Beiträge von Bakhtosh

Planetare Migration

Der Begriff planetare Migration bezeichnet die Bahnänderung eines Planeten während der Entstehung eines Planetensystems um einen Zentralstern. Da es sich um ein theoretisches Modell handelt, gibt es allerdings keine einheitliche Definition. Zustande kommt die planetare Migration durch eine komplexe Wechselwirkung eines Planeten mit seiner Umgebung (andere Planeten, Planetesimale, Gas einer protoplanetaren Scheibe). Durch zufällige Ereignisse auftretende Bahnänderungen, beispielsweise durch Kollisionen, fallen allerdings nicht unter den Begriff.

Die Entdeckung von Exoplanetensystemen, in denen jupiterähnliche Himmelskörper sternnahe Bahnen von nur einigen Sternradien besitzen (sog. „Hot Jupiters“, 51 Pegasi b besitzt eine große Halbachse von a = 0,05 AE), hat eine Diskussion über das Entstehungsmodell von Planetensystemen ausgelöst. Viele Astronomen sind der Meinung, dass Gasriesen ein paar astronomische Einheiten (AE) von dem Zentralgestirn entfernt, hinter der sogenannten Eislinie entstehen. Das ist diejenige Entfernung vom Zentralstern, ab der Wasserstoffverbindungen in fester Form existieren können. Im Entstehungsprozess müssten sich diese Planeten in Richtung Zentralgestirn bewegt haben.

Ein Erklärungsversuch, der ohne Migration auszukommen versucht, ist beispielsweise die „Jumping-Jupiter-Theorie“. Diese besagt, dass es durch das gleichzeitige Entstehen einiger Gasriesen in einem Planetensystem zu gravitativen Wechselwirkungen untereinander kommt. Simulationen zeigen, dass diese Prozesse zu instabilen Bahnen führen würden, zu Kollisionen der Planeten untereinander, Akkretion durch den Protostern oder auch zum Verlassen des Planetensystems, weswegen die Entstehung der Hot Jupiters auf diese Weise als unwahrscheinlich gilt.

Ein anderer Ansatz ist die planetare Migration. Diese beschreibt in der Entwicklung eines Planetensystems die Wechselwirkungen der protoplanetaren Scheibe mit dem Planeten selbst, was zu Bahnänderungen führen kann. Es gibt drei verschiedene Weisen, wie die Planetenscheibe mit dem Planeten wechselwirken kann. Diese sind in drei Typen der Migration unterteilt, die im unteren Abschnitt noch weiter erläutert werden. Zwar kann man mit der Migrationstheorie Bahnverkleinerungen (z. B. beim Jupiter) und Bahnvergrößerungen (z. B. bei Uranus und Neptun) während der Entstehungsphase die heutige Position der Planeten erklären , dennoch ist die Migration nur eine Theorie, die in der Fachwelt zwar allgemein anerkannt ist, aus Mangel an direkten Beobachtungsmöglichkeiten jedoch noch nicht direkt bewiesen werden konnte. Im Speziellen kann man die Migrationstheorie auch auf beispielsweise das Late Heavy Bombardment (LHB) oder die Herkunft der Trojaner anwenden und aus Simulationen brauchbare Ergebnisse ziehen.

Als Großes Bombardement wird eine Zeit während der Entwicklung des Sonnensystems bezeichnet, in der auf die noch jungen inneren Planeten (die Gesteinsplaneten Merkur, Venus, Erde, Mars) und den Erdmond zahlreiche große Asteroiden und andere Restkörper der Planetenbildung stürzten.
Diese Epoche wird auf die Zeit vor etwa 4,1 bis 3,8 Milliarden Jahren angesetzt. Sie hatte großen Einfluss auf die Oberflächengestalt des Mondes und auf die ersten Entwicklungsstufen des irdischen Lebens. Viele der einschlagenden Körper waren Planetesimale mit Größen zwischen 1 und 50 km.

Trojaner sind im weiteren Sinn Asteroiden, die einem Planeten in seiner Bahn um das Zentralgestirn vorauseilen bzw. folgen. Im engeren Sinne sind es die zwei Gruppen von Asteroiden, die die Sonne auf der gleichen Bahn wie der Jupiter umkreisen, ihm jedoch mit einem mittleren Abstand von 60° vorauseilen beziehungsweise nachfolgen

Standardmodell der Planetenentstehung

Der Ursprung dieser Theorie liegt in den sog. großen molekularen Wolken , die hauptsächlich aus Gas (99 % Wasserstoff, Helium) und Staub (Silikate, Kohlenstoff) bestehen und durch ihre Eigengravitation eine Kompression erfahren, bis sie schließlich in kleinere 'Kerne' fragmentieren. Solche Kerne können Ausdehnungen von einigen tausend AE erreichen und kollabieren schließlich nach dem Jeans-Kriterium. Es entsteht ein Protostern inmitten der Wolke, der die gravitativen Eigenschaften des Systems dominiert. Insbesondere handelt es sich für die umgebende Materie um ein Zentralkraftfeld, in dem Drehimpulserhaltung gilt. Diese verhindert zum Beispiel, dass die ganze Materie einfach in den Stern fällt, weil sie von ihm angezogen wird. Vielmehr entwickelt sich aus der Wolke nun eine stabile rotierende Scheibe (protoplanetare Scheibe), in der Drehimpuls durch die Viskosität von Turbulenzen und viskose Reibung von innen nach außen „transportiert“ werden kann
(in unserem Sonnensystem tragen Jupiter und Saturn zum Beispiel 99 % des gesamten Drehimpulses, während die Sonne nahezu die ganze Masse ausmacht)

