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Interstellare Materie

Interstellare Materie

Als interstellare Materie bezeichnet man die Materie im interstellaren Raum, die sich zwischen den Sternen innerhalb einer Galaxie befindet. Zum interstellaren Medium wird neben der interstellaren Materie auch die Elektromagnetische Strahlung und das Magnetfeld gezählt. Die interstellare Materie besteht aus neutralem und ionisiertem Gas sowie aus Staub. Sie spielt eine wesentlich Rolle in der Astrophysik, da aus interstellarer Materie Sterne entstehen, die mit Sternwinden und Supernovae aber auch wieder Materie in den interstellaren Raum abgeben. Sie verursacht die sogenannte interstellare Absorption und Verfärbung von Sternenlicht. Die Materie zwischen Galaxien gehört nicht zur interstellaren Materie und wird analog als intergalaktisches Medium bzw. Gas oder kurz IGM bezeichnet, entsprechend nennt man die Materie in der direkten Umgebung eines Sterns interplanetare Materie.

Zusammensetzung und Verteilung

Der Ursprung der interstellaren Materie liegt im Urknall, Sternwinden und Supernovaexplosionen, wobei sein Masseanteil in unserer Galaxis nur wenige Prozent beträgt. Sie besteht in der Milchstraße im Durchschnitt aus etwa 90% Wasserstoff, 10% Helium und Spuren schwererer Elemente, die in der Astronomie als Metalle bezeichnet werden, wobei 99% der Materie als Gas vorliegt und der Staubanteil etwa ein Prozent beträgt. Weder Dichte noch Temperatur der interstellaren Materie sind konstant, sie ist vielmehr sehr ungleichmäßig verteilt zwischen dichten Interstellaren Wolken und dünnen Blasen und Superblasen. Die Dichte schwankt zwischen 10^-4 Atomen/cm³ in koronalem Gas und 10⁵ Atomen/cm³ in Molekülwolken, der Temperaturbereich erstreckt sich von 20 bis 50 Kelvin in Molekülwolken bis zu mehreren Millionen Kelvin in koronalem Gas. Gewöhnlich werden anhand der gemessenen Temperaturen drei Phasen der interstellaren Materie unterschieden (nach McKee, Ostriker 1977):
- heiß - koronales Gas mit Temperaturen über eine Million Kelvin
- warm - Bereiche mit Temperaturen von einigen tausend Kelvin
- kalt - H-I-Gebiete und Molekülwolken mit Temperaturen von weniger als 100 Kelvin

Siehe auch

- Diffuser Nebel Kategorie:Interstellare Materie ja:星間物質

Interstellarer Raum

Der interstellare Raum (interstellar: "zwischen den Sternen") ist das sternferne Weltraumgebiet innerhalb einer Galaxis. In diesem Gebiet sind die sternnahen Räume (Heliosphäre) um die Sterne, im Falle der Sonne der interplanetarische Raum des Planetensystems, eingestreut. Außerhalb der Galaxien liegt der intergalaktische Raum. Die Grenze zwischen interplanetarem und interstellarem Raum wird durch die Heliopause definiert, an welcher der Sonnenwind von der interstellaren Materie abgebremst wird. Der genaue Abstand dieses Grenzbereiches von der Sonne ist bislang nicht bekannt; er wird auf die vierfache Entfernung des Pluto (gut 16 Milliarden Kilometer) geschätzt. Aufschluss über die Reichweite der Heliosphäre und die Bedingungen an der Heliopause wird von den Raumsonden Pioneer 10, Pioneer 11, Voyager 1 und Voyager 2 erwartet, die als erste menschengeschaffene Objekte diese Region etwa im Jahre 2020 erreichen und Messwerte übermitteln könnten. Analog wird die Grenze zwischen interstellarem und intergalaktischem Raum durch einen nach außen getriebenen galaktischen Gasstrom definiert, der im Außenbereich der Galaxien mit der intergalaktischen Materie eine Grenzschicht bildet. Reisen durch den interstellaren Raum sind ein beliebtes Thema der Science-Fiction. Technisch realisierbar sind derartige Projekte aufgrund der enormen Entfernungen bislang nicht. Kategorie:Kosmologie

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

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

Magnetfeld

Magnetismus ist ein fundamentales physikalisches Phänomen, das sich als anziehende und abstoßende Kraft zwischen Magneten, magnetisierbaren Gegenständen und stromdurchflossenen Leitern äußert. Alle Erscheinungsformen von Magnetismus können letztlich auf die Bewegung von elektrischen Ladungen oder den Spin von Elementarteilchen zurückgeführt werden. Der Magnetismus gehört zum Elektromagnetismus, welche eine der vier Grundkräfte der Physik ist. :Dieser Artikel erklärt derzeit (per Weiterleitung) auch die Begriffe Magnetfeld, Magnetisierung. Ergänzende Informationen finden sich im Artikel Magnet. Der Elektromagnetismus wird derzeit im Artikel Elektrodynamik abgehandelt.
Überblick

