:: wikimiki.org ::

Supernova

Supernova

Eine Supernova ist das schnell eintretende, helle Aufleuchten eines Sterns am Ende seiner Entwicklung durch eine Explosion, bei der der Stern selbst vernichtet wird. Die Leuchtkraft des Sterns nimmt dabei millionen- bis milliardenfach zu, er wird für kurze Zeit so hell wie eine ganze Galaxie. Es gibt zwei grundsätzliche Mechanismen, nach denen Sterne zur Supernova werden können: #Massereiche Sterne mit einer Anfangmasse von mehr als etwa 8 Sonnenmassen beenden ihre Entwicklung mit einen Kernkollaps nach dem völligen Verbrauch ihres nuklearen Brennstoffs. Es kann ein kompaktes Objekt, etwa ein Pulsar oder ein Schwarzes Loch, entstehen. #Sterne mit geringerer Masse können ebenfalls als Supernovae explodieren, aber nur dann, wenn sie sich in einem engen Doppelsternsystem befinden und in ihrem vorläufigen Endstadium als Weißer Zwerg Material von ihrem Begleiter, typischerweise einem roten Riesen, akkretieren. Im Laufe der Zeit kann es dabei zu mehreren Nova-Ausbrüchen kommen, bei dem der Wasserstoff des akkretierten Gases fusioniert und Fusionsprodukte zurück bleiben. Das setzt sich so lange fort, bis die Masse des Weißen Zwergs die Chandrasekhar-Grenze überschreitet und er durch seine Eigengravitation zu kollabieren beginnt. Die dahei einsetzende Kohlenstofffusion zerreißt den Stern völlig. Daher wird dieses Phänomen auch als thermonukleare Supernova bezeichnet. Bekannte Supernovae sind die Supernova 1987A in der Großen Magellanschen Wolke und die Keplersche Supernova 1604. Speziell letztere und die Brahesche Supernova 1572 haben die Astronomie beflügelt, da dadurch die klassische Auffassung von der Unveränderlichkeit der Fixsternsphäre endgültig widerlegt wurde.

Benennung und Klassifikation

Supernovae werden mit dem Vorsatz SN nach ihrem Entdeckungsjahr und einem alphabetischen Zusatz benannt. Da inzwischen mit heutigen Teleskopen und Suchprogrammen weit mehr Supernovae entdeckt werden, als mit Großbuchstaben von A bis Z benannt werden können, werden für die danach entdeckten kleine Doppelbuchstaben „aa“ bis „zz“ vergeben. SN1987A war also die erste im Jahr 1987 entdeckte Supernova, gegen Ende Februar. Im Jahr 2005 ist die Zählung dagegen Anfang Oktober bereits bei SN2005el angekommen. Man unterscheidet historisch grob zwei Typen von Supernovae, die sich aber nicht mit den physikalischen Explosionsmechanismen decken. Die Einteilung erfolgt nach dem Kriterium, ob in den Spektren im Frühstadium der Supernova Spektrallinien des Wasserstoffs sichtbar sind oder nicht. Es gibt den Typ I mit den Untergruppen Ia, Ib und Ic, bei dem keine Wasserstofflinien sichtbar sind, und Typ II mit Wasserstofflinien (siehe Tabelle).

Supernovatypen Ib und Ic

Bei SN vom Typ Ib ist vor der Explosion die Wasserstoffhülle abgestoßen worden, so dass bei der Explosion keine Spektrallinien des Wasserstoffs beobachtet werden. Der Explosionstyp Ic tritt auf, wenn zusätzlich noch die Heliumhülle des Sterns abgestoßen wurde, so dass auch keine Spektrallinien des Heliums auftreten. Auch diese Explosionen werden durch einen Kernkollaps hervorgerufen, und es bleibt ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch zurück.

Die Untertypen II-L und II-P

Supernovae vom Typ II werden noch weiter unterschieden. Diese weitere Unterteilung richtet sich nach dem Kriterium, ob die Helligkeit der Supernova mit der Zeit eher linear abnimmt (Typ SN II-L) oder während des Abklingens eine Plateauphase durchläuft (Typ SN II-P). Die Spitzenwerte der absoluten Helligkeiten zeigen bei SN II-P eine breite Streuung, während die meisten SN II-L fast gleiche Maximalhelligkeiten besitzen. Die Existenz von Plateauphasen wird dadurch erklärt, dass die ausgestoßene Masse und damit die Geschwindigkeit der Hülle der Supernova sehr groß ist. Der Rückgang der Helligkeit aufgrund der Abkühlung wird durch die rasche Ausdehnung der Hülle wegen der dadurch vergrößerten Oberfläche kompensiert und die Lichtkurve wird durch ein Plateau beschrieben. Die maximalen Helligkeiten hängen dabei vom Radius des Vorgängersterns ab, wodurch die große Streuung in den Maximalhelligkeiten der SN II-P erklärt wird. Supernovae vom Typ II-L haben geringere Expansionsgeschwindigkeiten, so dass ihre Helligkeit bereits in frühen Stadien von radioaktiven Prozessen bestimmt wird. Dadurch tritt eine geringere Streuung der Maximalhelligkeiten auf (Young, Branch, 1989).

Kernkollaps- oder hydrodynamische Supernovae

Vorläuferstern

Eine Supernova diesen Typs tritt am Ende des „Lebens“ eines massereichen Sterns auf, wenn er seinen Kernbrennstoff komplett verbraucht hat. Sterne mit Anfangsmassen zwischen etwa acht bis zehn und 30 Sonnenmassen beenden ihre Existenz als Stern in einer Typ-II-Explosion, massereichere Sterne explodieren als Typ Ib/c. All diese Sterne durchlaufen in ihrem Kern die verschiedenen energiefreisetzenden Fusionsketten bis hin zur Synthetisierung von Eisen. Supernovae vom Typ Ib oder Ic durchlaufen vor der Explosion eine Wolf-Rayet-Sternphase, in der sie ihre äußeren, noch wasserstoffreichen Schichten in Form eines Sternwinds abstoßen. So setzt, nachdem der Wasserstoff im Kern des Sternes zu Helium fusioniert ist, eine weitere Fusionsstufe ein, der Drei-Alpha-Prozess, in dem Helium über das Zwischenprodukt Beryllium zu Kohlenstoff fusioniert. Dies wird möglich, da der Stern durch den im Inneren wegfallenden Gegendruck zusammenzufallen beginnt, wodurch sich Temperatur und Druck erhöhen. In der nächsten Fusionsstufe entsteht Sauerstoff. Dabei wird wieder Energie frei, welche den Stern von Innen mit Gegendruck versorgt und so den Zusammenfall aufhält. Weitere Fusionsstufen lassen den Stern weiter schrumpfen und so immer neue Elemente fusionieren. So folgen zum Beispiel die Fusion zu Neon, Aluminium, Calcium, Titan bis zum Eisen, dem 26. Element. Hier stoppt die Fusionskette, da die Fusion von Eisen zum folgenden Element Cobalt keine Energie mehr freisetzt. Die aufeinanderfolgenden Fusionsstufen laufen immer schneller ab. Während ein massereicher Stern von etwa acht Sonnenmassen einige zehn Millionen von Jahren braucht, seinen Wasserstoff zu Helium umzuwandeln, benötigt die folgende Umwandlung von Helium in Lithium „nur“ noch wenige Millionen Jahre. Die Dauer der letzten Phase, in der Mangan zu Eisen fusioniert, lässt sich in Sekunden messen. Die Geschwindigkeit, mit der ein Stern den Brennstoff in seinem Inneren umsetzt, hängt vom Druck ab, der auf seinem Kern lastet und durch die Gravitation verursacht wird. Eine wichtige Konsequenz dieses Zusammenhangs ist, dass ein Stern aus Schichten besteht, in denen nach außen hin die Umsetzungsgeschwindigkeit abnimmt. Auch wenn im Kern schon das Heliumbrennen einsetzt erfolgt in den Schichten darüber noch das Wasserstoffbrennen. Die absolute Fusionsgeschwindigkeit im Kern steigt mit zunehmender Sternenmasse exponentiell an. Während ein Stern mit einer Sonnenmasse etwa 10 Milliarden Jahre benötigt, um die Fusionskette in seinem Kern bis zum Erliegen zu durchlaufen, liegt die Lebensdauer extrem schwerer Sterne mit etwa 100 Sonnenmassen nur noch in der Größenordnung von wenigen Millionen Jahren. Siehe Spätstadien der Sternentwicklung für einen genaueren Überblick.

Kernkollaps

Spätstadien der Sternentwicklung Das Eisen, die „Asche“ des nuklearen Brennens, bleibt im Kern des Sterns zurück. Sterne, in denen Eisen durch Fusion synthetisiert wird, erzeugen immer einen Eisenkern, dessen Masse die Chandrasekhar-Grenze überschreitet. Im Falle eines Eisenkerns des Vorläufers einer Typ II Supernova liegt die Grenzmasse bei ca. 0,9 Sonnenmassen. Der entstehende Eisenkern überschreitet also die Grenzmasse und besitzt daher keine stabile Konfiguration. Der resultierende Kollaps des Zentralgebiets wird vornehmlich von zwei Prozessen unterstützt und beschleunigt: Erstens werden durch hochenergetische Strahlung Eisenatomkerne mittels Photodesintegration zerstört. Dabei entstehen alpha-Teilchen und Neutronen. Aufgrund der hohen Stabilität von Eisenkernen muss für diesen Prozess Energie aufgewendet werden. Zweitens werden freie Elektronen durch Protonen eingefangen. Dabei entstehen weitere Neutronen, und Neutrinos werden freigesetzt (J. Cooperstein and E. A. Baron, 1990). Sowohl der Energieverlust durch die Photodesintegration als auch der Verlust freier Elektronen bewirken eine starke Reduktion des Drucks im Kern. Der Kollaps des Zentralgebiets geschieht so schnell – innherhalb von Millisekunden –, dass die Einfallgeschwindigkeit bereits in 20 bis 50 km Abstand zum Zentrum die lokale Schallgeschwindigkeit des Mediums übersteigt. Die inneren Schichten können nur aufgrund ihrer großen Dichte die Druckinformation schnell genug transportieren. Die äußeren Schichten fallen als Stoßwelle in das Zentrum. Sobald der innere Teil des Kerns Dichten auf nuklearem Niveau erreicht, besteht er bereits fast vollständig aus Neutronen. Neutronen besitzen ebenfalls eine Chandrasekhar-Grenze (je nach Modell ungefähr 2,7 bis 3 Sonnenmassen). Diese wird von dem Neutronenkern jedoch nicht überschritten. Der Kollaps wird fast schlagartig gestoppt. Dies bewirkt eine gigantische Druck- und Dichteerhöhung im Zentrum, so dass selbst die Neutrinos nicht mehr ungehindert entweichen können. Diese Druckinformation läuft nun wiederum nach außen. Die Druckwelle erreicht rasch Gebiete mit zu kleiner Schallgeschwindigkeit, die sich noch im Einfall befinden. Es entsteht eine weitere Schockwelle, die sich jedoch nun nach außen fortbewegt. Das von der Schockfront durchlaufene Material wird sehr stark zusammengepresst, wodurch das Material sehr hohe Temperaturen erlangt (Bethe, 1990). Einen großer Teil ihrer Energie wird beim Durchlaufen des äußeren Eisenkerns durch weitere Photodesintegration verbraucht. Nach Verlassen des Eisenkerns, wenn ihre Temperatur genug abgesunken ist, gewinnt die Druckwelle zusätzliche Energie durch erneut einsetzende Fusionsreaktionen. Die extrem stark erhitzten Gasschichten, die neutronenreiches Material aus den äußeren Bereichen des Zentralgebiets mit sich reißen, erbrüten dabei im so genannten r-Prozess (r von engl. rapid, „schnell“) schwere Elemente jenseits des Eisens, wie zum Beispiel Kupfer, Germanium, Silber, Gold oder Uran. Etwa die Hälfte der auf Planeten vorhandenen Elemente jenseits des Eisens stammen aus solchen Supernovaexplosionen, während die andere Hälfte im s-Prozess von masseärmenen Sternen erbrütet und in deren Riesenphase ins Weltall abgegeben wurde. Hinter der Schockfront dehnen sich die erhitzten Gasmassen schnell aus. Das Gas gewinnt nach außen gerichtete Geschwindigkeit. Einige Stunden nach dem Kollaps des Zentralbereichs wird die Oberfläche des Sterns erreicht, und die Gasmassen werden in der nun sichtbaren Supernovaexplosion abgesprengt. Die Hülle der Supernova erreicht dabei Geschwindigkeiten von Millionen Kilometern pro Stunde. Neben der als Strahlung abgegebenen Energie, wird der Großteil von 99 % der beim Kollaps freigesetzten Energie in Form von Neutrinos abgegeben. Diese verlassen den Stern, unmittelbar nachdem die Dichte der anfänglich undurchdringlichen Schockfront genügend klein geworden ist. Da sie sich fast mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, können sie von irdischen Detektoren einige Stunden vor der optischen Supernova gemessen werden (so geschehen etwa bei Supernova 1987A). Supernovae des Typs II werden, da sie durch den Kollaps des Zentralgebiets bewirkt werden, auch als hydrodynamische Supernovae bezeichnet. Das dargelegte Szenario beruht auf einem weitgehenden Konsens in der Wissenschaft, dass Supernovaexplosionen von massereichen Sternen prinzipiell so ablaufen. In detaillierten Rechnungen zeigt sich jedoch, dass mit der bisher benutzten Physik zu viel Energie von der nach außen laufenden Schockwelle verbraucht wird. Als Korrektur wurden noch die Neutrinos als zusätzliche Energie- und Impulsquelle betrachtet. Normalerweise wechselwirken Neutrinos mit Materie so gut wie nicht. Jedoch bestehen in der Schockfront so hohe Dichten, dass die Wechselwirkung der Neutrinos mit der Materie nicht mehr vernachlässigt werden kann. Dies hat zwar die Modellierungen verbessert, jedoch gibt es noch kein geschlossenes funktionierendes, physikalisches Modell einer Supernovaexplosion, dem alle sich damit beschäftigenden Wissenschaftlern zustimmen würden. Eine Supernova in der Nähe belebter Planeten (Umkreis circa 50 Lichtjahre) hätte aufgrund der Strahlung verheerende Auswirkungen auf das dortige Leben.

