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Sterne und Galaxien - Referat
PS: Die Unterlagen für dieses Referat stammen nicht aus dem Netz sondern aus dem Buch Physik für die 8.Klasse AHS, ÖEBV, Kapitel 9! Also ich hoffe, dass es diesmal geht!
Astrophysik - Sterne und Galaxien
Was ist Astrophysik?
Die Astrophysik ist ein Teilgebiet der Astronomie, das die Entstehung, Entwicklung und Endzustände von Himmelskörpern und -systemen behandelt.
Was sind Sterne?
Ein Stern ist, genauso wie ein Planet, ein großer Himmelskörper, der aus Gasen besteht und durch Gravitationskräfte zusammengehalten wird.
Mit Ausnahme der Sonne scheinen von der Erde aus gesehen die Sterne stillzustehen. Sie bilden scheinbar Jahr für Jahr das gleiche Muster am Himmel, so genannte Sternbilder. In Wirklichkeit bewegen sich die Sterne sehr schnell. Sie sind aber so weit entfernt, dass ihre Positionsveränderungen nur im Lauf von Jahrhunderten auffallen.
Sterne bestehen größtenteils aus Wasserstoff und Helium mit unterschiedlichen Anteilen schwererer Elemente.
Was sind Galaxien?
Galaxien sind riesige Sternensysteme, die meist einen großen Abstand voneinander haben. In Galaxien befindet sich u. a. auch Materie, in Form von Gasen und Staubpartikeln.
Die Beobachtungsdaten
In einer klaren Nacht kann man mit dem freien Auge rund 2000 Sterne sehen. Aber bereits ein einfacher Feldstecher zeigt 50 000, ein kleines Fernrohr über 100 000 Himmelsobjekte. Die Gesamtzahl der Sterne, die man mit den größten Teleskopen und langer Belichtungszeit fotografieren kann, beträgt etwa 10 Milliarden. Der größte Positionskatalog gibt die Lage von etwa 15 Millionen Sternen und 3 Millionen Galaxien auf der Himmelskugel wieder.
Helligkeit und Leuchtkraft der Sterne
Bereits im Altertum teilte man die Sterne in sechs Größenklassen ein. Die hellsten Sterne bezeichnete man als Sterne erster Größe, die nächst helleren als Sterne zweiter Größe und so fort, bis zu den schwächsten, die mit bloßem Auge gerade noch sichtbar sind und die man Sterne sechster Größe nannte.
Dieses System wurde in die moderne Astronomie übernommen, wobei man festlegte, dass einem Unterschied von fünf Größenklassen ein Helligkeitsverhältnis von 100 : 1 entsprechen solle.
Ein Stern erster Größe ist also 2,512-mal heller als ein Stern zweiter Größe. Die schwächsten noch fotografierbaren Sterne sind von 25. Größe.
Aus den Beobachtungsdaten ergeben sich die Temperatur und - falls die Entfernung bekannt ist - die Leuchtkraft von Sternen. Damit können wir die Radien der Sterne berechnen.
Für weitere Aussagen über einen Stern müssen wir seine Entfernung r von der Erde messen. Für die sonnennächsten Sterne bedient man sich dazu einer trigonometrischen Methode, bei der man den Erdbahndurchmesser als Standlinie benützt. Damit wurden die Entfernungen einiger tausend Sterne vermessen, wobei sich Proxima Centauri und das mit freiem Auge sichtbare Sternsystem Alpha Centauri am südlichen Sternhimmel als sonnennächste Sterne erwiesen. Unser Abstand von Alpha Centauri beträgt:
r = 4• 1016m = 4,4 Lichtjahre (1 Lichtjahr = 9,45 • 1015m).
Aus der Entfernung r und der scheinbaren Helligkeit eines Sternes können wir seine Leuchtkraft berechnen. Diese beiden Größen sind folgendermaßen definiert:
Scheinbare Helligkeit I:
Lichtenergie, die pro Quadratmeter und Sekunde ins Fernrohr einfällt
Leuchtkraft L:
Lichtenergie, die der Stern pro Sekunde insgesamt aussendet.
