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Sternwind

Sternwind

Sternwind ist der kontinuierlicher Strom von Materie, der von der Oberfläche von Sternen ausgeht. Die Windgeschwindigkeiten betragen je nach Sterntyp zwischen einigen zehn bis hin zu und mehreren 1.000 km/s, die beobachteten Massenverlustraten reichen von

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bis

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Sonnenmassen pro Jahr. Es gibt verschiedene Formen von Sternwinden, die sich durch ihren Antriebsmechanismus unterscheiden.
- Winde kühler Sterne, wie die von roten Riesen, bestehen aus Atomen neutraler Elemente und Molekülen wie Kohlenmonoxid, Silikaten und ähnlichem. Diese staubreichen Winde sind mit nur einigen zehn km/s vergleichsweise langsam. Die antreibende Kraft ist der Strahlungsdruck auf die Moleküle des Staubes durch Streuung. Die Massenverlustraten können mit bis zu

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Sonnenmassen pro Jahr sehr hoch sein. Solche Winde treten in den Spätphasen der Sternentwicklung auf und sind zum Beispiel für die Entstehung der planetarischen Nebel verantwortlich.
- Bei sonnenähnlichen Hauptreihensternen besteht der Wind aus geladenen Teilchen, meist Protonen und Elektronen. Solche Winde wie der Sonnenwind werden hauptsächlich durch die extremen Temperaturen der Korona von einigen Millionen Kelvin angetrieben. Der dabei wirkende Gasdruck beschleunigt den Wind auf einige hundert km/s. Gegenwärtig verliert die Sonne etwa

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Sonnenmassen pro Jahr, ihr Wind hat daher keinen Einfluss auf den Entwicklungsweg der Sonne.
- Winde heißer Sterne, etwa ab einer Oberfächentemperatur von 10.000 K, haben dieselbe chemische Zusammensetzung der Sternoberfläche selbst. Die meisten Atome sind hierbei einfach oder mehrfach ionisiert. Diese Winde können einige tausend km/s schnell werden. Winde heißer Sterne werden ebenfalls durch den Strahlungsdruck des Zentralsterns angetrieben, anders als bei kühlen Winden wirkt er aber nicht durch Streuung des kontinuierlichen Sternspektrums, sondern durch Absorption in Spektrallinien im ultravioletten Bereich. Die Massenverlustraten reichen von

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in Hauptreihensternen über

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in Überriesen bis hin zu

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in Wolf-Rayet-Sternen. Der extreme Stern η Carinae hat während eines etwa zwanzigjährigen Ausbruchs um 1840 etwa eine halbe Sonnenmasse pro Jahr verloren.
- Bei manchen Sterntypen, die Material akkretieren, etwa T-Tauri-Sterne, kann sich ein Wind in Form eines Jets bilden. Dabei wird ein Teil des auf den Stern stürzenden Materials durch ein Magnetfeld abgelenkt und längs der Polachse weggeschleudert. Während Sternwinde im Hauptreihenstadium keinen großen Einfluß auf die Entwicklung des Sterns haben, werden die späteren Stadien davon entscheidend beeinflusst. Viele massereiche Sterne werden am Ende ihres Lebens nur deswegen zu weißen Zwergen, statt als Supernova zu explodieren, weil sie ausreichend Masse verloren haben. Kategorie:Stellarphysik

Stern

Unter einem Stern versteht man einen selbstleuchtenden, aus Plasma bestehenden Himmelskörper, dessen Strahlungsenergie durch Kernfusion im Sterninneren aufgebracht wird. Aber auch die kompakten Endstadien der Sternentwicklung, wie Neutronensterne und weiße Zwerge, werden zu den Sternen gezählt, obwohl sie lediglich aufgrund ihrer Restwärme Strahlung abgeben. Der uns nächste und besterforschte Stern ist die Sonne, das Zentrum unseres Sonnensystems. Ohne die Wärmestrahlung der Sonne wäre auf der Erde kein Leben möglich. Noch im Mittelalter war unbekannt, dass die Sonne ein Stern ist. Früher wurde der Begriff Fixstern zur Abgrenzung gegenüber Wandelsternen (heute Planet) verwendet. Auch Fixsterne bewegen sich messbar am Himmel, wenn auch vergleichsweise langsam. So werden in einigen tausend Jahren die heutigen Sternbilder nicht mehr erkennbar sein. Am gesamten Himmel sind etwa 6.000 Sterne mit bloßem Auge zu erkennen. Der Anblick dieser scheinbar strukturlosen Punkte am Himmel täuscht leicht darüber hinweg, dass Sterne nicht nur bezüglich ihrer Entfernung, sondern auch hinsichtlich der immensen Variationsbreiten von Temperaturen, Leuchtkraft, Massendichte, Volumen und Lebensdauer Wertebereiche überspannen, die man durchaus als astronomisch bezeichnen kann. So würde man die äußersten Schichten von roten Riesensternen nach den Kriterien irdischer Technik als Vakuum bezeichnen, während das Innere von Neutronensternen so dicht wie ein Atomkern ist, so dass ein Teelöffel davon so viel wie ein ganzer Berg wiegen würde. Ebenso reichen die beteiligten Temperaturen von wenigen tausend bis zu mehreren Milliarden Kelvin. Neben diesen extrem unterschiedlichen Erscheinungsformen von Sternen liegt oft auch ein erheblicher innerer Strukturreichtum vor. Dieser Artikel kann daher nur einen groben Überblick bieten und auf weiterführende Artikel verweisen. Kelvin]

Sterne aus der Sicht des Menschen

Sterne haben in allen Kulturen eine wichtige Rolle gespielt und die menschliche Vorstellung inspiriert. Sie wurden religiös interpretiert und zur Kalenderbestimmung, später auch zur Orientierung und Navigation benutzt. In der Antike stellten sich die Naturphilosophen vor, dass die Fixsterne aus glühendem Gestein bestehen könnten, weil normales Kohlenfeuer für die auf so große Entfernung wirkende Hitze nicht auszureichen schien. Dass Sterne hingegen nur aus Gas bestehen, wurde erst vor etwa 300 Jahren erkannt - unter anderem durch verschiedene Deutungen der Sonnenflecke - und durch die im 18. Jahrhundert aufkommende Spektralanalyse bestätigt. Die ersten physikalisch fundierten Hypothesen zur Bildung von Sternen stammen von Kant und Laplace. Beide gingen von einem Urnebel aus, doch unterschieden sich ihre postulierten Bildungsvorgänge.

Sternbilder und Sternbezeichnungen

Die in unserem Kulturkreis bekannten Sternbilder gehen teilweise auf die Babylonier und die griechische Antike zurück. Die zwölf Sternbilder des Tierkreises bildeten die Basis der Astrologie. Aufgrund der Präzession sind die sichtbaren Sternbilder heute jedoch gegen die astrologischen Tierkreiszeichen um etwa ein Zeichen verschoben. Viele der heute bekannten Eigennamen wie Algol, Deneb oder Regulus entstammen dem Arabischen und Lateinischen. Etwa ab 1600 nutzte die Astronomie die Sternbilder zur namentlichen Kennzeichnung der Objekte in den jeweiligen Himmelsregionen. Ein noch heute weit verbreitetes System zur Benennung der jeweils hellsten Sterne eines Sternbildes geht auf die Sternkarten des deutschen Astronomen Johann Bayer zurück. Die Bayer-Bezeichnung eines Sterns besteht aus einem griechischen Buchstaben gefolgt vom Genitiv des lateinischen Namens des Sternbilds, in dem der Stern liegt; so bezieht sich beispielsweise γ Lyrae auf den dritthellsten Stern im Sternbild Leier. Ein ähnliches System wurde durch den britischen Astronomen John Flamsteed eingeführt: Die Flamsteed-Bezeichnung eines Sterns wird aus einer vorangestellten fortlaufenden Zahl und wiederum dem Genitiv des lateinischen Namens des Sternbilds gebildet, wie zum Beispiel bei 13 Lyrae. Die Flamsteed-Bezeichnung wird oft dann gewählt, wenn für einen Stern keine Bayer-Bezeichnung existiert. Die meisten Sterne werden aber lediglich durch ihre Nummer in einem Sternkatalog identifiziert. Es gibt eine Reihe von Firmen und sogar Sternwarten, die zahlenden Kunden anbieten, Sterne nach ihnen zu benennen. Diese Namen werden jedoch von niemandem außer der registrierenden Firma und dem Kunden anerkannt. Die Internationale Astronomische Union, die offiziell für Sternbenennungen zuständige Stelle, hat sich deutlich von dieser Praxis distanziert.

Verteilung der Sterne am Himmel

Der uns nächste Stern ist die Sonne. Der nächste Fixstern in klassischem Sinn ist Proxima Centauri, er befindet sich in einer Entfernung von 4,24 Lichtjahren. Der nach der Sonne am hellsten erscheinende Stern ist Sirius. Alle mit bloßem Auge erkennbaren Sterne gehören unserer Galaxis an. Sie scheinen sich entlang eines Bandes am Himmel zu konzentrieren, der Milchstraße, das die Ebene unserer Galaxis markiert. Sterne sind aufgrund ihrer enormen Entfernung in Wirklichkeit deutlich kleiner, als die wahrgenommenen Lichtpunkte am Himmel nahelegen, deren Größe lediglich das begrenzte Auflösungsvermögen des menschlichen Auges widerspiegelt. Selbst in den besten irdischen Teleskopen erscheinen Sterne nur punktförmig. Mit dem Hubble-Weltraumteleskop ist es allerdings gelungen, die Riesensterne Beteigeuze und Mira als runde Scheiben abzubilden. Das Flackern der Sterne, das gelegentlich beobachtbar ist, beruht lediglich auf Turbulenzen in der Erdatmosphäre (siehe Szintillation).

Sterne als physikalische Objekte im Universum

Die Astronomie hat in den letzten hundert Jahren zunehmend auf Methoden der Physik zurückgegriffen. So beruht ein großer Teil unseres Wissens über Sterne aus theoretischen Sternmodellen, deren Qualität an der Übereinstimmung mit den astronomischen Beobachtungen gemessen wird. Umgekehrt ist die Erforschung der Sterne aufgrund der enormen Vielfalt der Phänomene und der Spannweite der beteiligten Parameter auch für die physikalische Grundlagenforschung von großer Bedeutung.

Räumliche Verteilung und Dynamik der Sterne

Fast alle Sterne finden sich in Galaxien. Galaxien bestehen aus einigen Millionen bis zu Hunderten von Milliarden Sternen und sind ihrerseits in Galaxienhaufen angeordnet. Nach Schätzungen der Astronomen gibt es im gesamten sichtbaren Universum etwa 100 Milliarden solcher Galaxien mit insgesamt etwa 70 Trilliarden (7 x 10²²) Sternen. Aufgrund der Gravitation umkreisen Sterne das Zentrum ihrer Galaxie mit Geschwindigkeiten im Bereich von einigen Dutzend km/s und benötigen typischerweise für einen Umlauf mehrere 100.000 Jahre. Zum Zentrum hin stellen sich jedoch deutlich kürzere Umlaufzeiten ein. Die Sterne sind innerhalb einer Galaxie nicht völlig gleichmäßig verteilt, sondern bilden teilweise offene Sternhaufen wie beispielsweise die Plejaden, auch Siebengestirn genannt, oder Kugelsternhaufen, die sich im Halo von Galaxien befinden. Darüber hinaus stehen sie im galaktischen Zentrum deutlich dichter als in den Randbereichen.

