D i s k u s s i o n



 Beitrag 0-91
Der Lebenslauf aller Sterne

 
 

 
Der Lebenslauf aller Sterne

 
 
Zur Geburt eines Sterns kommt es, wenn eine Wolke aus Wasserstoffgas — mehrfach so groß wie unser Sonnensystem — durch die von ihr selbst ausgehende Gravitationskraft langsam komprimiert wird. Da hierbei Gravitationsenergie in kinetische Energie der Wasserstoffatome umgewandelt wird, ergibt sich eine recht starke Erwärmung der dichter und dichter werdenden Gaswolke.
 
Doch an einem bestimmten Punkt — wenn die Temperatur auf 10 bis 100 Mio Grad K angestiegen ist, überwindet die kinetische Energie der Protonen (der Wasser­stoffkerne also) ihre elektrostatische Abstoßung. Sie prallen dann aufeinander und » verschmelzen « paarweise zu Helium. Dies setzt gewaltige Energiemengen frei und macht aus der Wasserstoffwolke eine Heliumwolke.
    Um zu verstehen, warum die Umwandlung von Wasserstoff in Helium Energie freisetzt, muss man wissen, dass das durchschnittliche » Gewicht « eines einzelnen Protons in Atomen umso größer ist, je leichter die Atome sind. Da Wasserstoffatome leichter als Heliumatome sind, verlieren die Protonen an Gewicht, und die entsprechende Differenz wird freigesetzte Energie ( E = mc2 ).

Zudem kommt es zu einem Balanceakt zwischen der Schwerkraft, die bestrebt ist, die Gaswolke zu kompaktifizieren und der Kernkraft, die ihr entgegenwirkt.
 
Unsere Sonne etwa ist ein sog. gelber Stern: ein Stern, der noch überwiegend aus Wasserstoff besteht. Die bei seiner Verbrennung zu Helium freigesetzte Energie bewirkt, dass die Sonne scheint.
 
Doch im Laufe von mehreren Milliarden Jahren verbraucht sich der Wasserstoff, der Kernbrennofen erlischt, die Schwerkraft setzt sich durch und lässt die Heliumwolke stark schrumpfen. Diese Schrumpfung führt zu einer Aufheizung, und schließlich verbrennt das Helium in andere Elemente wie Lithium und Kohlenstoff. Da sie höheres Atomgewicht haben, wird hierbei aus genau den gleichen Gründen wie vorhin wieder viel Energie freigesetzt.
 
Obwohl der Stern stark an Größe verloren hat, ist seine Temperatur noch ziemlich hoch, und seine Atmosphäre dehnt sich aus. Sterne in diesem Zustand nennt man » rote Riesen «.
    Wenn der Wasserstoffvorrat unserer Sonne erschöpft sein wird, und sie dann beginnt Helium zu verbrennen, wird das dazu führen, dass sich ihre Atmosphäre bis zum Mars hin ausdehnt. Unsere Erde wird dann verdampfen. Nun ist unsere Sonne aber ein Stern mittleren Alters, was bedeutet, dass noch etwa 5 Mrd. Jahre vergehen werden, bis unsere Erde auf diese Weise zerstört wird.

Wenn schließlich auch das Helium verbrannt ist, wird der Kernbrennofen erneut erlöschen: Der rote Riese schrumpft und wird zu einem weißen Zwerg. In diesem Zustand kann der Stern nur noch wenig Energie abgeben (da die Atome, aus denen er dann besteht, schon recht schwere Elemente darstellen werden).
    Kurz: In etwa 5 Mrd. Jahren wird unsere Sonne zu einem weißen Zwerg werden: zu einen (nahezu) ausgebrannten Zwergstern.

Man geht heute davon aus, dass auch weiße Zwerge ihr Material in immer noch schwerere Atome umwandeln bis hin zu dem Punkt, wo der Stern dann überwiegend aus Eisen besteht (die Protonen der Eisenatome haben nahezu minimales durchschnittliches Gewicht). Nun lässt sich keine Energie mehr aus Überschussmasse gewinnen, und so kommt die Kernschmelze endgültig zum Stillstand.
 
Damit gewinnt die Schwerkraft dann endgültig die Oberhand und presst den Stern zusammen. Er kollabiert, so dass seine Temperatur sich um einen Faktor zwischen 1000 und 10000 auf mehrere Billionen Grad K erhöht.
 
Aufgrund der gewaltigen Wärmemenge, die hierdurch freigesetzt wird, entwickelt sich eine Supernova: Eine ungeheuere Explosion reißt den Stern auseinander und verstreut die Trümmerteile als Kondensationskerne im interstellaren Raum. Um sie herum bilden sich dann neue Sterne.
 