Die Sonne erweist sich als typischer Fixstern mittlerer Leuchtkraft.
Die erste Entfernungsbestimmung eines Sternes gelang 1837 dem deutschen Astronomen Friedrich BESSEL.
Temperatur und Radius der Sterne
Wird das Licht eines Sternes in sein Spektrum zerlegt, erhält man bemerkenswerte Informationen über den Stern. Die Oberflächentemperatur kann mit Hilfe der Gesetze der Wärmestrahlung geschätzt werden. Sie liegt zwischen 2000 K und 20 000 K.
Die Spektrallinien geben Aufschluss über die chemische Zusammensetzung der Sterne
Hertzsprung-Russell-Diagramm
Das nach dem dänischen Astronomen Einar Hertzsprung und seinem amerikanischen Kollegen Henry Norris Russell entwickelte und nach ihnen benannte Diagramm klassifiziert die Gestirne nach ihrem Helligkeitsgrad sowie ihrem Farbspektrum (Farben-Helligkeits-Diagramm), um das Alter der Himmelskörper zu bestimmen.
Ordnet man die Sterne nach Leuchtkraft und Temperatur im Hertzsprung-Russell-Diagramm an, so liegt ein Großteil aller Sterne auf der Hauptreihe.
Oberhalb der Hauptreihe liegen die Roten Riesen. Sie sind etwa 100-mal größer als die Sonne.
Unterhalb der Hauptreihe liegen die Weißen Zwerge.Sie sind ungefähr 100-mal kleiner als die Sonne.
Die Hauptreihensterne unterscheiden sich auch in einigen Eigenschaften ihrer Spektrallinien, wie z. B. der Linienstärke, von den Weißen Zwergen und den Roten Riesen. Man kann deshalb aus dem Spektrum eines Sternes erkennen, ob er der Hauptreihe angehört und welche Temperatur er hat. Aus der Temperatur kann man dann bei Hauptreihensternen auch die Leuchtkraft bestimmen und durch Vergleich mit der scheinbaren Helligkeit ihre Entfernung abschätzen. Auf diese Weise kann man die Entfernung von Sternen innerhalb der Milchstraße und sogar in einigen benachbarten Sternensystemen ermitteln.
Durch Vergleich von Leuchtkraft und Helligkeit von Hauptreihensternen kann man ihre Entfernung bestimmen.
Masse und Dichte der Sterne
Im Jahre 1834 entdeckte der deutsche Astronom Friedrich Wilhelm BESSEL, dass sich Sirius, der hellste Stern am Nachthimmel, nicht gleichförmig bewegt. Bessel vermutete, dass Sirus um einen dunklen Begleitstern kreist, den er jedoch nicht entdecken konnte.
18 Jahre später fand der amerikanische Instrumentenbauer CLARK beim Blick durch ein neues Fernrohr einen matten Lichtfleck, der fast von Sirius überstrahlt wurde. Es war kein Linsenfehler, sondern ein lichtschwacher Stern, der sich gemeinsam mit Sirius bewegte. Damit war der von Bessel vermutete Begleitstern gefunden. Er erwies sich als Weißer Zwerg. Die Messungen der nächsten Jahrzehnte zeigten, dass sich die beiden Komponenten des Doppelsternsystems, Sirius A und Sirius B, auf Ellipsenbahnen um ihren gemeinsamen Schwerpunkt bewegen.
Dieses Verfahren zur Bestimmung von Sternmassen ist nur auf Doppelsternsysteme anwendbar. Allerdings kann man nur bei den nächsten Sternen die Bahnkurven mit ausreichender Genauigkeit messen. Man kennt daher nur von einigen hundert Sternen die Massen aus direkten Beobachtungen. Trägt man in einem Diagramm die Leuchtkraft von Hauptreihensternen gegen ihre Masse auf, so erkennt man einen einfachen Zusammenhang, die Masse-Leuchtkraft-Beziehung. Die Massen der anderen Sterne werden auf Grund ihrer Leuchtkraft bestimmt.