Magnetismus als fundamentale Naturkraft
Magnetismus ist zu unterscheiden von anderen Naturkräften wie der Massenanziehung (Gravitation) und der Anziehung oder Abstoßung zwischen elektrisch geladenen Körpern (Elektrostatik). Während die Gravitation zwischen allen (massebehafteten) Körpern und die elektrische Anziehung oder Abstoßung zwischen allen geladenen Körpern wirkt, ist der Magnetismus in der Hauptsache auf einige wenige Materialien, wie insbesondere Eisen, Kobalt und Nickel, beschränkt (Ferromagnetismus); der schwache Magnetismus der meisten übrigen Materialien (Diamagnetismus, Paramagnetismus) ist nur mit empfindlichen Messgeräten nachweisbar. Neben dem statischen Magnetismus aufgrund von Materialeigenschaften gibt es auch die dynamischen magnetischen Effekte (Elektrodynamik) im (Induktionsfeld) oder (Nahfeld) stromdurchflossener Leiter oder im (Strahlungsfeld) oder (Fernfeld) elektrischer Antennen. Dabei treten elektrische und magnetische Wechselfelder immer gleichzeitig auf. Ein tieferer Unterschied zwischen der Gravitation auf der einen Seite und den elektrischen und magnetischen Kräften auf der anderen Seite besteht darin, dass sich Massen stets gegenseitig anziehen, wohingegen sich elektrische Ladungen und magnetische Pole sowohl anziehen als auch abstoßen können, was man durch ein Vorzeichen zum Ausdruck bringt (positive und negative Ladungen; magnetischer Süd- und Nordpol). Der grundlegende Unterschied zwischen elektrischen und magnetischen Kräften besteht darin, dass man elektrische Ladungen räumlich trennen kann (Monopole als Quellen und Senken von Feldlinien), wohingegen auch der kleinste Magnet stets zwei Pole aufweist (Dipol).
Magnetismus als Fernwirkung
Magnetismus ist eine Wechselwirkung zwischen räumlich getrennten Körpern, also eine Fernwirkung. In der physikalischen Theorie arbeitet man mit der Vorstellung, dass Fernwirkungen über Felder vermittelt werden. Felder Felder Richtung und Stärke magnetischer Kräfte kann man durch Feldlinien anschaulich darstellen. Ein Magnet ruft ein magnetisches Feld (=Magnetfeld) hervor und wird von diesem durchströmt; seine Pole sind die Oberflächenbereiche, in denen der überwiegende Teil des Magnetfeldes ein- beziehungsweise austritt. Die Berechnung von Feldlinien in der Umgebung eines Magneten ist Aufgabe der Magnetostatik. Außer durch magnetische Materialien werden Magnetfelder durch elektrische Ströme verursacht; umgekehrt erfahren stromdurchflossene Leiter im Magnetfeld Kräfte. Dieser Elektromagnetismus wird unter anderem in Elektromagneten, Transformatoren, Motoren, Generatoren sowie bei der Datenspeicherung technisch ausgenutzt. Darüberhinaus können sich oszillierende elektromagnetische Felder von Materie ablösen und als Wellen im Raum ausbreiten: Zu diesen elektromagnetischen Wellen zählen Rundfunksignale, Mikrowellen, UV- und Röntgenstrahlung ebenso wie sichtbares Licht.
Magnetfelder