 
Nach Erlöschen der Supernova bleibt ein vollkommen toter Stern zurück: ein Neutronenstern, dessen Durchmesser nur noch wenige Kilometer beträgt. In ihm sind die Neutronen so dicht gepackt, dass sie sich buchstäblich » berühren «.
 
Neutronensterne sind nahezu unsichtbar. Dennoch kann man sie entdecken. Das liegt daran, dass sie bei ihrer Rotation etwas Strahlung abgeben und deswegen wie kosmische Leuchttürme wirken (Pulsare genannt). Seitdem man 1967 den ersten Pulsar entdeckt hat, wurden bis heute [2010] etwa 1700 weitere gefunden.
 
 
Durch Berechnungen glauben die Physiker gezeigt zu haben, dass die meisten Elemente, die schwerer als Eisen sich, in der Hitze und dem Druck einer Supernova entstehen. Und so kommt es, dass die bei der Explosion entstehenden, weit ins All hinaus geschleuderten Trümmer auch aus höheren Elementen bestehen. Im Laufe der Zeit mischen sie sich mit Gasen, bis sich schließlich so viel Wasserstoffgas angesammelt hat, dass die Gravitation erneut zu einer Komprimierung dieser Wolken führen kann. Die hierbei entstehenden Sterne der nächsten Generation enthalten deswegen auch schwerere Elemente.
 
Damit ist nun klar, woher die schwereren Elemente in unserem Körper kommen: Vor Milliarden Jahren explodierte eine namelose Supernova und legte damit den Grundstein zu jener Gaswolke, aus der sich unser Sonnensystem gebildet hat.
 
 
 
Quelle: Michio Kaku: Die Physik der unsichtbaren Dimensionen (Rohwohlt 2013), S. 345-353

 

 Beitrag 0-147
Wie Sterne sterben — und was dann von ihnen übrig ist

 
 

 
Wie Sterne sterben

und was von ihnen übrig bleibt

 
 
Von unserer Sonne wird einmal ein nur erdgroßer Klumpen aus Kohlenstoff und Sauerstoff übrig bleiben. Der ganze Rest ihrer Masse wird als planetarischer Nebel im Raum verteilt werden, der sich dann aber in einigen 10.000 Jahren völlig aufgelöst haben wird.
 
Sterne, die etwas mehr Masse als unsere Sonne haben, hinterlassen später eine kompakte Eisenkugel im All.
 
Genauer:
    Aus einem Sternkern, der weniger als 1.44 Sonnenmassen hat, entsteht ein sog. Weißer Zwerg:
     
    • Bei sehr geringer Restmasse — wie etwa im Fall unserer Sonne —, stabilisiert der Entartungsdruck der Elektronen den Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern gegen die Kraft der Gravitation.
       
    • Ansonsten aber wird der gesamte Kern zu Eisen (mit Spuren von Nickel).

    Bei größeren Sternen wird ihr Kern am Ende ihres Lebens zu Neutronen zusammengepresst: Es entsteht ein Neutronenstern, Die Hüllen um den Kern herum aber werden in einer Supernova-Explosion in den Raum geschossen. [ Manche Neutronensterne — sog. Pulsare — rotieren schnell und sehr präzise. Dabei senden sie an ihren beiden Polen hochenergetische Strahlungsbündel in den Raum. ]
     
    Wenn der zusammengepresste Restkern eines Sterns noch mindestens drei Sonnenmassen aufzuweisen hat, ist seine Gravitationskraft stark genug, ihn zu einem Schwarzen Loch werden zu lassen.

 
Ein Stern beginnt zu sterben, sobald sein Vorrat an Wasserstoff aufgebraucht ist:
 
Wegen der dann schwächer werdenden Kernfusionskräfte, kann die Gravitationskraft den Kern komprimieren, also schrumpfen lassen. Seine Außenhüllen aber dehnen sich mehr und mehr aus: Er wird zu einen roten Riesen. Zunächst kann der Stern seine Gravitationskraft noch einige Zeit dadurch im Zaune halten, dass er in seinem Inneren immer schwerere Elemente zur Fusion treibt (erst bei Eisen wird dann Schluss sein): Während also zunächst durch Fusion von Wasserstoff Helium entstand, zündet
  • bei etwa 100 Mio Kelvin das Heliumbrennen,
     
  • bei etwa 700 Mio Kelvin das Kohlenstoffbrennen (was Neon, aber auch Magnesium, Natrium und Sauerstoff erzeugt),
     
  • bei etwa 1200 Mio Kelvin das Neonbrennen (worin sich Sauerstoff, Magnesium und Silicium bilden),
     
  • bei etwa 1800 Mio Kelvin das Sauerstoffbrennen (es entstehen Silicium, aber auch Schwefel, Phosphor und Magnesium),
     
  • bei etwa 5000 Mio Kelvin zündet schließlich das Siliciumbrennen (was zu Eisen, aber auch Nickel und Cobalt führt).