Bei Hauptreihensternen besteht eine einfache Beziehung zwischen Masse und Leuchtkraft.
Die Massen aller Sterne liegen zwischen 0,01 M und 100 .
Aus Masse und Radius können wir die Dichte von Hauptreihensternen berechnen.
Die Weißen Zwerge sind etwa hundertmal kleiner als die Sonne und weisen ungefähr den Radius der Erde auf. Der geringe Radius dieser Sterne weist auf einen ungewöhnlichen inneren Aufbau hin.
Während die Dichte von Sirius A - und auch diejenige der übrigen Hauptreihensterne - mit der Dichte von Wasser und anderer irdischer Materialien vergleichbar ist, erweist sich der Sirius-Begleiter als millionenfach dichter. Ein Kubikzentimeter des Materials dieses Weißen Zwerges hat eine Masse von rund 3000 kg.
In gleicher Weise kann man die Dichten anderer Sterne berechnen. Dabei zeigt sich, dass Rote Riesen wesentlich geringere Dichten als Hauptreihensterne aufweisen, weil sie bei gleichen Massen ein millionenfach höheres Volumen besitzen. Ihre Dichte liegt daher bei 10-3 kg/m3.
Die Dichte von Hauptreihensternen beträgt rund 1000 kg/m3.
Die Dichten der Roten Riesen sind millionenfach geringer.
Die Dichten der Weißen Zwerge sind millionenfach größer.
Veränderliche Sterne
Bereits im Altertum war bekannt, dass manche Sterne, wie z. B. Algol im Sternbild Perseus, ihre Helligkeit periodisch ändern. Für diese Helligkeitswechsel gibt es verschiedene Gründe.
Bedeckungsveränderliche sind Doppelsterne, die einander während des Umlaufs gegenseitig verdecken.
Pulsierende Veränderliche sind Sterne, deren Leuchtkraft sich periodisch ändert. Dieser Lichtwechsel kann einige Stunden, aber auch Monate dauern, und die Leuchtkraft ändert sich dabei bis zum 250-fachen. Die wichtigsten Beispiele solcher Sterne sind die Cepheiden, eine Klasse von Riesensternen, die nach einem typischen Vertreter im Sternbild Cepheus benannt ist. Die Temperatur dieser Sterne verändert sich während des Lichtwechsels um 1000 K, und ihr Radius schwankt um 20%. Die Veränderung der Leuchtkraft kommt also durch ein Pulsieren des Sternes zustande. Zwischen der Leuchtkraft und der Periode des Helligkeitswechsels besteht eine auffallende Beziehung. Daher kann man die Leuchtkraft aus der Periode bestimmen, und durch Vergleich mit der scheinbaren Helligkeit findet man die Entfernung. Damit werden die Cepheiden zu »Kilometersteinen« im Weltall, mit deren Hilfe Entfernungen bis zu einigen Millionen Lichtjahren vermessen werden können.
Novae sind Sterne, bei denen explosionsartige Helligkeitsausbrüche auftreten. Vermutlich handelt es sich um Weiße Zwerge in Doppelsternsystemen, auf die Materie von einem massereichen Partner hinüberströmt. Hat sich genügend Wasserstoff an der Oberfläche angesammelt, kann die Kernfusion wieder einsetzen - es entzündet sich sozusagen eine H-Bombe.
Supernovae sind die Endphase der Entwicklung von massereichen Sternen, die schließlich unter ihrem eigenen Gewicht zusammenbrechen und in einem gewaltigen Leuchtkraftanstieg ihr Leben beenden.