Feldlinien
Magnetische Feldlinien können durch die Ausrichtung von Eisenfeilspänen sichtbar gemacht werden; für dreidimensionale Demonstrationen kann man die Eisenfeilspäne zum Beispiel in Silikonöl suspendieren. suspendieren In der Elektrostatik verlaufen Feldlinien von positiven zu negativen Ladungen. In der Magnetostatik hingegen gibt es keine Ladungen (magnetische Monopole sind mathematisch denkbar; alle experimentellen Tatsachen sprechen aber gegen ihre Existenz). Somit ist das Magnetfeld «quellenfrei»; magnetische Feldlinien haben keinen Anfang und kein Ende, sondern verlaufen als geschlossene Bahnen. Die Richtung der Feldlinien stimmt in jedem Punkt mit der Richtung des Magnetfeldes überein. Der Abstand zwischen benachbarten Feldlinien ist ein Anhaltspunkt für die Stärke des Magnetfeldes: je dichter die Feldlinien, desto stärker das Feld.
Magnetische Kraftwirkung
In der Elektrostatik ist die Wirkung des Feldes leicht zu verstehen: eine positive Probeladung (eine sehr kleine Ladung, die die Wirkung eines Feldes erfährt, ohne dieses selbst nennenswert zu verändern) wird in Richtung der Feldlinie beschleunigt, unabhängig davon, ob die Probeladung vorher in Ruhe war oder nicht. Das magnetische Feld hingegen wirkt nicht auf ruhende, sondern nur auf bewegte Ladungen (Lorentzkraft) oder auf Magnete und magnetisierbare Körper. Im einfachsten Fall kann man diese Probekörper als Dipole beschreiben (siehe magnetischer Dipol). Das Magnetfeld übt auf den Probekörper ein Drehmoment aus und richtet ihn parallel zu den Feldlinien aus. Dieser Effekt wird zum Beispiel beim magnetischen Kompass ausgenutzt, in dem sich die Kompassnadel, ein magnetischer Dipol, nach dem Erdmagnetfeld ausrichtet. Die Anziehung zwischen zwei Stabmagneten ist hingegen ein komplizierterer Effekt, der durch den Gradienten des Magnetfeldes verursacht wird: zwei entgegengesetzte Pole ziehen sich an, weil in ihrer Nähe die Feldlinien dichter sind als an den entgegengesetzten Polen.
Größen und Einheiten
Die Stärke eines Magnetfeldes kann durch zwei verschiedene physikalische Größen ausgedrückt werden, die magnetische Feldstärke (Einheit: A/m) und die magnetische Flussdichte (Einheit Tesla). Während die magnetische Feldstärke bei Berechnungen mit elektrischen Strömen von Vorteil ist, verwendet man die magnetische Flussdichte zum Berechnen von induzierten Spannungen oder der Lorentzkraft. Die beiden Feldgrößen sind über einen materialabhängigen Umrechnungsfaktor, der Permeabilität genannt wird, miteinander verknüpft. Im Vakuum ist dies eine Konstante, die sich aus der Wahl des Einheitensystems ergibt.
Elektromagnetismus
Magnetische Kräfte werden durch die Bewegung elektrischer Ladungen erzeugt. Die Geschwindigkeit (in Betrag und Richtung), sowie die Größe (Betrag und Vorzeichen) der bewegten Ladungen bestimmen die Stärke und Richtung der magnetischen Kräfte. Für eine abstraktere Darstellung des Elektromagnetismus siehe den Artikel Elektrodynamik. Elektrodynamik Eine konstante Bewegung von Ladungsträgern bewirkt ein magnetisches Feld, das folgenden Regeln folgt:
- Für einen elektrischen Strom, der durch einen Draht fließt, lässt sich die Richtung des Magnetfelds mit Hilfe der Rechte-Hand-Regel bestimmen: Der Leiter wird so umfasst, dass der abgespreizte Daumen die konventionelle/technische Stromrichtung (entgegen dem Elektronenfluss) anzeigt, dann zeigen die Finger die Richtung des entstehenden Magnetfeldes an.
- Für einen Kreisstrom gilt: Wenn die Finger der rechten Hand in Richtung des Elektronenflusses gekrümmt sind, zeigt der Daumen in Richtung des magnetischen Nordpols.
- Eine andere Regel hierzu ist die so genannte Rechtsschraubenregel.
- Messung von magnetischen Feldern ist u.a. mit Hallsonden möglich. In elektrischen Leitern, die sich durch ein magnetisches Feld bewegen, wird eine Spannung und gegebenenfalls ein Stromfluss induziert. Zeitlich veränderliche Bewegung von Ladungsträgern resultiert in einer differenzialen Veränderung im elektrostatischen und magnetischen Feld ihrer Umgebung. Man spricht von elektromagnetischen Wellen wenn die Frequenz der Veränderung sich in gegebenen Medien ausbreitet. Licht (egal ob sichtbar oder unsichtbar) und Rundfunk sind die bekanntesten Formen dieses Prinzipes. Aber auch in der Metallverarbeitung (Induktionsöfen) und zum Erhitzen von sogar nichtleitenden Substanzen kommt diese Form des Elektromagnetismus zur Anwendung (Mikrowellenherd).
Magnetismus in Materie
Der Magnetismus von Festkörpern hat seinen Ursprung im Magnetismus der Atome/Ionen und Elektronen, aus denen er aufgebaut ist. Im engeren Sinne spricht man nur dann von einem magnetischen Material, wenn die elementaren magnetischen Momente so ausgerichtet sind, dass sie sich zumindest nicht vollständig gegenseitig kompensieren, der Stoff also eine makroskopische Magnetisierung aufweist. Bekannte Beispiele sind die ferromagnetischen Metalle Nickel und Kobalt oder auch das Mineral Magnetit. Aber auch wenn ein Stoff keine makroskopische Magnetisierung aufweist, kann er von Magnetfeldern beeinflusst werden; solche Effekte sind in der Regel jedoch viel zu schwach, um sie im Alltag beobachten zu können. Die Magnetochemie, ein Teilbereich der Physikalischen Chemie untersucht die magnetischen Eigenschaften von Substanzen.
Magnetisches Moment von Elementarteilchen
Elementarteilchen besitzen ein jeweils charakteristisches Magnetisches Moment $\mu$ .
Magnetisches Moment von Atomen
Das magnetische Moment eines Atoms setzt sich zusammen aus dem Beitrag der Elektronenhülle (Hüllenmoment), und dem im allgemeinen viel schwächeren Kernbeitrag (Kernmoment). Zum Hüllenmoment tragen das Bahnmoment, das mit dem Bahndrehimpuls der Elektronen verknüpft ist, und das durch den Elektronenspin bestimmte Spinmoment bei. Die Summe der magnetischen Momente der Elektronen einer voll gefüllten (Sub-)Schale ergibt jeweils null, sodass Atome, die keine teilgefüllten Schalen besitzen, kein permanentes Hüllenmoment aufweisen. Im äußeren Magnetfeld wird jedoch ein magnetisches Moment induziert, das seiner Entstehung entgegenwirkt (abstoßende Kraft im inhomogenen Magnetfeld). Atome mit dieser Eigenschaft nennt man diamagnetisch. Atome mit teilgefüllten Schalen weisen hingegen ein permanentes Hüllenmoment auf. Solche Atome heißen paramagnetisch. Auch wenn das Kernmoment sehr klein ist, lässt es sich nicht nur nachweisen (NMR, "Nuclear Magnetic Resonance" = Kernmagnetische Resonanz), sondern auch praktisch anwenden (z.B. Kernspintomografie).
Magnetismus von Festkörpern
Beim Magnetismus von Festkörpern handelt es sich um ein kooperatives Phänomen. Selbst wenn die Bausteine (Atome, Ionen, quasifreie Elektronen), aus denen der Festkörper aufgebaut ist, nichtverschwindende magnetische Momente tragen, weisen nur wenige Materialien eine makroskopische Magnetisierung auf. In der Regel sind die elementaren magnetischen Momente so ausgerichtet, dass sie sich gegenseitig kompensieren. Der Grund dafür ist, dass die Valenzelektronen, die die magnetischen Eigenschaften der Atome bestimmen, nun zur chemischen Bindung beitragen. Bei der Verteilung der Elektronen auf die neuen Bindungszustände wird die gegenseitige Orientierung der Elektronen durch die Austauschwechselwirkung bestimmt. Diese ist in der Regel für eine parallele Ausrichtung der magnetischen Momente energetisch ungünstig. Eine Ausnahme davon stellen z.B. die Übergangsmetalle Eisen, Nickel und Kobalt dar. Solche Stoffe nennt man ferromagnetisch (von lat. ferrum, Eisen). Ab einer bestimmten Temperatur, der sog. Curie-Temperatur (nach Pierre Curie und Marie Curie, Nobelpreis Physik 1903), überwiegt die thermische Energie die Energie der Austauschwechselwirkung, und die ferromagnetische Ordnung wird aufgebrochen. Der Festkörper geht dann in die paramagnetische Phase über. Zu Domänen im Ferromagneten siehe auch Ferromagnetismus. Die ferromagnetische Ordnung ist ein Spezialfall der magnetischen Ordnung. Neben dem ungeordneten Zustand gibt es noch andere Formen der magnetischen Ordnung, darunter Antiferromagnetismus und Spindichtewellen. Eine graphische Darstellung des Austauschintegrals ist durch die Bethe-Slater-Kurve gegeben. In dieser graphischen Darstellung kann man erkennen, welche Stoffe ferromagnetisch, antiferromagnetisch oder paramagnetisch sind.
Magnetismus in der Biologie
Magnetische Wechselfelder können über Induktion elektrische Ströme im Gewebe auslösen und können so einen (schwachen) Einfluß auf das Nervensystem haben. Beispielsweise sind bei entsprechenden Feldern sogenannte Magnetophosphene, gemeint sind optische Sinneswahrnehmungen, zu beobachten. Auch der motorische Cortex (Großhirn) kann derartig mit Hilfe der Transkraniellen Magnetstimulation (TMS) stimuliert werden, daß es zu unwillkürlichen Muskelkontraktionen kommt. Des weiteren ist seit langem bekannt, daß magnetische Wechselfelder die Sekretion von Hormonen (Beispiel Melatonin) beeinflussen können. Hier fehlt z.B. ein Verweis auf die Orientierung von Vögeln mittels des Erdmagnetfelds. Siehe dazu den Artikel Erdmagnetfeld Der Arzt Franz Anton Mesmer entwickelte eine Theorie, die 1784 von der französischen Akademie der Wissenschaften geprüft und verworfen wurde, nach der ein Fluid, das Mesmer als Magnetismus animalis bezeichnete, von Mensch zu Mensch übertragbar sei und bei der Hypnose und bestimmten Heilverfahren (Mesmersche Streichungen) eine Rolle spielen sollte.
Magnetismus als Metapher
Umgangssprachlich wird der Begriff Magnetismus auch für menschliche Verhaltensweisen gebraucht. Man spricht davon, dass jemand von einer Person oder Sache magnetisch angezogen wird. Ein "Zuschauermagnet" ist eine Sache, bei der die Leute stehen bleiben und sie sich ansehen. Wenn jemand eine Person liebt und immer zu ihr hin will, sagt man auch: "Sie/Er zieht ihn/sie magnetisch an".
Siehe auch

