Astrophysik - Astronomie.

Astrophysik - Astronomie. 1 EINLEITUNG Astrophysik, ein Teilgebiet der Astronomie, das die Entstehung, Entwicklung und Endzustände von Himmelskörpern und -systemen behandelt. Bei jedem zu untersuchenden Objekt oder System beobachten die Astrophysiker z. B. im gesamten elektromagnetischen Spektrum ausgesandte Strahlungen und verfolgen die im Lauf der Zeit auftretenden Veränderungen (siehe Spektroskopie). Mit Hilfe von theoretischen Modellen wird dann versucht, die Ergebnisse zu interpretieren. Die Aufgabe eines solchen Modells besteht darin, die Mechanismen zu beschreiben, mit denen Strahlung innerhalb oder in der Nähe des Objekts erzeugt wird. Strahlungsmessungen können dazu benutzt werden, sich über die Verteilung und die Energiezustände der Atome und auch die Arten der Atome ein Urteil zu bilden. Mit Hilfe der Gesetze der Thermodynamik können die Temperaturen und Druckzustände geschätzt werden, die auf dem Beobachtungsobjekt vorherrschen. Gleichgewichtsmodelle von Himmelskörpern beruhen auf der Ausgewogenheit zwischen den Kräften, die an der Oberfläche und im Inneren des Objekts wirken. In Form von Modellen, bei denen diese Kräfte aus dem Gleichgewicht geraten, lassen sich beispielsweise erdgeschichtliche Katastrophen erklären. 2 DAS STUDIUM DER STERNE Wird das Licht eines Sternes in sein Spektrum zerlegt, erhält man bemerkenswerte Informationen über den Stern. Die Oberflächentemperatur kann mit Hilfe der Gesetze der Wärmestrahlung geschätzt werden. Ist die Entfernung des Sternes bekannt, kann die Helligkeit ermittelt werden, indem die beobachteten Lichtstärken aller Wellenlängen zusammengerechnet werden. Unter Ausnutzung der Tatsache, dass die Helligkeit das Produkt aus der Energie, die pro Flächeneinheit ausgestrahlt wird (was ausschließlich von der Oberflächentemperatur abhängt) und der Gesamtoberfläche ist, lassen sich Rückschlüsse auf den Radius des Sternes ziehen. Wird ein Spektrum mit hoher Auflösung untersucht, sind auf bestimmten Wellenlängen viele dunkle Linien zu sehen. Diese Linien sind darauf zurückzuführen, dass das Licht aus tieferen Schichten von Atomen absorbiert wird, die sich in den darüber liegenden kühleren Schichten befinden. Die in dem Stern vorhandenen Atome können dann identifiziert werden. Dazu vergleicht man die stellaren Absorptionslinien mit denen von bekannten Gasen. Somit werden auch Temperatur, der Atmosphärendruck und auch die relative Dichte der chemischen Elemente berechenbare Größen. Siehe Fraunhoferlinien Die meisten Sterne gehören zu einer ,,Hauptsequenz", in der sowohl die Temperatur als auch die Helligkeit mit zunehmender Masse größer werden. Einige Sterne sind viel heller und demzufolge auch größer als Hauptsequenzsterne mit der gleichen Temperatur und werden Rote Riesen genannt. Viele andere Sterne wiederum sind viel blasser und demzufolge viel kleiner als Hauptsequenzsterne mit der gleichen Temperatur. Zu diesen zählt man auch Weiße Zwerge (ein Prozent der Größe der Sonne) und Neutronensterne (0,001 Prozent der Größe der Sonne). Zwischen der Gravitationskraft, die den Stern in sich zusammenfallen lässt, und dem Druck von Gasen mit extrem hoher Temperatur, die dazu neigen, sich auszudehnen, existiert ein Gleichgewicht. Auf dieser Grundlage berechnete man theoretische Modelle über das Innere der Sterne. Hohe Sternentemperaturen treiben eine Hitzewelle aus dem Inneren des Sternes nach außen. Soll der Stern sein Gleichgewicht behalten, muss der Hitzeverlust durch Energie ausgeglichen werden, die z. B. von im Kern stattfindenden nuklearen Reaktionen freigesetzt wird. Gehen die nuklearen Brennstoffe zur Neige, entfaltet sich der Stern langsam. Mit immer größer werdender Dichte zieht sich der Kern zusammen. Bei Sternen mit geringer Masse endet dieser Prozess, wenn die äußeren Schichten langsam abgestoßen werden. In diesem Fall bilden sich dann Planetennebel. Der Kern kühlt aus, und es entsteht ein Weißer Zwerg. Sterne mit größerer Masse werden instabil. Wenn sie sich entfalten, fällt der Kern plötzlich in sich zusammen und bildet einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. Die dabei freigesetzte Energie stößt die äußeren Schichten in einer Supernova genannten, gewaltigen Explosion ab. 3 DIE UNTERSUCHUNG DER GALAXIEN Galaxien sind riesige Sternensysteme, die meist einen großen Abstand voneinander haben. In Galaxien befindet sich u. a. auch interstellare Materie, in