Mit anderen Worten: Mit zunehmender Temperatur wachsen aus dem Kern heraus Schalen, deren jede durch Fusion Elemente erzeugt, die höhere Kernladungszahl haben als die schon vorhandenen. Dies funktioniert bis schließlich Eisen, Nickel und Cobalt erreicht werden.
 
Hier ist — beispielhaft anhand der Fusionen in der Schale des Siliciumsbrennens — gezeigt, wie die jeweils schwereren Element zustande kommen:

       
      Silicium-28  (14 Protonen, 14 Neutronen)
          |
          |     +   Helium-4  (2 Protonen, 2 Neutronen)   ergibt:
          |
      Schwefel-32
          |
          |     +   Helium-4
          |
      Isotop Argon-36
          |
          |     +   Helium-4
          |
      Calcium-40
          |
          |     +   Helium-4
          |
      Isotop Titan-44
          |
          |     +   Helium-4
          |
      Isotop Chrom-48
          |
          |     +   Helium-4
          |
      Isotop Eisen-52
          |
          |     +   Helium-4
          |
      Isotop Nickel-56

 
 
Gegen Ende ihres Lebens wirken große Sterne demnach wie glühend rote Zwiebeln: In 6 verschiedenen Schichten werden die Elemente von Helium bis Eisen erzeugt. Um Elemente mit noch höherer Kernladungszahl zu bekommen, muss sehr viel mehr Energie zugeführt werden — daher entstehen sie gewöhnlich nur im Zuge einer Supernova-Explosion.
 
Wenn schließlich die Kerntemperatur auf etwa 10 000 Mio Kelvin gestiegen ist, wird der Stern als Supernova explodieren.
  • Einen Tag vorher begann das Siliciumbrennen (Kerntemperatur 5000 Mio Kelvin)
     
  • 1/2 Jahr vorher begann das Sauerstoffbrennen (Kerntemperatur 1800 Mio Kelvin)
     
  • 10 Jahre voher begann (bei etwa 1200 Mio Kelvin) das Neonbrennen.
     
  • 300 Jahre vorher begann — bei 700 Mio Kelvin — das Kohlenstoffbrennen.
     
  • 100 000 Jahre vorher begann — bei 100 Mio Kelvin — das Heliumbrennen.
     
  • 500 000 Jahre vorher war die Kerntemperatur auf 40 Mio Kelvin gestiegen, der Wasserstoffvorrat weitgehend erschöpft, und das Sterben des Sterns nahm seinen Anfang.

 
 
Anhang:
    Wasserstoff verbrennt per
     
      Helium-4 + 2 Gammaphotonen  →  2 Positronen + 2 Neutrinos

    Helium verbrennt per
     
      Helium-4 + Helium-4  →  Beryllium-8
       
      Beryllium-8 zerfällt nach durcschnittlich 10-16 sec,
      kann es sich aber vorher noch mit einem weiteren Helium-4 vereinigen, entsteht angeregter Kohlenstoff-12.

    Kohlenstoff verbrennt wahlweise per
     
      Kohlenstoff-12 + Kohlenstoff-12  →  Magnesium-24 + Gammaphoton
      Kohlenstoff-12 + Kohlenstoff-12  →  Natrium-23 + Wasserstoff-1
      Kohlenstoff-12 + Kohlenstoff-12  →  Neon-20 + Helium-4
      Kohlenstoff-12 + Kohlenstoff-12  →  Sauerstoff-16 + Helium-4 + Helium-4

    Neon verbrennt wahlweise per
     
      Neon-20 + Gammaphoton  →  Sauerstoff-16 + Helium-4
      Neon-20 + Helium-4  →  Magnesium-24 + Gammaphoton, dann: Magnesium-24 + Helium-4  →  Silicium-28 + Gammaphoton
      Neon-20 + Helium-4  →  Magnesium-24 + Neutron
      Neon-20 + Neutron  →  Neon-21 + Gammaphoton

    Sauerstoff verbrennt wahlweise per
     
      Sauerstoff-16 + Sauerstoff-16  →  Schwefel-32 + Gammaphoton
      Sauerstoff-16 + Sauerstoff-16  →  Schwefel-31 + Neutron
      Sauerstoff-16 + Sauerstoff-16  →  Phosphor-31 + Wasserstoff-1
      Sauerstoff-16 + Sauerstoff-16  →  Silicium-28 + Helium-4
      Sauerstoff-16 + Sauerstoff-16  →  Magnesium-24 + Helium-4 + Helium-4

    Wie schließlich Silicium zu Eisen oder gar Nickel verbrennt, wurde oben schon dargestellt.

 
 
 
Quelle: Daniela Leitner: Als das Licht laufen lernte (Bertelsmann 2013, Seite 498-538)
 
Lies auch: Lebenslauf der Sterne


 

 Beitrag 0-148
Warum Sternpopulationen?