- Durchflutung
- Johann Ulrich Wirth
- Elementarmagnet
Weblinks

- [http://www.mineralienatlas.de/phpwiki/index.php/Magnetismus Mineralienatlas (Magnetismus)]
- [http://www.physik.uni-muenchen.de/leifiphysik/web_ph07_g8/materialseiten/05_magnetismus.htm Versuche und Aufgaben zum Magnetismus]
- [http://www.physik.uni-muenchen.de/leifiphysik/web_ph12/materialseiten/m02_magnetik.htm Versuche und Aufgaben zum Magnetfeld] Kategorie:Theoretische Elektrotechnik Kategorie:Mineralogie Kategorie:Physik Kategorie:Magnetismus ja:磁性

Staub

Staub (Mehrzahl Stäube¹) ist die Sammelbezeichnung für feinst verteilte feste Teilchen (Partikel) in Gasen, insbesondere in der Luft, die aus mechanischen Prozessen stammen oder durch Aufwirbelung in die Luft gelangt sind. Staub ist definitionsgemäß Bestandteil des Schwebstaubes (Gesamtstaub, TSP (total suspended particulates)), der wiederum zusätzlich zum Staub unter anderem auch noch den Rauch und Rußpartikel umfasst. Je nach Notwendigkeit wird Staub (eigentlich der Schwebstaub) nach der Partikelgröße oder nach der Staubart unterteilt. Staubteilchen können aus organischen (z.B. Blütenpollen, Bakterien, Pilzsporen) oder anorganischen Materialien (z.B. Gesteinsstaub, Mineralfasern) bestehen. Eine allgegenwärtige Form des Staubes, der sowohl aus organischem als auch aus anorganischen Material besteht, ist der Hausstaub.

Grob- und Feinstaub

Aus gesundheitlicher Sicht ist neben dem Schadstoffgehalt des Staubes die Größe der Staubpartikel der entscheidende Parameter. Partikel mit einem Durchmesser größer 10 µm (1 Mikrometer ist ein tausendstel Millimeter), der sog. Grobstaub, bleibt mehr oder minder gut an den Nasenhärchen oder den Schleimhäuten des Nasen-Rachenraums hängen. Kleinere und kleinste Staubpartikel (Feinstaub, ultrafeine Partikel) können über die Luftröhre und die Bronchien bis tief in die Lunge vordringen. Daher wird der Feinstaub auch als inhalierbarer bzw. als lungengängiger (alveolengängiger) Feinstaub bezeichnet (s. Abb. 1 für jeweilige Partikelgröße). Allgemein anerkannte Bezeichnungen für Feinstaub existieren allerdings nicht. In der Regel wird unter Feinstaub Staub mit einer Partikelgröße kleiner 10 µm (PM10) verstanden. Die Staubfraktion mit einer Partikelgröße kleiner 0,1 µm wird als ultrafeine Partikel bezeichnet.