Zustandsgrößen der Sterne

galaktischen Zentrum Sterne lassen sich mit wenigen Zustandsgrößen nahezu vollständig charakterisieren. Die wichtigsten nennt man fundamentale Parameter. Dazu zählen
- Oberflächentemperatur
- Schwerebeschleunigung an der Oberfläche
- absolute Helligkeit (Leuchtkraft) und, je nach Zusammenhang:
- Masse
- Radius
- Dichte
- Metallizität (Häufigkeit chemischer Elemente schwerer als Helium)
- Rotationsgeschwindigkeit Die Oberflächentemperatur, die Schwerebeschleunigung und die Häufigkeit der chemischen Elemente an der Sternoberfläche lassen sich unmittelbar aus dem Sternspektrum ermitteln. Ist die Entfernung eines Sterns bekannt, beispielsweise durch die Messung seiner Parallaxe, so kann man die Leuchtkraft über die scheinbare Helligkeit berechnen, die durch Fotometrie gemessen wird. Aus diesen Informationen können schließlich der Radius und die Masse des Sterns berechnet werden. Die Rotationsgeschwindigkeit v am Äquator kann nicht direkt bestimmt werden, sondern nur die projizierte Komponente v sini mit der Inklination i, die die Orientierung der Rotationsachse beschreibt. Mehr als 99 Prozent aller Sterne lassen sich eindeutig einer Spektralklasse sowie einer Leuchtkraftklasse zuordnen. Diese fallen innerhalb des Hertzsprung-Russell-Diagramms (HRD) oder des verwandten Farben-Helligkeits-Diagramms in relativ kleine Bereiche, deren wichtigster die Hauptreihe ist. Durch eine Eichung anhand der bekannten Zustandsgrößen einiger Sternen erhält man die Möglichkeit, die Zustandsgrößen anderer Sterne unmittelbar aus ihrer Position in diesem Diagramm abzuschätzen. Die Tatsache, dass sich fast alle Sterne so einfach einordnen lassen, bedeutet, dass das Erscheinungsbild der Sterne von nur relativ wenigen physikalischen Prinzipien bestimmt wird. Im Verlauf seiner Entwicklung bewegt sich der Stern im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Die zugehörige Bahn eines Sternes in diesem Diagramm ist weitgehend durch eine einzige Größe festgelegt, nämlich seine anfängliche Masse. Dabei verharren die Sterne die meiste Zeit auf der Hauptreihe, entwickeln sich im Spätstadium zu roten Riesen und enden teilweise als weiße Zwerge. Diese Stadien werden im Abschnitt über die Sternentwicklung näher beschrieben. Der Wertebereich einiger Zustandsgrößen überdeckt viele Größenordnungen. Die Oberflächentemperaturen von Hauptreihensternen reichen von etwa 3.000 K bis 45.000 K, ihre Massen von 0,07 bis 120 Sonnenmassen und ihre Radien von 0,15 bis 25 Sonnenradien. Rote Riesen sind deutlich kühler und können so groß werden, dass die komplette Erdbahn in ihnen Platz hätte, bei manchen sogar die des Mars. Weiße Zwerge haben Temperaturen bis zu 100.000 K, sind aber nur so klein wie die Erde, obwohl ihre Masse mit der der Sonne vergleichbar ist.

Sternentwicklung

Entstehung

Ein großer Anteil der Sterne ist im Frühstadium des Universums vor über 10 Milliarden Jahren entstanden. Aber auch heute bilden sich noch Sterne. Die typische Sternentstehung verläuft nach folgendem Schema: Sonne # Ausgangspunkt für die Sternentstehung ist eine Gaswolke, die überwiegend aus Wasserstoff besteht, und die aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft kollabiert. Das geschieht, wenn die Schwerkraft den Gasdruck dominiert, und damit das Jeans-Kriterium erfüllt ist. Auslöser kann beispielsweise die Druckwelle einer nahen Supernova, Dichtewellen in der interstellaren Materie oder der Strahlungsdruck bereits entstandener Jungsterne sein. # Durch die weitere Verdichtung der Gaswolke entstehen einzelne Globulen, aus denen anschließend die Sterne hervorgehen: Dabei entstehen die Sterne selten isoliert, sondern eher in Gruppen. # Bei der weiteren Kontraktion der Globulen steigt die Dichte und wegen der freiwerdenden Gravitationsenergie die Temperatur weiter an (Virialsatz; die kinetische Energie der Teilchen entspricht der Temperatur). Der freie Kollaps kommt zum Stillstand, wenn die Wolke im Farben-Helligkeits-Diagramm die so genannte Hayashi-Linie erreicht, die das Gebiet abgrenzt, innerhalb dessen überhaupt stabile Sterne möglich sind. Danach bewegt sich der Stern im Farben-Helligkeits-Diagramm zunächst entlang dieser Hayashi-Linie, bevor er sich auf die Hauptreihe zubewegt, wo das Wasserstoffbrennen einsetzt, das heißt die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium durch den Bethe-Weizsäcker-Zyklus oder die Proton-Proton-Reaktion. Als Folge des Drehimpulses der Globule bildet sich eine Scheibe aus, die den jungen Stern umkreist, und aus der er weiter Masse akkretiert. Aus dieser Akkretionsscheibe kann entweder ein Planetensystem mit Exoplaneten entstehen oder die beiden Komponenten eines Doppelsternensystems, diese Phase der Sternentwicklung ist jedoch bisher noch nicht gut verstanden. Aus der Ebene der Scheibe wird die Ekliptik. Bei der Akkretion aus der Scheibe bilden sich auch in beide Richtungen der Polachsen Materie-Jets (siehe Bild), die eine Länge von über 10 Lichtjahren erreichen können. Je nach Masse ergeben sich verschiedene Szenarien der Sternentstehung:
- Sterne mit mehr als etwa 60 Sonnenmassen können durch den Akkretionsprozess vermutlich gar nicht entstehen, da diese Sterne bereits im Akkretionsstadium einen dermaßen starken Sternwind produzieren würden, dass der Massenverlust die Akkretionsrate übersteigen würde. Sterne dieser Größe, wie beispielsweise die blauen Nachzügler (engl. blue stragglers), entstehen vermutlich durch Sternkollisionen.
- Massereiche und damit heiße Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen kontrahieren vergleichsweise schnell. Nach der Zündung der Kernfusion treibt die UV-reiche Strahlung die umgebende Globule schnell auseinander und der Stern akkretiert keine weitere Masse. Sie gelangen deshalb sehr schnell auf die Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm.
- Sterne zwischen etwa 3 und 8 Sonnenmassen durchlaufen eine Phase, in der sie Herbig-Ae/Be-Sterne genannt werden. In dieser Phase befindet sich der Stern schon auf der Hauptreihe, akkretiert aber noch einige Zeit Masse.
- Masseärmere Sterne wie die Sonne bleiben nach der Zündung der Kernfusion noch einige Zeit in die Globule eingebettet und akkretieren weiter Masse. In dieser Zeit sind sie nur im infraroten Spektralbereich erkennbar. Während sie sich der Hauptreihe annähern, durchlaufen sie das Stadium der T-Tauri-Sterne.
- Objekte unter 0,07 Sonnenmassen, d. h. etwa 75 Jupitermassen, erreichen nicht die nötige Temperatur, um eine Kernfusion zu zünden. Lediglich die braunen Zwerge, die hinsichtlich ihrer Masse zwischen den großen Gasplaneten und den Sternen angesiedelt sind, können kurzzeitig geringe Energiemengen aus der Fusion von Deuterium gewinnen, bevor sie auskühlen. Man zählt sie jedoch nicht zu den Sternen. Deuterium Aus einer Globule kann sowohl ein Doppel- oder Mehrfachsternsystem als auch ein einzelner Stern entstehen. Wenn sich Sterne in Gruppen bilden, können aber auch unabhängig voneinander entstandene Sterne durch gegenseitigen Einfang Doppel- oder Mehrfachsternsysteme bilden. Man schätzt, dass etwa zwei Drittel aller Sterne Bestandteil eines Doppel- oder Mehrfachsternsystems sind. Im Frühstadium des Universums standen für die Sternentstehung nur Wasserstoff und Helium zur Verfügung. Diese Sterne zählt man zur so genannten Population II. Man findet sie vor allem im Halo der Milchstraße. Sterne die später entstanden sind, enthalten von Anfang an einen gewissen Anteil an schweren Elementen, die in früheren Sterngenerationen durch Kernreaktionen erzeugt wurden und beispielsweise über Supernova-Explosionen wieder in die interstellare Materie gelangt sind. Dazu gehören die meisten Sterne der Galaxienscheibe. Man bezeichnet sie als Population I. Ein Beispiel für eine aktive Sternentstehungsregion ist NGC3603 im Sternbild Schiffskiel in einer Entfernung von 20.000 Lichtjahren. Sternentstehungsprozesse werden im Infraroten und im Röntgenbereich beobachtet, da diese Spektralbereiche durch die umgebenden Staubwolken kaum absorbiert werden, anders als das sichtbare Licht. Dazu werden Satelliten eingesetzt wie beispielsweise das Röntgenteleskop Chandra.

Hauptreihenphase

Der weitere Verlauf der Sternentwicklung wird im Wesentlichen durch die Masse bestimmt. Je größer die Masse eines Sternes ist, umso kürzer ist seine Brenndauer. Die massereichsten Sterne verbrauchen in nur wenigen hunderttausend Jahren ihren gesamten Brennstoff. Ihre Strahlungsleistung übertrifft dabei die der Sonne um das 10.000fache oder mehr. Die Sonne dagegen hat nach 5 Milliarden Jahren erst etwa die Hälfte ihrer Hauptreihenphase verbracht. Die massenarmen roten Zwerge entwickeln sich noch wesentlich langsamer. Da das Universum erst etwa 14 Milliarden Jahre alt ist, hat von den masseärmsten Sternen noch kein einziger die Hauptreihe verlassen. Neben der Masse ist der Anteil an schweren Elementen von Bedeutung. Neben seinem Einfluss auf die Brenndauer bestimmt er, ob sich beispielsweise Magnetfelder bilden können, oder wie stark der Sternwind wird, der zu einem erheblichen Massenverlust im Laufe der Sternentwicklung führen kann. Die folgenden Entwicklungsszenarios beziehen sich auf Sterne mit solaren Elementhäufigkeiten, wie sie für die meisten Sterne in der Scheibe der Milchstraße üblich sind. In den magellanschen Wolken beispielsweise, zwei Zwerggalaxien in der Nachbarschaft der Milchstrasse, haben die Sterne jedoch einen deutlich geringeren Anteil an schweren Elementen. Sterne verbringen nach ihrer Entstehung den größten Teil ihrer Brenndauer auf der Hauptreihe. Die schwereren Sterne sind dabei heißer und heller und befinden sich links oben im Farben-Helligkeits-Diagramm, die leichteren rechts unten bei den kühleren mit geringerer Leuchtkraft. Im Verlauf dieser Hauptreihenphase werden die Sterne größer und bewegen sich in Richtung der Riesensterne. Die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium findet dabei in einem Zentralbereich des Sternes statt, der nur wenige Prozent seines Gesamtvolumens einnimmt, jedoch etwa die Hälfte seiner Masse enthält. Die Temperatur beträgt dort über 10 Millionen Kelvin. Dort sammeln sich auch die Fusionsprodukte an. Der Energietransport an die Sternoberfläche dauert mehrere hunderttausend Jahre. Er findet über Strahlungstransport, Wärmeleitung oder Konvektion statt. Den Bereich, der die Strahlung in den Weltraum abgibt, nennt man die Sternatmosphäre. Ihre Temperatur beträgt mehrere tausend bis mehrere zehntausend Kelvin. So weist beispielsweise ein Stern mit 30 Sonnenmassen eine typische Oberflächentemperatur von 40.000 K auf. Er gibt daher fast ausschließlich UV-Strahlung ab und nur etwa 3 % sichtbares Licht.