So bewegen sich die inneren Teile der Scheibe weiter nach innen und werden schließlich vom Stern akkretiert, während die äußeren Teile durchaus von diesem Schicksal verschont bleiben können. Auf diese Weise entsteht ein komplexes hydrodynamisches System welches eine Sedimentation und Drift der nun immer stärker wachsenden Festkörper ermöglicht. Bei einer Größe von einigen Metern bis zu einigen Kilometern spricht man von Planetesimalen. Ab dieser Größe dominieren die Planetesimale durch ihre eigene Gravitation das Geschehen in ihrem Umfeld, zum Beispiel fangen sie umgebende, kleinere Planetesimale ein, und zwar immer effizienter, je größer sie werden (deswegen nennt man diese Phase „Runaway-Wachstum“). Irgendwann haben sich auf diese Weise einige wenige sog. planetare Embryonen gebildet, die ihre Umgebung gravitativ dominieren, und die Materie sowie Gas aus der protoplanetaren Scheibe (im Fall von Gasriesen) akkretieren (sogenanntes „oligarchisches Wachstum“ und Isolation der Embryonen). Jedoch müssen die Planeten nicht an dem Ort, an dem wir sie heute beobachten, entstanden sein. So beobachtete man zum Beispiel mit
51 Pegasi b einen jupiterähnlichen Gasriesen nur wenige Sternradien vom Zentralgestirn entfernt. Die Entstehung eines so massiven Objektes so nahe an einem Stern wäre mit diesen sogenannten in-situ-Theorien nur sehr schwer erklärbar, weswegen man annimmt, dass die Planeten in der Endphase ihrer Entstehung unter bestimmten Bedingungen Veränderungen ihrer Umlaufbahn erfahren können. Dieses Phänomen bezeichnet man als planetare Migration.

Die verschiedenen Arten der Migration werden von den meisten Astronomen in drei Typen eingeteilt:

Typ 1

Das Objekt (Planetesimal oder Planetenembryo) interagiert mit seinen selbst verursachten Dichtewellen, die entstehen, weil sich das umgebende Gas mit einer höheren Geschwindigkeit bewegt als der Keplerschen Umlaufgeschwindigkeit. Dies beschleunigt das Gas aufgrund der gravitativen Wirkung des Protoplaneten und es entstehen Druck- und Dichtewellen, die sich mit dem Protoplaneten bewegen. Wegen der Asymmetrie auf der sternab- bzw. zugewandten Seite resultiert dies in einer Nettokraft auf den Planeten, der seine Bahn verändert.

Typ 2

Protoplaneten öffnen durch Akkretion umliegender Materie eine Lücke in der Gasscheibe, es entsteht eine Region geringerer Dichte in der „feeding zone“ des Planeten. Der Protoplanet wird in dieser Lücke eingeschlossen. Da sich das Gas im Verlauf des Planetenentstehungsprozesses nach innen bewegt, folgt die Lücke nach und der Protoplanet migriert nach innen.

Typ 3

Instabilitäten in der Planetenscheibe (Wechselwirkungen zwischen den Planeten) führen zu einer Bahnabweichung innerhalb weniger Umläufe des Planeten.

Wenn ein Planet oder Planetesimal seine Bahn zu sehr ändert und aus dem System verlorengeht (also das Sonnensystem verlässt oder infolge der Verlangsamung der Umlaufgeschwindigkeit einwärts migriert und dem Stern / Protostern zum Opfer fällt), nennt man dies „violent migration“.

Jupiter

Wofür sich Jupiter zuständig zeigt und weshalb ihn unsere Astronomen so loben ist, dass er, auch hierzu muss er gerade zufällig an der richtigen Position stehen, durch seine enorme Schwerkraft in der Lage ist Asteroiden (und die gibt es nicht nur im Asteroidengürtel, die schwirren auch vereinzelt zwischen den anderen Gasriesen und im Kuiper-Gürtel herum), diese nach innen in Richtung zur Sonne abgelenkten Körper eventuell abzufangen, hinauszuschleudern, in sich "aufzusaugen", oder aber auch noch schneller in Richtung des Zentrums unseres Sonnensystems zu beschleunigen kann !
Doch das wird meistens unterschlagen, angesichts der Bilder vom "verschluckten" Kometen Shoemaker-Levy 9! Jupiter kann aufgrund seiner Hill-Spähre immer nur einen minimalen Bruchteil aller nach innen fliegenden Kleinkörper abfangen.

Für den mit Abstand größten Teil dieser Objekte steht Jupiter gerade jedesmal an der "falschen" Stelle und bewirkt somit gar nichts.

Reduziert die Wahrscheinlichkeit von Asteroiden Einschlägen auf den Planeten auf 10 - 100 Millionen Jahre. Ohne Jupiter 10 - 100 Tausend Jahre.

Die Hill-Sphäre, auch Hill-Raum, beschreibt die Umgebung eines Körpers, in der seine Gravitationskraft stärker ist, als die eines anderen, schwereren Körpers, den er umkreist. Das etwa kugelförmige Gebiet wurde nach dem in der theoretischen Astronomie wirkenden Mathematiker George William Hill benannt. Seine Arbeit beruhte vor allem auf den Schriften von Édouard Roche, so dass sie auch Roche-Sphäre genannt wird.