Kompakte Objekte

Die Form des Überrestes, der von dem Stern zurückbleibt, hängt von dessen Masse ab. Nicht die gesamten äußeren Schichten werden bei der Supernovaexplosion fortgeschleudert. Das zurückbleibende Gas akkretiert auf den Überrest im Zentrum. Dieser Überrest, der zunächst nur aus dem kollabierte Kern besteht, besteht bereits fast vollständig aus Neutronen, das nachfallende Gas wird durch die oben genannten Prozesse ebenfalls in Neutronen zerlegt, so dass ein Neutronenstern entsteht. Wird der Stern durch das nachfallende Material noch schwerer (mehr als etwa 3 Sonnenmassen), so kann die Gravitationskraft auch den durch das Pauli-Prinzip bedingten Gegendruck überwinden, der in einem Neutronenstern die Neutronen gegeneinander abgrenzt und diesen so stabilisiert (siehe Entartete Materie). Der Sternenrest stürzt endgültig zusammen und bildet dann ein Schwarzes Loch, aus dessen Schwerkraftfeld keine Signale mehr entweichen können. Neuere Beobachtungen legen die Vermutungen nahe, dass es eine weitere Zwischenform gibt, die sogenannten Quarksterne, deren Materie aus reinen Quarks aufgebaut ist. Neutronensterne rotieren oft mit sehr hoher Geschwindigkeit, da der Drehimpuls des ursprünglich auf kernnahen Bahnen von Millionen km Radius rotierenden Materials erhalten bleibt, wenn es zu einem Neutronenstern mit nur 10 km Durchmesser kollabiert. Als anschauliches Beispiel für den Mechanismus ist eine Eiskünstläuferin anzuführen, die bei einer Pirouette ihre Arme an den Körper zieht und ihre Drehung dadurch beschleunigt. So ist es möglich, dass sich Neutronensterne bis zu 1000-mal in der Sekunde drehen. Durch die hohe Drehgeschwindigkeit baut sich gleichzeitig ein Magnetfeld auf, welches mit den Teilchen des abgestoßenen Gasnebels in Wechselwirkung tritt und so von der Erde aus registrierbare Signale erzeugt. Im Falle von Neutronensternen spricht man dabei von Pulsaren.

Thermonukleare Supernovae vom Typ Ia

Pulsar Eine Supernova vom Typ Ia entsteht nach dem derzeit bevorzugten Modell nur in Doppelsternsystemen, in denen der eine Stern ein Weißer Zwerg, der andere ein roter Riesenstern ist. Der Weiße Zwerg akkretiert im Laufe der Zeit Gas aus der ausgedehnten Hülle seines Begleiters, wobei es zu mehreren Nova-Ausbrüchen kommen kann, bei dem der Wasserstoff des akkretierten Gases fusioniert und Fusionsprodukte zurück bleiben. Das setzt sich so lange fort, bis seine Masse die Chandrasekhar-Grenze überschreitet und er durch seine Eigengravitation zu kollabieren beginnt. Im Gegensatz zum Eisenkern eines SN-II-Vorläufersterns enthält der Weiße Zwerg jedoch große Mengen an fusionsfähigem Kohlenstoff, sodass der Kollaps zum Neutronenstern durch eine rapide einsetzende Kernfusion verhindert wird, und der Stern explodiert. Daher wird dieses Phänomen auch als thermonukleare Supernova bezeichnet. Unterschiedlichen theoretischen Modellen zufolge kann die Kernfusion sowohl als Detonation als auch als Deflagration ablaufen. Neueren Arbeiten (Gamezo, Khokhlov & Oran, 2004) zufolge ist das wahrscheinlichste Szenario eine anfängliche Deflagration, die in eine Detonation übergeht. Die auftretende Supernova-Explosion ist immer innerhalb einer gewissen Stärke, da die kritische Masse sowie die Zusammensetzung des Weißen Zwerges konstant sind. Bei einer Supernova-Explosion vom Typ Ia bleibt kein kompaktes Objekt übrig – die gesamte Materie wird als Supernovaüberrest in den Weltraum geschleudert. Der Begleitstern wird zu einem so genannten „Runaway“-Stern (engl. „Flüchtender“), da er mit seiner – normalerweise hohen – Orbitalgeschwindigkeit davongeschleudert wird.

Entfernungsmessungen mit Hilfe von Supernovae

Da die Strahlung besonders im späteren Verlauf einer Supernova vom Typ Ia größtenteils durch den radioaktiven Zerfall von ⁵⁶Ni zu ⁵⁶Co und diesem zu ⁵⁶Fe gespeist wird, wobei die Halbwertszeiten etwa 6 beziehungsweise 77 Tage betragen, ist die Form der Lichtkurve stets annähernd gleich. Durch diese Eigenschaften einer so genannten Standardkerze lassen sich anhand solcher Supernova-Explosionen relativ genaue Entfernungsbestimmungen im Weltall vornehmen, wobei auch die Zeitskala der Lichtkurve neben den Spektrallinien zur Bestimmung der Rotverschiebung verwendet werden kann, da sich bei einer Rotverschiebung von z. B. 2 auch der zeitliche Ablauf für den Beobachter um diesen Faktor verlängert.

Supernovaüberreste

Rotverschiebung Das bei der Supernova ausgeworfene Material bildet einen Emissionsnebel, den so genannten „Supernovaüberrest“, im Gegensatz zum eventuell entstehenden Überrest des Kernkollaps, der in der Astrophysik als „kompaktes Objekt“ bezeichnet wird. Der wohl bekannteste Supernovaüberrest ist der Krebsnebel, der bei der Explosion der SN1054 ausgestoßen wurde. Diese Supernova ließ auch ein kompaktes Objekt, einen Pulsar zurück.

Referenzen

Siehe auch

Hypernova, Astronomische Objekte, Astronomie

Wissenschaftliche Arbeiten

- V.N. Gamezo, A. M. Khokhlov & E.S. Oran, Deflagrations and Detonations in Thermonuclear Supernovae, Physical Review Letters, vol. 92, issue 21, id. 211102, 05/2004 (auch [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0406101 astro-ph/0406101])
- R. Dean et al., A Comparative Study of the Absolute Magnitude Distributions of Supernovae, The Astronomical Journal, Vol. 123, Issue 2, pp. 745-752, 02/2002 (auch [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0112051 astro-ph/0112051])
- J. Cooperstein & E. Baron, Supernovae: The Direct Mechanism and the Equation of State, in Supernovae edited by A.G. Petschek, Springer 1990
- H. Bethe, Supernova mechanisms, Reviews of Modern Physics, Vol. 62, No.4, October 1990
- T.R. Young & D. Branch,Absolute lightcurves of type II supernovae, ApJ 342, L79-L82 (1989)

Multimedialinks

- Real Video Stream (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=991024.rm Was ist eine Supernova?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=050427.rm Was passiert, wenn eine Supernova explodiert?]
- Flash Module (interaktive 2D und 3D Animationen inklusive Texterläuterung)
- [http://www.welsch.com/index.php?chap=6 2D und 3D-Animationen zu Supernovatypen 1a und 2 (erfordert Flash PlugIn 6)]

Weblinks

- [http://www.wissenschaft.de/wissen/news/248926.html www.wissenschaft.de: Dramatische Materieverdichtung in kollabierenden Sternen ändert Form der Atomkerne ] Kategorie:Astrophysikalischer Prozess ! ja:超新星 th:ซูเปอร์โนวา

Leuchtkraft

Die Leuchtkraft ist ein Maß für die Energieemission eines Sterns in Form von elektromagnetischer Strahlung, die von seiner Temperatur und dem Radius abhängt. Sie wird in der abgestrahlten Energiemenge pro Sekunde angegeben. Unter der Leuchtkraft L versteht man die pro Sekunde insgesamt abgestrahlte Energie, d. h. die (Strahlungs-) Leistung in allen Bereichen des Spektrums. Sie wird in Watt gemessen, in der Astronomie oft aber auch in Einheiten der Sonnenleuchtkraft angegeben. Die Leuchtkraft der Sonne kann durch die Bestimmung der Solarkonstante direkt gemessen werden. Siehe auch: Absolute Helligkeit, Scheinbare Helligkeit, Bolometrische Helligkeit, Entfernungsbestimmung.

Leuchtkraftklassen

Sterne werden gemäß ihrer Leuchtkraft in Leuchtkraftklassen eingeteilt. Siehe auch: Hertzsprung-Russell-Diagramm, Hauptreihe, Riesenstern

Leuchtkraft der Sonne

Durch Messung der Solarkonstante, bei der sich 1370 W/m² ergibt, kann die Leuchtkraft L der Sonne wie folgt bestimmt werden: In der Entfernung R = 1 AE = 1,496·10¹¹ m vom Sonnenmittelpunkt trifft pro Sekunde auf 1 m² Erdoberfläche die Energie 1370 J von der Sonne ein. Diese entstammt einer winzigen Fläche der Sonnenphotosphäre Die gesamte Strahlung der Sonne durchsetzt aber nicht nur die Fläche 1 m², sondern die gesamte Kugeloberfläche O einer Kugel um die Sonne mit dem Radius R = 1 AE :

O = 4\pi R^2 = 2,812 \cdot 10^\,\mathrm^2

. Auf jedem Quadratmeter dieser Fläche trifft pro Sekunde eine Energie von 1370 J ein. Die Energieabgabe der gesamten Sonnenoberfläche pro Sekunde beträgt also :

L = O \cdot 1370\,\frac = 3,\!85 \cdot 10^\,\mathrm

. Dies ist die Leuchtkraft der Sonne. Kategorie:Stellarphysik Kategorie:Astronomische Helligkeit ja:光度 (天文学)

Galaxie

(links oberhalb des Zentrums von M 31) und M 110 (unterer Bildrand)]] Als eine Galaxie (griechisch γαλαξίας, galaxías [männlich] - der milchige [Sternennebel], die Milchstraße) wird in der Astronomie allgemein eine gravitativ gebundene große Ansammlung von Materie wie Sternen und Sternsystemen, Gasnebeln, Staubwolken und sonstigen Objekten bezeichnet. Unsere Galaxie heißt auch die Galaxis oder die Milchstraße. In einer dunklen und klaren Nacht sehen die dicht gedrängten Sterne der galaktischen Scheibe tatsächlich wie eine Spur von verschütteter Milch aus.