Spätstadien

Letzte Brennphasen

Mit dem Erlöschen des Wasserstoffbrennens im Zentrum verlassen die Sterne die Hauptreihe. Die weitere Entwicklung verläuft für massearme und massereiche Sterne deutlich verschieden. Dabei bezeichnet man Sterne bis zu 2,3 Sonnenmassen als massearm.
- Massearme Sterne bis zu 0,3 Sonnenmassen führen die Fusion des Wasserstoffs in einer wachsenden Schale um den erloschenen Kern fort. Sie erlöschen nach dem Ende dieses so genannten Schalenbrennens vollständig. Durch die Temperaturabnahme im Zentrum geben sie der Schwerkraft nach und kontrahieren zu weißen Zwergen mit Durchmessern von einigen tausend Kilometern. Dadurch steigt die Oberflächentemperatur zunächst stark an. Im weiteren Verlauf kühlen die weißen Zwerge jedoch ab und enden schließlich als schwarze Zwerge.
- Massearme Sterne zwischen 0,3 und 2,3 Sonnenmassen wie die Sonne selbst erreichen durch weitere Kontraktion die zum Heliumbrennen notwendige Temperatur und Dichte in ihrem Kern. Bei der Zündung des Heliumbrennens spielen sich innerhalb von Sekunden dramatische Prozesse ab, bei denen der Leistungsumsatz im Zentrum auf das 100-Milliardenfache der Sonnenleistung ansteigen kann, ohne dass an der Oberfläche davon etwas erkennbar ist. Diese Vorgänge bis zur Stabilisierung des Heliumbrennens werden als Heliumflash bezeichnet. Beim Heliumbrennen entstehen Elemente bis zum Kohlenstoff. Gleichzeitig findet in einer Schale um den Kern noch Wasserstoffbrennen statt. Durch den Temperatur- und Leistungsanstieg expandieren die Sterne zu roten Riesen mit Durchmessern von typischerweise dem 100fachen der Sonne. Dabei werden oft die äußeren Hüllen der Sterne abgestoßen und bilden Planetarische Nebel. Schließlich erlischt auch das Heliumbrennen und die Sterne werden zu weißen Zwergen wie oben beschrieben.
- Massereiche Sterne zwischen 2,3 und 8 Sonnenmassen erreichen nach dem Heliumbrennen das Stadium des Kohlenstoffbrennens, bei dem Elemente bis zum Eisen entstehen. Eisen ist in gewissem Sinne die Sternenasche, da aus ihm weder durch Fusion noch durch Kernspaltung weitere Energie gewonnen werden kann. Durch Sternwind oder die Bildung Planetarischer Nebel verlieren diese Sterne jedoch einen erheblichen Teil ihrer Masse. Sie geraten so unter die kritische Grenze für eine Supernova-Explosion und werden ebenfalls zu weißen Zwergen.
- Massereiche Sterne über 8 Sonnenmassen verbrennen in den letzten Jahrtausenden ihres Lebenszyklus praktisch alle leichteren Elemente in ihrem Kern zu Eisen. Auch diese Sterne stoßen eine großen Teil der Masse in ihren äußeren Schichten als Sternwind ab. Die dabei entstehenden Nebel sind oft bipolare Strukturen, wie zum Beispiel der Homunkulusnebel um eta Carinae. Gleichzeitig bilden sich um den Kern im Sterninneren Schalen nach Art einer Zwiebel, in denen verschiedene Fusionsprozesse stattfinden. Die Zustände in diesen Schalen unterscheiden sich dramatisch. Das sei exemplarisch am Beispiel eines Sternes mit 18 Sonnenmassen dargestellt, der die 40.000fache Sonnenleistung und den 50fachen Sonnendurchmesser aufweist: :Die Grenze zwischen der Helium- und der Kohlenstoffzone ist hinsichtlich des relativen Temperatur- und Dichtesprungs vergleichbar mit der Erdatmosphäre über einem Lavasee. Ein erheblicher Teil der gesamten Sternmasse konzentriert sich im Eisenkern mit einem Durchmesser von nur etwa 10.000 km. Sobald er die Chandrasekhar-Grenze von 1,44 Sonnenmassen überschreitet, explodiert er als Supernova vom Typ II. Dabei kollabiert der Eisenkern innerhalb weniger Sekunden während die äußeren Schichten durch freigesetzte Energie in Form von Neutrinos und Strahlung abgestoßen werden und eine expandierende Explosionswolke bilden. :Unter welchen Umständen als Endprodukt einer Supernova ein Neutronenstern oder ein schwarzes Loch entsteht, ist noch nicht genau bekannt. Dabei dürfte insbesondere die Masse aber auch die Rotation des Vorläufersterns und dessen Magnetfeld eine Rolle spielen. Möglich wäre auch die Bildung eines Quarksterns, dessen Existenz jedoch bisher lediglich hypothetisch ist. Ereignet sich die Supernova in einem Doppelsternsystem, bei dem Massetransfer von einem roten Riesen zu einem weißen Zwerg stattfindet (Typ Ia), können Kohlenstofffusionsprozesse den Stern sogar vollständig zerreißen.

Nukleosynthese und Metallizität

Elemente schwerer als Helium werden fast ausschließlich durch Kernreaktionen im späten Verlauf der Sternentwicklung erzeugt, in der so genannten Nukleosynthese. Bei den im thermischen Gleichgewicht ablaufenden Fusionsreaktionen im Plasma können alle Elemente bis zur Kernladungszahl von Eisen entstehen. Schwerere Elemente, bei denen die Bindungsenergie pro Nukleon wieder ansteigt, werden durch Einfang von Nuklearteilchen in nichtthermischen Kernreaktionen gebildet. Hauptsächlich entstehen schwere Elemente durch Neutroneneinfang mit nachfolgendem β-Zerfall in kohlenstoffbrennenden Riesensternen im s-Prozess oder in der ersten, explosiven Phase einer Supernova im r-Prozess. Hierbei steht s für slow und r für rapid. Neben diesen beiden häufigsten Prozessen, die im Endergebnis zu deutlich unterscheidbaren Signaturen in den Elementhäufigkeiten führen, findet auch Protoneneinfang und Spallation statt. Die entstandenen Elemente werden zum großen Teil wieder in das interstellare Medium eingespeist, aus dem weitere Generationen von Sternen entstehen. Je häufiger dieser Prozess bereits durchlaufen wurde, um so mehr sind die Elemente, die schwerer als Helium sind, angereichert. Für diese Elemente hat sich in der Astronomie der Sammelbegriff Metalle eingebürgert. Da sich diese Metalle einigermaßen gleichmäßig anreichern, genügt es oft, statt der einzelnen Elementhäufigkeiten die Metallizität anzugeben. Sterne, deren relative Häufigkeitsmuster von diesem Schema abweichen, werden als chemisch pekuliar bezeichnet. Spätere Sternengenerationen haben folglich eine höhere Metallizität. Die Metallizität ist daher ein Maß für das Entstehungsalter eines Sternes.

Veränderliche Sterne

Die scheinbare und oft auch die absolute Helligkeit mancher Sterne unterliegt zeitlichen Schwankungen. Man unterscheidet folgende drei Typen von veränderlichen Sternen:
- Bedeckungsveränderliche. Dabei handelt es sich um Doppelsterne, die sich während ihres Umlaufes zeitweise verdecken.
- Pulsationsveränderliche. Dabei verändern sich die Zustandsgrößen mehr oder weniger periodisch und damit auch die Leuchtkraft. Die meisten Sterne durchlaufen solche instabile Phasen während ihrer Entwicklung, in der Regel aber erst nach dem Hauptreihenstadium. Man unterscheidet:
- Cepheiden. Ihrer Periode lässt sich exakt einer bestimmten Leuchtkraft zuordnen. Sie sind daher bei der Entfernungsbestimmung als so genannte Standardkerzen von großer Bedeutung.
- Mira-Sterne. Ihre Periode ist länger und unregelmäßiger als die der Cepheiden.
- RR-Lyrae-Sterne. Sie pulsieren sehr regelmäßig mit vergleichsweise kurzer Periode und haben etwa die 90fache Leuchtkraft der Sonne.
- Eruptiv Veränderliche. Sie erleiden für kurze Zeiten Ausbrüche, die sich oft in mehr oder weniger unregelmäßigen Abständen wiederholen. Man unterscheidet:
- Kataklysmisch Veränderliche. Dabei handelt es sich üblicherweise um Doppelsternsysteme, bei denen ein Massetransfer von einem roten Riesen zu einem weißen Zwerg stattfindet. Sie zeigen Ausbrüche in Abständen von wenigen Stunden bis zu mehreren Millionen Jahren.
- Supernovae. Bei Supernovae gibt es mehrere Typen, von denen Typ Ia ebenfalls ein Doppelsternphänomen ist. Nur die Typen Ib, Ic und II markieren das Ende der Evolution eines massereichen Sterns. Darüber hinaus gibt es weitere Sterne, die eine zeitabhängige scheinbare Helligkeit aufweisen, jedoch nicht zu den veränderlichen Sternen gezählt werden, wie beispielsweise die Pulsare. Dabei handelt es sich um Neutronensterne, die an den magnetischen Polen schmale Strahlungskegel aussenden. Überstreicht dieser Kegel während der Rotation des Sterns die Sichtlinie zum Beobachter, so werden entsprechende Strahlungsimpulse beobachtet. Auch schwarze Löcher können kurzzeitige sowie länger anhaltende Strahlungsausbrüche erleiden, wenn Materie in sie hineinstürzt. Ihre Strahlung variiert jedoch nicht periodisch sondern unregelmäßig.

Die Sonne als Stern

Die Sonne ist ein Stern des Spektraltyps G2V. Solche Sterne sind zwar seltener als die der "späteren" Typen K und M, aber nicht ungewöhnlich. Sie steht nach 5 Milliarden Jahren etwa in der Mitte ihres Lebens auf der Hauptreihe. Viele uns bekannte Phänomene der Sonne sind bei Sternen zwar zu erwarten, aber doch vergleichsweise unscheinbar, so dass sie in anderen Sternen erst in den letzten Jahren oder noch gar nicht gefunden wurden. Dazu zählen beispielsweise die Korona, die Sterne der Typen F, G, K und M umgibt, Protuberanzen, Sonnenflecken und deren 11jähriger Aktivitätszyklus. Flecken wurden auf anderen Sternen zwar ebenfalls gefunden, sind aber nicht wirklich mit Sonnenflecken zu vergleichen. Diese Sternflecken bedecken oft bis zu einem Drittel der Oberfläche von Sternen mit extrem starken Magnetfeldern von vielen tausend Gauß. Das Magnetfeld an der Oberfläche der Sonne beträgt nur zwischen einem und fünf Gauß. Auch der Massenverlust durch Sonnenwind, verantwortlich für Polarlicht und Kometenschweife, ist verglichen mit anderen stellaren Winden sehr gering, um zehn Größenordnungen kleiner als beispielsweise bei Wolf-Rayet-Sternen, massereichen Sternen gegen Ende ihrer Lebensdauer.

