermutliche Anteil der Radiogalaxien ist sehr gering. So findet man unter 1.000.000 Galaxien eine Radiogalaxie.

Textfeld: Abbildung 26: Radiogalaxie NGC5128 (Quelle: Duden SchülerlexikonRadiogalaxien haben mit, unter einem Parsec, vergleichsweise einen kleinen Kern. Meistens gehören sie trotzdem gleichzeitig zu den elliptischen Riesengalaxien. Normale Spiralgalaxien haben einen Kern von mehreren tausend Parsec im Durchmesser und sind keine Riesengalaxien. Die Strahlung, die von ihnen ausgeht, findet man jedoch nicht im interstellaren Raum der Galaxie sondern um die Galaxie herum. Diese Strahlung wird als Synchrotronstrahlung bezeichnet. Die vergleichsweise geringe Strahlung normaler Spiralgalaxien kommt aus dem Interstellaren Raum der Galaxie.

Sehr auffallend sind auch die gigantischen gebündelten Strahlen (Jets), die wie „Radioflügel“ oder „Radioblasen“, aus dem Kern der Galaxie Millionen Lichtjahre weit herausschießen. Wissenschaftler gehen davon aus, dass im Zentrum dieser Galaxien ein gigantisches Schwarzes Loch sein muss.

 

3.4.2 Seyfert- Galaxien[39]

1943 entdeckte der Astronom Carl Seyfert, bei Beobachtungen eine Galaxie mit extrem kleinem Kern, der gleichzeitig sehr hell leuchtete. Er fand mit Hilfe des optischen Spektralbereichs[40] heraus, dass die Kerne maximal 1000 Lichtjahre im Durchmesser haben können und bis zu 50% der gesamten Strahlung der Galaxie ausmachen. Die von den Seyfertgalaxien ausgehende Infrarotstrahlung kann mehrere tausend Mal stärker sein als die normaler Galaxien und kann sich innerhalb kürzester Zeit (ein Jahr bis zu einem Monat) sogar verdoppeln.

Er unterschied zwei Typen von Galaxien:

Textfeld: Abbildung 27: Seyfert-galaxie 
(Quelle: Duden Schü-lerlexikon)

Seyfert 1 Galaxie, die mit ca. 10 000 Kilometern pro Sekunde durchs All fliegt und eine hohe Röntgenstrahlung absondert.

Seyfert 2 Galaxie, die nur mit 1 000 Kilometern pro Sekunde durch den Weltraum fliegt und starke Infrarot- und Radiostrahlen absondert.

3.4.3 BL- Lac- Objekte

1929 entdeckten Forscher ein Objekt, welches zuerst als veränderbarer Stern klassifiziert wurde, da die Helligkeit des „Sterns“ um 3 Klassen schwankte. 1968 entdeckten die Astronomen Max Leod und Andrew fest, dass noch mehr solcher Objekte zu beobachten waren. Zudem stellten sie fest, dass die Strahlung sehr stark polarisiert ist.

Erst 1973 gelang J. B. Oke und J. E. Gunn erstmals die Entfernung[41] dieses Objekts genau zu bestimmen.

 

3.4.4 Markariangalaxien

Zu Beginn der 60er Jahre stellte der armenische Astronom B. E. Markarian fest, dass die hellsten Galaxien im Kern nicht nur aus Sternen der Spektralklasse G und K bestehen, sondern auch mit Sternen der Klasse A und F. Er unterschied die Galaxien in Typ s und Typ d.

Typ s besteht aus hellen Sternen und leuchtet so hell, dass der Rest der Galaxie überstrahlt wird.

Typ d beinhaltet die diffusen (vernebelnden) Galaxien, sie zeichnen sich durch einen hohen Anteil Blauer Riesen aus und leuchten dementsprechend bläulich. Das Gas der Blauen Riesen vernebelt das ganze Bild und läst die Galaxie diffus aussehen.

Die Markariangalaxien beiden Typs, zeichnen sich durch starke Kontinuumstrahlung im UV- Bereich aus.

 

3.4.5 Entwicklung der Galaxien

Warum sehen die Galaxien verschieden aus? Die Struktur der Galaxie ist abhängig von der Zeitspanne in der sich neu Sterne bilden. Wenn ein großer Anteil der interstellaren Materie in kurzer Zeit in Sterne verwandelt wird, bildet sich eine Elliptische Galaxie (E) bilden. Dauert die Bildung der Sterne lange und in der Zukunft werden immer Neue ausgebildet, so bildet sich eine Spiralgalaxie (S).

Genau vorhersagen läst sich die später Struktur allerdings nicht, da auch Kollisionen und Verschmelzungen stattfinden können.

Für Radiogalaxien, Seyfertgalaxien, Bl-Lac-Objekte und Quasare haben die Astronomen noch keine bewiesene Begründung.

 

3.4.6 Bewegung der Galaxien

Die Kreisbewegung der Galaxien wird durch die Bewegung derer Sterne und der 21cm Strahlung bestimmt. Kepler fand heraus, dass die Planeten nahe der Sonne (dem Zentrum) schneller rotieren als die weiter entfernten. Da Galaxien ähnlich aufgebaut sind, nahmen die Wissenschaftler an, dass bei Galaxien das Gleiche Gesetz und also gelten müsste. Doch sie lagen falsch. Die Ergebnisse der Messungen lagen viel zu weit von der rechnerischen Lösung weg. Also prüften die Forscher die Masseverteilung in den Galaxien und stellten fest, dass die Masse nicht nur im Zentrum sehr stark konzentriert ist sondern auch am Rand der Galaxie. Diese Masse was aber immer noch nicht genug um den Kurvenverlauf zu erklären. Es musste noch andere unsichtbare Materie vorhanden sein die für die geringe Geschwindigkeit am Rande der Galaxien verantwortlich ist. Der Gedanke an Dunkle Materie war geboren.