Allgemeines

Die verschiedenen Galaxien sind durch große, weitgehend leere Zwischenräume voneinander getrennt. Aufgrund der letzten "Ultra-Deep-Field"-Aufnahmen des Hubble-Teleskops vom März 2004 kann man grob abschätzen, dass mit heutiger Technik von der Erde aus über 5
- 10¹⁰ (50 Milliarden) Galaxien theoretisch beobachtet werden könnten. Die Anzahl der Sterne in einer durchschnittlichen Galaxie wird mit etwa 10¹¹ (100 Milliarden) angenommen.

Einteilung

Haupt- und Untergruppen

Galaxien werden nach ihrer Form in verschiedene Haupt- und Untergruppen der so genannten Hubble-Klassifikation eingeteilt:
- Elliptische Galaxien werden nach ihrer numerischen Exzentrizität in die Klassen E0 (kreisförmig) bis E7 (stark abgeplattet) eingeteilt Die Zahl hinter dem E gibt die erste Nachkommastelle der Exzentrizität an, d. h. eine Galaxie der Klasse E7 hat die Exzentrizität 0,7. Exzentrizität
- lentikuläre (linsenförmige) Galaxien gehören der Klasse S0 an. Sie haben einen Kern, der dem der Spiralgalaxien entspricht, aber keine Spiralarme (Beispiel: M 102).
- Spiralgalaxien haben einen Kern und davon ausgehende Spiralarme. Sie werden weiter in die Klassen Sa, Sb und Sc unterteilt. Galaxien vom Typ Sa haben einen sehr ausgeprägten Kern (Beispiel: Sombreronebel). Der Typ Sc hat einen relativ schwachen galaktischen Kern und manchmal fast die Gestalt eines in sich verschlungenen "S" (Beispiel: der Dreiecksnebel). Zusammen mit den lentikulären Galaxien werden Sa, Sb und Sc auch als Scheibengalaxien zusammengefasst; von Laien werden sie meist Spiralnebel genannt.
- Balkenspiralgalaxien haben vom Zentrum ausgehend einen langen Balken, an den sich dann die Spiralarme anschließen. (Beispiel: M 109) Ebenso wie die Spiralgalaxien werden sie je nach der Ausprägung ihres Kerns in die Klassen SBa, SBb und SBc unterteilt. Es gibt Anzeichen, dass unsere Galaxis eine Balkenspirale ist.
- Irreguläre (unregelmäßige) Galaxien haben weder Spiralarme noch elliptische Form. Sie sind im Mittel leuchtschwächer als elliptische und Spiralgalaxien.

Sonderformen

Weiterhin gibt es Sonderformen von Galaxien, die sich nicht in obiges Schema einordnen lassen. U. a. sind dies:
- Zwerggalaxien sind Galaxien geringerer Helligkeit, sie sind viel zahlreicher als Riesengalaxien. Anders als bei diesen gibt es vor allem elliptische (dE), spheroidale (dSph) und irreguläre (dIrr) Zwerggalaxien. Zwerggalaxie
- Wechselwirkende Galaxien sind Begegnungen zwischen zwei oder mehreren Galaxien. Da man je nach Stadium der Wechselwirkung unterschiedliche Kerne und auch Gezeitenarme beobachten kann, passen auch diese Systeme nicht in das obige Klassifikationsschema.
- Als aktive Galaxien bezeichnet man i. A. eine Untergruppe von Galaxien mit einem besonders hellen Kern (engl. auch AGN, Active Galactic Nucleus genannt). Diese hohe Leuchtkraft deutet sehr wahrscheinlich auf ein aktives massereiches Schwarzes Loch im Zentrum der Galaxie hin. Zu dieser Gruppe zählen:
- Radiogalaxien strahlen sehr viel Synchrotronstrahlung im Bereich der Radiowellen ab und werden daher auch mit Hilfe der Radioastronomie untersucht. Oft beobachtet man bei den Radiogalaxien bis zu zwei Materieströme, so genannte Jets.
- Seyfertgalaxien haben einen sehr hellen, sternförmigen Kern und zeigen im Bereich des visuellen Spektrum prominente Emissionslinien.
- Quasare sind die Objekte mit der größten absoluten Helligkeit, die beobachtet wurden. Aufgrund der großen Entfernung dieser Objekte kann man nur deren kompakten, sternförmigen Kern beobachten.
- Polarring-Galaxien beschreiben recht seltene Ergebnisse der Verschmelzung zweier Galaxien. Durch gravitative Wechselwirkung kamen sich hierbei zwei Galaxien so nahe, dass oftmals der masseärmere Wechselwirkungspartner zerrissen wurde und dessen Sterne, Gas und Staub im Schwerefeld der anderen Galaxien eingefangen werden. Dabei ergibt sich, abhängig von der Orientierung des Zusammenstoßes, mitunter auch ein Ring aus Sternen, der wie ein zusätzlicher Spiralarm eine Galaxie umgibt. Da dieser Ring meist senkrecht zur Galaxienhauptebene ausgerichtet ist, spricht man von Polarring-Galaxien. Es gibt hierbei ebenfalls anzeichen, dass unsere Galaxie einen solchen Polarring besitzt.
- Gezeitenarm-Galaxien (tidal dwarf galaxies, TDG) sind Galaxien, die in einem anti-hierarchischen Prozess gebildet werden. Sie entstehen bei der Wechselwirkung zweier gasreicher Galaxien in langen Gezeitenarmen aus Gas und Staub.
- Starburst-Galaxien sind Galaxien mit einer sehr hohen Sternenstehungsrate und der daraus folgenden intensiven Strahlung. Ein gut erforschter Typ dieser Galaxienart ist M 82.

Entstehung und Entwicklung

Der Mikrowellenhintergrund gibt die Materieverteilung des Universums 380 000 Jahre nach dem Urknall wieder. Damals war das Universum noch sehr homogen: Die Dichtefluktuationen lagen in der Größenordnung von 1 zu 10^-5. Im Rahmen der Kosmologie kann das Anwachsen der Dichtefluktuation durch Gravitationskollaps beschrieben werden. Dabei spielt vor allem die Dunkle Materie eine große Rolle, da sie gravitativ über die baryonische Materie dominiert. Unter dem Einfluss der Dunklen Materie wachsen die Dichtefluktuationen, bis sie zu dunklen Halos kollabieren. Das Gas fällt in diese Halos, verdichtet sich, und es kommt zur Bildung der Sterne. Die Galaxien beginnen sich zu bilden. Die eigentliche Galaxienbildung ist aber unverstanden, denn die gerade erzeugten Sterne beeinflussen das einfallende Gas, was eine Simulation schwierig macht. Nach ihrer Entstehung haben sich die Galaxien weiter entwickelt. Die Beobachtung von hochrotverschobenen Galaxien ermöglicht es, diese Entwicklung nachzuvollziehen. Ein Modell der Galaxienentstehung geht davon aus, dass die ersten Gaswolken sich durch Rotation zu Spiralgalaxien entwickelt haben. Elliptische Galaxien entstehen nach diesem Modell erst in einem zweiten Stadium durch die Kollision von Spiralgalaxien. Spiralgalaxien wiederum können nach dieser Vorstellung dadurch anwachsen, dass nahe (Zwerg-)Galaxien in ihre Scheibe stürzen und sich dort auflösen (Akkretion). Die Beschreibung der Entwicklung von Galaxien ist als aktueller Forschungsgegenstand noch nicht abgeschlossen. Auch wenn es bei Spiralgalaxien so aussieht, als würde die Galaxie nur innerhalb der Spiralarme existieren, so befinden sich auch in weniger leuchtstarken Teilen der Galaxien-Scheibe verhältnismäßig viele Sterne. Eine Galaxie rotiert nicht starr wie ein Rad; vielmehr laufen die einzelnen Sterne aus den Spiralarmen heraus und hinein. Die Spiralarme sind sichtbarer Ausdruck stehender Dichtewellen (etwa wie Schallwellen in Luft), die in der galaktischen Scheibe umherlaufen. In den Armen ist die Materiedichte erhöht, so dass dort verhältnismäßig viele helle, blaue und kurzlebige Sterne aus dem interstellaren Medium neu entstehen. Dadurch erscheinen die Spiralarme heller als ihre Umgebung. Siehe auch: Astronomisches Objekt - Halo - Hubble-Sequenz - Liste der hellsten Galaxien

Weblinks

Artikel

- [http://www.mpa-garching.mpg.de/mpa/pub_resources/pop_science/physik_journal_galaxien.pdf Die Entstehung der Galaxien] (PDF)

Bilder

- http://home.ccc.at/heinzscs/bilder1.htm
- http://www.mpa-garching.mpg.de/~felix/Sterne/hubble_small.jpg - Bild

Videos

Real Video Streams (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990606.rm Wie entstehen Galaxien?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000213.rm Wie entstehen Galaxienhaufen?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=001217.rm&g2=1 Stoßen Galaxien zusammen?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=030105.rm Was ist eine Ring-Galaxie?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=041124.rm Was sind Polarring-Galaxien?] Kategorie:Galaxie ja:銀河 ko:은하 ms:Galaksi simple:Galaxy th:กาแล็กซี

Astronomische Maßeinheiten

Astronomische Maßeinheiten (nicht zu verwechseln mit Astronomischer Einheit) werden verwendet, wenn die menschliche Anschauung zu versagen droht. Im Vergleich zu den uns vertrauten Maßeinheiten sind die Größenordnungen in der Astronomie buchstäblich astronomisch. Die Entfernung von unserer Sonne zum nächsten Stern (Proxima Centauri) beträgt z.B. rund 40 Billionen Kilometer, unsere Sonne wiegt ca. 1,9891·10³⁰ kg. Man kann diese Zahlen zwar miteinander vergleichen, aber es geht dabei jedes Gefühl für die Größenordnung verloren. Daher verwendet man in der Astronomie oft Verhältnisse zu „vertrauten“ Größen, um eine einfachere Vergleichsmöglichkeit zu bekommen.
- Für Entfernungsangaben wird häufig das Lichtjahr (die Strecke, die das Licht in einem Jahr zurücklegt) benutzt, eine Tatsache, die Laien oft irritiert, weil die Bezeichnung „Jahr“ auf eine Zeitdauer schliessen läßt.
- Die Masse von Sternen, Planeten oder sonstigen astronomischen Objekten wird oft in Vielfachen der Masse anderer Objekte angegeben, z. B. unserer Sonne oder der Erde. Es gibt weiterhin die Konvention bestimmte Energiemengen dadurch zu veranschaulichen, dass man sie z. B. mit der gesamten pro Sekunde abgestrahlten Energiemenge der Sonne, einer ganzen Galaxie oder gleich des gesamten Universums vergleicht. Kategorie:Astronomische Maßeinheit Kategorie:Liste (Astronomie) ja:太陽質量

Pulsar

). Es zeigt Nebelgase in der Umgebung, die durch das Magnetfeld des rotierenden Pulsars mitgenommen, und damit "umgerührt" und zur Strahlung angeregt werden. Foto: NASA]] Ein Pulsar ist ein Neutronenstern, der in regelmäßiger Abfolge Impulse elektromagnetischer Wellen abstrahlt.