Entstehung von Staub

FeinstaubStaub kann prinzipiell durch verschiedene Prozesse entstehen:
- 1) die mechanische Bearbeitung von Feststoffen (Zerkleinern, Oberflächenbearbeitung, Abrieb, etc.)
- 2) physikalische Einflüsse auf Feststoffe (z.B. Erosion durch Wind und Wetter)
- 3) durch chemische Reaktionen in der Atmosphäre unter Partikelbildung (gas-to-particle conversion (⇒ sekundäre Aerosole)) (andere chemische Reaktionen führen zur Bildung von Rauch; Rauch und Staub unterscheiden sich prinzipiell nur durch die Bildungsprozesse, beide bestehen aber aus feinst verteilten festen Teilchen (s. Abb. 1)
- 4) durch Aufwirbelung von Partikeln (vgl. Definition von Staub) Die staubbildenden Prozesse können sowohl natürlichen Ursprungs als auch durch den Menschen verursacht sein und werden in primäre und sekundäre Prozesse unterschieden. Bei einem primären Prozess werden die Partikel direkt durch den Prozess erzeugt. Ein primärer anthropogener Prozess ist z.B. die Kohleverbrennung in einem Kraftwerk; das Kraftwerk wird dann als primäre Quelle bezeichnet. Ein primärer natürlicher Prozess ist die Verwitterung von Gestein. Beim sekundären Prozess entstehen die Partikel aus den Reaktionen bestimmter Gase (Pkt. 3 oben), wobei sich die entstehenden festen Reaktionsprodukte leicht an bereits vorhandene Partikel (sog. Kondensationskerne) anlagern können. Wichtige natürliche (Schweb)staubquellen sind:
- Bodenerosion
- Vulkanismus
- Meere (sea spray)
- Sandstürme
- Pollenflug
- Wald- und Buschbrände mit natürlicher Ursache (z.B. Blitzschlag) Wichtige anthropogene (Schweb)staubquellen sind:
- Industrielle Prozesse
- Energiegewinnung (Kraft- und Fernheizwerke)
- Verkehr
- Landwirtschaft
- Bautätigkeit
- Haushalte
- Wald- und Buschbrände (z.B. Brandrodung) Die Beiträge der einzelnen Quellen zur Staubbelastung (oder genauer zur Schwebstaubbelastung, da man u.a. auch den Rauch und Ruß als Partikelquellen berücksichtigen muss) ist unterschiedlich und hängt im Wesentlichen von der lokalen Situation ab. In einem ländlichen Gebiet kann der Gesteinsstaub (Sand, Löss) erheblich zur Staubbelastung beitragen, wohingegen in einer vielbefahrenen Strasse die Staubbelastung aus einem Cocktail von Abriebmaterial (Reifen, Bremsbeläge, Strassenbelag), Schwermetallpartikeln, Ruß, etc. bestehen wird. Das Umweltbundesamt (2) schätzt, dass der Beitrag zur innerörtlichen Staubbelastung im Wesentlichen drei Quellen zuzuordnen ist: :1) etwa 50 % aus der Emission von Dieselfahrzeugen (LKW, Kleinlaster, Busse, PKW) :2) etwa 25 % aus dem, was der Verkehr aufwirbelt (Abrieb von Bremsen, Reifen, Straßenbelag) :3) etwa 25 % durch ferntransportierte Partikel, daß heisst Partikeln, die aus weiter entfernt liegenden Quellen stammen. Die Tabellen 1 und 2 fassen Emissionsmengen und Anteile wichtiger Quellen an der Staubentstehung zusammen. Tabelle 1: Geschätzte primäre Partikelemissionen aus natürlichen und anthropogenen Quellen (Quelle: zitierte Literatur 3 und 4 (für vulkanische Aktivität)); für die Bildung von sekundären Partikeln siehe Abbildung 2)
- : POM: Particulate Organic Matter (partikuläres organisches Material) Von den in Tabelle 1 genannten Partikelquellen dominieren Seesalz (sea spray) und Gesteinsstaub gegenüber den anderen Quellen. Ein großer Anteil der Seesalz- und der Gesteinsstaubpartikel können aber zum Grobstaub gerechnet werden und unterliegen daher (in der Regel) nicht dem atmosphärischen Ferntransport, d.h. sie werden in relativer Nähe zu ihrer Quelle wieder deponiert (aus der Luft ausgeschieden). Von gesundheitlicher Relevanz sind die kleinen Partikel (Feinstaub, s.u.) und Partikel, die mit Schwermetallen und/oder organischen Schadstoffen beladen sind (z.B. Asche und Ruß), die häufig aus anthropogenen Quellen stammen. Tabelle 2: Anteile verschiedener Quellen an der Staubbelastung in Deutschland (5), Österreich (6) und der Schweiz (7) für die in Klammern genannten Jahre; k.A.: keine Angabe Ein Vergleich der in Tabelle 2 genannten Werte ist nur bedingt möglich, da teilweise die Quellen unterschiedlich betrachtet werden. So wurde beispielsweise bei Abschätzung der Staubemission durch den Straßenverkehr in Österreich die Aufwirbelung nicht berücksichtigt, wohingegen sie bei der Angabe für die Schweiz berücksichtigt worden ist. Hier macht die Aufwirbelung mit 30 % (9.660 to) über die Hälfte des Beitrages des Straßenverkehrs zur Feinstaub-Emission aus.

Grenzwerte und Trends

Wie für andere Luftschadstoffe auch, gibt es in den meisten industrialisierten Ländern Grenzwerte für die anthropogene Staubemission. Aufgrund der vielen Staubarten und –quellen gibt es eine Vielzahl von gesetzlichen Regelungen, von denen ein Teil in Tabelle 3 zusammengestellt ist. Tabelle 3: Grenzwerte für ausgewählte Staubarten; die jeweilige Vorschrift findet sich in der zitierten Literatur weiter unten Während die Einhaltung der gesetzlichen Grenzwerte bei stationären Quellen (zum Beispiel Industrieanlagen) in der Regel kein Problem darstellt, ist die Einhaltung der seit dem 1. Januar 2005 EU-weit geltenden neuen Grenzwerte für Feinstaub (PM10) insbesondere in Gebieten mit hohem Verkehrsaufkommen oftmals schwierig bzw. unmöglich. Zwar können durch einen Partikelfilter die Rußemissionen von Dieselmotoren deutlich reduziert werden, der aufgewirbelte Straßenstaub, der Abrieb von Reifen und Bremsbelägen lässt sich aber prinzipiell nicht vermeiden. In Deutschland werden jährlich etwa 60.000 Tonnen Partikel (hauptsächlich kleiner 10 µm und damit Feinstaub) durch den Privatverkehr freigesetzt. Für die Schweiz wurde für das Jahr 1997 für den Straßenverkehr eine Feinstaubemission von 1.610 to durch Bremsenabrieb und 2.415 to durch Reifenabrieb ermittelt. Die ermittelte Partikelemission aus dem Abgasen beträgt ebenfalls 2.415 to (7). In Österreich sind etwa zwei Drittel der verkehrsbedingten Gesamtstaubemission durch Reifen- und Bremsabrieb bedingt (6). Die Entwicklung der anthropogenen Staubemissionen in Deutschland und Österreich ist unterschiedlich. Während in Deutschland die anthropogen bedingten Staubemission im Zeitraum 1990 bis 2001 um fast 87% von 1.858.000 to auf 247.000 to gesunken sind (5), stieg in Österreich die anthropogen bedingte Staubemission von ca. 72.000 to im Jahr 1990 auf annähernd 80.000 to im Jahr 2002 an (6). Die österreichischen PM10-Emissionen sind seit 1990 um 5% auf etwa 47.000 to im Jahr 2002 angestiegen (6).