 


Textfeld: Abbildung 28: In dieser Grafik erkennt man das Rotationsverhalten einer Galaxie.
Nach Kepler müsste die Kurve nach unten abfallen. Aber die Geschwindigkeit der Galaxie nimmt nicht ab. Es muss dunkle Materie vorhanden sein die, für diese nicht anders zu erklärende Beschleunigung, verantwortlich ist.

3.4.7 Massenbestimmung einer Galaxie

Die Masse ist nur unter bestimmten Voraussetzungen bestimmbar:

  1. Der Wert ist eine Schätzung (ein ungefährer Wert)
  2. Es können noch unentdeckte Objekte das Ergebnis verfälschen
  3. Strukturen und bestimmte Umlaufbahnen müssen vereinfacht werden

Um die Masse der Milchstraße zu bestimmen benötigt man eine Kreisbahn um das Zentrum. Deshalb nimmt man die Umlaufbahn des Sonnesystems als kreisförmig an. Die Geschwindigkeit, der Sonne (Zentrum des Sonnesystems), um das Zentrum der Milchstraße, beträgt. Die Entfernung zum Zentrum (Radius) beträgt. Dabei ist die Gravitationskonstante. Und die Sonnemasse.

Es gilt:

 

 

 

 

 

Dieser Wert ist zu gering aber ein ziemlich genauer Wert für die Masse der Milchstraße unter Berücksichtigung das noch dunkle Materie hinzuzukommen kann.

 

3.4.8 Zusammenspiel der Galaxien

Da Galaxien auch Gravitationskräfte besitzen, kommt es auch einmal vor, dass sich diese riesigen Objekte gegenseitig beeinflussen. Kommen sich zwei Galaxien zu nahe, werden sie aufgrund ihrer Anziehungskräfte gegenseitig angezogen und prallen zusammen. Dabei bilden sich die merkwürdigsten Strukturen. Wenn sich die Galaxien nur „streifen“ entstehen so genante Materiebrücken oder Gezeitenschwänze. Darunter versteht man, wenn die größere Galaxie mit der stärkern Gravitationskraft der kleineren Materie „klaut“. Je nachdem wie stark der Zusammenstoß ist kann es auch vorkommen, dass sich zwei Galaxien vereinigen und zu einer noch größeren Galaxie verschmelzen.

Aber die Galaxien müssen sich nicht streifen um sich gegenseitig zu beeinflussen. Kommt eine Galaxie zwischen zwei andere, evtl. größere Galaxien, kann diese kleine durch die Anziehungskraft der zwei anderen zerrissen werden. Die Reste der Galaxie werden dann von den beiden großen Galaxien angezogen und integriert.

Kollisionen, bei denen die interstellaren Materiewolken[42] zusammenstoßen, erzeugen eine enorm hohe elektromagnetische Strahlung die weit in den roten Bereich hineingeht. Außerdem sorgt dieser Zusammenstoss für eine enorm hohe Ausbildung neuer Sterne.

Sehr deutlich ist die Gravitation zwischen den Galaxien daran zu erkennen, dass die meisten Galaxien sich gegenseitig anziehen und Mehrfachsysteme [43]oder sogar Galaxienhaufen bilden.

Textfeld: Abbildung 29: Computer-animierter Zusammenstoß zweier Galaxien
Der Zeitablauf zwischen den Bildern beträgt 
125 Mio. Jahre
Jedes Bild hat einen Seitenlänge von 400 000ly

 

3.5 Galaxienhaufen

Ein Galaxienhaufen ist eine Ansammlung von Galaxien. Dieses Haufen nehmen Räume im Megaparsec (Mpc) Bereich ein (ein pc). Dabei liegen die Galaxien maximal 1,5Mpc vom Zentrum entfernt. Der nächste Galaxienhaufen, von der Erde aus gesehen, ist der Virgo- Haufen[44], der ca. 15Mpc von uns entfernt weit weg liegt und aus 2500 Galaxien besteht. In der Mitte dieses Haufens liegt die bekannte Riesengalaxie M87, die einen Teil des Zentrums bildet. Der nächste Galaxienhaufen wäre Centaurus der 60Mpc von der Erde entfernt ist.

Die Dichte der Galaxien, in einem Galaxienhaufen, ist im Zentrum 10.000-mal und am Rand 100-mal größer als im normalen Raum.

Diese Haufen bilden sich durch die gigantischen Anziehungskräfte die zwischen den riesigen Massen (Galaxien) herrschen.

Unsere Galaxie (die Milchstraße) befindet sich am Rande des Virgo- Haufens.

Die Wissenschaft unterscheidet die Galaxienhaufen nach der Reichhaltigkeit und der Gestalt.

3.5.1 Reichhaltigkeit

Unter Reichhaltigkeit versteht man die Anzahl der Galaxien, in einem Galaxienhaufen, die nicht weiter als 1,5 Mpc vom Zentrum entfernt sind. Also nur wenn genügend Galaxien im Abstand von 1,5 Mpc vorhanden sind, kann die Galaxienansammlung als Galaxienhaufen bezeichnet werden. Dabei reichen 3 oder 4     Galaxien nicht aus, sondern der Galaxienanteil in diesem Bereich muss mindesten 100 mal dichter sein als im „normalen“ Raum.

 

3.5.2 Gestalt

Die Galaxienhaufen werden in reguläre und irreguläre Haufen unterteilt. Unter einem regulären Galaxienhaufen versteht man, dass im Zentrum des Haufens eine sehr hohe Anzahl an Galaxien vorhanden ist und die Struktur sphärisch[45] ist. Irreguläre hingegen sind eher flach und unsymmetrisch.

 

3.5.3 Zusammensetzung

In den 80zigern haben die Wissenschaftler herausgefunden, dass in den Galaxienhaufen hauptsächlich elliptische Galaxien vorkommen. Im Coma Haufen ca. 80%. Dazu kommen viele linsenförmige Galaxien und nur sehr wendige Spiralgalaxien. Den Grund, für diesen großen Anteil an Elliptischen Galaxien, vermuten die Astronomen darin, dass die Elliptischen Galaxien durch Kollisionen miteinander entstanden sind was bedeutet, dass früher der größte Teil der Galaxien spiralförmig waren.

