Weltall

Astronomie

Weltall

  • Wie alt ist unser Universum?
  • Was ist eigentlich der Urknall?
  • Sah unser Universum schon immer so aus wie heute?
  • Dehnt sich unser Universum immer weiter aus?

Sterne sind keine statischen Gebilde. Im Sterninneren fusionieren kleinere Atomkerne zu größeren. Die dabei frei werdende Energie gelangt zur Oberfläche des Sterns und wird dort abgestrahlt. Durch die Fusion ändert sich die Zusammensetzung des Sterns, und der begrenzte Vorrat an “Brennstoff” bestimmt die endliche Lebensdauer des Sterns.
Es wirken auf die Sternhülle zwei Kräfte, die Schwerkraft, die den Stern zu kontrahieren versucht, und die durch den Strahlungsdruck bedingte nach außen wirkende Kraft.
Die nach außen wirkende Kraft wird durch zwei Effekte bestimmt:

1. Die Energieerzeugungsrate im Sterninneren, also die Menge der zur Verfügung stehenden Strahlungsleistung.
Je größer die Strahlungsleistung, um so größer der Strahlungsdruck.
2. Die Durchlässigkeit der äußeren Schichten für die Strahlung.
Je undurchlässiger die äußeren Schichten für die Strahlung sind, desto größer der Strahlungsdruck.

Die Gravitationskraft nimmt mit kleiner werdendem Stern in etwa indirekt zum Quadrat des Sternradius zu:
Die Strahlungskräfte nehmen mit kleiner werdendem Stern wesentlich stärker als die Graviationskräfte zu.
Dadurch ergibt sich eine Normallage, bei der Graviationskräfte und Strahlungskräfte im Gleichgewicht sind.
Bei jedem Gleichgewichtszustand kann es zu Schwingungen um die Normallage kommen.

Wenn etwa der Radius des Sterns etwas kleiner ist, als es dem Gleichgewichtswert entspricht, so werden die strahlungsbedingten expandierenden Kräfte größer als die Gravitationskräfte und lassen den Stern wieder auf seine "Normalgröße" wachsen. Diese Bewegung wird wegen der Massenträgheit über den Gleichgewichtspunkt hinausschießen und der Stern wird zunächst etwas größer werden, als seine "Normalgröße"entspricht. Dann überwiegt die kontrahierende Schwerkraft die expandierenden nachlassenden Kräfte und der Stern schrumpft wieder. Auf diese weise entsteht eine Schwingung (Oszillation) des Sterns, die mit einem Pulsieren der Sternhelligkeit verbunden ist.

Dabei sind diese Schwingungen wenig stark ausgeprägt, wenn der Kräfteunterschied mit der Änderung des Sternradius schnell anwächst und die Schwingungen sind stark ausgepräcgt, wenn der Kräfteunterschied mit Änderung des Sternradius nicht so stark ausgeprägt ist.

In bestimmten Lebensphasen des Sterns, insbesondere im Hauptreihenstadium, bei der Fusion des Wasserstoffs im Kern zu Helium herrscht ein relativ stabiles Kräftegleichgewicht. Bei Veringerung des Sternradius erhöht sich die den Strahlungsdruck bewirkende Fusionsrate im Sterninneren auf Grund des steigenden Drucks und der steigenden Temperatur wesentlich stärker als die indirekt zum Quadrat des Sternradius sich verstärkende Gravitationskräfte, so dass sich der Gleichgewichtszustand schnell einpendelt. Die Sonne führt deshalb nur sehr geringe Helligkeitsschwankungen durch.
Anders im Riesenstadium. Dann besteht der Stern aus einem dichten, die Energieversorgung liefernden Kern und einer verhältnismäßig dünnen weit vom Kern entfernten Hülle. Ein Zusammenziehen der Hülle bewirkt nur eine geringe Erhöhung des Kerndrucks und damit der Fusionsrate. Allerdings wird die Hülle beim Zusammenziehen auf Grund der größeren Strahlungsleistung pro m² heißer. Da aber die heißere Hüllenmaterie für die von innen kommende Strahlung weniger gut durchlässig ist, staut sich die Strahlung und erhöht den Druck auf die Hülle solange bis diese sich wieder ausdehnt und damit kälter und strahlungsdurchlässiger wird.