Entdeckung

Aufgrund der enormen Regelmäßigkeit der abgestrahlten Wellen vermuteten Jocelyn Bell, die Entdeckerin des ersten Pulsars, und ihr Doktorvater Dr. Antony Hewish zunächst, dass es sich bei der Signalquelle eventuell um intelligente Lebewesen handeln könne. Daher bekam der erste Pulsar die Bezeichnung LGM1 für "Little Green Man 1". Antony Hewish wurde 1974 für die Entdeckung der Pulsare mit dem Nobelpreis für Physik ausgezeichnet. Die Regelmäßigkeit der Pulse liegt auch einem Resultat zugrunde, das die allgemeine Relativitätstheorie bestätigt. Russell Hulse und Joseph H. Taylor Jr. entdeckten ein System aus zwei einander in weniger als 8 Stunden umkreisenden Pulsaren. Ihre Bahnperiode verkürzt sich ständig, in einer Weise die nur durch die Abstrahlung von Gravitationswellen erklärt werden kann. Hulse und Taylor wurden dafür 1993 ebenfalls mit dem Nobelpreis für Physik ausgezeichnet. 1993]

Entstehung eines Pulsars

Nach einer Supernova eines massereichen Sternes bleibt in einem heißen, ionisierten Gasnebel ein Neutronenstern zurück. Der Neutronenstern besteht aus einem Teil der Materie des ursprünglichen Sternes (etwa 1,5 bis 2,4 Sonnenmassen) auf kleinstem Raum (Durchmesser unter 20 km). Darüber hinaus behält der gesamte Supernova-Überrest aus Neutronenstern und Gasnebel seinen Drehimpuls bei, und das Magnetfeld des ursprünglichen Sternes wird im Neutronenstern komprimiert. Aufgrund der Erhaltung des Drehimpulses und der starken Verkleinerung der räumlichen Ausdehnung beschleunigt sich die Rotation des Neutronensternes sehr stark, so dass die Rotationsdauer anstatt mehrerer Tage nur noch Sekunden oder Sekundenbruchteile beträgt. Die Folge ist ein sehr kompakter Himmelskörper mit einem starken Magnetfeld, das sich innerhalb des ionisierten Gasnebels schnell dreht.

Aufbau eines Pulsars und Entstehung der gepulsten Strahlung

Die Magnetfeldrichtung des Neutronensterns schließt mit der Drehachse einen bestimmten Winkel ein. Wenn die Magnetfeldrichtung von der Drehachse abweicht, bewegen sich die Magnetfeldlinien schnell durch den ionisierten Gasnebel und verursachen dabei das Abstrahlen elektromagnetischer Wellen in Richtung des Magnetfeldes. Infolge der Rotation streichen die Magnetfeldlinien und mit ihnen die elektromagnetischen Wellen wie das Licht eines Leuchtturms über die Umgebung. Liegt die Erde oder das Sonnensystem innerhalb des Doppelkegels, der von der Richtung der elektromagnetischen Strahlung überstrichen wird, kann die gepulste Strahlung beobachtet werden. Ein Pulsar strahlt die elektromagnetischen Wellen über einen weiten Wellenbereich ab, die vorwiegenden Anteile können im Frequenzbereich von Radiowellen (Radiopulsar), sichtbarem Licht oder gar im Bereich der Röntgenstrahlung (Röntgenpulsar) liegen. Jüngere Pulsare neigen eher dazu, höherenergetische Strahlung abzugeben.

Siehe auch

- Astronomische Objekte
- Magnetar

Weblinks

- Real Video: [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990912.rm Was ist ein Pulsar?] (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri)
- [http://www.jb.man.ac.uk/~pulsar/Education/Sounds/sounds.html Sounddateien von verschiedenen Pulsaren] Kategorie:Sternklasse ja:パルサー

Schwarzes Loch

Als Schwarzes Loch bezeichnet man einen Bereich der Raumzeit, der aufgrund eines starken Gravitationsfeldes so stark gekrümmt ist, dass weder Materie noch Licht oder Information aus dieser Region nach außen gelangen können. Die Grenze dieses Bereiches heißt Ereignishorizont oder Schwarzschildradius. Der Ausdruck „Schwarzes Loch“, 1967 von John Archibald Wheeler geprägt, verweist auf den Umstand, dass auch Elektromagnetische Wellen, wie etwa Licht, aus dem Bereich nicht entweichen können und es einem menschlichen Auge daher schwarz erscheinen würde. Licht verzerrt und doppelt. Der schwarze Bereich entspräche ohne Raumzeitkrümmung einem Radius von 75 km. Der Schwarzschildradius beträgt dagegen nur 29,5 km. Die Bildbreite entspricht einem Blickwinkelbereich von 90°.]] __TOC__

Schwarze Löcher im Universum

Die Anziehungskraft in der Nähe eines Schwarzen Loches ist so hoch, dass die Fluchtgeschwindigkeit, die ein Körper aufbringen müsste, um das Gravitationsfeld dieses Objekts zu überwinden, größer als die Lichtgeschwindigkeit wäre. Laut der Speziellen Relativitätstheorie ist das Überschreiten der Lichtgeschwindigkeit (im Vakuum) nicht möglich. Das bedeutet, dass nichts, also auch kein Licht, das Gravitationsfeld dieses Objekts überwinden kann. Die Größe eines nichtrotierenden Schwarzen Lochs wird durch den Schwarzschildradius angegeben, der proportional zur Masse des Loches ist. Weder Teilchen noch elektromagnetischer Strahlung innerhalb dieses Umkreises ist es möglich, diesen zu verlassen. Neue Überlegungen haben allerdings gezeigt, dass Schwarze Löcher Energie (und damit Masse) in Form von Hawking-Strahlung abgeben. Der Schwarzschildradius für ein Schwarzes Loch von einer Sonnenmasse beträgt 2,9 km, für ein Objekt der Erdmasse 9 Millimeter. Um ein Schwarzes Loch dieser Größe zu erzeugen, müsste also die gesamte Masse der Erde auf einen so kleinen Raum komprimiert werden. Die Dichte, bis zu der Materie komprimiert werden muss, um durch ihre Gravitationskraft zu einem Schwarzen Loch zu kollabieren, ist umgekehrt proportional zum Quadrat der Masse. Objekte mit weniger als etwa 1,5 Sonnenmassen können nicht durch einen Gravitationskollaps zu einem Schwarzen Loch kollabieren, da die abstoßenden Quantenkräfte einen Kollaps verhindern.

Arten von Schwarzen Löchern

__NOTOC__ Man unterteilt Schwarze Löcher je nach der Art der Entstehung und aufgrund ihrer Masse in verschiedene Klassen:
- stellare Schwarze Löcher (engl. stellar black holes)
- mittelschwere Schwarze Löcher
- supermassereiche Schwarze Löcher (engl. supermassive black holes)
- primordiale Schwarze Löcher
- kosmologische Schwarze Löcher
- Schwarze Mini-Löcher
- Schwarze Löcher in Galaxienzentren

Stellare Schwarze Löcher

Stellare Schwarze Löcher stellen den Endzustand der Entwicklung massereicher Sterne dar. Massearme Sterne bis zu ca. 1,4 Sonnenmassen beenden ihr Leben als vergleichsweise unspektakulär auskühlender Sternenrest (weißer Zwerg). Sterne ab ca. der acht- bis zehnfachen Masse unserer Sonne (blaue Riesen) explodieren am Ende ihres Lebens als Typ-II-Supernova, wobei der übrig bleibende Sternenrest zu einem Schwarzen Loch kollabiert. Aus diesem Prozess entstehende Schwarze Löcher haben etwa die acht- bis 15-fache Masse unserer Sonne, je nachdem, wie viel Material der äußeren Sternhülle bei der Explosion „weggesprengt“ wird. Sterne, deren Massen zwischen diesen beiden Extremen liegen, stoßen ebenfalls ihre Hülle ab und kollabieren, wenn nicht mehr genügend Kernbrennstoff vorhanden ist. Ihre Masse genügt jedoch nicht, ein Schwarzes Loch zu erzeugen, sondern sie enden als Neutronenstern.

Mittelschwere Schwarze Löcher

Mittelschwere Schwarze Löcher sind möglicherweise die Folge von Sternenkollisionen. Ihre Existenz ist noch nicht sicher erwiesen, allerdings veröffentlichten Forscher Anfang 2004 Ergebnisse einer Untersuchung von Nachbargalaxien mit dem Weltraumteleskop Chandra, in der sie Hinweise auf Mittelschwere Schwarze Löcher fanden. Wird in einem Doppelsternsystem einer der Partner zu einem Schwarzen Loch, kann im weiteren Verlauf der Entwicklung sehr viel Masse vom leichteren Partner auf das entstandene Schwarze Loch abfließen.

Supermassereiche Schwarze Löcher

Supermassereiche (auch supermassiv genannte) Schwarze Löcher können die millionen- bis milliardenfache Sonnenmasse haben und befinden sich vermutlich in den Zentren der meisten Galaxien. Wie sie entstanden sind und wie ihre Entstehung mit der Entwicklung der Galaxien zusammenhängt, ist Gegenstand aktueller Forschung.

Primordiale Schwarze Löcher

Anfang der 1970er Jahre stellte Stephen W. Hawking als Erster die Vermutung auf, neben den durch Supernovae entstandenen Schwarzen Löchern könnte es auch so genannte primordiale Schwarze Löcher geben. Das sind Schwarze Löcher, die sich bereits im Urknall in Raumbereichen gebildet haben, in denen die lokale Massen- und Energiedichte genügend hoch war (rechnet man die ständig abnehmende Materiedichte im Universum zurück, so findet man, dass sie in der ersten tausendstel Sekunde nach dem Urknall die Dichte des Atomkerns überstieg). Auch der Einfluss von Schwankungen der gleichmäßigen Dichteverteilung im frühen Universum war für die Bildung von primordialen Schwarzen Löchern ausschlaggebend, ebenso die beschleunigte Expansion während der Inflationsphase nach dem Urknall. Damals könnten sich kleine Schwarze Löcher mit einer Masse von etwa 10¹² Kilogramm gebildet haben. Seit Mitte der 1990er Jahre wird diskutiert, ob die kürzesten auf der Erde gemessenen Gammastrahlungsausbrüche von explodierenden primordialen Schwarzen Löchern stammen könnten.

Kosmologische Schwarze Löcher

Seit einiger Zeit wird sogar über die Möglichkeit von sogenannten „Kosmologischen Schwarzen Löchern“ diskutiert, die allerdings bei den meisten Astronomen auf Ablehnung stoßen. Sie würden gigantische Massen aufweisen (10¹⁴ bis 10¹⁶ Sonnenmassen) und wären maßgeblich an der Strukturenbildung im Universum beteiligt (siehe auch http://arxiv.org/abs/astro-ph/0507437).

Schwarze Mini-Löcher

Neben den kosmischen Schwarzen Löchern, die die massereichsten Objekte im Universum sind, könnte es bald möglich sein, Schwarze Mini-Löcher im Labor (bzw. in Teilchenbeschleunigern) herstellen zu können (siehe entsprechenden Unterartikel).

Schwarze Löcher in Galaxienzentren

Unterartikel Man geht heute davon aus, dass viele Spiralgalaxien, unsere eigene Milchstraße eingeschlossen, in ihrem Zentrum ein supermassives Schwarzes Loch haben. So wird hinter der starken Radioquelle Sagittarius A
- (kurz Sgr A
- ) im Zentrum der Milchstraße ein supermassives Schwarzes Loch von 3,7±0,4 Millionen Sonnenmassen vermutet. Vor wenigen Jahren lag die Massenabschätzung, welche auf der Beobachtung von Gaswolken beruhte (z.B der sogenannten Mini-Spirale) noch bei ca 2,7 Mio Sonnenmassen. Dank verbesserter Auflösung und Empfindlichkeit der Teleskope konnte eine genauere Masse für das Sl. im Zentrum der Galaxis angegeben werden z.B durch Analyse der Bahnkurven der sog. S0 Sterne , wobei die 0 lediglich bedeutet, dass die Umlaufbahnen der Sterne unter einem relativen Winkel von einer Bogensekunde zu beobachten sind(entsprechendes gilt für die S1,S2 Sterne usw). Neueste Forschungsergebnisse zeigen, dass sich in der Sternengruppe IRS 13, welche nur 3 Lichtjahre von Sgr A
- entfernt liegt, ein zweites Schwarzes Loch mit vergleichsweise geringen 1.300 Sonnenmassen befindet. Es ist derzeit nicht geklärt, ob es sich in Zukunft mit Sgr A
- vereinigen wird, oder ob es sich auf einer stabilen Umlaufbahn befindet oder sich sogar von ihm entfernt. Die hohe Leuchtkraft der so genannten Quasare, weit entfernter, sehr leuchtstarker Galaxien, wird auf Strahlung zurückgeführt, die Materie beim Sturz in ein Schwarzes Loch abgibt oder die entsteht, wenn die Materie selbst in Energie umgewandelt wird. QuasarEine direkte Beobachtung von Schwarzen Löchern ist, da sie selbst keine Strahlung abgeben, problematisch. Die um Schwarze Löcher erwarteten Akkretionsscheiben sollten allerdings klar erkennbare Strahlung abgeben. Mit der Entwicklung von Gravitationsteleskopen könnte es in ferner Zukunft möglich werden, die Geburt Schwarzer Löcher zu beobachten. In der Galaxie NGC 6240 befinden sich zwei Schwarze Löcher, die sich im Abstand von 3.000 Lichtjahren umkreisen und in einigen hundert Millionen Jahren verschmelzen werden.