Die meisten Elliptischen Galaxien befinden sich im Zentrum der Haufen, da die elliptischen, aufgrund ihres meist hohen Alters, schon lang zu Zentrum unterwegs sind.

 

3.5.4 Dynamik der Galaxien

Irreguläre Galaxienhaufen sind die jüngern und haben noch kein dynamisches Gleichgewicht bilden können. Die regulären Galaxien hingingen schon. Ein wichtiges Merkmal der Galaxienhaufen ist die Dispersion[46] der Radialgeschwindigkeit, die angibt mit welcher Geschwindigkeit die Galaxien in den Galaxienhaufen unterwegs sind. Die Galaxien nahe dem Zentrum haben eine Geschwindigkeit von ca. 1000 km/s und werden, je weiter sie von Zentrum entfernt sind langsamer.

Mit Hilfe dieser Geschwindigkeit lässt sich die Masse des Galaxienhaufens bestimmen.

Wenn die Geschwindigkeit  gegeben ist und Größe des Haufens  bekannt ist, läst sich die Gesamtmasse  wie folgt ausrechen.

 

 

 ist die Gravitationskonstante[47]. Bei dieser Rechnung erhalt man ein Ergebnis im Bereich von  Sonnemassen.

 

Begründung für diese Rechnung:

Die Galaxien bewegen sich in den Haufen mit einer bestimmten Geschwindigkeit, die durch die Gravitation der anderen Galaxien hervorgerufen wird. Je mehr Galaxien desto größer werden die Gravitationskräfte, in den Haufen und damit die Geschwindigkeit mit der sich die Galaxien bewegen.

Doch nicht nur Galaxien befinden sich in den Galaxienhaufen, sondern auch interstellares Gas. Dieses Gas wurde erst mit Hilfe von Satelliten entdeckt. Da dieses Gas unsichtbar ist, konnte kein Forscher es mit einem Teleskop entdecken. Aber Satelliten nahmen eine Röntgenstrahlung auf die von diesen Galaxienhaufen ausgeht. Aufgrund der Daten, die Satelliten zur Erde sandten, stellten Wissenschaftler fest, dass ein ca. 10 bis 100 Millionen °C heißes Gas zwischen den Galaxien ist. Durch die enorme Hitze ist das Gas ionisiert und bei jedem zusammenstoße der Atome wird Röntgenstrahlung frei, welche die Satelliten messen können.

 

3.5.4.1 21cm Strahlung

Ein Wasserstoffatom besteht aus einem Proton und einem Elektron welche beide einen Spin[48] besitzen. Diese Drehbewegungen sind vektorielle Größen, wenn sich die Richtungen ändern entsteht ein Energieunterschied von. Dieser Unterschied entspricht einer elektromagnetischen Strahlung von 21cm. Deshalb heißt diese Strahlung auch 21cm- Strahlung. Dieser Vorgang im Wasserstoffatom ist extrem selten aber bei den gigantischen Mengen an Wasserstoff die im Universum vorhanden sind, lassen sich solche Ereignisse des Öfteren beobachten.

 

3.6 Galaxiensuperhaufen

Wie allgemein bekannt ziehen sich Körper, wegen der Gravitationskraft, an. Also müssten sich auch Galaxienhaufen anziehen, wie die Galaxien zu einem Galaxienhaufen. 1955 wies der französische Astronom Gerard de Vaucouleurs nach, dass auch Galaxienhaufen sich zu Galaxiensuperhaufen zusammenschließen. Er bewies, dass die Anordnung der Galaxienhaufen darauf hinweist, dass sich Galaxienhaufen aufeinander zu bewegen und somit Galaxiensuperhaufen bilden. Außerdem zeigte er, dass der Virgo- Haufen das Zentrum des „lokalen Superhaufens“, welcher ein abgeflachter Superhaufen bildet. Heute sind uns 50 Galaxiensuperhaufen bekannt.

Die Größe dieser Superhaufen beläuft sich über dutzende Mpc[49].

 

3.6.1 Die größten bekannten Strukturen im Kosmos

Auf der Suche nach Strukturen und der Massenverteilung im Kosmos, stellten Wissenschaftler vor 15 Jahren (1988) fest, dass im Kosmos Gebiete mit extrem hohen Massenanteil und Gebiete mit fast gar keiner Masse vorhanden sind. Die Wissenschaftler versuchen seitdem den Grund dafür zu finden. Sie wollen wissen ob in diesen Viods[50] nichts ist oder ob dort der Dunkle Materie Anteil die Masse ersetzt.

Bei dieser Suche wurde festgestellt, dass im Sternbild Schütze, eine gigantische Materieansammlung sein muss. Der „lokale Galaxiensuperhaufen“ wird von dieser Masse angezogen. Was bedeutet, dass diese Masse gigantisch sein muss.

Ein paar Bespiele und Daten:

Sternsystem

 

Helligkeit in mag

Entfernung in kpc

Masse in [51]

Milchstraßensystem

 

-20,6

 

            

Andromedanebel

 

-21,1

                  720

            

M32

 

-16,4

                  725

             

NGC 185

 

-15,3

                  620

                 

Draco System

 

-8,6

                   60

                 

IC 1613

 

-14,9

                  630

             

Tabelle 5: Beispiele für Galaxienmasse, -helligkeit und –entfernung

 

3.7 Dunkle Materie

Mit heutigen Mess- und Beobachtungsgeräten lassen sich nur Objekte erforschen, die eine elektromagnetische Strahlung aussenden. Dabei sollte man erwähnen, dass Planeten und Monde nicht selbst leuchten sondern das Licht der Sterne in der Umgebung nur reflektieren. Doch im Universum existiert noch andere Materie, die so durchsichtig ist, dass sie nichts reflektiert und nichts verdeckt und keine eigene Lichtwellen abgibt. Diese Materie heißt dunkle oder unsichtbare Materie.