Die äußere Grenze der Hill-Sphäre hängt ab von:

der Gravitationskraft, die durch den Zentralkörper verursacht wird
der Gravitationskraft, die durch den umkreisenden Körper verursacht wird
der Zentrifugalkraft in einem mit dem umkreisenden Körper mitbewegten Bezugssystem.

Kometeneinschläge.... (später mehr)

Was kann ich mir darunter vorstellen ?

Kurz....ein grosser Stein fällt dir auf den Kopf

nun ja .. nun mal etwas genauer ...

Hier schlägt grade Shoemaker-Levy 9 auf dem Jupiter ein

sieht ja nicht besonders beeinduckend aus was

Hier eine Bombe mit der zerstörungskraft der Hiroschima Bombe ...zur Erinnerung .. das sind "nur" 16 Kilotonnen an Explosionskraft

Und nun der Vater aller Bomben .. die Zar - Bombe...natürlich von den Russen... das sind ca. 40 - 60 MEGATONNEN die da grade hochgehen

Die Schockwelle der Zar - Bombe ging 3 mal um die Erde

nun zurück zum ersten Vid.. der kleine Lichtblitz den ihr da seht ist ca. 13000 mal die Zar Bombe..

Da sieht man das erste Vid doch gleich mit ganz anderen Augen

Gut das der Jupiter da ist , wo er ist

MFG

Bak

Hi ...

Kleine Info wegen der momentanen Situation.

Da ich ja sehr viele Videos poste, ist der Seitenaufbau des Threads dementsprechend lang ca 15 Sekunden :-(.

Xell hat nun die Anzahl der Posts pro Seite von 20 auf 10 reduziert um so einen schnelleren Seitenaufbau zu gewährleisten.

Ob das nun so bleibt weiss ich nicht. Deshalb habe ich das Inhaltsverzeichnis noch nicht verändert.

Wenn eine passende Lösung da ist, kommt natürlich das Update.

MFG

Bak

Spektrallinien

Nehmen wir erst mal unsere Sonne

Die Sonne hat Spektrallinien, Was ist das und wieso sind sie wichtig.

Eine Spektrallinie ist das Licht einer genau definierten Frequenz, das von einem Atom oder Molekül aufgrund eines quantenmechanischen Übergangs abgegeben oder absorbiert wird. Es dient der Unterscheidung unterschiedlicher Atomsorten. Die Frequenz einer Spektrallinie wird durch die Energie des emittierten oder absorbierten Photons bestimmt, die gerade den Unterschied zwischen den Energien der quantenmechanischen Zustände bestimmt.

Was heisst das auf deutsch ?

Wir können erkennen was für Elemente sich in einer Sonne befinden.

Hier ein normales Lichtspektrum

Die Spektrallinien der Sonne mit den passenden Elementen. Diese Linien zeigen mir an, was für Elemente sich in einer Sonne befinden.

Wo befinden wir uns ...

Das Bild der Milchstraße ist nicht genau. Es gibt einige Versionen, da niemand von oben auf die Milchstraße schauen kann.

Das obere Bild mit den nächsten Sonnen stimmt leider nicht mehr. Es wurde ein neues Sternensystem in der nähe unserer Sonne entdeckt und es heißt WISE J104915.57-531906
Es ist 6.5 Lichtjahre von der Sonne entfernt und wurde deshalb noch nicht entdeckt weil das Binärsystem aus zwei braunen Zwergen besteht. Diese kann man nicht mit normalen Teleskopen entdecken sondern nur mit Infrarotobjektiven.
Der Hinweis stammte vom FrankDark ...Danke

Fakt ist aber, dass wir uns zwischen dem Orion Arm un dem Sagittarius Arm befinden. Und ca. 26.000 Lj vom galaktischen Zentrum entfernt. Um das Zentrum einmal zu umrunden braucht die Sonne etwa 230 Millionen Jahre

Ok.. nett na und

Wir haben ja schon durchgenommen, dass Elemente in Supernovas erbrüted werden.
Eine Regel besagt dies. Im Kern oder nahe des Kerns einer Galaxie, gibt es Sonnen mit vielen Elementen, weil es dort halt öfter Supernovas gibt und Elemente erbrüted werden.
Weiter weg vom Kern nimmt die Elementenhäufigkeit in den Sonnen ab. Das heisst unter anderem, dass keine schweren Elemente da sind um überhaupt Planeten bilden zu können.

Unsere Sonne hat aber zu viele Elemente für ihre Position in der Milchstrasse

Die Wissenschaftlser schließen daraus, dass die Sonne am Anfang viel näher am Kern war und dann nach aussen gewandert ist.
Praktisch im Hinterhof der Milchstrasse wo nichts los ist. Und das ist auch gut so. Wenn man bedenkt das im Kern und in den Armen der Milchstrasse ab und zu Supernovas entstehen die im Umkleis von ca. 200 Lj alles Leben durch die enstehende Strahlung auslöschen.

Aber das ist noch nicht alles, mehr dazu morgen.