 
 

 
Warum Sternpopulationen?

Je später ein Stern geboren wird, desto größer ist sein anfänglicher Gehalt an "Metallen"

 
 
Zur Erinnerung: Astrophysiker verstehen unter "Metallen" alle Elemente, die schwerer sind als Helium.
 
Zudem unterscheiden sie 3 Sternpopulationen: Die Populationen III, II und I.
 
Sterne der Population III sind die besonders früh entstandenen. Da es damals aber im All noch keine "Metalle" gab (sie bilden sich ja erst, wenn Sterne beginnen zu sterben), sind junge Population-III-Sterne riesige Wasserstoffwolken, die nur leicht mit Helium gemischt sind, aber schnell zu einer Brutstätte für Helium werden.
 
Ihrer gewaltigen Größe wegen haben sie viel Masse. Dies aber bedeutet, dass sie nur kurzes Leben haben können, denn da die Gravitation sie schnell und stark komprimiert, beginnen sie schon früh, auch "Metalle" zu erbrüten.
 
Wie in Beitrag 0-147 beschrieben, beginnt der Todeskampf eines Sternes, sobald der Wasserstoffvorrat in seinem Kern zur Neige geht. Bei Population-III-Sternen ist das schon früh der Fall, denn je größer ein Stern ist, desto stärker drückt die Last seines Gewichts gegen sein Inneres, desto heißer wird es dort, desto höher ist deswegen seine Fusionsrate, desto stärker strahlt er, und desto früher ist sein Kernbrennstoff verbraucht.
 
Eben weil er so stark strahlt, werden in seiner Umgebung vorhandene Heliumatome oft wieder in Wasserstoffatome zerlegt, so dass die Wahrscheinlichkeit, dass sich nahe ihm ein anderer so großer Stern bildet, sinkt: Population-III-Sterne sind Platzhirsche; was sie nicht aufzusaugen in der Lage sind, wird durch sie zerstört.
 
 
Ein Stern mit etwa 200-Sonnenmassen ist ein recht typischer Population-III-Stern und gehört als solcher definitiv zu den größten und kurzlebigsten Sternen überhaupt. Sein Wasserstoffvorrat wird schon nach etwa 450 Mio. Jahren verbraucht sein, so dass sich dann
 
  • seine erste Schale auszubilden beginnt,
     
  • und die Hülle des sterbenden Sterns beginnt, sich auszudehnen.

Aber noch nicht einmal 100 000 Jahre kann dieser Stern von seinem Heliumvorrat zehren.
 
Wenn dann aber im Kern das Heliumbrennen einsetzt, schießt seine ohnehin schon hohe Temperatur nochmals sprunghaft nach oben, der Stern setzt dann ungeheuere Mengen von Energie frei: Er bläht sich auf zu einem roten Unter-Riesen und schließlich zu einem roten Riesen.
 
Die Leuchtkraft der Population-III-Sterne dürfte bis zu 100 Mio. mal größer gewesen sein als die unserer Sonne.
 
Eine Gesamtmasse von etwa 200 Sonnenmassen vorausgesetzt, strahlt er vor allem UV-Licht ab und hat einen 30 bis 50 mal größeren Durchmesser als unsere Sonne.
 
Sein Leben aber läuft wie im Zeitraffer ab: Sein eigenes Gewicht presst ihn gnadenlos zusammen, und in seiner Verzweiflung produziert er schnell zunehmend schwerere Elemente, die — wenn er schließlich als Supernova explodiert — weit ins All hinausgetragen werden.
 
Dies wiederum führt dazu, dass von nun an sich im Raum neu zusammenballende Gaswolken auch zunehmend Sternenstaub bestehend aus schwereren Elementen enthalten, und so kommt es zunehmend auch zur Geburt kleinerer (sog. Population-II-Sterne) und schließlich sogar zur Geburt der noch viel kleineren Population-I-Sterne, wie etwa unserer Sonne.
 
Je kleiner neu entstehende Sterne sind, desto weniger stark drückt ihr eigenes Gewicht sie zusammen, und desto länger werden sie leben. So also kommt es, dass unsere Sonne hoffen kann, etwa 10 Mrd. Jahre alt zu werden.
 
 
Nebenbei noch:
 
Menschliche Astronomen kennen keinen einzigen Population-III-Stern. Das aber ist kein Wunder, da keiner von ihnen sehr alt wurde.