Staubarten

In der Abbildung 1 (siehe oben) sind bereits verschiedene wichtige Staubarten aufgeführt. Der Hausstaub ist allgegenwärtig und stellt eine Mischung aus anorganischen und organischen Materialien dar. Zusammenballungen von Hausstaubpartikeln zu größeren Gebilden werden auch als „Wollmäuse“ bezeichnet. Eine Sonderform des Hausstaubes sind die sog. Schwarzen Wohnungen (schwarzer Staub, magic dust), deren Ursache noch nicht eindeutig geklärt ist. Fasern können bis in die Lunge gelangen und dort zu Schädigungen führen (zum Beispiel Asbestose, verursacht durch Asbestfasern). Pollen tragen zur natürlichen Staubbelastung insbesondere im Frühjahr bei. Menschen, die allergisch auf Pollen reagieren (Heuschnupfen) leiden unter dieser natürlichen Staubbelastung besonders. Insbesondere bei Sandstürmen werden riesige Partikelmengen in die Atmosphäre geschleudert und teilweise tausende Kilometer vom Quellgebiet entfernt wieder auf der Erde deponiert.

Wirkung von Staub

Staub kann verschiedene Einflüsse auf den Menschen und die Umwelt haben. Im Gegensatz zum Grobstaub kann Feinstaub über die Atemwege bis in die Lunge gelangen. Die toxikologische Wikrung beruht vor allem auf den Gehalt an Stoffen wie Blei, Vanadium, Beryllium und Quecksilber, von denen einige die Entstehung von Krebserkrankungen fördern. Zudem lagern sich an der Oberfläche der winzigen Staubteilchen andere Schadstoffe wie Kohlenwasserstoffe, Schwefel- oder Stickstoffverbindungen an, so dass deren Wirkung bei gleichzeitiger Anwesenheit von Staub verstärkt wird. Allgemein erzeugt Staub eine Erhöhung der Zahl von Erkrankungen der Atmungsorgane, wie Grippe, Lungenentzündung und Asthma. Neben gesundheitsschädlichen Aspekten ist der Einfluss von Partikeln auf das Klima ein wichtiger Aspekt aktueller Forschung.

Staub im weiteren Sinn

Auch im übertragenen Sinn gibt es "Staub":
- Den so genannten Cantor-Staub in der Mathematik - auch Cantor-Menge oder Wischmenge genannt,
- der "aufgewirbelte Staub" durch ein unbedachtes Wort, eine unvorsichtige (manchmal auch geplante) Mitteilung oder Aktion usw.
- der "Staub von gestern" und der Staub, der sich über eine Sache legt, wenn sich die Situation beruhigt hat oder genug Zeit verstrichen ist; im Sinne von "veraltet" oder "altmodisch" können Meinungen und Weltanschauungen als "verstaubt" bezeichnet werden;
- der "Staub" im Überdruck von Pulverschnee-Lawinen
- die technischen Stäube, die meist sehr fein sind, häufig mit künstlichen oder natürlichen Mikrofasern oder mit Aerosolen durchmischt sind und zwar prinzipiell "staubähnlich" sind, aber in der Umgangssprache nicht darunter subsumiert werden,
- der Staub und Staubschweif von Kometen,
- der interplanetare Staub des Zodiakallichtes und der Mikrometeoriten,
- der interstellare, kosmische Staub An der Salzach - zwischen Oberndorf und Laufen - gibt es sogar ein Staubmuseum (Museum of Dust). Sein künstlerisches Ziel ist unter anderem, den entpersönlichten Massen an Staub, die die Welt zusammenhalten, zu einzeln wahrnehmbaren persönlichen Staubpartikelchen zu verhelfen.