Wie sich Helligkeit, Oberflächentemperatur, Sternradius und die Ausdehnungsgeschwindigkeit der Oberfläche von δ Cephei ändern zeigt nebenstehende Grafik (nach Carroll & Ostlie: Modern Astrophysics, Addison-Wesley Pub. 1996)

 

Die Cepheiden sind veränderliche Sterne, die nach dem Stern δ Cephei; im Sternbild Cepheus benannt sind, eine Unterklasse der Pulsationsveränderlichen. Cepheiden verändern ihre Leuchtkraft streng periodisch, dabei verändert sich auch ihre Spektralklasse und somit ihre Oberflächentemperatur.

1912 untersuchte Henrietta Swan LEAVITT (1868 - 1921) am Harvard College Observatorium Fotoplatten mit Aufnahmen der sehr hellen pulsierenden Sterne in der kleinen Magellanschen Wolke (rechtes Foto). Sie fand dabei heraus, dass die Helligkeiten einer Gruppe von 25 Sternen in der kleinen Magellanschen Wolke, die dem Stern δ Cephei gleichen, mit ihrer Periode in Zusammenhang stehen.

Im doppelt logaritmischen Maßstab (nach oben aufgetragen die relative Helligeit) nach rechts der Logarithmus der Periode ergaben sich sowohl für das Strahlungsmaximum und das Strahlungsminimum parallele Geraden, wie die rechte von Pickering 1912 veröffentlichte Grafik zeigt.
Daraus ergibt sich folgende Gesetzmäßigkeit für die mittlere relative Helligkeit m und Periode p gleichweit entfernter Cepheiden:
\[\frac{{{p_1}}}{{{p_2}}} = {10^{\frac{{{m_2} - {m_1}}}{{2,54}}}} \Rightarrow \lg \frac{{{p_1}}}{{{p_2}}} = \frac{{{m_2} - {m_1}}}{{2,54}} \Rightarrow {m_1} = {m_2} - 2,54 \cdot \lg \frac{{{p_1}}}{{{p_2}}}\]

Rechts die scheinbaren Helligkeiten von vier verschiedenen etwa gleichweit entfernten Cepheiden.

Hellere Cepheiden (kleineres m) haben eine größere Periode.

Da alle Sterne der kleinen Magellanschen Wolke von uns aus gesehen gleich weit entfernt sind, gilt diese Formel natürlich in gleicher Weise auch für absolute Helligkeiten. Um die Formel aber auf absolute Helligkeiten zu eichen benötigte man einen Cepheiden, dessen Entfernung und damit seine absolute Helligkeit kannte. Dies gelang 1919 H.Shapley mit Cepheiden aus Kugelsternhaufen unserers Galaxie.

Wodurch die Pulsationsveränderung kommt, zeigt ihnen die Seite Pulsationsveränderliche

Cepheiden sind sind recht häufige Riesensterne und sehr helle Objekte, die man von der Erde aus bis zu einer Entfernung bis zu einigen Megaparsec, mit dem Hubble-Weltraumteleskop bis zu etwa 20 Megaparsec, beobachten kann, das macht sie zu einem brauchbareren Mittel für die astronomische Entfernungsbestimmung.
Da man aus ihrer Periode direkt auf ihre absolute Helligkeit schließen kann, sind sie die geeigneten Standardkerzen zum Bestimmen von Entfernung in einem Bereich bis 20 Mpc. Als Standardkerze bezeichnet man ein leuchtendes Objekt bekannter absoluter Helligkeit. Weitere Standardkerzen sind die RR-Lyrae-Sterne, die W-Virginis-Sterne und für sehr entfernte Objekte Supernovae vom Typ 1a.