 
 
 
Quelle: Daniela Leitner: Als das Licht laufen lernte (Bertelsmann 2013, Seite 538-549)
 
Lies auch: Lebenslauf der Sterne


 

 Beitrag 0-92
Wie aus besonders großen Sternen Schwarze Löcher werden

 
 

 
Wie Schwarze Löcher entstehen
 
und wie (oder warum) sie durch Wurmlöcher verbunden sein könnten

 
 
Wenn ein Stern besonders große Masse hat — mindestens das zehn- oder gar 50-fache unserer Sonne — dann wird ihn die Schwerkraft selbst dann noch weiter komprimieren, wenn er schon ein Neutronenstern ist. Ohne die Fusionskraft nämlich, die sich der Gravitationskraft entgegenstellen könnte, kann nichts mehr einen noch stärkeren Kollaps aufhalten: Der Stern wird dann zu etwas, das man ein Schwarzes Loch nennt: einer Ansammlung von Energie, der selbst das Licht nicht mehr entkommen kann.
 
So groß ist die Dichte eine Schwarzen Lochs, dass selbst Licht, welches in seine Nähe kommt, in eine Kreisbahn gezwungen wird (ganz so wie eine von der Erde abgeschossene Rakete, die — wenn sie der Schwerkraft der Erde nicht entkommen kann — auf eine Bahn um die Erde gezwungen wird).
 
 
Man muss dazu wissen: Jeder Himmelskörper besitzt eine sog. Entweichgeschwindigkeit. Es ist dies die Geschwindigkeit, die ein Objekt mindestens erreichen muss, um sich der gravitativen Anziehungskraft des Himmelskörpers auf Dauer entziehen zu können.

    Die Entweichgeschwindigkeit der Erde etwa beträgt 40.000 km/h.
     
    Eine Hülle aus Sauerstoff kann die Erde nur deswegen haben, weil Sauerstoffatome sich nicht schnell genug bewegen, um dem Gravitationsfeld der Erde entkommen zu können.
     
    Jupiter etwa besteht hauptsächlich aus Wasserstoff, da seine Entweichgeschwindigkeit groß genug ist, um auszuschließen, dass Wasserstoff dem Jupiter entkommen konnte.

 
Die Höhe der Entweichgeschwindigkeit ergibt sich schon aus Newtons Gravitationstheorie:
 
Je schwerer ein Planet oder Stern und je kleiner sein Radius, desto größer seine Entweichgeschwindigkeit.

 
    Es ist tatsächlich schon 1783 der englische Astronom John Michell aufgrund der Newtonschen Gesetze zur Hypothese gelangt, dass ein überaus massereicher Stern eine Entweichgeschwindigkeit haben könnte, die der Lichtgeschwindigkeit entspricht. Von ihm ausgestrahltes Licht — so folgerte Michell — könnte ihm nicht ent­kommen und müsste ihn daher ständig umkreisen. So ein Stern müsse dem Beobachter als völlig schwarz erscheinen.
     
    Man hielt Michells Theorie — damals veröffentlich in den Philosophical Transactions of the Royal Society, 74, 1784, S. 35 — für verrückt und vergaß sie bald.
    Heute jedoch sind wir geneigt, an die Existenz Schwarzer Löcher zu glauben, da Astronomen am Himmel tatsächlich weiße Zwerge und Neutronensterne entdeckt haben.

 
 
Zu erklären, warum Schwarze Löcher schwarz sind, gibt es zwei Möglichkeiten:
  • Erstens kann die Kraft, die das Licht zum Stern hin zieht, so groß sein, dass der Lichtstrahl in einen Kreis gezwungen wird.
     
  • Man kann aber auch Einsteins Standpunkt einnehmen, von dem aus » die kürzeste Entfernung zwischen zwei Punkten eine gekrümmte Linie sein kann «.
    Die Krümmung eines Lichtstrahls zu einem vollen Kreis bedeutet dann, dass auch der Raum sich in sich selbst zurück gekrümmt hat, so dass ein Stück der Raumzeit — extrem zusammengepresst — abgetrennt worden ist, und der Lichtstrahl jetzt nur noch im abgetrennten Teil zirkulieren kann.
     
    Diese so abgetrennte, in sich geschlossene Region des Raumes könnte man dann als ein eigenes Universum begreifen — einen Teilraum, aus dem heraus uns keine Nachricht erreichen kann.

 
 
Die relativistische Beschreibung Schwarzer Löcher verdanken wir Karl Schwarzschild: Er fand — noch 1916, kurz nachdem Einstein seine Gravitationstheorie publiziert hatte — eine exakte Lösung für Einsteins Feldgleichungen zur Berechnung des Gravitationsfeldes jeden massereichen, stationären Sterns. Ihr zufolge nach gibt es in einem bestimmten Abstand um das Zentrum des Schwarzen Lochs herum eine Grenze, die sich nur hin zum Loch, aber nicht vom Loch weg überschreiten lässt. Man nennt diesen Abstand heute den Schwarzschild-Radius. Es ist der Radius einer Kugel um das Zentrum des Schwarzen Lochs herum, an deren Oberfläche die Entweichgeschwindigkeit gleich der Lichtgeschwindigkeit ist.
 