Theoretische Betrachtungen

Schwarze Löcher in der allgemeinen Relativitätstheorie

Formell ergibt sich ein Schwarzes Loch als spezielle Vakuumlösung der allgemeinen Relativitätstheorie, der so genannten Schwarzschild-Lösung (nach Karl Schwarzschild, der diese Lösung gefunden hat), beziehungsweise für rotierende und elektrisch geladene Schwarze Löcher aus der Kerr-Newman-Lösung. „Vakuumlösung“ bedeutet hierbei, dass das Schwarze Loch aus nichts anderem besteht als aus leerem Raum, der allerdings stark gekrümmt ist. In der Mitte des Schwarzen Loches befindet sich mathematisch betrachtet eine Singularität, da an dieser Stelle die Gleichungen der Relativitätstheorie versagen. Die ganze Masse des Schwarzen Loches ist in einem Punkt (bei rotierenden Schwarzen Löchern in einem Ring) ohne Ausdehnung konzentriert. Nach heutigem Stand des Wissens kann dies zustande kommen, weil die Gravitation in einem Schwarzen Loch so groß ist, dass keine der anderen drei Grundkräfte der Physik der Komprimierung entgegenwirken kann. Die gesamte Materie stürzt in sich zusammen und konzentriert sich in der Singularität. Aus diesem Grund ist die Dichte der Singularität unendlich. Die Grenze, innerhalb deren nicht einmal Licht entweichen kann, heißt Ereignishorizont oder Schwarzschildradius. Da ein nichtrotierendes Schwarzes Loch von außen gesehen kugelförmig ist, hat auch der Ereignishorizont die Form einer Kugeloberfläche. Der Umfang dieser Kugel ist das

2 \pi

-fache des Schwarzschildradius. Für rotierende und/oder geladene Schwarze Löcher ist der Ereignishorizont nicht mehr kugelförmig, und seine Größe ist auch nicht mehr durch den Schwarzschildradius gegeben. Rotierende Schwarze Löcher haben zudem außerhalb des Ereignishorizonts einen Ergosphäre genannten Bereich, in dem es einem Objekt nicht möglich ist, nicht zu rotieren. Der Ereignishorizont wird bei Sternen, die zu Schwarzen Löchern kollabierten, von Lichtstrahlen begrenzt. Diese Lichtstrahlen sind die letzten, die noch nicht von der Gravitation des Schwarzen Loches angezogen wurden.

Die „Hauptsätze der Schwarzloch-Dynamik“

Für Schwarze Löcher folgen aus der Allgemeinen Relativitätstheorie Gesetze, die auffallend jenen der Thermodynamik gleichen. Es gelten im einzelnen die folgenden Gesetze: Der Erste Hauptsatz der „Schwarzloch-Dynamik“ ist, wie in der gewöhnlichen Thermodynamik, der Energieerhaltungsgssatz, jedoch unter Berücksichtigung der relativistischen Energie-Masse-Äquivalenz. Zusätzlich gelten die anderen Erhaltungssätze der Mechanik und Elektrodynamik: Neben der Energie bleiben Impuls, Drehimpuls und Ladung erhalten. Der Zweite Hauptsatz der „Schwarzloch-Dynamik“ – von Stephen W. Hawking entdeckt – besagt, dass die Summe der Flächen der Ereignishorizonte niemals abnehmen kann, egal, was mit den Schwarzen Löchern passiert. Dies gilt nicht nur, wenn Materie in das Schwarze Loch fällt (was dessen Masse – und damit dessen Ereignishorizont – vergrößert), sondern auch beispielsweise für die Verschmelzung zweier Schwarzer Löcher, und jeden anderen denkbaren Prozess. Dies entspricht dem Zweiten Hauptsatz der Thermodynamik, wobei die Fläche des Ereignishorizonts die Rolle der Entropie übernimmt. Die Entropie des Schwarzen Lochs ist

S = A K c^3/4 h G

. Schwarze Löcher haben die höchste Entropie aller bekannten physikalischen Systeme gleicher Masse.

Hawking-Strahlung

Quantentheoretische Überlegungen, die zuerst 1974 von Stephen Hawking durchgeführt wurden, zeigen, dass bei Berücksichtigung quantenmechanischer Effekte in der Schwarzschild-Metrik auch ein Schwarzes Loch Strahlung abgeben müsste, die so genannte Hawking-Strahlung. Diese Strahlung müsste gerade das Spektrum eines Schwarzen Körpers haben, wobei die Temperatur der Strahlung mit wachsender Masse des Schwarzen Loches sinkt. Große Schwarze Löcher, wie sie aus Supernovae entstehen, haben dadurch eine so geringe Strahlung, dass diese im Universum nicht nachweisbar ist. Kleine Schwarze Löcher hingegen haben nach dieser Theorie eine deutliche Wärmestrahlung, was dazu führt, dass ihre Masse rasch abnimmt. So hat ein Schwarzes Loch der Masse 10¹² Kilogramm – der Masse eines Berges – eine Temperatur von 10¹² Kelvin, so dass neben Photonen auch massebehaftete Teilchen wie Elektronen und Positronen emittiert werden. Dadurch steigt die Strahlung weiter an, sodass so ein kleines Schwarzes Loch in relativ kurzer Zeit völlig zerstrahlt. Sinkt die Masse unter 1000 Tonnen, so explodiert das Schwarze Loch mit der Energie einer Millionen-Megatonnen-Atombombe. Die Lebensdauer eines Schwarzen Loches ist proportional zur dritten Potenz seiner ursprünglichen Masse. Die Lebensdauer eines Schwarzen Loches von der Masse der Sonne beträgt 10⁶⁴ Jahre, liegt also jenseits sämtlicher Beobachtungsgrenzen. Für ein kleines Schwarzes Loch liegt die Lebensdauer jedoch bei nur 10¹⁰ Jahren, was dem gegenwärtigen Alter des Universums entspricht. Demnach müsste es möglich sein, die Strahlung dieser Schwarzen Löcher aufzufangen. Die Tatsache, dass Schwarze Löcher unter Umständen erhebliche Strahlungsmengen emittieren können, ist von Bedeutung für die bereits erwähnten primordialen Schwarzen Löcher: Da diese generell sehr klein sind, könnten sie bereits zerstrahlt sein. Durch die dabei entstandene charakteristische Strahlung könnte man solche Löcher nachweisen. Andersherum gibt die Tatsache, dass man diese Strahlung bisher nicht gesehen hat, eine Obergrenze für ihre Anzahl. Als Entstehungsmechanismus der Hawking-Strahlung gilt die spontane Paarbildung im Vakuum, die als Konsequenz der Heisenbergschen Unschärferelation bezüglich Zeit und Energie, und damit über E = mc² auch einer entsprechenden Masse, für hinreichend kurze Zeiträume möglich ist. Geschieht sie in unmittelbarer Nachbarschaft des Schwarzen Loches, so kann eines der Teilchen hineinstürzen und damit eine potenzielle Energie freisetzen, die für eine Paarbildung sowie das Hinauskatapultierens des anderen Teilchens aus dem Gravitationsfeld ausreicht. Als Folge des enormen Verlusts von potenzieller Energie durch das hineinstürzende Teilchen nimmt dabei die Masse des Schwarzen Loches wider Erwarten nicht zu, sondern sogar ab. Die Hawking-Strahlung bedeutet eine Verletzung des zweiten Hauptsatzes der Schwarzloch-Dynamik, da die Strahlung die Masse – und damit die Horizontfläche – des Schwarzen Loches verringert. Allerdings wird gleichzeitig eine entsprechende Menge Entropie abgegeben (eben in Form thermischer Strahlung), was einen tieferen Zusammenhang zwischen beiden Größen nahelegt. Allerdings beruht die Vorhersage der Hawking-Strahlung auf der Kombination von Effekten der Quantenmechanik und der Allgemeinen Relativitätstheorie sowie der Thermodynamik. Da eine Vereinheitlichung dieser Theorien bisher nicht gelungen ist (Quantentheorie der Gravitation), sind solche Vorhersagen immer mit einer gewissen Unsicherheit behaftet. Siehe hierzu auch Hawking-Strahlung.

Lebensdauer

Da nach Hawking ein Schwarzes Loch stetig Energie in Form von Hawking-Strahlung verliert, wird es nach einer bestimmten Zeitspanne

\Delta t

vollständig zerstrahlt sein, sofern es während dieser Zeitspanne keine neue Masse aufnehmen kann. Diese Zeitspanne berechnet sich durch

\Delta t=\frac

, wobei M die Masse des Schwarzen Loches zu Beginn der Zeitspanne und

\Lambda_t

eine Konstante mit

\Lambda_t=3,968 \cdot 10^ \frac

ist.

Temperatur

Aus dem Energieverlust durch die Hawking-Strahlung folgt, dass Schwarze Löcher immer auch eine Temperatur haben:

T=\frac

wobei

\hbar

das Plancksche Wirkungsquantum, c die Lichtgeschwindigkeit,

\pi

die Kreiszahl "pi", k die Boltzmannkonstante, G die Gravitationskonstante und M die Masse ist.

No-Hair-Theorem und Informationsverlustparadoxon

Für ein Schwarzes Loch gilt ein so genanntes Eindeutigkeits-Theorem von Werner Israel. Dieses besagt, dass ein Schwarzes Loch charakterisiert ist durch Masse, elektrische Ladung und Drehmoment. Das veranlasste John Wheeler zur Aussage „Schwarze Löcher haben keine Haare“. Man spricht deshalb vom No-Hair-Theorem. Weitere Informationen aus dem Inneren seien nicht zu erhalten, auch nicht durch die Hawking-Strahlung. Roger Penrose dagegen nimmt an, dass zumindest gewisse Informationen zusätzlich nach außen dringen könnten. Auf der 17. „International Conference on General Relativity and Gravitation“ (18.–23. Juli 2004) in Dublin revidierte Hawking seine frühere Meinung und erklärte nun, dass Schwarze Löcher doch „Haare“ haben könnten, dass also Informationen nach außen dringen könnten. Verschiedentlich wurde angenommen, dass schwarze Löcher einen Verlust an Information erzwingen, da die bei der Auflösung entstehende Hawking-Strahlung keine Informationen mehr über die beliebig komplizierte Entstehungsgeschichte des schwarzen Lochs enthält. Diese Verletzung der Unitarität der Zeitentwicklung, das heißt, dass entgegen aller sonstiger Vorgänge in der Quantenmechanik, ein Zeitpfeil ausgezeichnet sei, wird auch als Schwarzes-Loch-Paradoxon bezeichnet. Prominente Vertreter dieser Sicht waren Stephen Hawking und Kip Thorne, die entgegengesetzte Meinung wurde unter Anderem von John Preskill und Juan Maldacena vertreten. Hawking änderte jedoch später seine Meinung (siehe oben).