Aufbau und Verteilung der Galaxien
Galaxien finden sich gewöhnlich nicht isoliert im Weltraum, sondern sind oft Teile kleiner oder mittelgroßer Gruppen, die wiederum große Galaxienhaufen bilden. Unsere Galaxie (Milchstraße) ist Teil der Lokalen Gruppe, die sich vermutlich aus mehr als 30 Objekten zusammensetzt. Die Milchstraße und der Andromedanebel sind ihre beiden größten mit je 100 bis 200 Milliarden Sternen. Die Magellan’schen Wolken sind nahe gelegene Satellitengalaxien, die klein sind und schwach leuchten. Sie bestehen aus etwa 100 Millionen Sternen.
Sterne und Gaswolken kreisen um das Zentrum ihrer Galaxie. Die Perioden der Umkreisungen liegen in einer Größenordnung von Hunderten von Jahrmillionen. Diese Bewegungen werden erforscht, indem man die Lage von Linien im Spektrum der Galaxie misst. In Spiralgalaxien bewegen sich die Sterne in kreisförmigen Bahnen mit Geschwindigkeiten, die mit der Entfernung vom Zentrum zunehmen. Am Rand der Spiralscheiben sind Geschwindigkeiten von 300 Kilometern pro Sekunde in Entfernungen von 150 000 Lichtjahren gemessen worden.
Es ist nicht möglich, aus der Betrachtung einer Galaxie mit dem Teleskop ihre Entfernung abzuleiten, da es sich sowohl um eine riesige Galaxie in einer großen Entfernung als auch um eine kleinere Galaxie näher an der Erde handeln kann. Astronomen schätzen die Entfernungen, indem sie Helligkeit oder Größe von Objekten einer unbekannten Galaxie mit solchen in unserer Galaxie vergleichen. Die hellsten Sterne, Supernovae, Sternhaufen und Gaswolken werden dafür benutzt. Bei variablen Cepheiden ändert sich die Helligkeit periodisch. Diese Himmelsobjekte sind besonders wertvoll, da die Periode der Schwankung in Beziehung zur tatsächlichen Helligkeit des Sternes steht. Durch die Beobachtung der Periode kann die wahre Helligkeit berechnet und mit der scheinbaren Helligkeit verglichen werden; daraus lässt sich die Entfernung ableiten.
Die Entwicklung der Sterne und Synthese der Elemente
Die Entstehung von Sternen
Im Laboratorium füllt ein Gas jedes ihm zur Verfügung stehende Volumen gleichmäßig aus. Im Kosmos können sich ausreichend große Gaswolken unter dem Einfluss der Schwerkraft zusammenziehen und Sterne bilden.
Wenn die Temperatur niedrig genug ist, erreichen nur wenige Moleküle die zum Entweichen aus der Gaswolke notwendige Fluchtgeschwindigkeit, die restlichen bleiben unter der Wirkung der Schwerkraft an die Wolke gebunden.
Die Wolke fließt daher nicht auseinander, sondern zieht sich zusammen.
Nur wenn eine Gaswolke mehrere hundert Lichtjahre ausgedehnt ist und eine Masse von mehreren tausend Sonnenmassen besitzt, können sich Sterne bilden. Diese Masse ist viel größer als die Masse einzelner Sterne.
Bei der Kontraktion steigt die Dichte der Wolke, während die Temperatur zunächst konstant bleibt. Dadurch werden kleinere Wolken instabil und ziehen sich ebenfalls zusammen. So entsteht aus einer großen Gaswolke ein Sternhaufen. Dieser Vorgang spielt sich auch heute noch in unserer Galaxis ab. Ein Gebiet, in dem die Bildung neuer Sterne zu beobachten ist, ist der Orionnebel.
Sternentwicklung in der Hauptreihe
Die Kontraktion der Gaswolken dauert einige Millionen Jahre.
Mit zunehmender Dichte steigt die Wahrscheinlichkeit von Zusammenstößen der Moleküle. Dabei wird ein Teil der durch den Fall im Gravitationsfeld gewonnenen Energie in ungeordnete thermische Bewegungsenergie umgewandelt, und die Wolke heizt sich auf.