MFG

Bak

Die Entstehung unseres Sonnensystems

Sind wir was besonderes....?????

diese Frage stellen sich viele und die höre ich oft. Wir sehen uns gerne als mitelmaß im Universum. Aber dem ist nicht so. Wieso das so ist ... werdet ihr gleich lesen und sehen ....

Vor rund 4,7 Milliarden Jahren wurde unser Sonnensystem geboren, und die Schwerkraft spielte dabei die entscheidende Rolle. Am Anfang stand eine Wolke aus Gas und Staubteilchen. Sie war vermutlich riesig – mehrere hundert Lichtjahre im Durchmesser – und bestand hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium, Gasen so alt wie das Universum selbst. Doch in dieses Gas war rund ein Prozent ultrafeinen Staubes gemischt, aus Kohlenstoff, Sauerstoff, Aluminium, Eisen und schweren Elementen. Diese und noch weitere Stoffe waren zuvor in Sternen erzeugt und in gewaltigen Supernova-Explosionen ins All geschleudert worden.

Astronomen glauben, dass dann die Entstehung unseres Systems so abgelaufen sein könnte:

Die Wolke wird von Turbulenzen durchzogen, die das Gas immer wieder auseinander treiben. Doch zugleich wirkt auch die Schwerkraft, so dass die Gasteilchen sich gegenseitig anziehen und die Wolke beisammen bleibt. Irgendwann stört etwas dieses Gleichgewicht, es kann etwa die Druckwelle einer relativ nahen Supernova gewesen sein. Dadurch bilden sich in der Wolke zufällige Verdichtungen. Sie haben mehr Masse und ziehen mehr Teilchen an - von ihnen geht eine erhöhte Gravitation aus. Gas und Staub aus der Umgebung fliegen auf die Klumpen zu, sie wachsen und verdichten sich weiter. An vielen Stellen fällt die Wolke so in Kerne zusammen, aus denen jeweils ein Sonnensystem geboren wird.

Auch der Teil der Wolke, der später unser Sonnensystem bilden soll, fällt unter seiner eigenen Schwerkraft zusammen. Wegen der Turbulenzen hat er sich schon vor dem Zusammenstürzen leicht gedreht, während des Kollapses wird er immer schneller - wie ein Schlittschuhläufer, der bei der Pirouette die Arme anzieht. Die Wolke flacht deshalb immer weiter ab, bis sie die Form einer Scheibe annimmt, Astronomen nennen sie die protoplanetarische Scheibe

Ein Großteil der Materie stürzt unter der Wirkung der Schwerkraft jedoch ins Zentrum dieser Scheibe. Dort verdichtet sie sich immer mehr, Druck und Temperatur steigen an. Schließlich wird es so heiß und dicht, dass die Verschmelzung von Wasserstoff- zu Heliumkernen beginnt: unsere Sonne hat gezündet. Die Kernverschmelzung in der Sonne setzt noch heute so viel Energie frei, dass sich Temperatur und Strahlungsdruck mit der Schwerkraft die Waage halten. So wird die Sonne nicht weiter zusammengedrückt, sondern behält eine stabile Größe.

Wenn sich bis zur Zündung der Sonne keine Planeten gebildet haben, dann wars das. Der Staub wird vom Solarwind davongetragen und aus die Maus.

Nicht nur im Zentrum, sondern auch in den anderen Bereichen der protoplanetarischen Scheibe wurde damals an unserem Sonnensystem gebaut: Während sich in der Mitte die Sonne bildet, wirbeln die Turbulenzen im Gas die winzigen Staubteilchen außen ständig durcheinander. Sie stoßen immer wieder zufällig zusammen, bleiben aneinander kleben und wachsen so nach und nach zu immer größeren Klumpen an. Nach rund einer Million Jahren sind aus diesen Klumpen Brocken geworden, die schon einen Durchmesser von bis zu einem Kilometer haben.

Jetzt beschleunigt die Schwerkraft das Geschehen: Die Brocken ziehen sich gegenseitig an, die größeren schlucken die kleinen. Nach weiteren 10.000 Jahren ist das Feld schon ziemlich bereinigt; die Brocken sind schon so groß wie der Mond! Abertausende von ihnen ziehen auf regelmäßigen Bahnen um die Sonne und kommen sich nur noch ab und zu in die Quere. Das große Fressen geht deshalb nur mit gebremster Geschwindigkeit weiter.

Rund 100 Millionen Jahre nach dem Kollaps der Gas- und Staubwolke hat die Schwerkraft ihre Arbeit weitgehend beendet. Geblieben ist das Sonnensystem, wie wir es heute kennen: neun große Köper, die um einen riesigen Gasstern kreisen. Sie haben die meisten Brocken aus der ehemaligen protoplanetarischen Scheibe aufgesammelt oder als Monde an sich gebunden. Auch Gas ist zwischen ihnen kaum noch vorhanden. Die großen Planeten wie Jupiter und Saturn konnten einen Teil davon als Gasatmosphäre an sich ziehen. Der Rest ist aus dem System heraus geblasen worden, als die Sonne in ihrer Jugendphase einen extrem starken Sonnenwind entwickelte.

Doch auch jetzt ist die Schwerkraft noch der dominierende Faktor zwischen den Akteuren. Sie bestimmt die Bahnen, auf denen die Planeten ziehen, sie hält die Sonne zusammen und die Atmosphäre auf den Planeten. Und in anderen Gegenden unserer Galaxie spielt die Schwerkraft weiter Geburtshelfer bei der Entstehung von Sonnen und Planeten.