Damit aus unserer Sonne ein Schwarzes Loch würde, müsste sie auf ihren Schwarzschild-Radius von rund drei Kilometern zusammenstürzen,
die Erde auf etwa 0,9 cm.

 
 
Haben zwei Schwarze Löcher aus unterschiedlichen Raumgebieten denselben Punkt als singuläre Stelle, so spricht man von einer Einstein-Rosen-Brücke.
 
Solche Brücken anzunehmen war notwendig, um zu einer konsistenten Theorie der Schwarzen Löcher zu kommen.
 
Bald entdeckte man Einstein-Rosen-Brücken auch in anderen Lösungen der Einsteinschen Feldgleichungen, etwa in der Reissner-Nordström-Lösung, die ein elektrisch geladenes, nicht rotierendes Schwarzes Loch beschreibt.
 
Wirklich ernst zu nehmen begann man solche Brücken — heute Wurmlöcher genannt — erst, als 1963 der neuseeländische Mathematiker Roy Kerr eine weitere exakte Lösung der Gravitationsgleichungen fand. Kerr ging dabei von der Annahme aus, dass jeder kollabierende Stern rotiere. So wie ein Eisläufer, der eine Piruette beschreibt, seine Drehung beschleunigt, wenn er die Arme an den Körper zieht, so müsste sich auch die Drehung eines rotierenden Sterns beschleunigen, wenn sein Durchmesser sich reduziert, d.h. wenn er anfängt, zu kollabieren.
 
Kerrs Lösung bedeutete eine Sensation auf dem Gebiet der Allgemeinen Relativitätstheorie, da man mit ihr nun eine absolut genau Darstellung unzähliger massiver Schwarzer Löcher hatte, die das Universum bevölkern. Der Astrophysiker Subrahmanyan Chandrasekhar sprach gar vom einem » Schauder vor dem Schönen «, den die unglaubliche Erkenntnis in uns hervorrufe, dass eine durch die Suche nach dem Schönen in der Mathematik ausgelöste Entdeckung ihr genaues Abbild in der Natur findet. [ Zitiert in Heinz Pagels: Zeit vor der Zeit. Das Universum bis zum Urknall, Berlin 1987, S. 75 ].
 
In seiner Nobelpreis-Rede von 1983 hat Chandrasekhar das nochmals bekräftigt (Zitat):
    Black holes are macroscopic objects with masses varying from a few solar masses to millions of solar masses. To the extent they may be considered as stationary and isolated, to that extent, they are all, every single one of them, described exactly by the Kerr solution. This is the only instance we have of an exact description of a macroscopic object. Macroscopic objects, as we see them all around us, are governed by a variety of forces, derived from a variety of approximations to a variety of physical theories. In contrast, the only elements in the construction of black holes are our basic concepts of space and time. They are, thus, almost by definition, the most perfect macroscopic objects there are in the universe. And since the general theory of relativity provides a single unique two-parameter family of solutions for their descriptions, they are the simplest objects as well.

 
 
 

 
 
 
Eine Kerr- und eine Einstein-Rosen-Brücke

 
 
 
Sind S1 und S2 zwei Schwarze Löcher im All, welche durch eine solche Brücke — ein Wurmloch, wie man auch sagt — verbunden sind, so gibt es zwei Geodäten, die von S1 nach S2 führen: Die eine stellt einen möglicherweise Milliarden Lichtjahre langen Weg dar, die andere aber eine extrem kurze Verbindung, die durch das Wurmloch hindurch führt. Neueren Berechnungen zufolge erscheint das Reisen durch so ein Wurmloch zwar schwierig, aber nicht unbedingt unmöglich. Es wird da also weiter geforscht werden ...
 
 
Nebenbei: Jedes Schwarze Loch ist durch nur 3 Kenngrößen komplett beschrieben: Masse, Rotation und elektrische Ladung.
 
Das gewaltigste uns bisher bekannte Schwarze Loch liegt im Zentrum der Galaxie M87 und ist 6.6 Milliarden mal so schwer wie unsere Sonne.
 
 
 
Quelle aller wesentlichen Aussagen dieses Artikels: Michio Kaku: Die Physik der unsichtbaren Dimensionen (Rohwohlt 2013), S. 353-359
 
Das Gegenstück zum Schwarzen Loch — z.B. in einem Wurmloch — bezeichnet man auch als Weißes Loch. Wurmlöcher und Weiße Löcher sind recht instabile Singularitäten der Allgemeinen Relativitätstheorie. Siehe auch, wie ein Astronom die Frage What is a white hole? beantwortet sowie die Aussagen auf Seite 63 in Schwarze Löcher.
 