Siehe auch

- astronomische Objekte
- Liste der Sterne

Literatur

- H.H. Voigt: Abriß der Astronomie. 4. überarb. Aufl. ISBN 3-411-03148-4
- H. Scheffler, Hans Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne. 2. überarb. Aufl. ISBN 3-411-14172-7
- R. Kippenhahn, A. Weigert: Stellar structure and evolution. 2nd corr. ed., ISBN 3-540-50211-4 (englisch)
- N. Langer: Leben und Sterben der Sterne. Originalausgabe, Becksche Reihe, München 1995, ISBN 3-406-39720-4
- D. Prialnik: An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press 2000, ISBN 0-521-65065-8 (hardback), ISBN 0-521-65937-X (paperback)

Weblinks

- [http://www.zum.de/Faecher/A/Sa/STERNE/beg_sky.htm Sternentstehung] auf www.zum.de
- [http://www.astronomia.de/sternent.htm Sternentstehung] www.astronomia.de; Zusammenfassung
- [http://celestia.sourceforge.net/ Celestia] freie 3D echtzeit Weltraumsimulation (OpenGL)
- [http://jumk.de/astronomie/index.shtml Liste spezieller Sterne]

Videos

- Real Video: (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri)
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990314.rm Kann man zu den Sternen reisen?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000716.rm Rauchen junge Sterne?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=010429.rm&g2=1 Was sind Doppelsterne?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=020303.rm Was sind Kugelsternhaufen?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=021222.rm Was sind Quark-Sterne?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=031015.rm Was sind Population-Drei-Sterne?] Kategorie:Stern ja:恒星 ko:항성 ms:Bintang simple:Star th:ดาวฤกษ์

Roter Riese

Ein Roter Riese ist ein Stern von großer Ausdehnung und – im Vergleich zu anderen Sternen der Hauptreihe – relativ niedriger Temperatur. Durch die niedrige Temperatur von 2000 bis 3500 Kelvin liegt das Maximum seiner Schwarzkörperstrahlung im roten Farbbereich, entsprechend der Spektralklasse M sowie den selteneren Klassen R, S und N. Aufgrund seiner Ausdehnung und damit verbundenen großen Oberfläche ist die abgestrahlte Lichtmenge und damit die Leuchtkraft hoch, so dass ein Roter Riese ein heller Stern oder in der Fachterminologie ein Stern großer absoluter Helligkeit, ist. Wegen der niedrigen Temperatur und der hohen Leuchtkraft befinden sich Rote Riesen im rechten oberen Bereich des Hertzsprung-Russell-Diagramms. Bei Sternen mittleren Alters (z.B. der Sonne) wird im Inneren Wasserstoff zu Helium umgewandelt. Im Laufe der Zeit ist der Wasserstoff-Vorrat jedoch nahezu aufgebraucht, was Helium-Kerne mit Helium- oder Wasserstoff-Kernen verschmelzen lässt. Die Elemente des Sterns werden somit immer schwerer. Wenn die Kernfusion beim Element Eisen angelangt ist, hört sie auf, da zum Verschmelzen zweier Eisen-Kerne zuviel Energie benötigt wird. Viele Hauptreihensterne werden am Ende ihrer Entwicklung zu einem Roten Riesen. Nach Ende des Wasserstoffbrennens folgt auf eine durch die Gravitation bedingte Kontraktion das Heliumbrennen im Kern des Sterns. Die damit verbundene Temperaturerhöhung führt zu einer schnellen Ausdehnung der äußeren Gasschichten auf mehrere 100 Sonnenradien. Sie kühlen dabei ab und bilden die sichtbare rot leuchtende Außenhülle des Sterns. Infolge ihrer Ausdehnung haben die äußeren Gasschichten eine sehr geringe Dichte und sind nur noch schwach durch die Gravitation des Sterns gebunden. Daher entwickelt sich im Verlauf seines Roten-Riesen-Stadiums ein starker Sternwind, durch den die äußeren Gasschichten vollständig abgestoßen werden; sie umgeben ihn dann für einige Zeit als planetarischer Nebel. Nach dem Erliegen aller Kernreaktionen geht ein Roter Riese – abhängig von seiner Masse – in einen Weißen Zwerg, einen Neutronenstern oder in ein Schwarzes Loch über. Siehe auch: Beteigeuze, Roter Überriese, Blauer Riese, Riesenstern, Roter Zwerg, Astronomische Objekte, Kernfusion

Literatur

- Norbert Langer: Leben und Sterben der Sterne. C.H.Beck'sche Verlagsbuchhandlung, München 1995. ISBN 3-406-39720-4.

Weblinks

- Real Video: [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=020707.rm Was ist roter Riese?] (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri) Kategorie:Sternklasse ja:赤色巨星

Atom

en umkreisen einen Kern aus zwei Protonen und zwei Neutronen.]] Das Atom (von griechisch άτομος, átomos - unteilbar, [unteilbare] Person) ist der kleinste chemisch nicht weiter teilbare Baustein der Materie. Im Laufe der Wissenschaftsgeschichte wurden unterschiedliche Atommodelle vorgeschlagen. Atome sind elektrisch neutral, jedoch werden oft auch Ionen unter dem Begriff Atom gefasst. Atome bestehen aus einem Atomkern mit positiv geladenen Protonen und elektrisch neutralen Neutronen und einer Atomhülle aus negativ geladenen Elektronen. Atome gleicher Anzahl der Protonen, der Kernladungszahl, gehören zu demselben Element. Bei neutralen Atomen ist die Anzahl von Protonen und Elektronen gleich. Die physikalischen Eigenschaften der Atomhülle bestimmen das chemische Verhalten eines Atoms. Atome gleicher Kernladungszahl besitzen dieselbe Atomhülle und sind damit chemisch nicht unterscheidbar. Nahezu die gesamte von uns wahrnehmbare, unbelebte und belebte Materie in unserer irdischen Umgebung besteht aus Atomen oder Ionen. Kosmologisch betrachtet stellt diese Materieform jedoch nur einen gewissen Anteil neben Plasma, aus dem die Sterne bestehen, der Neutronenmaterie von Neutronensternen und evtl. einer noch hypothetischen Dunklen Materie bislang unbekannter Natur.

Aufbau

Dunklen Materie Ein Atom besteht aus einer Hülle und einem im Vergleich zu seinem Gesamtvolumen winzigen Kern. Die Atomhülle (Elektronenhülle) hat mit einem Radius von etwa 10^-10 m einen ungefähr zehntausendfach größeren Radius als der Atomkern (r = 10^-14 m). Zur Veranschaulichung: würde man ein Atom auf die Größe einer Kathedrale aufblähen, so entspräche der Kern der Größe einer Fliege (allerdings wäre eine solche Fliege vieltausendfach schwerer als die Kathedrale selbst). Der Atomkern nimmt nur etwa ein Billiardstel des Gesamtvolumens eines Atoms ein. Der Atomkern besteht aus den sogenannten Nukleonen, Protonen und – außer beim Wasserstoff-Isotop ₁¹H – aus Neutronen. Die Atomhülle besteht aus Elektronen. Im Atomkern konzentriert sich fast die gesamte Masse des Atoms. Die Elektronen tragen eine negative elektrische Ladung und die Protonen eine positive, wodurch sie sich gegenseitig anziehen. Die Neutronen sind elektrisch neutral und haben eine geringfügig größere Masse als die Protonen.

Kenndaten

Atome sind in erster Näherung kugelförmig und haben eine Größe von 0,1 bis 0,5 nm, also 0,0000000001 m bis 0,0000000005 m. Innerhalb des Periodensystems nehmen die Atomradien von links nach rechts ab und von oben nach unten zu. Allerdings besteht kein linearer Zusammenhang zwischen der Protonenzahl (und damit der Ordnungszahl) und dem Atomradius. Ihre Masse beträgt abhängig von der Massenzahl zwischen 10^-24 und 10^-22 g. Siehe auch: Mol, Periodensystem Siehe auch: Atommodell

Kategorisierung und Ordnung

Die Anzahl der Protonen in einem Atom ist die Kernladungszahl oder auch Ordnungszahl (Stellung des Elements im Periodensystem der chemischen Elemente), die Summe der Protonen und Neutronen die Massenzahl. Atome mit der gleichen Anzahl an Protonen werden dem gleichen chemischen Element zugeordnet. Atome mit der gleichen Protonenzahl aber unterschiedlichen Neutronenzahlen nennt man Isotope, sie gehören dem gleichen chemischen Element an. Bei den meisten chemischen Reaktionen spielt die Anzahl der Neutronen keine Rolle. Wichtig ist die Anzahl der Neutronen im Bereich der Strahlungslehre. In der Kernphysik unterscheidet man Atomsorten nach der Zahl der Protonen und Neutronen, da diese eine unterschiedliche Radioaktivität aufweisen. Meist sind nur ein oder zwei Isotope eines Elements stabil, die anderen zerfallen radioaktiv. Von einigen Elementen gibt es auch überhaupt kein stabiles Isotop. Atom(kern)e mit untereinander gleicher Zahl an Protonen bzw. Neutronen bezeichnet man als Nuklide. Das kleinste Atom ist das Wasserstoffatom mit nur einem Proton im Atomkern. Eines der schwersten Atome ist das Uran-Atom mit 92 Protonen im Atomkern (siehe Periodensystem). Das schwerste Atom, dessen Herstellung in entsprechenden Experimenten bisher gelungen ist, ist das Ununoctium-Atom mit 118 Protonen im Atomkern (Stand Aug.2004). Es ist jedoch extrem kurzlebig.

Allgemeines

Die Chemie beschäftigt sich mit den Atomen und ihren Verbindungen, den Molekülen. Dies setzt auch genaue Kenntnisse über die Struktur der Atomhülle voraus. Die Physik beschäftigt sich unter anderem mit dem Aufbau der Atomhülle (Atomphysik), dem Aufbau der Atomkerne aus Elementarteilchen (Kernphysik) und weiter mit den Eigenschaften der Elementarteilchen (Elementarteilchenphysik).