Diese Materie kann nicht durch direkte Beobachtung nachgewiesen werden. Doch wie jede Materie ist sie von der Gravitation nicht unbeeinflusst. Dank dieser Eigenschaft haben Astronomen sie entdecken können. Bei Beobachtungen stellte sich heraus, dass verschiedene Objekte nicht der vorausberechneten Bahn folgten. Irgendetwas beeinflusste die Bewegungsrichtung. Irgendein unsichtbarer Körper musste die Bahn der Objekte mit eine enormen Gravitationskraft ablecken. Den die Bahn der beobachteten Objekte war so stark verändert, dass der Ungenauigkeitsfaktor der Rechnung unmöglich derart falsch sein konnte. Da diese Kraft enorm groß sein musste und sehr viele Objekte davon betroffen sind, schlossen Astronomen daraus, dass ca. 99% der gesamten Masse im Kosmos unsichtbar sein muss!

 

3.7.1 Beweis für dunkle Materie

Zwei Astronomen stelltem zu Beginn der 30er Jahre fest, dass eine unsichtbare (dunkle) Materie vorhanden sein muss.

Jan Oort kam zu dem Ergebnis durch Berechnung der Gesamtmasse einer galaktischen Scheibe[52]. Er berechnete die Masse der einzelnen Sterne und Nebel und verglich diese mit der errechneten Masse der Scheibe. Dabei stellte er fest, dass die Scheibe mehr Masse hat als die Sonnen und Nebel aus der sie besteht. Daraus schlussfolgerte er, dass in der Scheibe noch eine unsichtbare Masse vorhanden sein muss.

Die ersten Vorhersagen für dunkle Materie waren prophezeit.

Zur gleichen Zeit machte Fritz Zwicky eine ähnliche Entdeckung. Er untersuchte den Virgo- Galaxienhaufen und stellte dabei fest, dass der Galaxienhaufen mit der sichtbaren Masse gar nicht existieren dürfte da die Gravitationskräfte zwischen der Galaxien viel zu gering sind um sich gegenseitig zu einem Haufen zusammenzuhalten. Die Masse aller Galaxien in diesem Haufen hatten nur 1/10 der notwendigen Gravitationskräfte für die Bildung eines Galaxienhaufens. Aus seinen Ergebnissen kam er zu dem Schluss, dass noch weitere unsichtbare Materie zwischen den Galaxien vorhanden sein muss die den Haufen zusammenhält.

Aus den Ergebnissen und Schlussfolgerungen der beiden Astronomen kann man sagen, dass sowohl in den Galaxien als auch zwischen den Galaxien dunkle Materie existieren muss.

Seit dem ersten Vermutungen, der beiden Astronomen, wurden immer mehr Beweise, für die Existent der Dunklen Materie gefunden.

 

3.7.2 Nachweis

Die ersten genau messbaren Beweise für das Vorhandensein dieser Materie, lieferten Messergebnisse de Rotationsgeschwindigkeit der Spiralarme verschiedener Galaxien.

Nach Kepler müsste die Geschwindigkeit der äußeren Objekte in den Spiralarmen abnehmen beziehungsweise geringer sein als die der Objekte im Zentrum. Stellt man aber einen Zusammenhang zwischen Rotationsgeschwindigkeit und Entfernung zum Zentrum auf, zum Beispiel in Form einer Grafik, so erkennt man, dass die Geschwindigkeit der äußern Objekte nicht der nach Kepler berechneten Geschwindigkeit entspricht. Die Geschwindigkeit ist um vieles höher, entspricht fast der Geschwindigkeit von Objekten die im Zentrum liegen. Also muss eine Unsichtbare Masse vorhanden sein, die für diese Beschleunigung verantwortlich ist. Da diese Masse leider nicht sichtbar ist muss es sich dabei um dunkle Materie handeln.

 

(siehe Abbildung 28)

 

3.7.3 Zusammensetzung

Da dunkle Materie mit heutigen Beobachtungs- beziehungsweise Messinstrumenten nicht direkt untersuchbar ist, kann auch niemand genau sagen aus was sie besteht. Aber die Astronomen haben verschiede Theorien aus was sie bestehen könnte.

So nimmt man an, dass ein großer Teil der dunklen Materie im Halo, aus weisen Zwergen besteht. Die  Neutrinos spielen in den Theorien auch eine große Rolle. Sollten diese winzigen Teilchen nämlich doch eine nicht zu vernachlässigende Masse besitzen, was bis heute noch nicht nachgewiesen ist, könnten diese Teilchen einen sehr großen Teil, der dunklen Materie, ausmachen, da sie in sehr hoher Anzahl im All, vorkommen und trotzdem für Teleskope unsichtbar sind. Ebenfalls die so genanten WIMPs[53] deren Masse auch vernachlässigt wird. Da sie gehen nur eine geringe Wechselwirkung mit der herkömmlichen Materie ein. Die dunkle Materie besteht wahrscheinlich aus der Kombination dieser Teilchen aber beweisen lies sich das bis heute noch nicht.

Unter der Annahme, dass wirklich 99% der Masse im Kosmos dunkle Materie ist, reicht die gesamte Masse immer noch nicht um den Urknall umzukehren. Neuste Forschungsergebnisse haben ergeben, dass die dunkle Materie nur 10% der kritischen Masse ausmacht die notwenig wäre um den Urknall ruckgängig zu machen.

 

3.8 Quasare

Quasare wurden durch Zufall entdeckt. Radioastronomen fanden bei ihren Messungen Objekte im All, die Radiosignale aussandten. Die gefundenen Koordinaten gaben sie an die Astronomen weiter, die mit Teleskopen einen optischen Nachweis suchen sollten.