Alternativen

Unzufrieden mit der Zwangsläufigkeit einer Singularität der Raumzeit, die mit einem Schwarzen Loch verknüpft ist, wurden einige alternative Modelle für ultrakompakte dunkle Objekte vorgeschlagen. Da diese Modelle keine mit heutigen Mitteln beobachtbaren Vorhersagen machen, mit denen sie sich von einem Schwarzem Loch unterscheiden ließen, ist die Akzeptanz denkbar gering. Das bekannteste Beispiel ist der Gravastern.

Geschichte

Schon 1783 spekulierte der britische Pfarrer John Michell über „dunkle Sterne“, deren Gravitation ausreicht, um Licht gefangen zu halten. Die gleiche Idee hatte 1795 Pierre Simon Laplace. 1916 berechnete Karl Schwarzschild mit Hilfe der Feldgleichungen von Albert Einstein die Größe eines Schwarzen Loches. Dieser Name wurde aber erst 1968 von John Wheeler benutzt, davor sprach man teilweise von „gefrorenen Sternen“, da am Rand des Loches die Zeit für äußere Beobachter stehen bleibt. Robert Oppenheimer wies 1939 zusammen mit Robert Serber und Georg Volkoff nach, dass beim Kollaps eines großen Sterns ein Schwarzes Loch entsteht. 1974 zeigte Stephen Hawking, dass Schwarze Löcher eine Strahlung abgeben. Nachdem Hawking 1971 herausfand, dass der Ereignishorizont niemals kleiner wird, veröffentlichten 2002 Abhay Ashtekar und Badri Krishnan eine Lösung für die Beschreibung wachsender Schwarzer Löcher, ohne dabei eine Näherung nutzen zu müssen, was bei den Feldgleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie selten ist.

Schwarze Löcher in der Kunst

Schwarze Löcher üben eine große Anziehungskraft auch auf die Phantasie aus. Schon kurz nach ihrer Entdeckung in der Physik tauchen sie auch in der Kunst, besonders in der Science Fiction, auf. Dabei werden ihre tatsächlichen physikalischen Eigenschaften meist sehr stark künstlerisch abgewandelt. So kreiste etwa der Disney-Film "Das schwarze Loch" buchstäblich um ein solches.

Literatur

- Kip S. Thorne: Gekrümmter Raum und verbogene Zeit. Droemer Knaur, ISBN 342677240X, englisch: Black Holes and Time Warps: Einstein's Outrageous Legacy. W. W. Norton & Company, ISBN 0393312763
- Max Camenzind: Von der Rekombination zur Bildung Schwarzer Löcher. In: Sterne und Weltraum. 44/3/2005. Vereinigung der Sternfreunde, S. 28–38,
- Stephen W. Hawking: Eine Kurze Geschichte der Zeit. Rowohlt Tb., Reinbek bei Hamburg 1998, ISBN 3-499-60555-4
- Stephen W. Hawking: Das Universum in der Nussschale. 2. Auflage. Dtv, München 2004, ISBN 3-423-34089-4
- Spektrum der Wissenschaft 09/05: Schwarze Löcher im Labor. S. 32-39

Multimedialinks

- Real Video Streams: (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri)
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990103.rm Was sind Schwarze Löcher?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000604.rm&e=14:23.00 Wo ist das nächste Schwarze Loch?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990509.rm Gibt es Schwarze Löcher in der Milchstraße?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=010527.rm&e=14:30&g2=1 Verschmelzen Schwarze Löcher?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=020120.rm Bewegen sich Schwarze Löcher im All?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=040121.rm Tanzen Schwarze Löcher?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=041027.rm Fressen Schwarze Löcher Sterne?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=050216.rm Rotieren Schwarze Löcher?]

Weblinks

- [http://abenteuer-universum.vol4u.de/ls.html Die bunte Welt der Schwarzen Löcher]: Ausführlich aber leicht verständlich.
- [http://www.mpe.mpg.de/~amueller/astro_sl.html Andreas Müllers Astronomielexikon über Schwarze Löcher]: Ausführlich und anspruchsvoll.
- [http://www.tempolimit-lichtgeschwindigkeit.de/graum/bastel.html Das Schwarze Loch zum Selberbauen]: erklärt mittels eines Pappmodells, was ein gekrümmter Raum ist.
- [http://www.tempolimit-lichtgeschwindigkeit.de/expeditionsl/expeditionsl.html Schritt für Schritt ins Schwarze Loch]: der Nachthimmel aus der Nähe eines Schwarzen Loches gesehen.
- [http://www.hawking.org.uk/text/public/dice.html Hawking: The Nature of Space and Time – Teil 1 … 4, (Teil 2 enthält eine schöne Karikatur des No-Hair-Theorems)] Postscript (auf Englisch) Kategorie:Sternklasse Kategorie:Allgemeine Relativitätstheorie Kategorie:Astrophysik ja:ブラックホール ko:블랙홀 ms:Lubang gelap simple:Black hole th:หลุมดำ

Doppelstern

Ein Doppelstern (auch Doppelsternsystem) besteht aus zwei Sternen, die scheinbar oder tatsächlich am Himmel nahe zusammenstehen, ein Mehrfachstern (auch Mehrfachsystem oder Mehrfachsternsystem) besteht entsprechend aus drei oder mehr Sternen.

Typen

Man unterscheidet:
- Optische Doppelsterne (scheinbare Doppelsterne): zwei Sterne, die von der Erde aus in praktisch gleicher Richtung am Himmel erscheinen, die sich aber gravitativ nicht gegenseitig beeinflussen. Diese Art ist für die Astronomie eher uninteressant. ::Ein Beispiel sind die beiden Sterne Alkor, das »Reiterlein«, Entfernung 81 Lichtjahre, und Mizar, Entfernung 78 Lichtjahre, in der Mitte der »Deichsel« des Sternbilds Großer Wagen. Diese beiden Sterne liegen mit etwa drei Lichtjahren fast so weit voneinander entfernt wie die Sonne und ihr nächster Nachbarstern Proxima Centauri, sodass sie kein gebundenes Doppelsternsystem bilden. Dieser Doppelstern ist bei normalem Sehvermögen gut mit bloßen Augen zu trennen.
- Physische Doppelsterne oder Doppelsternsysteme: zwei Sterne, die aufgrund ihrer räumlichen Nähe gravitativ gebunden sind und sich nach den Keplerschen Gesetzen um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Die meisten physischen Doppelsternsysteme haben sich bereits während der Sternentstehung gebildet. Andere haben sich erst später durch Einfang unter Einwirkung mindestens eines weiteren Sterns zu einem gebundenen Doppelsternsystem vereint. Eingefangene Doppelsterne haben in der Regel aufgrund ihrer voneinander unabhängigen Entstehung unterschiedliche Alter und Metallizitäten.
- Geometrische Doppelsterne (räumliche Doppelsterne): Sterne, die einander räumlich nahe sind, aufgrund ihrer hohen Relativgeschwindigkeiten jedoch nicht aneinander gebunden sind und eine gemeinsame hyperbolische Bahn um ihren gemeinsamen Schwerpunkt beschreiben. ::Ein mögliches Beispiel für einen geometrischen Begleiter ist Proxima Centauri, der mit Alpha Centauri ein geometrisches Doppelsystem bildet, wobei Alpha Centauri seinerseits ein physischer Doppelstern ist. Daten der Position und Relativgeschwindigkeit nach Hipparcos und Gliese liefern eine im Vergleich zur Fluchtgeschwindigkeit um ein Vielfaches höhere Relativgeschwindigkeit von Proxima zu den Hauptkomponenten, wonach Proxima nicht an Alpha Centauri gebunden sein kann. Im Folgenden werden die physischen Doppelsterne behandelt.

Eigenschaften

Über die Hälfte aller Sterne im Universum sind Teil eines Doppelsternsystems. Je nach Abstand der Sterne voneinander liegen die Umlaufzeiten von Doppelsternsystemen zwischen einigen Stunden (bei sehr nahen Sternen) oder vielen tausend Jahren. Der Abstand kann auch so gering sein, dass die Roche-Grenze überschritten wird, sodass die beiden Sterne in materiellem Kontakt stehen oder Materie vom einem zum anderen Stern strömen kann. Die Bedeutung der Doppelsterne für die Astronomie liegt darin, dass in ihrem Fall die Chance besteht, mit Hilfe der keplerschen Gesetze die Masse, den Durchmesser und die Dichte von Sternen zuverlässig zu ermitteln. Der hellere der beiden Sterne eines Doppelsternsystems wird Hauptstern (oder Hauptkomponente) genannt und mit dem Buchstaben A bezeichnet, der lichtschwächere ist Begleiter und wird mit B bezeichnet.

Mehrfachsterne

Ein physisches System aus mehr als zwei Sternen wird Mehrfachstern genannt. Meist entdeckt man Mehrfachsterne zunächst als Doppelstern. Die oft unsichtbaren Begleiter machen sich dann als Störungen der anderen Komponenten des Systems bemerkbar. Mehrfachsterne bestehen aus Untersystemen, die stets paarweise angeordnet sind. Die Untersysteme bestehen ihrerseits wieder aus Einzel- oder Doppelsternen. Beispiele für Mehrfachsterne sind:
- 3 Komponenten
- η Orionis: ein spektroskopischer Doppelstern mit einem fernen Begleiter, Umlaufzeit des Doppelsterns 8 Tage, des Begleiters um den Doppelstern 3470 Tage.
- 4 Komponenten
- ξ Ursae Majoris: erscheint als Doppelstern mit einer Umlaufzeit von 59,6 Jahren, jede Komponente enthält aber nochmals ein Doppelsternsystem (mit Umlaufzeiten von 4 und 699 Tagen).
- 6 Komponenten
- α Geminorum (Castor): drei Spektroskopische Doppelsterne mit einem Bedeckungsveränderlichen.

Einteilung nach Beobachtungsmöglichkeit

Man kann Doppelsterne nach der Beobachtungsmöglichkeit einteilen:
- Visuelle Doppelsterne
- Spektroskopische Doppelsterne
- Photometrische Doppelsterne (sie bilden eine Untergruppe der spektroskopischen Doppelsterne)
- Astrometrische Doppelsterne (Sterne mit unsichtbarem Begleiter)

Visuelle Doppelsterne

Visuelle Doppelsterne eignen sich gut, um das Auflösungsvermögen eines Fernrohrs zu bestimmen. Dazu wählt man eine Reihe von Doppelsternen mit jeweils etwa gleich hellen Sternen, deren Winkelabstand abnimmt. Nach Beobachtung mit einem gegebenen Gerät kann man feststellen, ab welchem Winkelabstand die Sterne nicht mehr getrennt wahrgenommen werden können.

Spektroskopische Doppelsterne

Spektroskopische Doppelsterne sind optisch nicht mehr zu trennen und werden über Anomalien des Spektrums als solche erkannt. Entweder überlagern sich die Spektren beider Sterne und bilden aufgrund unterschiedlichen Spektraltyps ein zusammengesetztes Spektrum. Ist der Helligkeitsunterschied beider Sterne größer als eine Größenklasse, so überstrahlt das Spektrum des Hauptsterns das Spektrum des Begleiters. Jedenfalls zeigen periodische Verschiebungen der Spektrallinien infolge der periodisch veränderten Radialgeschwindigkeit der Sterne um den gemeinsamen Schwerpunkt (Dopplereffekt) an, dass es sich um ein Doppelsternspektrum handelt.

Photometrische Doppelsterne

Sie sind Bedeckungsveränderliche und verraten ihren Doppelsterncharakter durch periodischen Wechsel der Helligkeit. Die Bahnebene der Komponenten fällt also in die Sichtlinie zum Beobachter, sodass sich beide Sterne periodisch verdecken. Dieser Helligkeitswechsel lässt sich mit photometrischen Methoden messen.

Astrometrische Doppelsterne

Die astrometrischen Doppelsterne verraten ihre Natur infolge periodisch veränderter Positionen relativ zu anderen Sternen in der Sichtlinie. Diese Positionsänderungen überlagern sich der Eigenbewegung des beobachteten Sterns und werden durch den Umlauf um einen gemeinsamen Schwerpunkt mit einem nicht sichtbaren Begleiter verursacht. Mit dieser Methode werden auch extrasolare Planeten gefunden.