Unser Sonnensystem hat noch mehr Geheimnisse, aber die kommen morgen drann.

MFG

Bak

Schritt für Schritt ins Schwarze Loch

Ich habe einen interessanten Link gefunden, was passieren würde wenn man in ein schwarzes Loch fällt.

Aber zu allerest muss man sich die Frage stellen

Was ist ein "g" ?

g-Kräfte werden Belastungen genannt, die aufgrund starker Änderung von Größe und/oder Richtung der Geschwindigkeit auf den menschlichen Körper, einen Gebrauchsgegenstand oder ein Fahrzeug einwirken. Bei Belastungen technischer Geräte wie Flugzeugen oder der Angabe von Belastungsgrenzen wird auch der Begriff Lastvielfache verwendet. Es handelt sich bei der g-Kraft um eine „Kraft pro Masse“, sie hat daher die Dimension einer Beschleunigung und wird als Vielfaches der normalen Erdbeschleunigung (Normfallbeschleunigung) g = 9,80665 m/s² angegeben. Relativ starke g-Kräfte treten beispielsweise bei Fahrten mit einer Achterbahn, bei Raketenstarts oder bei Zusammenstößen von Gegenständen auf

Hierbei wird dann die Beschleunigung oft als Vielfaches der Erdbeschleunigung g = 9,80665 m/s² angegeben, weil dies mit der Alltagserfahrung leicht zu vergleichen ist: 1g ist die einfache Erdbeschleunigung und hat denselben Einfluss auf den menschlichen Körper wie die normale Schwerkraft.

Physikalische Grundlagen

Ein Formel-1-Rennfahrer spürt beim Start eine Kraft, die ihn – entgegen der Beschleunigungsrichtung – nach hinten in seinen Sitz presst. Diese Kraft kommt dadurch zustande, dass der Rennwagen nach vorne beschleunigt wird. Der Körper des Fahrers würde wegen seiner Trägheit gegenüber dieser Beschleunigung zurückbleiben, wenn er nicht durch den Sitz mitgerissen würde. Was der Fahrer also fühlt, ist keine tatsächliche äußere Kraft, die ihn stärker nach hinten in den Sitz drückt, sondern seine eigene Trägheit, die sich hier in Form einer Trägheitskraft bemerkbar macht.

Bei den unten angegeben Werten muss man auch die Länge der g Kraft berücksichtigen, die wurde leider nicht angegeben

Typischer Maximalwert bei einer Kinderschaukel[ 2,5g

Maximalwert bei der Achterbahn Silver Star 4g

Maximalwert bei einer Apollo-Kapsel während des Wiedereintritts in die Erdatmosphäre nach einem Mondflug 6,4g

Durchschnittliche Maximalwerte bei Kunstflugmanövern (Belastungsdauer zwischen 1,5 und 3 Sekunden) 8g

60-sekündige Dauerbelastung in der als Tötungsmaschine konzipierten Achterbahn Euthanasia Coaster 10g

Maximalwert für von Menschen ohne schwere Verletzungen überlebbare g-Kraft 100g

Laut Guinness-Buch der Rekorde höchste gemessene g-Kraft, die von einem Menschen (David Purley, 1977) überlebt wurde. 179,8g

IndyCar-Fahrer Kenny Bräcks Crash auf dem Texas Motor Speedway im Jahre 2003 (der Fahrer überlebte) 214g

Größenordnung beim Aufprall eines Kugelschreibers, der aus 1 m Höhe auf harten Boden fällt und liegen bleibt 1 000g

Schwerebeschleunigung

Einfach gesagt auf der Erde herrscht 1 g ( kommt darauf an wo ihr seid ), also nehmen wir 100kg bei 1g. Auf einem Planeten mit 2g würdet ihr 200 Kg wiegen.
Aber da steckt ja noch mehr dahinter

Die Schwerebeschleunigung oder die Fallbeschleunigung (Formelzeichen meist g) ist die aus der Gravitationsbeschleunigung und der Zentrifugalbeschleunigung resultierende Beschleunigung einer Probemasse. Diese Beschleunigung erfährt ein Körper zum Beispiel beim freien Fall auf der Erdoberfläche oder der Oberfläche eines anderen Himmelskörpers.

Die Gewichtskraft eines Körpers ist proportional zur Schwerebeschleunigung und zur Masse m.

Da der Wert der Schwerebeschleunigung vom Ort abhängt, an dem sich der Körper befindet, bezeichnet man g auch als Ortsfaktor

Ein stellares Objekt ( Planet, Sonne.... ) mit hoher Masse und Rotation weist für den Körper auch mehr g auf.

Der Mars hat einen Durchmesser von 6795 km - also etwas mehr als 53% des Erddurchmessers oder etwas mehr als halb so viel wie bei der Erde.
Da Mars aber weniger dicht ist als die Erde, hat er entsprechend in dieser Kugel noch weniger Masse - deshalb ist man auf dem Mars nicht halb so schwer, sondern man wiegt gut 38% des Gewichts, das man auf der Erde hat: wenn du also auf der Erde 100 Kilo schwer (Anzeige auf einer Waage) bist, dann bist du auf dem Mars nur 38 kg schwer...