Interessantes sagt auch die Seite What is the density of a black hole?. Man liest dort: » The escape speed at the Schwarzschild radius is equal to the speed of light, and the value of the Schwarzschild radius works out to be about 3 • 105 • M/Msun , where M is the mass of the black hole and Msun is the mass of our Sun. «


 

 Beitrag 0-150
Wie es zum heutigen Zustand unseres Universums kam

 
 

 
Vom Urknall hin zum heutigen Zustand unseres Universums

 
 
Unter dem Urknall versteht man das Ereignis, in dem die Expansion des kosmischen Raumes um uns herum seinen Anfang nahm.

    Viele vermuten, dass erst der Urknall das Universum geschaffen hat.
     
    Sicher aber ist das nicht — es könnte schon vorher existiert haben, z.B. als der sich ständig unter der Gravitationskraft weiter kompaktifizierende Kern eines ganz besonders gewaltigen Schwarzen Lochs.
     
    Die moderne Physik jedenfalls geht — vor allem der Quantenmechanik wegen — keineswegs mehr von einer Singularität aus, nicht einmal von einem notwendiger Weise extrem kleinen Universum, sondern von einem extrem dichten.

 
In diesem unglaublich dichten Zustand hatte es damals, zu Beginn des Urknalls, unvorstellbar hohe Temperatur.
 
Die aber war, wie die große vereinheitlichende Theorie (GUT — Grand Unified Theory) annimmt, schon 10-38 sec nach dem Urknall
auf 10-29 Grad Kelvin gefallen. Grund hierfür war die damals noch ganz extrem starke Expansion des Raumes.
 
Bis dahin, so glaubt man, gab es nur zwei Grundkräfte im Universum: Die Gravitationskraft und die GUT-Kraft. Aus letzterer entstanden — bei etwa 1020 Grad Kelvin — die starke und die elektroschwache Kraft.
 
Diese Aufspaltung habe ungeheuere Mengen von Energie freigesetzt, so dass es zu einem inflationsartigen Ansteigen der Expansionsgeschwindigkeit des Raumes kam: Der durch Menschen heute beobachtbare Teil des Universums hat dabei seinen Durchmesser, der zunächst kleiner als der eines Atoms war, fast schlagartig auf den des heutigen Sonnensystems anwachsen lassen.
 
    Während dieser inflationären Phase (die die GUT-Ära beendete) wuchsen einst quantenmechanisch bedingte kleinste Energiefluktuationen zu jenen gleichmäßig im ganzen Raum verteilten Dichteunterschieden heran, wegen derer sich später Gaswolken, Galaxien und Filamente bilden konnten — letzlich auch Sterne und kleinere, dunkle Himmelskörper.
     
    Nebenbei: Filamente sind die gewaltigsten Strukturen im All. Sie erinnern an die Fäden eines Spinnennetzes und bestehen aus kettenförmig angeordneten großen Materie-Ansammlungen: Galaxien und ganzen Clustern von Galaxien.
     
    Der Raum zwischen diesen Fäden ist praktisch frei von Materie (sog. Voids = leere Bereiche).

 
Als die Temperatur dann — so etwa 10-10 sec nach dem Urknall — auf nur noch 1015 Kelvin gefallen war, bildeten sich W- und Z-Bosonen — es begann die sog. elektroschwache Ära.
    Dies ist keine reine Vermutung mehr, sondern konnte im derzeit weltweit mächtigsten Teilchenbeschleuniger (am CERN) schon 1983 tatsächlich rekonstruiert werden. Genau deswegen gilt es inzwischen als erwiesen, dass die weitere Entwicklung des Universums — die bis hin zu 380.000 Jahren nach dem Urknall — tatsächlich die folgende war (für die Zeit danach dokumentierte uns der 1969 entdeckte kosmische Mikrowellen- Hintergrund das Geschehen).

 
Das Auftauchen von W- und Z-Bosonen hat die elektroschwache Kraft zerlegt in das, was wir heute als schwache Wechselwirkung einerseits und als Elektromagnetismus andererseits kennen.
 
Es begann jetzt — etwa 1 Millisekunde nach dem Urknall — die sog. Hadronen-Ära . Hierunter versteht man die Zeit, in der sich Quarks, und zunehmend stabiler auch Protonen und Neutronen bilden konnten. Materie also. Genauer:
 
    Während der Hadronen-Ära war die Energiedichte noch hoch genug, um aus Licht Protonen und Antiprotonen entstehen zu lassen sowie andere Leptonen. Zunächst aber haben sie sich stets fast sofort gegenseitig wieder vernichtet oder sind zu Licht geworden. Erst bei einer Temperatur von etwa 1013 Kelvin schlossen sich Quarks endgültig zu Protonen und Neutronen zusammen.
     