Dies setzt sich solange fort, bis eine Temperatur von etwa 106 K erreicht ist und im nun sehr dichten Zentrum Kernreaktionen einsetzen. Die daraus folgende weitere Temperaturerhöhung bringt durch den erhöhten Gasdruck die Kontraktion zum Stillstand, und ein neuer Stern beginnt zu leuchten. (Dafür muss die Sternmasse mindestens 1% der Sonnenmasse betragen. Liegt sie darunter, kühlt der Stern allmählich aus und wird zu einem planetenähnlichen Körper, einem Schwarzen Zwerg.)
Die Energiequelle der Sterne ist die Kernenergie. Nach heutiger Auffassung bestand das frühe Universum praktisch zur Gänze aus Wasserstoff und Helium im Massenverhältnis 3 : 1.
Wie sich die ursprünglichen Materiewolken zu Galaxien verdichteten, wie die großen Zwischenräume zwischen den Galaxien entstanden, ist noch unverstanden. Innerhalb der Galaxien verdichteten sich große Gaswolken zu Haufen von Riesensternen, deren Entwicklung sehr rasch ablief. In ihrem Inneren wurden schwere Elemente durch Kernfusion erzeugt.
Am Ende ihrer Lebensdauer explodierten sie und schleuderten ihre »Asche« in den Weltraum, aus der zusammen mit unverarbeitetem ursprünglichem Material im Lauf der Jahrmilliarden immer neue Sterngenerationen entstanden. Die Sonne mit einem Alter von etwa 5 Mrd. Jahren ist ein Mitglied einer späten Generation.
Die Energieproduktion der Sonne
Die ursprüngliche Elementverteilung ist in den äußeren Schichten der Sonne unverändert geblieben: Ihre Masse setzt sich zu 75% aus Wasserstoff, zu 24% aus Helium zusammen, der Rest verteilt sich auf Sauerstoff, Kohlenstoff und andere Elemente. Innerhalb einer Kugel mit einem Viertel des Sonnenradius (1,5% des Volumens) ist die Hälfte der Sonnenmasse konzentriert. Dort herrschen Bedingungen, unter denen die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium erfolgt.
In jeder Sekunde werden im Sonneninneren 6,7 • 1011 kg Wasserstoff zu Helium verschmolzen, wobei die entstehenden Heliumkerne wegen des Massendefektes eine um insgesamt 4,2 • 109 kg geringere Masse aufweisen. Die dadurch freiwerdende Energie wird aus dem Sonneninneren in Form von elektromagnetischer Strahlung in die Nähe der Sonnenoberfläche gebracht. Dabei wird die Strahlung durch das ionisierte Gas beständig absorbiert und wieder emittiert, wodurch der Energietransport einige 100 000 Jahre dauert. Erst in den oberen Schichten der Sonne erfolgt der Energietransport auch durch Konvektion, die sich durch turbulente Gasströme zeigt. Durch die stabile .Schichtung des Sonneninneren reichert sich das produzierte Helium im Zentrum an.
Die Masse der Sonne reicht aus, um etwa 10 Mrd. Jahre lang das Wasserstoffbrennen aufrechtzuerhalten. In dieser Zeit bleibt die Sonne auf der Hauptreihe. Auch in anderen Hauptreihensternen findet die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium statt, wobei sich allerdings je nach Masse und Leuchtkraft unterschiedliche Lebensdauern ergeben. Ein Stern mit M = 10 M , hat eine Lebensdauer von nur 10 Mio. Jahren. In seinem Inneren ist die Temperatur höher, die Kernfusion läuft über den Kohlenstoffzyklus viel rascher ab, wodurch der Wasserstoffvorrat des Sterns umso früher erschöpft ist, je größer seine Masse ist. Die massereichen Sterne, die heute auf der Hauptreihe beobachtet werden, können also erst vor relativ kurzer Zeit entstanden sein.