Form von diffusen Gasen und Staubpartikeln. Elliptische Galaxien enthalten weniger interstellare Materie. Spiralgalaxien sind sehr stark abgeplattete, sich drehende Scheiben, die aus interstellarer Materie und großen Mengen von Sternen mit großer Masse bestehen. Sie enthalten aber auch Sterne mit geringer Masse, wie sie in den elliptischen Galaxien üblich sind. Die Materie in der Scheibe nimmt eine Spiralform an, häufig mit zwei Spiralarmen. Im Kern einiger Galaxien gibt es aktive Quellen relativistischer Partikel (Partikel mit annähernder Lichtgeschwindigkeit). Diese Quellen senden eine starke Strahlung im Radiofrequenzbereich, Röntgenstrahlen und auch sichtbares Licht aus. Eine extreme Form solcher Aktivität scheinen die so genannten Quasare zu sein, deren Helligkeit das bis zu 100fache aller Sterne in der Galaxie erreicht. Bis heute ist die Energiequelle in aktiven Galaxien noch nicht erklärbar (siehe Radioastronomie). Einige theoretische Modelle von Galaxien behandeln den Austausch von Materie und Energie zwischen den Sternen und der interstellaren Materie. Wenn sich eine Galaxie bildet, besteht sie zunächst ausschließlich aus Gas. Erst später bilden sich daraus Sterne. Aus den Supernovas wird mit schweren Elementen angereicherte Materie in den Raum ausgestoßen. Auf diese Weise kommen zunehmend die schweren Elemente in die interstellare Materie. In elliptischen Galaxien ist der Prozess weitestgehend abgeschlossen, nur wenig interstellare Materie ist verblieben. In Spiralgalaxien ist jedoch noch reichlich interstellare Materie übrig. In diesen Galaxien scheint die Rate der Sternbildung in den Spiralarmen wesentlich höher zu sein als im Kern. Offenbar pressen spiralförmige Dichtewellen die interstellare Materie zusammen, so dass dunkle Wolken gebildet werden, die dann in sich zusammenfallen, um neue Sterne zu bilden. 4 DAS STUDIUM DES UNIVERSUMS Die Kosmologie versucht den Aufbau des Universums zu verstehen. Die moderne Kosmologie beruht auf der von Edwin Hubble im Jahr 1929 gemachten Entdeckung, dass alle Galaxien sich mit Geschwindigkeiten voneinander entfernen, die proportional zu ihren Entfernungen sind. 1922 unterbreitete Alexander Friedmann die Theorie, dass das Universum im Durchschnitt überall über die gleiche Materiedichte verfügt. Unter Verwendung der allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein zur Berechnung der Gravitationswirkungen bewies er, dass ein solches System seinen Ursprung in dem einzigartigen überdichten Zustand (heutzutage Urknall genannt) haben muss und sich dann in der von Hubble beobachteten Weise ausgedehnt hat. Die meisten Astronomen der Gegenwart interpretieren ihre Werte anhand des Urknallmodells, das Anfang der achtziger Jahre durch die so genannte Expansionstheorie präzisiert wurde. Sie war ein Versuch, eine Erklärung für die Bedingungen zu finden, die zum Urknall führten. Der Theorie zufolge soll dieses Ereignis vor zehn bis 20 Milliarden Jahren stattgefunden haben. 1965 bewies die Entdeckung von kosmischer Hintergrundstrahlung, einer schwachen ,,Glut" von Funkwellen, die in fast allen Richtungen gleich war, die Vorhersage des Urknallmodells, dass die beim Urknall selbst erzeugte Strahlung noch im Universum vorhanden sein müsste. Nach jüngsten Erkenntnissen schätzen Experten das Alter des Universums auf 14,7 Milliarden Jahre. Bis heute waren die Theoretiker nicht in der Lage, festzustellen, ob sich das Universum immer weiter ausdehnen wird. Hauptproblem ist dabei die Masse, die vermutlich notwendig ist, um im Universum zu bestehen, da verschiedene Schätzungen nicht mit anderen Voraussagen der Urknalltheorie übereinstimmmen. Nach diesen Schätzungen ist die Gravitation nicht ausreichend, um die Ausdehnung aufzuhalten. Einige Wissenschaftler vertreten jedoch die Vorstellung von einem oszillierenden Universum, das mehr Masse benötigt, als nach aktuellen Schätzungen vorhanden. Sie gehen davon aus, dass die fehlende Masse im intergalaktischen Raum oder in Schwarzen Löchern existiert. Eine andere sehr spekulative Theorie vertritt die Auffassung, dass der angeblich masselose Elementarpartikel, Neutrino genannt, doch über eine Masse verfügt. Neutrinos gibt es im Universum im Überfluss, so dass deren Gesamtmasse ausreichen könnte, damit das Universum sich für immer ausdehnen und zusammmenziehen könnte. Siehe auch Physik Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Alle Rechte vorbehalten.