Literatur

zitierte Literatur

- 1) M.O. Andreae: Climatic effects of changing atmospheric aerosol levels. In: World Survey of Climatology (ed. H. E. Landsberg), Vol. XVI: Future Climates of the World, A. Henderson-Sellers (ed.), Elsevier Publishers, Amsterdam 1994, ISBN 0-444-89322-9
- 2) Umweltbundesamt Berlin (Hrsg.): Hintergrundpapier zum Thema Staub/Feinstaub (PM). Umweltbundesamt, Berlin, März 2005. http://www.umweltbundesamt.de/uba-info-presse/hintergrund/feinstaub.pdf
- 3) J.T. Houghton, Y. Ding, D.J. Griggs, M. Noguer, P.J. van der Linden, X. Dai, K. Maskell, C.A. Johnson (eds.): Climate Change 2001: The Scientific Basis. Cambridge University Press, Cambridge (U.K.) 2001, ISBN 0521-80767-0 (Hardcover) bzw. 0521-01495-6 (Paperback). Das Buch ist in HTML-Form oder als pdf-Dateien unter [http://www.grida.no/climate/ipcc_tar/wg1/index.htm] veröffentlicht.
- 4) Wilfrid Bach: Our Threatened Climate. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht (The Netherlands) 1984, ISBN 9027716803
- 5) Umweltbundesamt Berlin: Umweltdaten Deutschland online - Tabelle Emissionen nach Emittentengruppen (Stand: Sept. 2003), http://www.env-it.de/umweltdaten/jsp/document.do?event=downloadImage&ident=4893
- 6) Umweltbundesamt (Hrsg.): Luftschadstoff-Trends in Österreich 1980-2002. Umweltbundesamt, Wien, Juni 2004; http://www.umweltbundesamt.at/fileadmin/site/publikationen/DP108.pdf
- 7) Peter Schmid, Christoph Hügelien, Robert Gehrig: Beitrag des Reifenabriebs zu den Staubemissionen des Strassenverkehrs: Bestimmung durch Leitsubstanzen.
- 8) RL 89/427/EWG: Richtlinie 89/427/EWG vom 21. Juni 1989 zur Änderung der Richtlinie 80/779/EWG über Grenzwerte und Leitwerte der Luftqualität für Schwefeldioxid und Schwebestaub (Amtsblatt der Europäischen Gemeinschaften L201, S. 53 ff.)
- 9) RL 1999/30/EG: Richtlinie 1999/30/EG des Rates vom 22. April 1999 über Grenzwerte für Schwefeldioxid, Stickstoffdioxid und Stickstoffoxide, Partikel und Blei in der Luft (Amtsblatt der Europäischen Gemeinschaften L163 (29. Juni 1999), S. 41 – 60)
- 10) TRGS 900: Technische Regeln für Gefahrstoffe 900 - Grenzwerte in der Luft am Arbeitsplatz "Luftgrenzwerte"
- 11) TRGS 553: Technische Regeln für Gefahrstoffe 553 - "Holzstaub"

Staub allgemein

- Erich H. Wichmann, Joachim Heinrich, Josef Cyrys, Claudia Spix: Saure Aerosole als Teil der partikelförmigen Luftverunreinigungen. Umweltmedizin in Forschung und Praxis 4(1), S. 43 – 53 (1999),
- Bundesweite Staub-Vergleichsmessung. Gefahrstoffe - Reinhaltung der Luft – 10 /2003, S. 39,
- Carsten Möhlmann: Staubmesstechnik - damals bis heute. Gefahrstoffe - Reinhaltung der Luft – 65(5), S. 191 - 194 (2005),

Feinstaub

- Joachim Heinrich, Veit Grote, Annette Peters, Erich H. Wichmann: Gesundheitliche Wirkungen von Feinstaub: Epidemiologie der Langzeiteffekte. Umweltmedizin in Forschung und Praxis 7(2), S. 91 – 99 (2002),
- Arbeitsgruppe ´Wirkungen von Feinstaub auf die menschliche Gesundheit´ der Kommission Reinhaltung der Luft im VDI und DIN: Bewertung des aktuellen wissenschaftlichen Kenntnisstandes zur gesundheitlichen Wirkung von Partikeln in der Luft - Arbeitsgruppe ´Wirkungen von Feinstaub auf die menschliche Gesundheit´ der Kommission Reinhaltung der Luft im VDI und DIN. Umweltmedizin in Forschung und Praxis 8(5), S. 257 – 278 (2003),
- J. Junk, A. Helbig: Die PM10-Staubbelastung in Rheinland-Pfalz. Neue gesetzliche Regelungen für Feinstaub und erste Messergebnisse. Gefahrstoffe/Reinhaltung der Luft – 1/2 /2003, S. 43,
- T. Pregger, R. Friedrich: Untersuchung der Feinstaubemissionen und Minderungspotenziale am Beispiel Baden-Württemberg. Gefahrstoffe/Reinhaltung der Luft 64(1/2), S. 53 - 60 (2004),
- M. Struschka, V. Weiss, G. Baumbach: Feinstaub - Emissionsfaktoren und Emissionsaufkommen bei kleinen und mittleren Feuerungsanlagen. Immissionsschutz (Berlin) 9(1), S. 17 – 22 (2004),

Hausstaub

- Hans Schleibinger, Detlef Laußmann, Henning Samwer, Angelika Nickelmann, Dieter Eis, Henning Rüden: Unterscheidung von Schimmel- und Nichtschimmel-wohnungen anhand von Sporen aus Hausstaubproben - Ergebnisse einer Feldstudie im Grossraum Berlin. Umweltmedizin in Forschung und Praxis 9(4), S. 251 – 262 (2004), 9(5), S. 289 – 297 (2004), 9(6), S. 363 – 376 (2004),
- Regine Nagorka, Christiane Scheller, Detlef Ullrich: Weichmacher im Hausstaub. Gefahrstoffe – Reinhaltung der Luft 65(3), S. 99 – 105 (2005),

Schwarze Wohnungen

- Das Phänomen der „Schwarzen Wohnungen“. Gefahrstoffe/Reinhaltung der Luft – 11 /1998, S. 463
- H.-J. Moriske, T. Salthammer, M. Wensing, A. Klar, P. Meinlschmidt, J. Pardemann, A. Riemann, W. Schwampe: Neue Untersuchungsergebnisse zum Phänomen „Schwarze Wohnungen“. Gefahrstoffe/Reinhaltung der Luft – 09 /2001, S. 387,
- Umweltbundesamt Berlin (Hrsg.): Attacke des schwarzen Staubes - Das Phänomen „Schwarze Wohnungen“. Umweltbundesamt, Berlin, August 2004. Broschüre als pdf-Datei unter [http://www.umweltbundesamt.org/fpdf-l/2276.pdf]

Spezieller Staub

- M. Poppe, B. Detering, J. Neuschaefer-Rube, W. Woeste, B. /Wüstefeld, J. Wolf: Holzstaubbelastung in Arbeitsbereichen der deutschen Holzindustrie. Gefahrstoffe/Reinhaltung der Luft - 06/2002, S. 247,
- Gerhard Soltys, Franz Gredler: Atemwegserkrankung durch Mehlstaub. Sichere Arbeit (Wien) 3/2004, S. 18 – 21 (2004) Artikel als pdf-Datei unter [http://www.sicherearbeit.at/downloads/download_1711.pdf]