Die Astronomen waren verwirt, als sie die Bilder sahen. Die Aufnahmen, die das Teleskop lieferte, zeigte ein sternähnliches Objekt. Diese Objekte sahen aus wie Seyfertgalaxien hatten jedoch keine Spiralarme was wiederum dagegen sprach. Die Wissenschaftler waren ratlos und bezeichneten diese Objekte vorerst als Quasare, was soviel heißt wie sternenähnliche Galaxie.

Erst später stellte man fest, dass Quasare auch Galaxien sind, deren Zentren so groß wie unser Sonnensystem ist und so extrem hell leuchten, dass die Spiralarme der Galaxie nicht mehr zu sehen sind.

Mit Hilfe der Rotverschiebung, wiesen die Wissenschaftler, nach, dass diese Quasare über 10 Milliarden Lichtjahre von uns entfernt sind und sich mit mehreren tausend Kilometer pro Sekunde durchs All bewegen. Quasare gehören somit zu den Weitentferntesten entdeckten Objekten im bisher erforschten Kosmos.

Forscher haben errechnet, dass unter 100.000 Galaxien ein Quasar ist, beziehungsweise in der Entfernung von 10 Mrd. ly unter 100 Galaxien ein Quasar existiert. Aufgrund der gigantischen Entfernung und der hohen Geschwindigkeit der Quasare vermuten die Forscher, dass die Quasare ca. 13 – 14 Milliarden Jahre alt sein müssen, also bereits in den ersten 2 - 3 Mrd. Jahren nach dem Urknall entstanden sein mussten.

Nach weiteren Nachforschungen wurde aus den unbekannten Objekten quaistellare Objekte (QSO). Heute werden sie zu den aktiven galaktischen Kernen gezählt.

 Abbildung 30: Quasar PKS2345 (Quelle: Duden Schülerlexikon)

 

3.8.1 Radioastronomie

Von Radioastronomie spricht man, wenn, mit Hilfe von Radioteleskopen, nach Wellen, die im „Radiowellen“ -Bereich des elektromagnetischen Spektrums, gesucht wird.

In den 30er Jahren entdeckte Kail Jansky, auf der Suche nach Störsignalen des Radios, diese Strahlung. Grote Reber entwickelte ein Messinstrument[54] um den Ursprung der Strahlung zu finden. Er stellte fest, dass die Strahlung von überall herkommt und sogar unsere Sonne solche Wellen abgibt.

Radiowellen werden meist in Verbindung mit der Temperatur untersucht. Dabei stießen die Radioastronomen auf die Synchrotronstrahlung deren Ursprung nicht temporär ist. Außerdem stellten sie fest, dass Wasserstoffatome, deren Elektron die Drehrichtung umkehren auch eine Strahlung abgeben, welche mit einer Wellenlänge von 21cm und einer Frequenz von 1421 MHz eine wichtige Rolle in der Erforschung von Nebeln und interstellarer Masse, spielt.

 

3.8.2 Synchrotronstrahlung

Bei allen thermischen Vorgängen wird eine bestimmte Strahlung freigesetzt. Je nach Temperatur des Körpers ist diese Strahlung in einem anderen Bereich des elektromagnetischen Spektrums. Auch scheinbar strahlungsfrei Objekte strahlen! (Stuhl – Infrarotstrahlung). Synchrotronstrahlung ist aber anders. Synchrotronstrahlung hat keinen thermischen Ursprung aber strahlt trotzdem.

Schon im 19. Jahrhundert sagte Heinrich Hertz diese Strahlung voraus. Er behauptete, dass diese Strahlung von beschleunigten Elektronen aus ginge. Und er hatte Recht. Wissenschaftler fanden 1950 heraus, dass Elektronen im Magnetfeld, nahezu Lichtgeschwindigkeit eine solche Strahlung abgeben. Der Wellenbereich dieser Strahlung reicht vom Radiobereich bis hin zum Röntgenbereich.

Die Synchrotronstrahlung ist aufgrund ihrer Merkmale leicht zu unterscheiden. (da sehr großes Spektrum). Mit Hilfe dieser Strahlung können Forscher Rückschlüsse zur Quelle ziehen. So kann nachgewiesen werden, ob Teilchen existieren und ob ein magnetisches Feld beim Ursprung ist. Sogar die Stärke des Feldes ist ermittelbar, da die Strahlung eine lineare Polarisation besitzt.

Im All finden wir diese Synchrotronstrahlungsquellen in Form von Pulsaren, Radiogalaxien und Supernova Überresten.

 

3.8.3 Elektromagnetisches Spektrum

Unter dem Begriff elektromagnetisches Spektrum versteht man eine Auswertungstabelle für verschiedene elektromagnetische Wellen. Diese Wellen (Strahlen) sagen viel über den „Sender“ aus. Das Wellenspektrum reicht von Radiowellen bis zu Gammastrahlen. In diesem riesigen Spektrum von 1020 m ist nur ein Bereich von 0,4 bis 0,8 Mikrometer für das menschliche Auge sichtbar.

 

3.8.3.1 Eigenschaften:

Unter elektromagnetischen Wellen versteht man eine wellenförmige Gestalt, räumliche Ausbreitung und zeitlich periodische Änderung von elektromagnetischen Feldern.

Die Wellen breiten sich mit nahezu Lichtgeschwindigkeit im Raum aus. Um sich diese Ausbreitung vorzustellen, stellt man sich die Wellen vor die entstehen, wenn etwas ins Wasser fällt. Um die verschiedenen Wellen zu unterscheiden wird Wellenlänge und Frequenz getrennt.

 

(1)   Wellenlänge: Die Strecke zwischen zwei aufeinander folgenden Wellenbergen. Wird meist in Zentimeter (cm), Millimeter (mm) und Ångström (A = 10-10m) im Spektrum in in angegeben.

(2)   Frequenz: Gibt die Anzahl der Hoch Tief Wechsel der Welle in einer Sekunde an. Die Frequenz wird in Hertz (Hz) oder Megahertz (MHz) angegeben.