Entstehung

Mit dem Drehimpuls einer gravitativ kollabierenden interstellaren Wolke steigt auch die Wahrscheinlichkeit für die Bildung eines Doppelsternsystems anstelle eines Einzelsterns. Man vermutet heute, dass Sterne in größeren Wolken (»Brutgebiete«) gruppenweise entstehen. Es besteht dabei eine große Wahrscheinlichkeit, dass solche nahe beieinander befindlichen Sterne sich zu einem System verbinden. Darüber hinaus besteht die Möglichkeit, dass im Rahmen von Drei-Körper-Begegnungen, bei denen ein Stern einen Zuwachs an kinetischer Energie erfährt, die beiden anderen gravitativ gebunden zurückbleiben.

Geschichte

Bereits im Altertum waren Doppelsterne bekannt. Der Sternkatalog des Ptolemäus verzeichnet den Doppelstern ν₁ und ν₂ Sagittarii. Hierbei handelt es sich jedoch nicht um einen physischen Doppelstern. Die Erfindung des Fernrohrs machte dann die Auflösung von Doppelsternen möglich. Erstmals beschreibt Johann Baptist Cysat 1619 eine entsprechende Beobachtung. Der Mannheimer Hofastronom Christian Mayer beschreibt ab 1775 Doppelsterne als physikalisch zusammengehörige Objekte, die er »Fixsterntrabanten« nennt, und veröffentlicht 1781 den ersten Doppelsternkatalog. In den folgenden Jahren ist auch die Bezeichnung »Doppeltstern« gebräuchlich. Wilhelm Herschel bestätigt die Existenz physischer Doppelsterne um 1800 und führt den in der Astronomie gebräuchlichen Fachbegriff binary star ein. Für das Sternpaar 61 Cygni berechnete Friedrich Wilhelm Bessel 1812 erstmals eine Sternparallaxe.

Siehe auch

- Röntgendoppelstern
- Sternbenennung

Doppelsternkataloge

Visuelle Doppelsterne

- H. M. Jeffers u.a.: Index Catalogue of Visual Double Stars 1961.0 (IDS)
- S. W. Burnham: General Catalogue of Double Stars. (BDS)

Spektroskopische Doppelsterne

- R. E. Wilson: General Catalogue of Stellar Radial Velocities (Publ. Carnegie Inst., Washington 1953)

Photometrische Doppelsterne

Viele dieser Doppelsterne werden in den Katalog für Veränderliche Sterne geführt.
- H. Schneller: Geschichte und Lichtwechsel der veränderlichen Sterne (Berlin 1963, 2. Ausg.)
- F. B. Wood: A Finding List for Observers of Eclipsing Variables (Univ. of Pennsylvania 1963, 9 Bde.).

Weblinks

- Real Video: [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=010429.rm Was sind Doppelsterne?] (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri)

Internetdatenbanken

- [http://www.stellar-database.com/ The Internet Stellar Database] Kategorie:Sternklasse ja:連星 ko:쌍성

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

Nova (Stern)

Eine Nova ist ein astronomisches Objekt, dessen Helligkeit sich über einen relativ kurzen Zeitraum signifikant erhöht. Die Bezeichnung rührt von dem lateinischen Ausdruck nova stellarum (neuer Stern) und bezieht sich auf das plötzliche Auftauchen eines vorher nicht sichtbaren sternähnlichen Objekts am Firmament. Novae sind nicht mit Supernovae zu verwechseln, die einem gänzlich anderen Mechanismus unterliegen. Supernova Novae treten in engen Binärsystemen auf, deren Primärkomponente(normalerweise) ein weißer Zwerg ist. Er akkretiert wasserstoffreiche Materie seines Begleiters, eines sich über die Roche-Grenze ausdehnenden Hauptreihensterns. Nach einiger Zeit kommt es dann entweder zum so genannten thermonuklearen Runaway, einem explosiven nuklearen Wasserstoffbrennen in der den weißen Zwerg umgebenden Schale, oder zu einer Explosion aufgrund von Instabilitäten in der Schale. Novae werden wegen dieser Überflutung (gr. κατακλυσμός, kataklysmós) mit der Materie des Begleitsterns auch kataklysmische Veränderliche genannt. Sie sind wiederkehrende Ereignisse mit Periodendauern zwischen Monaten und einigen Millionen Jahren.

Arten von Novae

Es hat sich herausgestellt, dass drei verschiedene Arten von Novae auftreten:
- klassische Novae
- rekurrente Novae
- Zwergnovae Unterscheiden lassen sie sich durch den maximal erreichten Helligkeitsanstieg und durch die Abstände zwischen zwei Ausbrüchen. Während bei klassischen Novae Perioden zwischen 10³ und 10⁶ Jahren mit Helligkeitsanstiegen zwischen 9 und 19 mag auftreten, zeigen rekurrente Novae im Abstand von 10 bis 100 Jahren mehrere Ausbrüche mit Amplituden von 7–9 mag. Die Klasse der Zwergnovae schließlich zeichnet sich durch viele, schwächere Ausbrüche mit etwa 6 mag Helligkeitsanstieg in unregelmäßigen Abständen von 10 Tagen bis zu mehreren Monaten aus.

Klassische Novae

Die klassischen Novae lassen sich in zwei Typen aufteilen, abhängig von der Masse des ursprünglichen Sterns, der sich zum weißen Zwerg entwickelte. In Sternen leichter als 8 Sonnenmassen endet die Phase der nuklearen Energieerzeugung mit dem Heliumbrennen, während in schwereren Sternen Kohlenstoffbrennen stattfindet. Die resultierenden Novae unterscheiden sich also durch die Verteilungen schwerer Elemente und auch, aufgrund der verschiedenen Massen der Primärkomponenten, durch die Periodendauer und »Heftigkeit« der Ausbrüche. Ein schwerer weißer Zwerg benötigt weniger akkretierte Materie (und damit weniger Zeit), um den kritischen Druck, bei dem es zum Ausbruch kommt, zu erreichen. Mit der Masse steigt auch die maximale Temperatur, womit sich auch die ablaufenden Prozesse verändern. Die masseärmere Version wird aufgrund der beobachteten Überhäufigkeiten von Sauerstoff (O) und Kohlenstoff (C) CO-Nova genannt, während bei den so genannten ONeMg-Novae signifikante Überproduktion von vor allem Sauerstoff, Neon (Ne) und Magnesium (Mg) auftritt. Im Laufe des thermonuklearen Runaways werden Temperaturen von einigen 10⁸ Kelvin erreicht, sodass die Nukleosynthese über die heißen CNO-Zyklen und auch den NeNa- und MgAl-Zyklus ablaufen kann. Die beiden letzteren Zyklen treten nur bei ONeMg-Novae auf, da in der CO-Variante nicht die nötigen Elemente vorhanden und auch die erreichten Temperaturen zu niedrig sind. Da nicht die gesamte akkretierte Schale brennt und eine Durchmischung innerhalb der Schale stattfindet, können in diesem Zyklen produzierte Elemente aus dem Kreislauf ausbrechen, es findet eine Anreicherung mit diesen Elementen statt. Novae tragen so erheblich zum Vorkommen der Isotope ¹³C, ¹⁵O, ¹⁷N (Stickstoff) im Universum bei und liefern geringe Beiträge zur Häufigkeit von ⁷Li (Lithium), ¹⁹F (Fluor) und ²⁶Al (Aluminium). Trotz des großen Zeitraums zwischen zwei Ausbrüchen im gleichen Sternensystem treten in unserer Galaxis aufgrund der großen Häufigkeit von Doppelsternsystemen ungefähr 35 (klassische) Novae pro Jahr auf. Der gesamte Materieausstoß und somit der Beitrag zur interstellaren Materie beträgt etwa 10^–3 Sonnenmassen pro Jahr.

Rekurrente Novae

Die von ihrer Leuchtkraft und Frequenz der Ausbrüche her zwischen Zwerg- und klassischen Novae anzusiedelnden Objekte werden manchmal auch rekurrierende, also wiederkehrende Novae genannt. Sie bilden eine sehr inhomogene Gruppe: Während ein Teil der Ausbrüche durch einen thermonuklearen Runaway in der Akkretionsscheibe eines weißen Zwergs erklärt werden kann, wird davon ausgegangen, dass einige rekurrente Novae (im Folgenden RN) in einem Binärsystem, bestehend aus einem Riesen und einem Hauptreihenstern, stattfinden. Letztere werden durch Instabilitäten in der Akkretionsscheibe oder plötzliche Schwankungen im Massentransfer ausgelöst. Die RN können somit als Bindeglied zwischen den klassischen (Runaway) und den Zwergnovae (Instabilitäten) angesehen werden. Die Einstufung als RN wird(nach Webbink et al.) anhand zweier Kriterien entschieden:
- Es müssen zwei oder mehr Ausbrüche mit maximal erreichten absoluten Helligkeiten vergleichbar mit denen von klassischen Novae (M < –5,5^M) beobachtet worden sein.
- Ausstoß einer diskreten Schale mit Expansionsgeschwindigkeiten v > 300 km/s.

Geschwindigkeitsklassen

Liste galaktischer Novae

Die folgende Tabelle zeigt einige Novae, die innerhalb unserer eigenen Galaxis, der Milchstraße, entdeckt wurden. Die Buchstaben und Zahlenkürzel vor den Namen geben gemäß der Konventionen zur Benennung veränderlicher Sterne an, als wievielter veränderlicher Stern innerhalb eines Sternbilds die jeweilige Nova entdeckt wurde. Der zweite Namensteil bezeichnet das Sternbild. Siehe auch die Sterne in der :Kategorie:Nova

Rekurrierende Novae (Wiederkehrende Novae)

- T Coronae Borealis
- RS Ophiuchi
- T Pyxidis

Literatur

- R. F. Webbink, M. Livio, and J. W. Truran, The Nature of the Recurrent Novae, ApJ 314 (1987), 653. Kategorie:Sternklasse Kategorie:Nova ja:新星

Wasserstoff

Wasserstoff ist das chemische Element mit der Ordnungszahl 1 und wird durch das Elementsymbol H abgekürzt (für lateinisch hydrogenium „Wassererzeuger“; von altgriechisch υδωρ „Wasser“ und γεννάει „erzeugen“). Im Periodensystem steht es in der 1. Periode und der 1. Gruppe, nimmt also den ersten Platz ein. Wasserstoff ist das leichteste und das häufigste aller chemischen Elemente. Es ist Bestandteil des Wassers und aller organischen Verbindungen; insbesondere kommt es in sämtlichen lebenden Organismen vor.

Eigenschaften

Wasserstoff ist mit nur einem Proton und einem Elektron das leichteste der chemischen Elemente. Unter Normalbedingungen ist Wasserstoff gasförmig und als solches sowohl farb- als auch geruchlos. Man unterscheidet zwischen atomarem Wasserstoff (H) und der dimerisierten Form, dem molekularen Wasserstoff (H₂). Unter den Bedingungen, die normalerweise auf der Erde herrschen, kommt Wasserstoff nur in der dimerisierten, molekularen Form vor.

Physikalische Eigenschaften

Molekularer Wasserstoff (H₂) ist ein geruchloses und farbloses Gas und etwa 14-mal leichter als Luft. Sein Siedepunkt liegt bei 20,27 Kelvin, der Schmelzpunkt bei 14,02 Kelvin. Das Diffusionsvermögen ist aufgrund der geringen Molekülmasse das höchste aller Gase und führt zu einer Reihe von technischen Problemen beim Umgang mit Wasserstoff. Beispielsweise vermag er durch die Wände von Stahlbehältern zu diffundieren und auf diese Weise langsam auszutreten. Seine Wärmeleitfähigkeit liegt ebenfalls über der anderer Gase. Die ersten Spektrallinien im sichtbaren Bereich, zusammengefasst in der so genannten Balmer-Serie, liegen bei 656 nm, 486 nm, 434 nm und 410 nm. Daneben gibt es weitere Serien von Spektrallinien im Infrarot- und eine im Ultraviolettbereich des elektromagnetischen Spektrums. Eine besondere Bedeutung in der Radioastronomie hat die 21-Zentimeter-Linie in der Hyperfeinstruktur. In einem magnetischen Feld verhält sich H₂ sehr schwach diamagnetisch. Das bedeutet, die Dichte der Feldlinien eines extern angelegten Magnetfeldes nimmt in der Probe ab. Die magnetische Suszeptibilität ist bei Normdruck

\chi_m

= 9,9x10^-9 und typischerweise einige Größenordnungen unter der von diamagnetischen Festkörpern. Gegenüber elektrischem Strom ist H₂ ein Isolator. In einem elektrischen Feld hat er eine Durchschlagsfestigkeit von mehreren Millionen Volt pro Meter.