Geschichte

Siehe auch: Atomismus und Atommodell Die Geschichte der Idee des Atoms beginnt im antiken Griechenland um 400 vor Christus.
- um 400 vor Christus - Demokrit und das Teilchenmodell ::Demokrit, ein altgriechischer Gelehrter, äußerte als erster die Vermutung, dass die Welt aus unteilbaren Teilchen - (griechisch a-tomos = unteilbar) Atomen - bestände. Daneben gäbe es nur leeren Raum. Alle Eigenschaften der Stoffe ließen sich, nach Meinung Demokrits, auf die Abstoßung und Anziehung dieser kleinen Teilchen erklären. Diese Idee wurde von den Zeitgenossen Demokrits abgelehnt, da man damals die Welt als etwas Göttliches ansah. Demokrits philosophischer Kontrahent war vor allem Empedokles, der die Lehre von den vier Elementen Feuer, Erde, Luft und Wasser begründete. Demokrits Vorschlag blieb fast 2 Jahrtausende unbeachtet.
- um 1400 - Die Alchemisten - Gold kann nicht hergestellt werden ::Auch wenn die Alchemisten in ihren Versuchen, aus niederen Stoffen (wie etwa Blei) Gold herzustellen, scheiterten, leisteten sie Vorarbeit für die spätere experimentelle Physik und Chemie.
- 1803 - John Dalton - Atomtheorie der Elemente ::Der englische Chemiker John Dalton griff als erster wieder die Idee von Demokrit auf. Aus konstanten Mengenverhältnissen bei chemischen Reaktionen schließt Dalton darauf, dass immer eine bestimmte Anzahl von Atomen miteinander reagiert.
- 1896 entdeckt Henri Becquerel die Radioaktivität, und stellt fest, dass sich Atome umwandeln können.
- 1897 - Joseph John Thomson - Entdeckung des Elektrons ::Bei einem Versuch mit Strom stellte der britische Physiker Thomson fest, dass Strahlen in Vakuumröhren aus kleinen Teilchen bestehen. Damit war ein erster Bestandteil der Atome gefunden, obwohl man von der Existenz der Atome immer noch nicht überzeugt war. Eine Besonderheit war die Entdeckung vor allem deshalb, weil man dachte, Strom wäre eine Flüssigkeit.
- 1898 - Marie und Pierre Curie - Radioaktivität ::Immer mehr Forscher beschäftigten sich mit den kleinsten Teilchen. Die Curies untersuchten unter anderem Uran, das sie aus Pechblende gewannen. Die Uran-Atome zerfallen unter Abgabe von Wärme und Strahlen, die man als Radioaktivität (von radius = Strahl) bezeichnet. Marie Curie erkannte, dass sich Elemente bei diesem Zerfall verwandeln. (Die Radioaktivität wurde 1896 von Henri Becquerel entdeckt.)
- 1900 - Ludwig Boltzmann - Atomtheorie ::Boltzmann war ein theoretischer Physiker, der die Ideen von Demokrit umsetzte. Er berechnete aus der Idee der Atom-Existenz einige Eigenschaften von Gasen und Kristallen. Da er allerdings keinen experimentelle Beweis lieferte, waren damals seine Ideen umstritten.
- 1900 - Max Planck - Quanten ::Der Berliner Physiker Planck untersuchte die Schwarzkörperstrahlung. Bei der theoretischen, thermodynamischen Begründung seiner Formel führte er die sog. Quanten ein und wurde somit zum Begründer der Quantenphysik.
- 1905 - Albert Einstein - Erklärung der Brownschen Bewegung ::In der dritten Arbeit des „annus mirabilis“ erklärte der Physiker Albert Einstein die Brownsche Bewegung mit Hilfe der Atomhypothese. Damit wurde zum ersten Mal ein beobachtbares physikalisches Phänomen direkt aus Boltzmanns Theorie hergeleitet.
- 1906 - Ernest Rutherford - Experimente ::Der Physiker Ernest Rutherford ging im Gegensatz zu Boltzmann und Planck experimentell auf die Suche nach den Atomen. 1906 entdeckte er mit dem rutherfordschen Experiment, dass Atome nicht massiv sind, ja sogar im Grunde fast gar keine Substanz besitzen. (Damit ist das Wort "Atom" für das, was es bezeichnet, im Grunde falsch. Es wurde aber beibehalten.) Aus dem Experiment leitete Rutherford bis 1911 die genaue Größe eines Atoms, also der Atomhülle und der Größe des Atomkerns ab. Ferner konnte er ermitteln, dass der Atomkern die positive Ladung, die Atomhülle eine entsprechende negative Ladung trägt. So entdeckte er das Proton.
- 1913 - Niels Bohr - Schalenmodell ::Aus dem rutherfordschem Atommodell entwickelte der dänische Physiker Niels Bohr ein planetenartiges Atommodell. Danach bewegen sich die Elektronen auf bestimmten Bahnen um den Kern, wie Planeten die Sonne umkreisen. Die Bahnen werden auch als Schalen bezeichnet. Das besondere daran war, dass die Abstände der Elektronen-Bahnen streng-mathematischen Gesetzmäßigkeiten folgen. Die Bahnen besitzen verschiedene Radien, und jede Bahn besitzt eine maximale Kapazität für Elektronen. Atome streben Bohr zufolge an, dass alle Bahnen komplett besetzt sind. Damit haben sich sowohl viele chemische Reaktionen erklären lassen als auch die Spektrallinien des Wasserstoffs. Da sich das Modell für komplexere Atome als unzureichend erwies, wurde es 1916 von Bohr und dem deutschen Physiker Arnold Sommerfeld insofern verbessert, als man nun für bestimmte Elektronen exzentrische, elliptische Bahnen annahm. Das bohr-sommerfeldsche Atommodell erklärt viele chemische und physikalische Eigenschaften von Atomen.
- 1929 - Erwin Schrödinger, Werner Heisenberg und andere - Das Orbitalmodell ::Aufbauend auf Schrödingers Wellenmechanik und Heisenbergs Matrizenmechanik wurde ein weiteres, bis heute modernes Atommodell entwickelt, das weitere Unklarheiten beseitigen konnte.
- 1929 - Ernest O. Lawrence - Der erste Teilchenbeschleuniger, das Zyklotron ::Um Informationen über den Aufbau der Atomkerne zu bekommen, wurden die Kerne mit Strahlen beschossen. Um nicht auf die schwache natürliche Strahlung angewiesen zu sein, entwickelte Lawrence das Zyklotron. Geladene Teilchen wurden auf kreisförmigen Bahnen beschleunigt.
- 1932 - Paul Dirac und David Anderson - Antimaterie ::Der theoretische Physiker Paul Dirac fand eine Formel, mit der sich die Beobachtungen der Atomphysik beschreiben lassen. Allerdings setzte diese Formel die Existenz von Anti-Teilchen voraus. Diese Idee stieß auf heftige Kritik, bis der amerikanische Physiker Anderson in der kosmischen Strahlung das Positron nachweisen konnte. Dieses Anti-Teilchen zum Elektron hat eine positiver Ladung aber die gleiche Masse wie ein Elektron. Treffen ein Teilchen und sein Anti-Teilchen zusammen, zerstrahlen sie sofort als Energie gemäß der Formel E = m
- c². 1932 wurde dann noch das Neutron von dem englischen Physiker James Chadwick entdeckt.
- 1933 - Irène und Frédéric Joliot-Curie - Materie aus dem Nichts ::Eher zufällig beobachten die Eheleute Curie, dass sich nicht nur Masse in Energie umwandeln lässt. In einem Experiment verwandelte sich ein Lichtstrahl in ein Elektron und ein Positron (vgl. Paarbildung).
- 1938 - Otto Hahn und Lise Meitner - Die erste Kernspaltung ::Der deutsche Chemiker Hahn, ein Schüler Rutherfords, untersuchte weiter die Atomkerne. Dazu beschoß er Uran-Atome mit Neutronen und erhielt Cäsium und Rubidium oder Strontium und Xenon. Was eigentlich passierte, konnte er nicht erklären. Dies gelang jedoch seiner Mitarbeiterin Lise Meitner, die aufgrund ihrer jüdischen Religion vor den Nazis nach Schweden geflohen war. Sie stellte fest, dass die Summe der Kernteilchen (Protonen und Neutronen) bei den Produkten der des Urans entspricht. Hahn erhielt dafür den Nobelpreis, erwähnte seine Mitarbeiterin aber mit keinem Wort.
- 1938 - Hans Bethe - Kernfusion in der Sonne ::Neben zahlreichen Beiträgen zum Aufbau der Atome erforschte der in Straßburg geborene Bethe die Energieproduktion in Sternen. Er stellte fest, dass in unserer Sonne zwei Wasserstoff-Atomkerne miteinander verschmelzen, während in größeren und helleren Sternen Kohlenstoff-Kerne in die schwereren Stickstoff-Kerne verwandelt werden. Bethe arbeitete auch in Los Alamos mit, wurde aber nach dem Krieg ein engagierter Gegner von Massenvernichtungswaffen.
- 1942 - Enrico Fermi - Der erste Kernreaktor ::Der italienische Physiker Fermi erkannte die Möglichkeit, die Kernspaltung für eine Kettenreaktion zu nutzen. Die bei der Spaltung von Uran freiwerdenden Neutronen, konnten für die Spaltung weiterer Kerne verwendet werden. Damit legte Fermi die Grundlagen sowohl für die kriegerische Nutzung der Kernenergie in Atombomben, als auch friedliche Nutzung in Kernreaktoren. Fermi baute den ersten funktionierenden Kernreaktor.
- 1942 - Werner Heisenberg - Atomforschung für die Nazis ::Die Nazis beauftragten den Physiker Heisenberg, eine Atombombe zu entwickeln. Durch einen Rechenfehler misslang ihm dies aber. Bei der Berechnung der kritischen Masse verrechnete er sich um den Faktor 1000.
- 1942 - Albert Einstein und Leo Szilard - Roosevelt soll die Atombombe bauen ::Eigentlich hat Einstein selber nicht zum Bau der Atombombe beigetragen. Er unterstützte aber einen Brief an den amerikanischen Präsidenten Roosevelt, dass die Atombombe unbedingt vor den Nazis entwickelt werden solle. Auch der ungarische Universalgelehrte Szilard erkannte die Gefahr, die von einer deutschen Atombombe ausging. Er lieferte zwar wichtige Ideen für den Bau der Atombombe, war aber an deren Entwicklung in Los Alamos nicht beteiligt. Auch später warnte Szilard noch vor dem Gebrauch der Atombombe.
- 1945 - J. Robert Oppenheimer - Die erste Atombombe ::Oppenheimer war der Organisator, der in Los Alamos die besten Physiker und Ingenieure versammelte. So gelang es innerhalb kürzester Zeit der Bau einer Atombombe, das Manhattan-Projekt. Nach dem Einsatz der Atombombe in Hiroshima wurde Oppenheimer zum Gegner von Atombomben.
- 1951 - Erwin Müler – das Feldionenmikroskop ::Müller gelingt mit der Konstruktion eines Feldionenmikroskopes erstmals die direkte Abbildung von Atomen auf einer Wolfram-Spitze.
- 1952 - Edward Teller - Die Wasserstoffbombe ::Der ungarische Physiker Teller war Mitarbeiter von Oppenheimer. Allerdings hatte er eine weitergehende Idee. Er wollte eine Bombe auf der Basis der Kernfusion bauen, die Bethe in der Sonne nachgewiesen hat. Aus Angst vor dem Kommunismus wurde Teller zu einem Rüstungsfanatiker und entwickelte die Wasserstoffbombe.
- 1960 - Donald A. Glaser - Die Blasenkammer ::Nach dem Ende des zweiten Weltkrieges konzentrierte sich die Forschung auf den Aufbau der Elementarteilchen. Mit der Entwicklung der Blasenkammer hatte man nun eine Möglichkeit, die kleinsten Teilchen, die in Teilchenbeschleunigern entstanden, zu "sehen".
- 1964 - Murray Gell-Mann - Die Quarks ::Mit Hilfe der Blasenkammer konnte auf einmal eine riesige Anzahl an bisher unsichtbaren Teilchen sichtbar gemacht werden, die Widersprüche zu der bisherigen Physik darstellte. Um dies zu erklären, postulierte der Physiker Gell-Mann Grundbausteine, aus denen die Kernbausteine aufgebaut sein sollen. Mittlerweile gibt es sehr viele Indizien für die Existenz der Quarks, auch wenn sie einzeln nicht zu beobachten sind.
- 1978 - Der Fusionreaktor ::Um die riesigen Mengen an Energie zu nutzen, die bei einer Kernverschmelzung (Kernfusion) frei werden, versuchte man, die Fusionsenergie gezielt zu nutzen. Die Kernverschmelzung (Kernfusion) gelang erstmals mit Teilchenbeschleunigern. Derzeit laufen Versuche, Kernfusionsreaktoren herzustellen, bislang konnte aber nur für sehr kurze Zeit mehr Energie gewonnen werden, als in den Prozess hineingesteckt wurde
- 1995 - Eric Cornell, Wolfgang Ketterle und Carl Wiemann - Das Bose-Einstein-Kondensat ::In einem ultrakalten Gas aus Rubidium-Atomen wird erstmals ein Bose-Einstein-Kondensat hergestellt, ein bereits von Einstein vorhergesagter Zustand der Materie.
- 2000 - CERN - Das Higgs-Boson ::Das Kernforschunngszentrum CERN in Genf forscht in ihrem Beschleuniger nach dem Higgs-Boson, das als Erlöser-Teilchen bezeichnet wird und dessen Existenz die bestehenden Theorien zur Elementarteilchenphysik bestätigen soll. Bisher gibt es keine eindeutigen experimentellen Belege für die Existenz des Higgs-Bosons.
- 2002 - Brookhaven - seltsame Materie ::Im Schwerionenbeschleunigerring RHIC im amerikanischen Brookhaven prallen Goldionen hoher Energie aufeinander. Dabei sollen sie für extrem kurze Zeit und in einem sehr kleinen Raumbereich ein Quark-Gluonen-Plasma erzeugen. Dies ist ein Zustand der Materie, der heute in der Natur nicht mehr vorkommt, aber vermutlich unmittelbar nach dem Urknall existierte.