 

Je höher die Frequenz beziehungsweise je kleiner die Wellenlänge desto größer die Energie der Strahlung.

 

Das gesamte Spektrum ist in 7 Abschnitte eingeteilt:

Name

Anwendung

Länge

Radiowellen

Radio, Fernsehen

30cm bis einige km

Mikrowellen

Radar, Radioteleskope

1nm bis 30cm

Infrarot Bereich

Fernbedienungen, Wärmestrahler

0,8 µm bis 1mm

Sichtbares Licht

Vom Auge wahrnehmbar

0,4 µm bis 0,8µm

UV Strahlen

UV- Lampen, Sonnenstrahlen

1nm bis 100 nm

Röntgenstrahlung

Röntgen, durchdringend

0,01nm bis 1nm

Gammastrahlung

 

Weniger als 0,01nm

Tabelle 6: Aufbau des elektromagnetischen Spektrums

 

Abbildung 31: Zusammensetzung des elektromagnetischen Spektrums

(Quelle: Duden Schülerlexikon)


 

3.8.4 Was passiert mit unserem Universum

Je nach dem wie sich der Abstand zwischen den Galaxien im Laufe der Zeit verändert, verändert sich auch die Zukunft des Universums. Was passieren kann:

  1. Der Abstand der Galaxien nimmt ab.
    1. Die Expansion wird umgekehrt zur Kontraktion

                                                               i.      Aus der Rotverschiebung wird eine Violet- oder Blauverschiebung und die Materie heizt sich mehr und mehr auf

1.      „Heißer“ Endzustand

 

  1. Der Abstand der Galaxien wird immer konstanter
    1. Die Ausdehnung wird immer langsamer kehrt sich aber nie um

                                                               i.      Die interstellare Materie wird in „Sterne“ umgewandelt und die Materie kühlt langsam ab

1.      „kalter“ Endzustand

  1. Der Abstand der Galaxien wird immer größer
    1. Die Ausdehnung setzt sich immer weiter fort

                                                               i.      Die interstellare Materie wird in „Sterne“ umgewandelt und die Materie kühlt langsam ab

1.      „kalter“ Endzustand


3.9 Quellen:

3.9.1 Bücher:

            Der Neue Kosmos (7. Auflage)

Ein sehr ausführliches Buch. In diesem Buch werden die Themen nicht nur allgemein angesprochen sondern mit Herleitungen und Begründungen wiedergegeben. Leider ist der Aufbau etwas schwierig, jedes Thema greift auf ein anders zurück oder es werden bestimmte Vorkenntnisse gefordert, die nicht jeder hat. Außerdem ist dieses Buch auch nicht gerade billig mit einem Preis von ca. 50€ eher etwas für Interessenten, die sich noch weiter damit beschäftigen wollen.

                        Autoren:           A. Unsöld und B. Baschek

                        Erschienen:       2002

                        Verlag: Springer Verlag Berlin Heidelber New York

ISBN:              3-540-42177-7

Duden Astronomie (Schülerlexikon)

Ein sehr gutes Buch für den Physikunterricht. Es ist logisch aufgebaut und beinhaltet gute Beispiele. Außerdem ist einen CD-Rom mit verschieden Anwendungen enthalten. Ein sehr gutes Buch für die Astronomie innerhalb unserer Galaxie. Leider behandelt es das weitere Universum nicht so ausführlich. Der Preis von 21€ ist für dieses Buch ist gerechtfertigt.

                        Verlag:             Dudenverlag Mannheim, Leipzig, Wien, Zürich

                        Autoren:           Prof. Dr. Dieter B. Hermann, Dr. Oliver Schwarz

                        Erschienen:       2001

ISBN:              3-89818-015-8

Das Weltall

Ein Buch für Leute die gerne von allem etwas wissen wollen. Dieses Buch behandelt fast alle Themen die etwas mit Astronomie zu tun haben, geht aber nicht weiter auf die physikalische Berechnungen ein. Gute Einleitung für die Beobachtung des Himmels. Alle Bilder und Texte sind auf Hochglanzpapier gedruckt und machen so einen sehr guten Eindruck auf den Leser.

                        Autoren:           unbekannt

                        Erschienen:       1998

                        Verlag: Kaiser

ISBN:              3-7043-6022-8

Der Sternenhimmel

Dieses Buch ist mehr für den Beobachter gemacht. Es beschreibt wo was am Himmel ist und wie es aussieht die Objekte. Für die Astrophysik kaum zu gebrauchen. Dafür aber ein günstiges und gut gedrucktes Buch.

Autoren:           Robert Burnham, Alan Syer, Robert A. Garfinkle, Martin George, Jeff Kanipe, David H. Levy, John O’Byrne

                        Erschienen:       1997

                        Verlag: Könemann Verlagsgeselschaft mbH (Druckfehler?)

ISBN:              3-8290-6999-5

            Astronomie

In diesem Buch werden leider Begriffe unerklärt benutzt, dafür sind viele Themen sehr kurz gefasst. Die Bilder sind gut erkennbar aber etwas klein ausgefallen.

Autoren:          Gorenjski Tisk, Kranj-Slowenien

                        Erschienen:       ©2001 sonst unbekannt

                        Verlag: Neuer Kaiser Verlag

ISBN:              3-7043-1298-3

3.9.2 Zeitschriften:

            Sterne und Weltraum (SuW)

Zeitschrift die monatlich (ausnahmen Sonderhefte) erscheint. Es werden viele Themen behandelt aber meist nur beobachtungstechnisch. Gut ist, dass die Hefte aus einem Teil für Fortgeschrittene und einem für Anfänger besteht. Leider kann man sich nicht raussuchen was für Themen drinstehen und jedes Heft kostet ca. 8€.