    Damals, so scheint es, kam es dann auch zu einer Asymmetrie zwischen der Zahl von Teilchen und Antiteilchen: Pro 1 Mrd. Teilchen-Antiteilchen-Paare muss es etwa 1 Teilchen gegeben haben, das keinem solchen Paar zuzuordnen war.
     
    Bei später noch etwa 1011 Kelvin waren Protonen und Neutronen etwa gleich oft anzutreffen. Schließlich aber überwog die Zahl der Protonen, denn da Neutronen eine Idee schwerer sind, muss für die Wandlung eines Protons in ein Neutron Energie ausgewandt werden, wohingegen die Rückwandlung Energie freisetzt. Und so führte die Abkühlung dazu , dass plötzlich keine Neutronen mehr aus Protonen gebildet wurden, umgekehrt aber weiter Protonen aus Neutronen entstanden. Damit waren die positiv geladenen Teilchen binnen weniger Minuten, nachdem die Temperatur unter 1010 Kelvin gefallen war, in der Überzahl.

 
Da die Halbwertszeit freier Neutronen aber nur 15 Min beträgt, entschieden sich die meisten davon, zusammen mit Protonen einen Heliumkern zu bilden oder eines der Wasserstoffisotope Tritium oder Deuterium. Dies war der Beginn der Nukleosynthese-Ära.
 
    Helium entsteht, wenn 4 Protonen sich mittels Kernfusion zusammentun. Die aber kommt nur zustande, wenn Druck und Temperatatur die störrischen Wasserstoffatome dazu zwingen, gemeinsam einen Heliumkern zu bilden. Orte, an denen das heute noch passiert, sind die heißen und dichten Kerne von Sternen.
     
    Sterne gab es währen der ersten 3 Min aber noch keine — genügend heiß und dicht aber wares damals (bei eztwa 1011 Kelvin durchaus.
     
    Ganz von selbst also beganen sich einige der vorhandenen Wasserstoffkerne zu Heliumkernen zu wandeln. Dies hieklt an, bis die Temperatur auf 109 und entsprechend die Dichte auf 1013 Gramm pro Kubukzentimeter abgefallen war.
     
    Zu diesem zeitpunkt also war die chemische Zusammensetzung unseres Universums im Großen und Ganzen besiegelt.

 
Selbst heute noch besteht die Materie im All weitestgehend aus den beiden Elementen, die schon am Ende der Nukleosynthese-Ära vorlagen: zu rund 75% aus Wasserstoff und zu rund 25% aus Helium.
 
Nur ein verschwindend geringer Anteil dieser Elemente ist inzwischen — durch sich zunehmend kompaktifizierende Sterne — in schwerere Elemente umgewandelt worden (für Details siehe den Todeskampf der Sterne).
 
 
Wie aber kam es zu dem Zustand, den wir heute noch in der kosmischen Mikrowellen-Hintergrund-Strahlung (CMB) abgebildet sehen?
 
Hier die Antwort: Zu Beginn der Nukleosynthese-Ära — als das All noch 1011 Kelvin heiß war — wurden entstehende Materieteilchen ständig von ordentlich energie-geladenen Gammaphotonen getroffen und so recht oft wieder in ihre Einzelteile zerschlagen. Weitere Abkühlung des Alls hat diese Gammaphotonen dann zu rotem Licht werden lassen. Genau diese Photonen sind heute — der Expansion des Raumes wegen inzwischen zu 2.73 Kelvin kalten Mikrowellen geworden — die kosmische Hintergrundstrahlung. Sie zeigt uns die Verteilung der Energiedichte im All, wie sie
  • etwa 380 000 Jahre nach dem Urknall vorlag
  • und letztlich die heute im All realisierte großräumige Verteilung von Materie verursacht hat:

 
 

 
Die Lage der Filamente — das sind die heute großräumigsten Strukturen im All —
lässt sich grob auch der kosmischen Hintergrundstrahlung entnehmen.
Sie entstand etwa 380 000 Jahre nach dem Urknall: zu jener Zeit als das Licht sich zunehmend ungehindert ausbreiten konnte.

 
Source: The Berkeley Lab
 
Anisotropies in the cosmic microwave background, originating when the universe was less than 400,000 years old,
are directly related to variations in the density of galaxies as observed today.

 
 
Es war dies die Zeit, zu der das Licht laufen lernte (sprich: sich erstmals fast ungehindert ausbreiten konnte).
 

Vorher hat es sich — ganz so wie heute noch im Inneren der Sterne — ständig nur auf Zick-Zack-Kurs bewegt: Ständiger Zusammenstoß der Photonen mit geladenen Teilchen hat verhindert, dass sich Licht über größere Strecken geradlinig ausbreiten konnte.

 
 
 
Quelle: Daniela Leitner: Als das Licht laufen lernte (Bertelsmann 2013, Seite 702-741)