Zitate

- Nur scheinbar hat ein Ding eine Farbe, nur scheinbar ist es süß oder bitter; in Wirklichkeit gibt es nur Atome und den leeren Raum. – Demokrit (5. Jh. v. Chr.)
- Richard Feynman hat einmal gesagt, müsste er das wichtigste Ergebnis der modernen Naturwissenschaft in einem Satz zum Ausdruck bringen, entschiede er sich für: "Die Welt besteht aus Atomen." – Brian Greene (Der Stoff, aus dem der Kosmos ist, ISBN 388680738X, S. 255)

Literatur

- Bernhard Bröcker u.a.: dtv Atlas Atomphysik: Tafeln und Texte. 6. Aufl. 1997. ISBN 3-423-03009-7.

Siehe auch

- Atomabsorption
- Atombombe
- Atomkraft
- Atomwaffe
- Atomgewicht
- Elementarteilchen
- Heisenbergsche Unschärferelation
- Kernmodell
- Kernreaktionen
- Liste von Mineralen
- Molekül
- Nebelkammer
- Quantenmechanik
- Quantenphysik
- Strahlenschutz
- Superatome
- Teilchenbeschleuniger
- Teilchendetektor
- Teilchenquelle
- Wechselwirkung

Weblinks

Animationen

- Animationen der Atome aller Elemente: http://www.physik.rwth-aachen.de/~harm/aixphysik/atom/Periodic/index.html
- Animation eines Heliumatoms: http://www.purchon.com/chemistry/helium.htm

Sonstiges

- [http://www.pm-magazin.de/de/wissensnews/wn_id878.htm "Kraftmikroskopie zeigt einzelne Atome"] von Peter Rösch (P.M.)
- [http://www.chemieseite.de/allgemein/node4.php Übersicht über die verschiedenen Atommodelle] Kategorie:Atomphysik ja:原子 ko:원자 ms:Atom simple:Atom th:อะตอม

Strahlungsdruck

In der Elektrotechnik ist der Strahlungsdruck ein Impuls, der durch Absorption einer elektromagnetischen Welle an einer Fläche entsteht. Eine elektromagnetische Welle enthält neben Energie auch Impuls. Dieser wird mit der Welle transportiert. Der Impuls einer ebenen Welle liegt in der Ausbreitungsrichtung und wird auch in dieser Richtung transportiert. Bei der Absorption einer elektromagnetischen Welle wird ihr Impuls auf die absorbierende Fläche übertragen (Impulserhaltungssatz). Bei vollständiger Reflexion wird der doppelte Impuls übertragen, da der Impuls der Welle durch die Reflexion sein Vorzeichen wechselt. Diese Erscheinung ist als Strahlungsdruck experimentell nachgewiesen. In der Astrophysik ist der Strahlungsdruck eine Druckkraft, die durch Kernfusionsprozesse im Innern eines Sterns freigesetzt wird.
Der Strahlungsdruck ist der Gravitationskraft entgegen gerichtet und bewirkt die Stabilisierung des Sterns. Siehe auch: Komet, Poynting-Robertson-Effekt Kategorie:Elektrodynamik

Planetarischer Nebel

Ein Planetarischer Nebel ist ein astronomisches Objekt und besteht aus einer Hülle aus Gas und Plasma, das von einem alten Stern am Ende seiner Entwicklung abgestoßen wird. Der Name ist irreführend, denn ein solches Objekt hat nichts mit Planeten zu tun. Die Bezeichnung stammt daher, dass einige der Nebel im Teleskop Ähnlichkeiten zu den planetaren Gasriesen aufweisen. Planetarische Nebel existieren meist nicht länger als einige zehntausend Jahre. Im Vergleich zu einem durchschnittlichen „Sternenleben“, das mitunter mehrere Milliarden Jahre dauert, ist diese Zeitspanne sehr gering. In unserer Galaxie, der Milchstraße, sind rund 1.500 Planetarische Nebel bekannt. Planetarische Nebel spielen eine entscheidende Rolle in der chemischen Evolution der Galaxie, da das abgestoßene Material die interstellare Materie mit schweren Elementen, wie Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Kalzium und anderen Reaktionsprodukten der stellaren Kernfusion anreichert. In anderen Galaxien sind Planetarische Nebel manchmal die einzigen beobachtbaren Objekte, die genug Information liefern, um etwas über die chemische Zusammensetzung zu erfahren. Mit dem Hubble-Weltraumteleskop wurden Aufnahmen von vielen Planetarischen Nebeln gemacht. Ein Fünftel der Nebel weist eine kugelförmige Gestalt auf. Die Mehrzahl ist jedoch komplex aufgebaut und weist unterschiedliche Formen auf. Die Mechanismen der Formgebung sind noch nicht genau bekannt. Mögliche Ursachen könnten Begleitsterne, Sternwinde oder Magnetfelder sein.

Beobachtungsgeschichte

Planetarische Nebel sind im Allgemeinen schwach leuchtende Objekte und deshalb mit dem bloßen Auge nicht beobachtbar. Der erste entdeckte Planetarische Nebel war der Hantelnebel im Sternbild Fuchs. Er wurde 1764 von Charles Messier entdeckt und wird in seinem Katalog mit dem Index M 27 aufgeführt. Da die optische Auflösung der damaligen Teleskope relativ gering war, sah ein Planetarischer Nebel darin wie eine neblige Scheibe aus. Da Gasplaneten einen ähnlichen Anblick boten, könnte dies der Grund sein, dass Wilhelm Herschel, der Entdecker des Planeten Uranus, ihnen das Adjektiv planetarisch gab. Diese Bezeichnung wurde bis heute beibehalten. Adjektiv Die Zusammensetzung Planetarischer Nebel blieb unbekannt, bis in der Mitte des 19. Jahrhunderts die ersten spektroskopischen Beobachtungen durchgeführt wurden. William Huggins war einer der ersten Astronomen, die das Lichtspektrum astronomischer Objekte studierten, indem er mit Hilfe eines Prismas ihr Licht zerstreute. Seine Beobachtungen von Sternen zeigten ein durchgehendes, d. h. kontinuierliches Spektrum mit einigen dunklen Absorptionslinien. Wenig später fand er heraus, dass einige neblige Objekte, wie der Andromedanebel, ein ganz ähnliches Spektrum aufwiesen. Diese Nebel stellten sich später als Galaxien heraus. Als Huggins jedoch den Katzenaugennebel beobachtete, fand er ein ganz anderes Spektrum vor. Dieses war nicht kontinuierlich mit ein paar Absorptionslinien, sondern wies lediglich einige Emissionslinien auf. Die hellste Linie hatte eine Wellenlänge von 500,7 Nanometern. Dies stand in keinem Zusammenhang mit irgend einem bekannten chemischen Element. Zunächst wurde daher angenommen, es handle sich um ein unbekanntes Element, das daraufhin den Namen Nebulium erhielt. 1868 hatte man bei der Untersuchung des Spektrums der Sonne das bis dahin unbekannte Element Helium entdeckt. Obwohl man bereits kurz nach dieser Entdeckung das Helium auch in der Erdatmosphäre nachweisen und isolieren konnte, fand man Nebulium nicht. Anfang des 20. Jahrhunderts schlug Henry Norris Russell vor, dass es sich nicht um ein neues Element handele, das die Wellenlänge 500,7 nm hervorrief, sondern eher ein bekanntes Element in unbekannten Verhältnissen. In den 1920er Jahren wiesen Physiker nach, dass das Gas in den Planetarischen Nebeln eine extrem niedrige Dichte besitzt. Elektronen können in den Atomen und Ionen metastabile Energielevel erreichen, die sonst bei höheren Dichten durch die ständigen Kollisionen nur kurzzeitig existieren können. Elektronenübergänge im Sauerstoff führen zu einer Emission bei 500,7 nm. Spektrallinien, die nur in Gasen mit sehr niedrigen Dichten beobachtet werden können, werden verbotene Linien genannt. verbotene Linien Bis Anfang des 20. Jahrhunderts ging man davon aus, dass Planetarische Nebel die Vorstufen von Sternen darstellen. Man glaubte, dass sich die Nebel unter der eigenen Schwerkraft zusammenzögen und im Zentrum einen Stern bildeten. Spätere spektroskopische Untersuchungen zeigten jedoch, dass sich alle Planetarischen Nebel ausdehnen. So fand man heraus, dass die Nebel die abgestoßenen äußeren Schichten eines sterbenden Sterns darstellen, der als sehr heißes, aber lichtschwaches Objekt im Zentrum zurückbleibt. Gegen Ende des 20. Jahrhunderts half die fortschreitende Technologie, die Entwicklung der Planetarischen Nebel besser zu verstehen. Durch Weltraumteleskope konnten Astronomen auch emittiertes Licht außerhalb des sichtbaren Spektrums untersuchen, das wegen der Erdatmosphäre mittels bodengebundener Observatorien nicht beobachtet werden kann. Durch Beobachtung der infraroten und ultravioletten Strahlungsanteile der Planetarischen Nebel kann man deren Temperatur, Dichte und chemische Zusammensetzung viel genauer bestimmen. Mit Hilfe von CCD-Technologien lassen sich die Spektrallinien viel präziser bestimmen und so auch extrem schwache Linien sichtbar machen. Planetarische Nebel, die in bodengebundenen Teleskopen einfache und regelmäßige Strukturen aufwiesen, zeigten infolge der hohen Auflösung des Hubble-Weltraumteleskops sehr komplexe Gestalten.

Entstehung

Planetarische Nebel stellen das Endstadium eines durchschnittlichen Sterns wie unserer Sonne dar. Ein typischer Stern weist weniger als die doppelte Sonnenmasse auf. Seine Energie wird im Kern erzeugt, in dem die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium abläuft. Der dadurch entstehende Strahlungsdruck verhindert, dass der Stern durch seine eigene Gravitation kollabiert. Es stellt sich ein stabiler Zustand ein, der über Milliarden von Jahren andauern kann. Nach mehreren Milliarden Jahren sind die Wasserstoffvorräte im Kern verbraucht. Der Strahlungsdruck lässt nach und der Kern wird durch die Gravitationskräfte komprimiert und heizt sich auf. Die Temperatur im Kern steigt in dieser Phase von 15 Millionen auf 100 Millionen K an. Im Kern fusioniert nun Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff. In der „Schale“ um den Kern fusioniert Wasserstoff zu Helium. Als Folge dehnt sich die Hülle des Sterns stark aus, er tritt in das Stadium eines Roten Riesen ein. Roten Riesen Die Heliumfusion ist sehr temperaturempfindlich und besitzt eine Reaktionsgeschwindigkeit, die proportional zur 40. Potenz der Temperatur ist. Bei einer Temperaturerhöhung um nur 2 % verdoppelt sich die Reaktionsrate. Das macht den Stern sehr instabil – eine kleine Erhöhung der Temperatur führt sofort zu einem erheblichen Anstieg der Reaktionsgeschwindigkeit, die erhebliche Energien freisetzt, wodurch die Temperatur noch mehr steigt. Die Schichten, in denen gerade die Heliumfusion stattfindet, dehnen sich mit starker Geschwindigkeit aus und kühlen sich dadurch wieder ab, wodurch die Reaktionsrate wieder herabgesetzt wird. Die Folge ist eine starke Pulsation, die manchmal stark genug ist, um die ganze Sternatmosphäre in den Weltraum zu schleudern. Das Gas der Sternhülle dehnt sich anfangs mit einer Geschwindigkeit von 20 bis 40 Kilometern pro Sekunde aus und besitzt eine Temperatur von etwa 10.000 K. Dieser vergleichsweise langsame Sternwind bildet die Hauptmasse des Nebels. In dem Maße, wie der Stern nach und nach seine äußeren Hüllen verliert und den immer heißeren Kern freilegt, wechselt seine Farbe von orange über gelb bis hin zu weiß und schließlich blau – ein sichtbares Zeichen, dass seine Oberflächentemperatur auf über 25.000 K ansteigt. Wenn die freigelegte Oberfläche rund 30.000 K heiß ist, werden genug hochenergetische ultraviolette Photonen ausgesendet, um das zuvor ausgeworfene Gas zu ionisieren. Die Gashülle wird nun als Planetarischer Nebel sichtbar. Der Stern im Zentrum hat das Stadium eines Weißen Zwerges erreicht.