Aggregatzustände

Bei Temperaturen unterhalb von 20,27 Kelvin verflüssigt sich das Gas und bildet eine klare, farblose Flüssigkeit. Anders als bei Helium tritt bei einfachem Wasserstoff keine Suprafluidität auf. Prinzipiell kann aber das Isotop Deuterium (²H) suprafluid werden. Senkt man die Temperatur weiter, gefriert Wasserstoff bei 14,02 Kelvin und bildet einen kristallinen Festkörper mit hexagonal dichtester Kugelpackung (hcp), wobei ein Atom von zwölf weiteren umgeben ist. Der Tripelpunkt des Wasserstoffs, bei dem seine drei Aggregatzustände gleichzeitig vorkommen, ist einer der Fixpunkte der Internationalen Temperaturskala. Er liegt bei einer Temperatur von exakt 13,8033 Kelvin. Unter extremen Bedingungen, wie sie innerhalb von Sternen herrschen, wird Wasserstoff metallisch. Dabei wird er elektrisch leitend. Über diesen Aggregatzustand sind nur wenige experimentelle Daten vorhanden, denn die Erzeugung ist im Labor äußerst schwierig und der Zustand sehr kurzlebig. Dennoch gelang 1996 einer Forschungsgruppe am Lawrence Livermore National Laboratory unerwartet der Nachweis der Existenz des metallischen Wasserstoffs. Der Zustand bestand etwa eine Mikrosekunde lang. Man vermutet, dass unter hohem Druck entstandener metallischer Wasserstoff teilweise in dieser Form bestehen bleibt, wenn er wieder in eine Umgebung mit Normalbedingungen zurückgeführt wird. Stellt sich das als wahr heraus, könnte metallischer Wasserstoff in Zukunft ein hochinteressanter Werkstoff mit bemerkenswerten Eigenschaften sein. Sind die Temperaturen und Drücke wie im Weltraum sehr niedrig, liegt in der Regel atomarer Wasserstoff vor. Die atomare Form ist sehr reaktiv und geht unter Normalbedingungen sofort Verbindungen ein (meist zu H₂).

Chemische Eigenschaften

Weltraum Wasserstoff im status nascendi, der unmittelbar nach einer Wasserstoff darstellenden Reaktion entsteht, existiert nur für höchstens 0,5 Sekunden. Innerhalb dieser Zeitspanne reagieren in der Regel zwei H-Atome miteinander. Bei diesem Zusammenschluss zu Wasserstoffmolekülen (H₂) wird sehr viel Energie pro Mol freigesetzt. Im Umkehrschluss muss diese Energie (man spricht in diesem Fall von Atomisierungsenthalpie) aufgebracht werden, um molekularen Wasserstoff in die Atome zu zerlegen: :

\mathrm

:Zwei H-Atome reagieren zu einem H₂-Molekül und setzen dabei Energie frei. Auch nach diesem Zusammenschluss liegt der Wasserstoff für kurze Zeit in einem elektronisch angeregten Zustand vor und kann so - abweichend vom "normalen" chemischen Verhalten - für verschiedene Reaktionen genutzt werden. So gelingt es zum Beispiel nicht, mit Hilfe von im Kippschen Apparat erzeugten Wasserstoff, in einer angesäuerten, violetten Kaliumpermanganatlösung (KMnO₄) oder gelben Kaliumdichromatlösung (K₂Cr₂O₇) Farbwechsel hervorzurufen. Mit direkt in diesen Lösungen, durch Zugabe von Zinkpulver generiertem Wasserstoff in statu nascendi gelingt die reduktive Farbänderung. :

\mathrm

:Nascierender Wasserstoff vermag unter sauren Bedingungen violette Permanganatlösung zu entfärben. :

\mathrm

:Unter sauren Bedingungen wird gelbe Dichromatlösung grün durch die reduktive Wirkung des nascierenden Wasserstoffs. Bei Zimmertemperatur ist Wasserstoff vergleichsweise wenig reaktiv und beständig. Gemischt mit Sauerstoff oder Chlor reagiert er jedoch explosionsartig. Bei hohen Temperaturen wird das Gas reaktionsfreudig und geht mit Metallen und Nichtmetallen gleichermaßen Verbindungen ein. Mit Chlor reagiert Wasserstoff exotherm unter Bildung von gasförmigem Chlorwasserstoff, welches in Wasser gelöst Salzsäure ergibt. Beide Gase reagieren dabei mit gleichen Stoffmengenanteilen: :

\mathrm

:je ein Chlor- und Wasserstoffmolekül reagieren zu zwei Chlorwasserstoffmolekülen Diese Reaktion ist unter dem Namen Chlorknallgasreaktion bekannt, welche sich im Gegensatz zur Knallgasreaktion (Wasserstoff und Sauerstoff) schon durch die Bestrahlung mit Licht zünden lässt.

Wasserstoffbrückenbindung

Eine wichtige Eigenschaft des Wasserstoffs ist die sogenannte Wasserstoffbrückenbindung, eine anziehende elektrostatische Kraft zwischen zwei Molekülen. Ist H an ein stark elektronegatives Atom gebunden, so befindet sich sein Elektron eher in der Nähe des Bindungspartners. Es tritt also eine Ladungsverschiebung auf und das H-Atom wirkt nun positiv geladen. Der Bindungspartner wirkt entsprechend negativ. Kommen sich zwei solche Moleküle nahe genug, tritt eine anziehende elektrische Kraft zwischen dem positiven H-Atom des einen Moleküls und des negativen Teils des anderen auf. Das ist eine Wasserstoffbrücke. Da die Wasserstoffbrückenbindung schwächer ist als die Bindungskraft innerhalb eines Moleküls, verbinden sich die Moleküle nicht dauerhaft. Vielmehr bleibt die Wasserstoffbrücke nur Bruchteile einer Sekunde bestehen. Dann lösen sich die Moleküle voneinander, um erneut eine Wasserstoffbrückenbindung mit einem anderen Molekül einzugehen. Dieser Vorgang wiederholt sich ständig. Die Wasserstoffbrückenbindung ist für viele Eigenschaften verschiedener Verbindungen verantwortlich, wie etwa DNS oder Wasser. Bei letzterem führen diese Bindungen u.a. zu der Dichteanomalie.

Van-der-Waals-Bindung

Auch bei nichtpolaren Molekülen kann es zu Ladungsverschiebungen kommen, weil manche Atome eine stärkere Affinität zu Elektronen besitzen als andere. Ein solcher Dipol besteht aber nur sehr kurzzeitig. Dennoch wirkt dann zwischen zwei temporär polaren Molekülen eine Anziehung, die sogenannte Van-der-Waals-Bindung. Sie hat eine sehr geringe Reichweite und ist noch schwächer als die Wasserstoffbrückenbindung, tritt dafür aber auch bei nichtpolaren Molekülen auf. Da Wasserstoff mit einer Elektronegativität von 2,1 einen mittleren Wert hat, kann es besonders im Verbund mit Metallen (niedrige Elektronegativität), aber auch im Verbund mit Nichtmetallen (hohe Elektronegativität) zu einer temporären Dipolbildung kommen. Die Van-der-Waals-Bindung tritt also bei Wasserstoffverbindungen relativ häufig auf.

Atom- und kernphysikalische Eigenschaften

Metall Detaillierte quantenmechanische Aspekte finden sich im Artikel Wasserstoffatom. Ein einzelnes Wasserstoffatom besteht aus einem negativ geladenem Elektron, welches über die Coulomb-Wechselwirkung an einen positiv geladenen Kern gebunden ist. Dieser besteht stets aus einem einzelnen Proton und je nach Isotop eventuell noch aus einigen Neutronen. Das Wasserstoffatom ¹H wird aufgrund seines einfachen Aufbaus als „Modellatom“ in der physikalischen Beschreibung der Atome herangezogen. So entstand am Wasserstoffatom das Bohrsche Atommodell, mit dessen Hilfe eine vergleichsweise einfache Beschreibung vieler Eigenschaften des Wasserstoffatoms möglich ist. Man stellt sich dazu vor, dass das Elektron den Kern auf einer von verschiedenen konzentrischen Kreisbahnen umläuft, ähnlich wie die Planeten die Sonne umlaufen. Laut Bohr besitzt das Elektron aber weiterhin die Möglichkeit, auf andere Bahnen zu springen, wenn es dabei Strahlung abgibt oder aufnimmt. Mit diesem Modell kann man die Spektrallinien des H-Atoms erklären, deren sichtbare Linien bei Wellenlängen 656 nm, 486 nm, 434 nm und 410 nm liegen (Balmer-Serie). Im ultravioletten Bereich liegt die Lyman-Serie mit Wellenlängen von 122 nm, 103 nm, 97 nm und 95 nm. Wichtige Serien im Infraroten sind die Paschen-Serie (1,9 µm; 1,3 µm; 1,1 µm und 1 µm) und die Brackett-Serie (4,1 µm; 2,6 µm; 2,2 µm und 1,9 µm). In allen Serien sind nur die ersten vier Linien angegeben. Bei anderen Atomen oder Betrachtung von Details versagt das Bohrsche Modell aber. Physikalisch korrekter ist die quantenmechanische Beschreibung. Das H-Atom ist das einzige, für das sich das Eigenwertproblem sowohl der nichtrelativistischen Schrödingergleichung als auch der relativistischen Diracgleichung analytisch, das heißt ohne den Einsatz numerischer Verfahren, lösen lässt. Das ist sonst nur für Ionen möglich, denen lediglich ein Elektron verblieben ist (beispielsweise

\mathrm^

\mathrm^

, usw.). Andere quantenmechanische Phänomene bewirken weitere Effekte. Die Feinstruktur der Spektrallinien kommt u. a. daher, dass Bahndrehimpuls und Spin des Elektrons miteinander koppeln. Berücksichtigt man darüberhinaus auch den Kernspin, kommt man zur Hyperfeinstruktur. Eine sehr kleine, aber physikalisch besonders interessante Korrektur durch Vakuumfluktuationen, ist die Lambverschiebung. Durch all diese Korrekturen wird bereits das Spektrum des Wasserstoffs zu einem komplexen Phänomen, dessen Verständnis im Rahmen der Quantenmechanik viel theoretisches Wissen erfordert.

Isotope

Es existieren drei natürlich vorkommende Isotope des Wasserstoffs. Es ist das einzige Element, dessen natürlich vorkommende Isotope eigene Namen haben. Daneben gelang es, vier weitere Isotope künstlich zu erzeugen.

Kernspinzustände im H₂-Molekül

Unter normalen Bedingungen ist Wasserstoffgas H₂ ein Gemisch zweier Molekülarten, die sich durch die "Richtung" ihrer Kernspins unterscheiden. Diese beiden Formen sind als ortho- und para-Wasserstoff bekannt (kurz o- und p-Wasserstoff). Bei o-Wasserstoff haben die Kernspins die gleiche (parallele) Richtung, während sie beim p-Wasserstoff entgegengesetzte (antiparallele) Richtung aufweisen. o-Wasserstoff ist die energiereichere Form. Die beiden Molekülarten hängen über folgende, temperaturabhängige Gleichgewichtsbeziehung miteinander zusammen: :

\mathrm

:Die beiden Formen können unter Energieaufnahme bzw. -abgabe ineinander übergehen. Am absoluten Nullpunkt findet man ausschließlich p-Wasserstoff. Unter Standardbedingungen liegen 25 % des Wasserstoffs als p-Form und 75 % als o-Form vor. Theoretische Berechnungen ergeben, da