δ-Cephei hat eine Periode von 5,4 Tagen. Seine relative Helligkeit schwankt wischen 3,6 und 4,3 Magnituden. Seine Entfernung beträgt 313 pc.

Berechne die mittlere absolute Helligkeit Mδ-Cephei.

Leite eine Formel her, mit der man die absolute Helligkeit eines Cepheiden aus seiner Periode bestimmt.

 
Mit Hilfe der Rotverschiebung entdeckte Hubble(Siehe Foto) eine absolute Regelmäßigkeit in der Bewegung der Galaxien: Er fand heraus, dass sich die Galaxien um so schneller entfernen, je weiter sie von uns weg sind. Hubble entdeckte die beständige Ausdehnung des Universums! Wie die Rosinen in einem Hefeteig bewegen sich die Galaxien mit der Expansion des Universums immer weiter und schneller auseinander, wobei der Vergleich mit dem Hefeteig nicht ganz richtig ist, da der Hefeteig eine Mitte hat, das Universum aber nicht.

Die Flucht-Geschwindigkeit einer Galaxie ist direkt proportional zu ihrer Entfernung zu uns. Die Proportionalitätskonstante heißt Hubble Konstante H0, sie beträgt rund 60 km/s pro Mpc.
Geschwindigkeit = H0 x Entfernung: v = H0· r

Hier sieht man die Rotverschiebungen der H und K-Linie verschiedener Galaxien. Unter der Annahme der Gültigkeit des Hubbleschen Gesetzes, kann man aus der Größe der Rotverschiebung auf die Geschwindigkeit schließen (Doppler-Effekt) und daraus auf die Entfernung.

Anmerkungen zur Rotverschiebung:
Das richtige Verständnis der Rotverschiebung nach dem Standardmodell des Universums ist wie folgt:
Wird Licht zu einem gewissen Zeitpunkt von einer fernen Galaxie emittiert,so braucht das Licht eine gewisse Zeit, bis es auf der Erde ankommt. In dieser Zeit dehnt sich das Universum weiter aus. Angenommen, die Größe des Universums verdoppelt sich, bis das Licht auf der Erde ankommt, dann hat sich die Wellenlänge des Lichtes mit verdoppelt. Das heißt, das Licht wird sozusagen mit der Expansion des Universums „gedehnt“. Dieser Effekt folgt automatisch aus den Gleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie und wird kosmologische Rotverschiebung genannt.
Wird die Rotverschiebung einer gewissen Galaxie direkt als Fluchtgeschwindigkeit interpretiert, so wird dabei etwas über die Galaxie ausgesagt, nämlich, dass sie sich mit einer gewissen Geschwindigkeit von uns fortbewegte, als das Licht von ihr ausgegangen ist. Wird die Rotverschiebung der Galaxie hingegen kosmologisch gedeutet, wird nichts darüber ausgesagt, wie schnell sich die Galaxie bewegte, als das Licht von ihr ausging, sondern nur in welchem Maße sich das Universum seither ausgedehnt hat. Wie diese Expansion verlaufen ist, das heißt, ob linear, beschleunigend, oszillatorisch (= hin und her bewegend) etc., kann dabei der Rotverschiebung nicht angesehen werden, sondern muss anderweitig erörtert werden.

Bei einer Galaxie wird die Hα -Linie des Wasserstoffs - im Labor eine scharfe Linie bei λ 0= 656,297 nm verschoben bei der Wellenlänge λ 1= 658,003 nm beobachtet.

Mit welcher Geschwindigkeit und welcher Richtung bewegt sich die Galaxie und wie weit ist sie entfernt, wenn als Hubblekonstante H0 = 60 km/s pro Mpc angenommen wird.

Druckversion
RSS - Weltall abonnieren