Dauer der Sichtbarkeit des Nebels

Die ausgestoßenen Gase der Planetarischen Nebel bewegen sich mit einer Geschwindigkeit von einigen Kilometern pro Sekunde vom Zentrum weg. Der Sternwind flaut im Laufe der Zeit vollständig ab, und beim Gas tritt eine Rekombination ein, wodurch es unsichtbar wird. Für die meisten Planetarischen Nebel beträgt die Zeitspanne zwischen Formation und Rekombination ungefähr 10.000 Jahre.

Galaktische Recycler

Planetarische Nebel spielen eine wichtige Rolle in der Entwicklung einer Galaxie. Das frühe Universum bestand fast vollständig aus Wasserstoff und Helium. Erst durch die in den Sternen ablaufende Nukleosynthese wurden die schwereren Elemente erzeugt, die in der in der Astrophysik auch Metalle genannt werden. Die Gase von Planetarischen Nebeln enthalten zu großen Teilen Elemente wie Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff, mit denen sie die interstellare Materie anreichern. Nachfolgende Sterngenerationen bestehen zu einem geringen Anteil aus diesen schweren Elementen, der jedoch einen Einfluss auf die Sternentwicklung hat. Die Planeten bestehen zu einem großen Teil aus schweren Elementen. Neben den Planetarischen Nebeln stoßen auch Supernovaexplosionen in der Endphase massereicher Sterne schwere Elemente aus.

Eigenschaften

Physikalische Eigenschaften

Typische Planetarische Nebel sind zu etwa 70 % Wasserstoff und 28 % Helium zusammengesetzt. Den restlichen Anteil bilden hauptsächlich Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff sowie Spuren anderer Elemente. Sie haben einen Durchmesser von rund einem Lichtjahr und bestehen aus extrem verdünntem Gas mit einer Dichte von rund 1.000 Teilchen pro Kubikzentimeter. Die höchste Dichte besitzen „junge“ Planetarische Nebel mit bis zu einer Millionen Teilchen pro Kubikzentimeter. Im Laufe der Zeit führt die Ausdehnung des Nebels zur Verringerung seiner Dichte. Lichtjahr Der Stern im Zentrum heizt durch seine Strahlung die Gase auf eine Temperatur von rund 10.000 K auf. Entgegen den Erwartungen ist die Gastemperatur meist höher, je weiter man vom Zentrum wegschaut. Das liegt daran, dass energiereiche Photonen seltener absorbiert werden als weniger energiereiche. In den Randbereichen des Nebels sind die gering energetischen Photonen bereits absorbiert worden und die übrig gebliebenen hochenergetischen Photonen führen dann zu der stärkeren Temperaturerhöhung. Planetarische Nebel kann man entweder mit „materiebegrenzt“ oder „strahlungsbegrenzt“ beschreiben. Im ersteren Fall ist so viel Materie um den Stern, dass alle ultravioletten Photonen, die emittiert worden sind, absorbiert werden und so der Nebel von neutralem Gas umgeben ist. Im anderen Fall wird die Strahlung durch die Materie begrenzt. Dabei werden genügend Photonen emittiert, um das gesamte Gas des Nebels zu ionisieren. Nebel, die Regionen aus ionisiertem Wasserstoff enthalten, nennt man Emissionsnebel. Sie bestehen zum größten Teil aus einem Plasma, in dem ionisierter Wasserstoff (Protonen) und freie Elektronen vorkommen. Anders als bei einem „einfachen“ Gas erhält der Nebel durch das Plasma charakteristische Eigenschaften wie Magnetfeld, Plasma-Doppelschichten, Synchrotronstrahlung und Plasmainstabilitäten.

Anzahl und Vorkommen

Derzeit sind rund 1.500 Planetarische Nebel in unserer Galaxie bekannt, die aus etwa 200 Milliarden Sterne besteht. Wenn man die sehr kurze Existenz der Nebel in Relation zum gesamten „Sternleben“ sieht, wird die geringe Anzahl verständlich. Man findet sie meist um die Ebene der Milchstraße, mit der größten Konzentration im Galaktischen Zentrum. Es sind nur ein oder zwei Planetarische Nebel in Sternhaufen bekannt. Vor kurzem hat eine systematische fotografische Durchmusterung des Himmels die Anzahl der bekannten Planetarischen Nebel drastisch erhöht. Obwohl CCDs den chemischen Film in der modernen Astronomie bereits ersetzt haben, wurde dabei ein Kodak-Technical-Pan-Film eingesetzt. In Kombination mit einem speziellen Filter für die Isolation der typischen Wasserstofflinien, die in allen Planetarischen Nebeln vorkommen, konnten auch sehr lichtschwache Objekte nachgewiesen werden.

Gestalt

Kodak Im Allgemeinen haben Planetarische Nebel eine symmetrische und ungefähr sphärische Gestalt, es existieren jedoch auch sehr unterschiedliche und komplexe Formen. Ungefähr 10% sind stark bipolar ausgeprägt, einige sind asymmetrisch; ein Exemplar ist – von uns aus gesehen – sogar rechteckig. Die Ursache der Formenvielfalt ist bislang nicht genau bekannt. Vermutlich entstehen die Formen durch Gravitationswirkungen von Begleitersternen. Eine andere Möglichkeit wäre, dass massereiche Planeten den Materiefluss stören, wenn sich der Nebel ausformt. Im Januar 2005 wurde erstmals ein Magnetfeld um die zentralen Sterne zweier Planetarischer Nebel gefunden. Man nimmt an, dass dieses Feld teilweise oder vollständig für die außergewöhnliche Struktur verantwortlich ist.

Aktueller Forschungsgegenstand

Ein Hauptproblem bei der Erforschung Planetarischer Nebel besteht darin, dass man ihre Entfernung nur schwer bestimmen kann. Bei relative nahen Planetarischen Nebeln ist die Entfernungsbestimmung mit Hilfe der Parallaxe möglich. Ist die Entfernung bekannt, lässt sich durch jahrelange Beobachtungen die Expansionsgeschwindigkeit des Nebels senkrecht zur Beobachtungsrichtung bestimmen. Durch die spektroskopische Untersuchung des Dopplereffekts erhält man auch die Expansionsgeschwindigkeit in Beobachtungsrichtung. Die Erklärungen für die extreme Formenvielfalt werden derzeit kontrovers diskutiert. Der Anteil der schweren Elemente in Planetarischen Nebeln kann mittels zweier verschiedener Methoden bestimmt werden, wobei die Ergebnisse manchmal stark voneinander abweichen. Einige Astronomen meinen, dies könnte auf Temperaturschwankungen innerhalb der Nebel zurückzuführen sein. Andere sind hingegen der Auffassung, dass die Unterschiede zu groß sind, um sie mit diesem Temperatureffekt zu erklären und führen die Abweichungen auf kalte Gebiete mit sehr wenig Wasserstoff zurück. Solche Gebiete sind jedoch bisher nicht beobachtet worden. Siehe auch: Nebel

Literatur

- Lubos Kohoutek: Catalogue of galactic planetary nebulae, Abhandlungen aus der Hamburger Sternwarte Nr. 12, Hamburg-Bergedorf 2001
- Sun Kwok: The origin and evolution of planetary nebulae, Cambridge 2000
- Harm Jan Habing: Planetary nebulae - proceedings of the 180th Symposium of the International Astronomical Union, Dordrecht 1997 (Kluwer)
- Grigor A. Gurzadyan: The physics and dynamics of planetary nebulae, Berlin 1997 (Springer)
- Holger Marten: Zeitabhängige Effekte in der Entwicklung Planetarischer Nebel und deren Bedeutung für die Interpretationen von Beobachtungen, Universitätsdissertation, Kiel 1994
- Ralf Napiwotzki: Analyse von Zentralsternen alter planetarischer Nebel und verwandter Objekte, Universitätsdissertation, Kiel 1993 Kategorie:Interstellare Materie ja:惑星状星雲

Hauptreihe

Der Hauptreihe werden in der Astronomie die "normalen" Sterne während der längsten Zeit ihrer Entwicklung zugeordnet. Die Hauptreihe ist ein Bereich im Hertzsprung-Russell-Diagramm, der sich von unten rechts (rot und leuchtkraftarm) nach oben links (blau und hell) erstreckt. Hauptreihensterne werden der Leuchtkraftklasse V zugeordnet. Diese Reihe ist als solche erkennbar, weil Sterne sich die längste Zeit ihres Lebens (während des Wasserstoffbrennens) dort aufhalten. Während dieser Phase bewegen sich einzelne Sterne nur geringfügig innerhalb der Hauptreihe. Erst bei Einsetzen des Heliumbrennens (Heliumdetonation) verlassen sie die Hauptreihe und werden zu roten Riesen. ---- Für Hauptreihe in der Chemie siehe Periodensystem. Kategorie:Sternklasse ja:主系列星

Protonen

Das Proton ist ein langlebiges, elektrisch positiv geladenes Elementarteilchen mit dem Formelzeichen p. Protonen bestehen aus zwei u-Quarks und einem d-Quark (Formel uud). Diese drei Valenzquarks werden von einem "See" aus Gluonen und Quark-Antiquark Paaren umgeben. Das Proton ist, wie das Neutron, ein Baryon und bildet mit jenen die Bausteine der Atomkerne, die Nukleonen. Die Anzahl der Protonen im Atomkern bestimmt die Ordnungszahl eines Elements und legt dieses somit fest. Das Proton unterliegt folgenden Grundkräften der Physik:
- Starke Wechselwirkung
- Schwache Wechselwirkung
- Elektromagnetische Wechselwirkung
- Gravitation Momentan ist noch nicht klar, ob das Proton stabil ist, da die Große Vereinheitlichte Theorie eine Halbwertzeit von 10³¹ Jahren vorhersagt, jedenfalls ist es das einzige langlebige Hadron. Experimente am Kamiokande lassen auf eine Halbwertzeit von mindestens 10³² Jahren schliessen (siehe auch Protonenzerfall). In der Chemie werden auch Wasserstoffionen (H⁺-Ionen) als Protonen bezeichnet (z.B. bei der Protolyse), da nach Abtrennung des einzigen Elektrons nur der aus einem einzigen Proton und keinem, einem oder zwei Neutronen bestehende Kern übrig bleibt. Wasserstoffkerne mit einem Neutron heißen Deuteron (siehe Deuterium), mit zwei Neutronen Triton (siehe Tritium). Siehe auch: Physikalische Konstanten