                        Autoren:           Leser, wechselnde Astronomen

                        Erschienen:       alle 4 Wochen (Gegründet: 1929)

                        Verlag: Spektrum der Wissenschaft

ISBN:              4-394497-216805-06

 


Star Observer:

Diese Zeitschrift erscheint 4 wöchentlich. Die Themen sind meist an aktuelle Ereignisse gebunden. Leider ist sehr viel Werbung zwischen den Themen. Der Preis von ca. 6€ ist angemessen, da der Druck sauber ist und die Themen mit den Bildern gut dargestellt werden.

                        Autoren:           Autoren sind unterschiedlich

                        Erschienen:       alle 4 Wochen

                        Verlag: Star Observer GmbH

ISBN:              4-399151-812003-08

 

3.9.3 Internet:

Leider sind die Informationen im Internet, zu meinem Themenbereich, nicht besonders gut aus diesem Grund hab ich nur nach Bilder und Stichworten gesucht. Dabei bin ich auf die gleichen Seiten wie M. Schulz und S. Caruso gestoßen.


Quellenverzeichnis

Bücher:

            Der Neue Kosmos (7. Auflage)

Ein sehr ausführliches Buch. In diesem Buch werden die Themen nicht nur allgemein angesprochen sondern mit Herleitungen und Begründungen wiedergegeben. Leider ist der Aufbau etwas schwierig, jedes Thema greift auf ein anders zurück oder es werden bestimmte Vorkenntnisse gefordert, die nicht jeder hat. Außerdem ist dieses Buch auch nicht gerade billig mit einem Preis von ca. 50€ eher etwas für Interessenten, die sich noch weiter damit beschäftigen wollen.

                        Autoren:           A. Unsöld und B. Baschek

                        Erschienen:       2002

                        Verlag: Springer Verlag Berlin Heidelber New York

ISBN:              3-540-42177-7

Duden Astronomie (Schülerlexikon)

Ein sehr gutes Buch für den Physikunterricht. Es ist logisch aufgebaut und beinhaltet gute Beispiele. Außerdem ist einen CD-Rom mit verschieden Anwendungen enthalten. Ein sehr gutes Buch für die Astronomie innerhalb unserer Galaxie. Leider behandelt es das weitere Universum nicht so ausführlich. Der Preis von 21€ ist für dieses Buch ist gerechtfertigt.

                        Verlag:             Dudenverlag Mannheim, Leipzig, Wien, Zürich

                        Autoren:           Prof. Dr. Dieter B. Hermann, Dr. Oliver Schwarz

                        Erschienen:       2001

ISBN:              3-89818-015-8

Das Weltall

Ein Buch für Leute die gerne von allem etwas wissen wollen. Dieses Buch behandelt fast alle Themen die etwas mit Astronomie zu tun haben, geht aber nicht weiter auf die physikalische Berechnungen ein. Gute Einleitung für die Beobachtung des Himmels. Alle Bilder und Texte sind auf Hochglanzpapier gedruckt und machen so einen sehr guten Eindruck auf den Leser.

                        Autoren:           unbekannt

                        Erschienen:       1998

                        Verlag: Kaiser

ISBN:              3-7043-6022-8

Der Sternenhimmel

Dieses Buch ist mehr für den Beobachter gemacht. Es beschreibt wo was am Himmel ist und wie es aussieht die Objekte. Für die Astrophysik kaum zu gebrauchen. Dafür aber ein günstiges und gut gedrucktes Buch.

Autoren:           Robert Burnham, Alan Syer, Robert A. Garfinkle, Martin George, Jeff Kanipe, David H. Levy, John O’Byrne

                        Erschienen:       1997

                        Verlag: Könemann Verlagsgeselschaft mbH (Druckfehler?)

ISBN:              3-8290-6999-5

            Astronomie

In diesem Buch werden leider Begriffe unerklärt benutzt, dafür sind viele Themen sehr kurz gefasst. Die Bilder sind gut erkennbar aber etwas klein ausgefallen.

Autoren:          Gorenjski Tisk, Kranj-Slowenien

                        Erschienen:       ©2001 sonst unbekannt

                        Verlag: Neuer Kaiser Verlag

ISBN:              3-7043-1298-3

            Young Oxford Astronomie

                        Erschienen:       1998 3. Auflage

                        Verlag: Beltz und Gelberg Basel

 

Zeitschriften:

            Sterne und Weltraum (SuW)

Zeitschrift die monatlich (ausnahmen Sonderhefte) erscheint. Es werden viele Themen behandelt aber meist nur beobachtungstechnisch. Gut ist, dass die Hefte aus einem Teil für Fortgeschrittene und einem für Anfänger besteht. Leider kann man sich nicht raussuchen was für Themen drinstehen und jedes Heft kostet ca. 8€.

                        Autoren:           Leser, wechselnde Astronomen

                        Erschienen:       alle 4 Wochen (Gegründet: 1929)

                        Verlag: Spektrum der Wissenschaft

ISBN:              4-394497-216805-06

 

 

Star Observer:

Diese Zeitschrift erscheint 4 wöchentlich. Die Themen sind meist an aktuelle Ereignisse gebunden. Leider ist sehr viel Werbung zwischen den Themen. Der Preis von ca. 6€ ist angemessen, da der Druck sauber ist und die Themen mit den Bildern gut dargestellt werden.

                        Autoren:           Autoren sind unterschiedlich

                        Erschienen:       alle 4 Wochen

                        Verlag: Star Observer GmbH

ISBN:              4-399151-812003-08

 

Internet:

Leider sind die Informationen im Internet, zu meinem Themenbereich, nicht besonders gut aus diesem Grund hab ich nur nach Bilder und Stichworten gesucht. Dabei bin ich auf die gleichen Seiten wie M. Schulz und S. Caruso gestoßen.