Hie der Link, wenn man in ein schwarzes Loch fällt

http://www.tempolimit-lichtges…itionsl/expeditionsl.html

Also wer nach dem Artikel immer noch meint mit einem Raumschiff durch ein schwarzes Loch fliegen zu können, na bitte

MFG

Bak

Schwarze Löcher

Jede Spiralgalaxie hat in ihrem Zentrum ein Schwarzes Loch – so auch NGC 1277, die 220 Millionen Lichtjahre entfernt im Sternbild Perseus liegt. Nun haben Wissenschaftler herausgefunden, dass das Schwarze Loch von NGC 1277 das bisher massereichste ist. Es hat die 17 milliardenfache Masse unserer Sonne.

Geburt eines Monsters

Ein Schwarzes Loch entsteht, wenn Materie eine bestimmte Dichte überschreitet. Die Allgemeine Relativitätstheorie besagt, dass massive Objekte durch ihr Gravitationsfeld den Raum um sich herum krümmen.

Stellare Schwarze Löcher sind der Endzustand der Entwicklung schwerer Sterne ab der etwa zehnfachen Sonnenmasse. Sie explodieren am Ende ihres Lebens als Supernova und stoßen dabei einen Teil ihrer Materie als Gaswolke ab. Der Rest stürzt unter dem Einfluss der Schwerkraft in sich zusammen, bis sich all seine Atomkerne berühren. Dieses extrem verdichtete Gebilde nennt man Neutronenstern. Es ist noch kein Schwarzes Loch. Ab einer bestimmten Masse jedoch werden die Atomkerne selbst von der Gravitation immer weiter zusammengepresst, und der Radius des Neutronensterns nimmt weiter ab. Schließlich kollabiert der Stern zu einem Schwarzen Loch. Der ganze Prozess vom Zusammenstürzen des Sternrests bis zur Entstehung eines Schwarzen Lochs geht sehr schnell vor sich, in Minuten bis Sekunden.

Dies macht sich dadurch bemerkbar, dass Lichtstrahlen in der Nähe eines solchen Objekts nicht mehr geradlinig verlaufen. Sie werden wie von einer Sammellinse in Richtung des Objekts abgelenkt.

Vorbeiziehendes schwarzes Loch mit dem Gravitationslinseneffekt

Ein fiktives nichtrotierendes Schwarzes Loch von 10 Sonnenmassen aus 600 km Abstand gesehen, wobei dem Schwarzen Loch mit der 400-millionenfachen Erdbeschleunigung entgegengehalten werden muss, damit der Abstand konstant bleibt. Im freien Fall würde sich durch die Aberration ein anderes Bild ergeben. Die Milchstraße im Hintergrund erscheint durch die Raumzeitkrümmung verzerrt und doppelt.

Dieser Effekt macht sich bereits bei unserer Sonne bemerkbar, ist aber bei Neutronensternen oder noch dichteren Objekten entsprechend stärker. Ist das massive Objekt sehr klein, kann es das Licht auf eine Kreisbahn zwingen und den Raum komplett 'abschnüren'.

Ein Schwarzes Loch ist entstanden. In seinem Zentrum befindet sich eine Singularität, ein Punkt unendlicher Dichte und Gravitation.

Die Größe, unterhalb der ein Objekt zu einem Schwarzen Loch wird, nennt man den Schwarzschild-Radius (nach dem Physiker Karl Schwarzschild). Er hängt von der Masse des Objekts ab. Bei unserer Sonne – die allerdings wegen ihrer zu geringen Masse nicht zu einem Schwarzen Loch werden kann – beträgt der Schwarzschild-Radius 3 Kilometer. Bei einem Objekt von der Masse der Erde würde er etwa 9 Millimeter betragen.

Der Schwarzschild-Radius ist zugleich der Ereignishorizont des Schwarzen Loches, die Grenze, innerhalb derer keine Materie oder Strahlung das Schwarze Loch mehr verlassen kann. Man kann ihn nur in eine Richtung durchschreiten. Er wirkt daher als eine Art Kausalgrenze: Ereignisse außerhalb dieses Horizonts können keine Ursache innerhalb des Horizonts haben (abgesehen von dem Schwarzen Loch selbst), umgekehrt jedoch schon.

Ein Schwarzes Loch hat, ebenso wie ein Elementarteilchen, keinerlei individuelle Merkmale. Schwarze Löcher unterscheiden sich in nichts außer ihrer Masse, Ladung und Drehgeschwindigkeit. Sie sind übrigens keineswegs immer schwarz. Zum einen zeigte der Physiker Stephen Hawking 1981 anhand theoretischer Berechnungen, dass ihr Ereignishorizont aufgrund des extrem starken Gravitationsfeldes selbst eine geringfügige Strahlung aussendet (Hawking-Strahlung). Zum anderen wird die von der Gravitation angezogene Materie vor dem Sturz ins Loch durch Reibung so stark erhitzt, dass dieses – wenn sich genügend Materie in seiner Nähe befindet - nach außen hell leuchtet.

Der Ereignisshorizont

Einfallzeit für einen außenstehenden Beobachter

Für einen außenstehenden Beobachter, der aus sicherer Entfernung zusieht, wie ein Objekt auf ein Schwarzes Loch zufällt, hat es den Anschein, als würde sich das Objekt asymptotisch dem Ereignishorizont annähern. Das bedeutet, ein außenstehender Beobachter sieht niemals, wie das Objekt den Ereignishorizont erreicht, da aus seiner Sicht dazu unendlich viel Zeit benötigt wird.