Weblinks

- [http://physics.nist.gov/cuu/Constants/index.html Tabellenwerte vom CODATA/NIST ]
- [http://www.wissenschaft.de/wissen/news/256985.html www.wissenschaft.de: Das seltsame Innenleben des Protons] Das Proton hat sehr viel mehr Strange-Quark-Anteile als bisher angenommen Kategorie:Elementarteilchen Kategorie:Kernphysik ja:陽子 ko:양성자

Elektronen

Elektronen sind negativ geladene Elementarteilchen ohne räumliche Ausdehnung. Ihr Symbol ist e^-. Sie bilden die Elektronenhülle der Atome (und Ionen). Ihre freie Beweglichkeit in Metallen ist die Ursache für die elektrische Leitfähigkeit von metallischen Leitern. Elektronen gehören zu den Leptonen, einer Unterklasse der Fermionen. Deswegen besitzen sie einen Spin von 0,5. Ihre Antiteilchen sind die Positronen, Symbol e⁺, mit denen sie bis auf ihre elektrische Ladung in allen Eigenschaften übereinstimmen. Der experimentelle Nachweis von Elektronen gelang erstmals im Jahre 1897 durch den Briten Joseph John Thomson. Gelegentlich wird das negative Elektron auch als Negatron bezeichnet und der Begriff Elektron als Oberbegriff für Negatron und Positron. Der Name kommt vom griechischen Wort elektron (ηλεκτρον) und bedeutet Bernstein, denn an ihm wurde die Elektrizität erstmals beobachtet. Reibt man Bernstein beispielsweise mit einem Katzenfell, so lädt es sich elektrisch auf. Die Bezeichnung Elektron für die Ladungseinheit führte George Johnstone Stoney ein (Philosophical Magazine 40 (1895), 372). Ein Elektron ist ein „Mikroobjekt“, d. h., dass es, ähnlich wie Licht, Wellen- und Teilchencharakter hat. Daraus folgt, dass es der Heisenbergschen Unschärferelation unterliegt. In einem Atom wird das Elektron meist als stehende Materiewelle betrachtet. Elektronen können in polaren Lösungsmitteln wie Wasser oder Wasser in Lösung gehen. Diese Spezies wird als Solvatisiertes Elektron bezeichnet. Bei Lösung von Alkalimetallen in Ammoniak ist sie für die starke Blaufärbung verantwortlich. Diese Größen werden durch das magnetische Moment des Elektronenspins miteinander verknüpft:

\vec=-g_\frac\vec

. Dabei ist

\vec

das magnetische Moment des Elektronenspins,

m_

die Ruhemasse des Elektrons,

e

seine Ladung und

\vec

der Spin.

g_

heißt Landé- oder g-Faktor. Fasst man den Term vor

\vec s

zusammen, so erhält man das Verhältnis aus magnetischem Moment zum Spin, bezeichnet als gyromagnetisches Verhältnis des Elektrons. Für das Elektron ist nach der Dirac-Theorie (relativistische Quantenmechanik) der theoretische Wert von

g_

exakt gleich zwei. Effekte der Quantenelektrodynamik bewirken jedoch eine (geringfügige) Abweichung des Wertes für

g_

von zwei. Elektronen bilden mit Protonen und Neutronen die Atome. Während die beiden letztgenannten Teilchen den Kern bilden, befinden sich die Elektronen in der Atomhülle. Elektronen sind sehr viel leichter als Protonen und Neutronen, etwa um den Faktor 1800. In der Kathodenstrahlröhre bzw. Braunschen Röhre treten Elektronen aus einer beheizten Glühkathode aus und werden im Vakuum durch ein elektrisches Feld in Feldrichtung (in Richtung der positiven Anode) beschleunigt. Durch Magnetfelder werden die Elektronen senkrecht zur Feldrichtung abgelenkt. Diese Eigenschaften der Elektronen haben erst die Entwicklung des Fernsehers und des Computermonitors sowie ihre Nutzung in technologischen Anwendungen (Elektronenkanone) ermöglicht. Die Masse eines ruhenden Elektrons ist immer konstant. Bei bewegten Elektronen (und ein Elektron ist unter normalen Bedingungen immer in Bewegung) muss die Massenzunahme der Relativitätstheorie berücksichtigt werden. An Elektronen kann diese Massenzunahme gut beobachtet werden, da sie sich leicht aufgrund ihrer Ladung auf hohe Geschwindigkeiten beschleunigen lassen. Die Masse kann dann durch Ablenkung in einem Magnetfeld bestimmt werden. Nach den theoretischen Darstellungen der Quantenelektrodynamik wird das Elektron als Punktteilchen, ohne endliche Ausdehnung angenommen. In guter Übereinstimmung damit ergaben Elektron-Elektron Streuexperimente an Teilchenbeschleunigern eine maximale Elektronengröße von 10^-19 m. Von der Größe zu unterscheiden ist der Wirkungsquerschnitt. Bei der Streuung von Röntgenstrahlen an Elektronen erhält man einen Wirkungsquerschnitt der einem effektiven Elektronenradius von etwa 3·10^-15 m entspräche. Dieselbe Größenordnung ergäbe sich bei einer klassischen (nicht quantentheoretischen) Beschreibung des Elektrons unter den Annahmen: #Elektronen sind kugelförmig, sie bilden einen Kugelkondensator #Die Ladung ist an der Oberfläche verteilt #Die potentielle Energie der Ladung entspricht der Ruheenergie

m_ c^2

Weblinks

- Tabellenwerte vom NIST: http://physics.nist.gov/constants Siehe auch: Myon, Tauon, Elektronenstoß, Positron Kategorie:Bernstein Kategorie:Elementarteilchen Kategorie:Elektrotechnik ja:電子 ko:전자 simple:Electron th:อิเล็กตรอน

Korona

Die Korona (griechisch κορώνα - die Krone, lateinisch corona) steht für # die sehr dünne Masseschicht der Sonne, die über der Chromosphäre liegt, siehe Korona (Sonne) # die durch Wassertropfen in der Erdatmosphäre hervorgerufenen farbigen Ringe um Mond oder Sonne, siehe Korona (Atmosphärische Optik) # als medizinische Bezeichnung für den Zungenkranz bzw. Zungensaum der Zunge. # als Kurzform für eine elektrische Koronaentladung # als humorige Bezeichnung einer Gruppe von Menschen im Umkreis einer bekannten Persönlichkeit. Siehe auch: Corona, Krone, Strahlenkranz

Ionisation

Ionisation ist der Vorgang, bei dem von einem Atom oder Molekül ein oder mehrere Elektronen durch inelastische Elektronenstöße (E > 15 eV) entfernt werden. Dabei entsteht ein Ion. Der Umkehrvorgang, bei dem ein Elektron von einem Atom oder Molekül eingefangen wird, wird als Rekombination bezeichnet.

Mechanismen der Ionisation

Zur Ionisierung können verschiedene Prozesse führen: Zum einen kann der Einfall ionisierender Strahlung der Materie Elektronen entreißen und sie so ionisieren. Ionisation kann aber auch als Feldionisation in einem elektrischen Feld auftreten. Hoch angeregte Atome können auch durch Autoionisation selbstständig in einen ionisierten Zustand übergehen.
Bei Kollisionen von "schnellen" Elektronen, also solchen mit hoher kinetischer Energie mit einem Atom oder Molekül kann es ebenfalls zur Ionisation kommen (Elektronenstoßionisation).
Dieser Prozess findet in Gasentladungslampen und Thyratrons statt, wobei die geladenen Stoßpartner ihre Energie aus dem elektrischen Feld zwischen den Elektroden beziehen.

Ionisationsenergien

Allen Ionisationsprozessen liegt zugrunde, dass zur Trennung des Elektrons vom Atomkern Energie aufgebracht werden muss (Ionisationsenergie). Im vorangegangenen Abschnitt wurden mögliche Quellen für diese Energie genannt. Ionisationsenergien liegen typischerweise in der Größenordnung mehrerer Elektronenvolt (Beispiel Argon im Grundzustand: 15,7 eV). Ionisationsenergien sind abhängig vom zu ionisierenden Material und dessen aktuellem Anregungszustand. So wird es zunehmend schwieriger, bereits ionisierte Atome oder Moleküle weiter zu ionisieren.

Plasma

Ein Stoff, insbesondere ein Gas, mit einem signifikanten Anteil ionisierter Teilchen nennt man ein Plasma. Nahezu die gesamte sichtbare Materie im Universum ist mehr oder weniger stark ionisiert.

Weblinks

- [http://www-amdis.iaea.org/GENIE/ Datenbank für Ionisationsenergien] Kategorie:Atomphysik

Spektrallinie

Als Spektrallinien bezeichnet man voneinander scharf getrennte Linien eines Spektrums emittierter (Emissionslinien) oder absorbierter (Absorptionslinien) elektromagnetischer Wellen, im engeren Sinne innerhalb des Wellenlängenbereichs des sichtbaren Lichts (Lichtspektrum). Spektrallinien besitzen eine Linienintensität und eine Linienbreite. Spektrallinien sind das von einem Atom oder Molekül aufgrund eines quantenmechanischen Übergangs abgegebene oder absorbierte Licht einer genau definierten Frequenz. Angewandt wird dies bei der instrumentellen Atomspektroskopie oder der Flammenfärbung. Die Frequenz einer Spektrallinie wird durch die Energie des emittierten oder absorbierten Photons bestimmt, die gerade den Unterschied zwischen den Energien der quantenmechanischen Zustände bestimmt. Erstmals entdeckt wurden Absorptionslinien 1802 durch William Hyde Wollaston und 1813, unabhängig von ihm, durch Joseph von Fraunhofer im Spektrum der Sonne. Diese dunklen Linien im Sonnenspektrum werden auch Fraunhofersche Linien genannt. Eine Emissionslinie ergibt sich durch Übergang von einem höheren auf ein tieferes Energieniveau. Hierbei wird ein Photon ausgesendet. Dies kann entweder spontan geschehen (spontane Emission), oder, wie beispielsweise beim Laser, durch Licht passender Frequenz angeregt werden (stimulierte Emission). Sie zeigt sich im Spektrum als helle Linie. Eine Absorptionslinie ergibt sich durch Absorption eines passenden Photons des eintreffenden Lichts, wodurch ein Übergang von einem niedrigeren in ein höheres Energieniveau induziert wird. Sie zeigt sich als dunkle Linie im kontinuierlichen Spektrum des einfallenden Lichtes. Das Licht einer Spektrallinie enthält nicht eine Frequenz, sondern einen (schmalen) Frequenzbereich. Die Breite dieses Bereiches nennt man Linienbreite. Die Linienbreite einer Emissionslinie setzt sich aus mehreren Beiträgen zusammen:
- Die natürliche Linienbreite ergibt sich aus der Lebensdauer des Ausgangszustands durch die Heisenbergsche Unschärferelation. Diese hat die Form einer Lorentzkurve. Es ist nicht möglich, diese zu verringern. Hierbei findet oft auch der Begriff homogene Linienverbreiterung Verwendung.
- Aufgrund der thermischen Bewegung der Atome entsteht ein Dopplereffekt, der das Licht eines einzelnen Atoms oder Moleküls je nach Bewegungsrichtung rot- oder blauverschiebt. Aufgrund der statistischen Bewegung ergibt sich insgesamt eine breitere Frequenzverteilung. Diesen Effekt nennt man Dopplerverbreiterung. Sie hat die Form einer