Ist der Wasserstoff in der Kernzone großteils aufgebraucht, beginnt eine neue Phase im Leben der Sterne. Zunächst erfolgt die Fusion des Wasserstoffs in einer weiter außen liegenden Schicht. Dadurch heizt sich die Sternatmosphäre auf und dehnt sich aus. Der Stern wird zum Roten Riesen. Für die Sonne wird dies in etwa 5 Mrd. Jahren erfolgen. Ihr Radius reicht dann weit über die Erdbahn hinaus.
Das weitere Schicksal des Sterns hängt wesentlich von seiner Masse ab. Sterne mit M < 1,4 M , entwickeln sich zu Weißen Zwergen, während massereichere Sterne eine stürmische Entwicklung nehmen.
Im künftigen Weißen Zwerg von der Masse der Sonne steigt die Temperatur im Sterninneren noch soweit an, dass es zur Verschmelzung von Heliumkernen zu Kohlenstoff kommt. Doch damit ist die kernphysikalische Entwicklung beendet. Durch Abkühlung sinkt der Druck im Stern, die Last der Hülle komprimiert das Sterninnere weiter. Die Atome werden also auf ein Hundertstel ihres normalen Radius zusammengedrückt.
Der Weiße Zwerg bleibt nach der Abkühlung als ausgebrannter Stern (Schwarzer Zwerg) im Weltraum zurück.
Der Druck der Elektronen vermag der Schwerkraft allerdings nur bis zu einer oberen Massengrenze M < 1,4 M stand zu halten. Größere Massen können durch den Elektronendruck nicht stabilisiert werden. (Einen Teil der Hülle hat der Rote Riese bereits verdampft, als planetarischer Nebel fliegt sie in den Weltraum.)
Die Altersphase von massenreichen Sternen
Unter dem Druck des Sterns kontrahiert der Heliumkern und heizt sich weiter auf. Dadurch werden weitere Kernverschmelzungen möglich.
Jeder folgende Schritt dauert kürzer als der vorhergegangene, immer weiter kontrahiert das Sterninnere. Entsprechend der Temperaturverteilung im Stern bilden sich Schalen, in denen die Reaktionen ablaufen. In weiteren Kernreaktionen entstehen zusätzlich alle Elemente, die schwerer als Eisen sind. Auch das Siliciumbrennen vermag den Stern nicht zu stabilisieren. Einerseits ist mit Eisen der stabilste Kern erreicht, andererseits setzen Reaktionen ein, die den Stern kühlen.
Nach wenigen Tagen ist das Siliciumbrennen beendet, und es kommt der letzte Akt in der Sternentwicklung: die Explosion einer Supernova.
Supernovae sind schlagartig hell aufleuchtende Sterne. Die Astronomen beobachten etwa 20 solche Ereignisse pro Jahr, mit freiem Auge sichtbar ist jedoch nur eine in 300 Jahren. Die letzte war 1604 erschienen und von Johannes Kepler detailliert beobachtet worden: ein Jahr lang war sie am Sternhimmel sichtbar. Am 23. Februar 1987 flammte am südlichen Sternenhimmel SN1987A, die erste Supernova des Jahres 1987, in der 170 000 Lj entfernten Großen Magellan'schen Wolke auf. Es war die erste Supernova, deren Vorläuferstern bekannt ist.
Neutronensterne und Pulsare
Neutronensterne müssen ganz außergewöhnliche Eigenschaften besitzen, damit sie im Weltall gefunden werden können. Zwei Eigenschaften zeichnen sie aus, ihre hohe Rotationsgeschwindigkeit und ihr Magnetfeld.
Alle Sterne drehen sich mit einer Periode von einigen Tagen um ihre Achse. Bei der Kontraktion erhöht sich die Umdrehungsgeschwindigkeit - genau wie bei einer Schlittschuhläuferin, die in einer Pirouette die Arme dicht an den Körper anlegt.