Siehe auch

Aerosole, Asbest, Feinstaub, Staub, Staubexplosion, Staublunge (Silikose), Steinmehl,Goldstaub, interstellarer Staub, Staubfänger, Staubgefäß, Staublawine, Sternenstaub

Weblinks

- [http://www.dorfzeitung.com/dz/2000/1112/knie.htm Museum of Dust] ---- ¹) grammatisch hat Staub keine Pluralform. Die oben angeführte Mehrzahl Stäube ist ein Kunstwort, das für den technischen Sprachgebrauch geprägt wurde (siehe Duden). Durch Verwendung im Umweltschutz dringt sie langsam in die Alltagssprache ein. Allerdings gibt es Formen wie Stäubchen, stäuben (zerstieben), stäubern (regional für "Staub entfernen" bzw. staubsaugen) oder Stäubling (ein Pilz). Kategorie:Pulver ja:粉塵

Astrophysik

Die Astrophysik beschäftigt sich mit den physikalischen Grundlagen der Erforschung von Himmelserscheinungen. Die Wissensgebiete der Astrophysik und der Astronomie sind nicht strikt voneinander trennbar, sie betonen allerdings verschiedene Aspekte: Klassischerweise beschäftigt sich die Astronomie mit der Beobachtung, Messung und Vermessung von Himmelsobjekten (Cluster, Quasare, Galaxien, Nebel, Neutronensterne, Pulsare, Sterne, Planeten, Monde, Kometen, usw.) und der Interpretation der durch Beobachtung gewonnenen Messdaten bezüglich der Objekte selbst (Klassifizierung) sowie deren Entfernung, Lage usf.. Dem gegenüber beschäftigt sich die Astrophysik mit den physikalischen Prozessen, die die spezifischen beobachtbaren Himmelserscheinungen hervorrufen.

Klassische Teilgebiete der Astrophysik

- Physikalische Kosmologie (Kosmogonie, Entstehungsgeschichte des Universums)
- Entstehung und Evolution von Sternen
- Sonnenphysik
- Astroteilchenphysik
- Kosmochemie (chemische Evolution der Elemente)
- Gravitationsdynamik (Entstehung und Entwicklung von Galaxien)
- Schwarze Löcher
- Neutronensterne
- Entstehung und Evolution von Planetensystemen. (Exoplaneten)

Theoretische Astrophysik

Die Theoretische Astrophysik versucht anhand von Modellen Himmelserscheinungen vorauszusagen oder nachzubilden. Viele astrophysikalische Prozesse lassen sich durch partielle Differentialgleichungen beschreiben, für die nur in Ausnahmesituationen eine exakte analytische Lösung gefunden werden können. Eine weit verbreitete Methode in der Astrophysik sind daher numerische Berechnungen (Numerik) und Simulationen, die mit einem üblichen PC (2005) Tage bis Wochen dauern würden. In der Praxis wird daher oft auf Supercomputer oder Cluster zurückgegriffen. Die so gewonnenen Resultate versucht man durch Beobachtungen zu bestätigen.

Beobachtende Astrophysik

Wichtigste Methode ist dabei die Spektralanalyse von elektromagnetischer Strahlung, wobei sich der Beobachtungsbereich von Radiowellen (Radioastronomie) bis zu hochenergetischen Gammastrahlen über etwa 17 Zehnerpotenzen erstreckt. Von der Erde aus können außer sichtbarem Licht die Frequenzbereiche von Radiowellen und einige Teile des Infrarotbereichs beobachtet werden. Der größte Teil des infraroten Lichts, ultraviolettes Licht, sowie Röntgenstrahlung und Gammastrahlung können nur von Satelliten aus beobachtet werden, da die Atmosphäre der Erde als Filter wirkt. Klassifiziert man Sterne nach Spektralklassen und Leuchtkraftklassen, können sie in ein Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) eingetragen werden. Die Lage im HRD legt fast alle physikalischen Eigenschaften des Sterns fest. Zur Entfernungsbestimmung kann man das Farben-Helligkeits-Diagramm (FHD) benutzen. Neben einzelnen Sternen werden vor allem Galaxien und Galaxiencluster beobachtet. Hierfür werden erdgebundene Teleskope - oft auch zu Clustern zusammengeschaltet - sowie Weltraumteleskope wie etwa HUBBLE benutzt. Häufig werden auch Satteliten mit Detektoren und Teleskopen, z.B. HEGRA, gestartet. Daneben interessieren sich Astrophysiker auch für den kosmischen Strahlungshintergrund.

Verhältnis der Astrophysik zu anderen Teilgebieten der Physik

Im Gegensatz zu allen anderen Teilgebieten der Physik kennt die Astrophysik keine Laborexperimente. Die Genauigkeit, die etwa bei Messungen in der Kernphysik erreicht wird, ist in der Astrophysik systematisch ausgeschlossen. Störeffekte können kaum umgangen werden, wobei die Möglichkeit Teleskope im Weltraum zu stationieren bereits einen deutlichen Fortschritt darstellt. Echtzeitmessungen sind durch astronomischen Entfernungen hingegen physikalisch unmöglich. Trotz dieser grundsätzlichen Verschiedenheit zu allen anderen Teildisziplinen der Physik nutzen Astrophysiker Methoden aus anderen Gebieten der Physik, insbesondere aus der Kern- und Teilchenphysik (Detektoren zur Messung bestimmten Teilchen bei bestimmten Energien etwa). In der Theoretischen Astrophysik hingegen ist die Anlehnung an die Plasmaphysik besonders eng, da sich viele astronomische Erscheinungen wie etwa Sternenatmosphären oder Materiewolken in guter Näherung als Plasmen beschreiben lassen. Siehe auch: Geschichte der Astrophysik in der Antarktis, Portal:Physik, Portal:Astronomie Kategorie:Physik Kategorie:Astrophysik ja:天体物理学 ms:Astrofizik simple:Astrophysics

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 