 

http://www.weidigschule.de/projekte/kepler/

www.idv.uni-linz.ac.at/kepler/keplersche_gesetze/ - 2k

de.wikipedia.org/wiki/Gravitation - 17k

http://www.wappswelt.de/tnp/nineplanets/nineplanets.html

http://de.wikipedia.org/wiki

http://www.astrocorner.de/

http://www.astronomie.de/

http://www.weidigschule.de/projekte/kepler/

http://www.raptor-2000.de/weltall/planeten/erde/planet-erde.htm

http://www.bg-reithmann.asn-ibk.ac.at/astro/A03-11.htm

http://www.bi.mainspitze.de/umwelt.htm

http://de.yahoo.com/

http://www.ksluzern.ch/

http://www.nordwestreisemagazin.de/ebbeflut.htm

http://tmeinert.bei.t-online.de/berichte/ebbeflut.htm

http://astronomie-sonnensystem.de/system.htm

http://www.solarviews.com/germ/homepage.htm

http://www.avg-ev.de/lexikon/Sonnensystem/Sonnensys.html

www.desy.de/faszination.physik/themen.html

www.bghollabrunn.ac.at/~barbara.surboeck/hrd.htm

www.avg-ev.de/lexikon/Weltall/ISM.html

www.astronomiepur.de/sternhaufen

home.t-online.de/home/joerg.resag/mybkhtml/chap37.htm

www.avg-ev.de/lexikon/Weltall/OffeneHaufen.html

www.meteoworld.de/Astro/oh.htm

www.astro.uni-bonn.de/~deboer/pdm/pdminstastpos.html

www.usm.uni-muenchen.de/people/saglia/ dm/galaxien/alldt/node65.html

www.kinkel-bischem.de/kosmologie/einfuehr2.html

www.soulstream.de/bio/einstein/relativ.htm

 

www.allthesky.com/ galaxies/lmc.html

www.heise.de/tp/deutsch/special/ raum/8659/1.html

http://www.avg-ev.de/lexikon/Weltall/Pulsar.jpg

www.alien.de/vhochmuth/ Milchstrase_schwarzes_Loch

http://www.cidehom.com/im_articles/320.jpg

www.univie.ac.at/.../stat/hertzsprung/ hr_diagramm.html

www.raumreise.com/ milch/offene.htm

 



[1] AE = Astronomische Einheit: der mittlere Abstand Sonne- Erde, der 149.6 Millionen Kilometer beträgt.

[2] Asteroideneinschläge auf der Erde = Wenn sich ein Asteroid der Erde nähert, wird dieser Gesteinsbrocken Meteorit genannt.

 

[3] Der Name kommt daher, dass unsere Galaxie von der Erde aus wie ein verschwommener heller Streifen aussieht.

[4] So werden die Sterne in einer solchen Galaxie im Allgemeinen genannt da sie sich ungefähr in einer Ebene befinden.

[5] Dies entspricht dem größten Radius der elliptischen Kreisbahn der Erde um die Sonne.

[6] Wie bei den Breiten und Längengraden der Erde

[7] So wird der Plasmastrom genannt der von Sternen ausgeht.

[8] Deuterium ist ein Leichtentzündliches Gas das leichter als Luft ist.

[9] Bestandteil, Baustein des Atomkerns, Elementarteilchen.

[10] Hier tritt das Phänomen auf das sich trotz erhörter Temperatur der Druck nicht verändert.

[11] Dieses Prinzip hier zu erklären ist leider zu Zeitaufwendig und ob dann auch alles richtig erklärt wird, na ja. Wer sich näher informieren will kann auf: home.t-online.de/home/joerg.resag/mybkhtml/chap37.htm; alles zu diesem Thema erfahren.

 

[12] Die Geschwindigkeit welche nötig währe um dem Objekt („Schwarzes Loch“) zu entkommen.

[13] Beutender deutscher Astronom. Geb. 1893 Lübeck , ges. 1960

[14] Alle Elemente die schwerer als Helium sind

[15] 5000 Jahre später

[16] Antimaterieteilchen

[17] spielen später noch eine große Rolle

[18] es entstand das Gebiet des Materienkosmos

[19] vergleichbar mit Staub bei einer Explosion

[20] die Entdecker Penzias und Wilson wurden 1978 mit dem Nobel Preis ausgezeichnet

[21] Cosmic Microwave Backup Explorer

[22] Zwei verschiedene Temperaturen aus dem gleichbeheizten Raum =>Perpetuum Mobile 2. Art

[23]

[24] Strahlungswelle, Lichtwelle

[25] die Quelle der Welle

[26] gelbe, das Licht das die Sonne abgibt

[27] Eine kleine Ansammlung von Galaxien zu der auch die Milchstraße gehört

[28] die Verschiebung ist im Nanometer Bereich, doch bei großer Auflösung sehr deutlich

[29] Annahme, dass die Objekte sich nur geradlinig entfernen und jede andere Richtungsänderung ist zu vernach

    lässigen

[30] Im Beispiel wird eine kleine Schwankung mit einbezogen

[31] Einheit oder Größe

[32]

[33] heutiger Wert

[34] siehe Radialbewegung = geradlinige Bewegung

[35] interstellare Masse oder Materie ist Staub und verschiedene andere Teilchen die zwischen den Sternen in den

    Galaxien verteilt ist

[36] Speiselinse

[37] Auch Ringgalaxie genant

[38] Die Gesamtmasse der Milchstrasse beträgt

[39] Auch Aktive Galaxien genant

[40] optische Beobachtungen

[41] 430 Mega Parsec

[42] Am äußern Rand sind keine Sterne nur noch eine Gaswolke

[43] Galaxiengruppe die zu klein ist um einen Galaxienhaufen zu bilden

[44] Entfernung des Zentrums der Haufens an dessen Rand sich auch die Milchstraße befindet

[45] kugelartig

[46] Die Geschwindigkeit aufeinander zu bzw. voneinander weg

[47]

[48] Eigendrehimpuls

[49] Mega Parsec

[50] leere Gebiete im All

[51] Sonnenmassen

[52] Galaxie Scheibenförmig nicht genauer deffiniert

[53] Weakly Interacting Massive Particles = Schwach Wechselwirkende massive Teilchen

[54] Radioteleskop