Die Mehrzahl der Sterne besitzt ein schwaches Magnetfeld. Bei der Verdichtung des Sterns wächst des Magnetfeld rasch an. Das Magnetfeld rotiert mit dem Stern mit, der dadurch zu einem gigantischen Dynamo wird. Die elektrische Spannung zwischen Pol und Äquator des Sterns reißt Elektronen aus der Sternoberfläche und beschleunigt sie entlang der Magnetlinien. Dabei wird Synchrotronstrahlung in einem engen Kegel abgestrahlt, der sich mit der Sternrotation mitdreht. Der Neutronenstern ist eine pulsierende Radioquelle, ein Pulsar.
Der berühmteste Pulsar liegt im Zentrum des Krebsnebels. Dieser Nebel entstand im Jahre 1054 bei einer Supernova-Explosion, die von chinesischen Astronomen beobachtet wurde. Der Kollaps eines Sternes führte zu einem Neutronenstern, der sich 33-mal pro Sekunde um seine Achse dreht und dabei sowohl sichtbares Licht als auch Radiowellen aussendet. Er wurde 1967 als erster Pulsar entdeckt.
Schwarze Löcher
Schwarzes Loch, ein Himmelskörper mit einem so starken Gravitationsfeld, dass sich nichts, nicht einmal elektromagnetische Strahlung, von ihm entfernen kann.
Schwarze Löcher sind von einer kugelförmigen Grenze umgeben, die als Ereignishorizont bezeichnet wird. Durch diesen Ereignishorizont kann Licht ein-, aber nicht austreten; er erscheint daher völlig schwarz. Ein solches Feld kann zu einem Himmelskörper mit hoher Dichte und relativ kleiner Masse (kleiner oder gleich der Masse der Sonne) gehören, der zu einem sehr kleinen Volumen verdichtet ist; oder zu einem Himmelskörper mit geringer Dichte und sehr großer Masse, wie z. B. einer Ansammlung von Millionen von Sternen im Zentrum einer Galaxie.
Entstehung: Schwarze Löcher entstehen im Verlauf einer Sternentwicklung
Schwarze Löcher entstehen allem Anschein nach im Verlauf einer Sternentwicklung. Durch die Verschmelzung von Atomkernen entstehen im Inneren der Sterne immer schwerere Elemente. Wenn die nuklearen Brennstoffe erschöpft sind, ist der Stern so schwer und heiß, dass er unter seinem eigenen Gewicht zusammenbricht (kollabiert).
Beträgt die Masse des kollabierenden Sterns weniger als das 1,7fache der Sonnenmasse, wirkt der so genannte Elektronendruck der Gravitation entgegen und es entsteht ein Weißer Zwerg.
Liegt die Masse zwischen dem 1,7fachen und dem etwa dreifachen der Sonnenmasse, reicht der Elektronendruck nicht mehr aus und der Stern kollabiert weiter. In diesem Fall wirkt der so genannte Neutronendruck der Gravitation entgegen und es entsteht ein Neutronenstern. Bei Sternen der Masse über dem dreifachen der Sonnenmasse reicht selbst der Neutronendruck nicht mehr aus und der Stern kollabiert zu einem Schwarzen Loch.
Quasare
Ein weiteres Rätsel der Astrophysik stellen die zunächst als Radioquellen, dann auch im optischen Bereich gefundenen Objekte geringer Ausdehnung, die Quasare dar. Sie sind wesentlich weiter entfernt als die Galaxien, etwa 260 Mio. bis zu 12 Mrd. Lichtjahre. Ihre Leuchtkraft ist mehr als hundertmal größer als die einer Galaxie, und doch müssen sie relativ kompakte Objekte sein. Teilweise ändern sie ihre Leuchtkraft innerhalb einer Woche um 3 Größenordnungen, ihre Ausdehnung kann daher nur einige Lichttage betragen. Möglicherweise sind Quasare die Kerne junger Galaxien.
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