Einfallzeit für einen frei fallenden Beobachter

Für einen Beobachter, der sich im freien Fall auf das Schwarze Loch zu bewegt, ist dies freilich anders. Dieser Beobachter erreicht den Ereignishorizont in endlicher Zeit. Der scheinbare Widerspruch zu dem vorherigen Ergebnis rührt daher, dass beide Betrachtungen in verschiedenen Bezugssystemen durchgeführt werden. Ein Objekt, welches den Ereignishorizont erreicht hat, fällt (vom Objekt selbst aus betrachtet) in endlicher Zeit in die zentrale Singularität.

Es sei noch angemerkt, dass der Ereignishorizont keine gegenständliche Grenze ist; ein frei fallender Beobachter könnte daher nicht direkt feststellen, wann er den Ereignishorizont passiert

Die hellsten unter ihnen nennt man Quasar

Quasare gehören wie die schwächeren Seyfertgalaxien zur Klasse der aktiven Galaxien. Die Trennung anhand der Leuchtkraft ist rein historisch bedingt. Nach heutiger Annahme befindet sich im Zentrum aller Galaxien mit einem Bulge ein sehr massereiches Schwarzes Loch, das mehrere Millionen bis Milliarden Sonnenmassen umfassen kann. Aktive Galaxien unterscheiden sich von normalen Galaxien dadurch, dass dieses Schwarze Loch mit der Zeit an Masse zunimmt, da Materie aus der umgebenden Galaxie (Interstellares Gas oder zerrissene Sterne) durch die Gravitation des Schwarzen Loches angezogen wird. Dieser Vorgang des Ansammelns von Materie wird in der Astronomie Akkretion genannt. Aufgrund der Drehimpulserhaltung bei der einfallenden Materie kann diese nicht direkt in das Schwarze Loch fallen, so dass sich um es herum eine Akkretionsscheibe bildet. Durch Reibung heizt sich diese Scheibe auf, wobei gleichzeitig Teile der Materie Drehimpuls verlieren und so in das Schwarze Loch fallen können. Die Emission der aufgeheizten Akkretionsscheibe ist das, was man als typische Strahlung des Quasars beobachtet. Sie kann eine Leuchtkraft ähnlich der von vielen Milliarden Sternen erreichen und somit mehr Licht abstrahlen als die gesamte umgebende Wirtsgalaxie.

Die leuchtkräftigsten Quasare erreichen bis über 10 hoch 14 Sonnenleuchtkräfte

Sofern die Akkretionsscheibe über ein starkes Magnetfeld verfügt, wird ein kleiner Anteil des Materiestromes in zwei Teile gerissen und in Bahnen entlang der Feldlinien des Magnetfeldes gezwungen. Anschließend werden beide Ströme senkrecht zur Ebene der Akkretionsscheibe (einer auf jeder Seite) mit relativistischer Geschwindigkeit in die umgebende Galaxie und den weiteren Weltraum abgestoßen. Diese sogenannten „Jets“ können dann im Radiowellenlängenbereich beobachtet werden. Man unterscheidet in diesem Zusammenhang Quasare in „radio-laute“ und „radio-leise“ Klassen, je nach Stärke der Radiostrahlung. Allerdings hat sich herausgestellt, dass es vermutlich keine wirklichen Klassen, sondern einen kontinuierlichen Übergang innerhalb der Radioeigenschaften gibt.

Quasare sind mit die grössten Einzelobjekte im Universum. Sie können mit ihren Jets bis zu 100.000 Lj in das Interstellare Medium hinausreichen.
Doch im Fall von HE0450-2958 trifft der Strahl (ein sogenannter Jet) auf eine etwa 22 000 Lichtjahre entfernte Galaxie, die viele helle junge Sterne enthält. Wie Messungen zeigten, entstehen darin pro Jahr bis zu 350 neue Sonnen. Das ist das 100-Fache der Menge, die für Galaxien dieses Typs zu erwarten wäre.

Tod eines schwarzen Lochs

Kommt kein Material mehr nach, könnten sich Schwarze Löcher nach einer Theorie von Hawking über einen Zeitraum von vielen Milliarden Jahren langsam wieder auflösen. Diesen Vorgang nennt man "Hawking-Strahlung". Sie beruht auf einem quantenmechanischen Effekt

MFG

Bak

Galaxientypen

Klassifikation nach Hubble

Galaxietypen nach der Hubble-Klassifikation: „E“ steht für Elliptische Galaxien, „S“ steht für Spiralen und „SB“ für Balkenspiralen (Spiral Barred)
Galaxien werden nach ihrer Form in verschiedene Haupt- und Untergruppen der so genannten Hubble-Klassifikation eingeteilt (siehe Morphologie). Diese Klassifikation wurde von Edwin Hubble begründet und ist mit einigen Erweiterungen bis heute in Gebrauch, obwohl sie ursprünglich nur auf einer kleinen Stichprobe von nahen und hellen Galaxien basierte, die damals im optischen Wellenlängenbereich beobachtet werden konnten. Die Hubble-Klassifikation ist rein empirisch und besagt nichts über die Entwicklung von Galaxien. Die einzelnen Typen sind:

Elliptische Galaxien

zeigen keine besonderen Unterstrukturen. Die Linien gleicher Helligkeit haben die Form einer Ellipse. Die Elliptischen Galaxien haben einen gleichmäßigen Helligkeitsabfall von innen nach außen. Sie beinhalten nahezu kein Gas, daher geht ihre Sternentstehungsrate gegen null. Ihr Spektrum wird von alten und daher roten Sternen dominiert. Elliptische Galaxien werden nach ihrer numerischen Exzentrizität in die Klassen E0 (kreisförmig) bis E7 (stark elliptisch) eingeteilt. Die Zahl hinter dem E gibt die erste Nachkommastelle der Exzentrizität an, das heißt eine Galaxie der Klasse E7 hat die Exzentrizität 0,7. Die absoluten Helligkeiten Elliptischer Galaxien umfassen einen großen Bereich. Die hellsten Galaxien sind zumeist Elliptische Galaxien und sind in diesem Fall wahrscheinlich durch die Verschmelzung mehrerer kleiner bis mittelgroßer Galaxien entstanden. Elliptische Galaxien sind häufig in großen Galaxienhaufen anzutreffen.

Lentikuläre (linsenförmige) Galaxien

gehören der Klasse S0 an. Sie haben einen Kern, der dem der Spiralgalaxien entspricht, ihre galaktische Scheibe enthält jedoch keine Spiralarme, sondern ist etwa gleichmäßig hell (Beispiel: M 102).

Spiralgalaxien

haben einen sphäroidischen Kern, den so genannten Bulge, und davon ausgehende Spiralarme, die in einer flachen Scheibenkomponente liegen. Während der Bulge einer elliptischen Galaxie ähnelt und keine Sternentstehung mehr zeigt, erlauben das in der Scheibe vorhandene Gas und Staub die Sternentstehung in den Spiralarmen. Daher erscheinen die Spiralarme auf Bildern meistens blau und der Bulge meistens rötlich. Die Spiralarme werden weiter in die Klassen Sa, Sb und Sc unterteilt. Galaxien vom Typ Sa haben einen sehr ausgeprägten Kern und eng gewundene Spiralarme (Beispiel: Sombreronebel M 104). Der Typ Sc hat einen relativ schwachen galaktischen Kern, äußerst locker gewundene Spiralarme und dadurch manchmal fast die Gestalt eines in sich verschlungenen „S“ (Beispiel: der Dreiecksnebel M 33). Zusammen mit den lentikulären Galaxien werden Sa, Sb und Sc auch Scheibengalaxien genannt. Eine veraltete alternative Bezeichnung ist Spiralnebel.

Balkenspiralgalaxien

haben vom Zentrum ausgehend einen langen Balken, an den sich dann die Spiralarme anschließen (Beispiel: M 109). Ebenso wie die Spiralgalaxien werden sie mit zunehmender Ausprägung des Kerns und Öffnung ihrer Spiralarme in die Klassen SBa, SBb und SBc unterteilt. Bei unserer Galaxis handelt es sich um eine Balkenspiralgalaxie.

Irreguläre (unregelmäßige) Galaxien

haben weder Spiralarme noch elliptische Form. Sie sind im Mittel leuchtschwächer als elliptische und Spiralgalaxien. Zu dieser Gruppe gehören meistens Zwerggalaxien.

Neben der Klassifikation nach Hubble gibt es auch weitere Einteilungen, beispielsweise nach Gérard-Henri de Vaucouleurs oder die Yerkes-Klassifikation, die jedoch seltener gebraucht werden. Die groben Klassifikationen werden der Vielzahl der gefundenen Galaxientypen oft nicht gerecht, weshalb man viele weitere Charakteristika zur Beschreibung von Galaxien heranzieht.

Weitere Galaxientypen

Die Wagenradgalaxie

Es gibt weitere Formen von Galaxien, die sich nicht in obiges Schema einordnen lassen oder dieses ergänzen. Unter anderem sind dies:

Zwerggalaxien

sind Galaxien geringerer Helligkeit, sie sind viel zahlreicher als Riesengalaxien. Anders als bei diesen gibt es vor allem elliptische , spheroidale und irreguläre Zwerggalaxien. Die elliptischen Zwerggalaxien kann man noch einmal unterteilen in kompakte und diffuse Galaxien. Die nächste kompakte elliptische Zwerggalaxie, die auch die einzige in der Lokalen Gruppe ist, ist M32. Kompakte elliptische Zwerggalaxien ähneln in ihrer Morphologie eher den großen elliptischen Galaxien. Sie besitzen eine stärker ausgeprägte Zentralregion als die diffusen, was auf eine unterschiedliche Entstehungsgeschichte hinweist.

Wechselwirkende Galaxien

sind Begegnungen zweier oder mehrerer Galaxien. Da man je nach Stadium der Wechselwirkung unterschiedliche Kerne und auch Gezeitenarme beobachten kann, können auch diese Systeme nicht in das Klassifikationsschema von Hubble eingeteilt werden. Gezeitenarm-Galaxien (tidal dwarf galaxies, TDG) sind Galaxien, die bei der Wechselwirkung zweier gasreicher Galaxien in langen Gezeitenarmen aus Gas und Staub entstehen.

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 Galaxie 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 meistens senkrecht zur Galaxienhauptebene ausgerichtet ist, spricht man von Polarring-Galaxien (Beispiel: Wagenradgalaxie). Es gibt Anzeichen dafür, dass unsere Galaxis ebenfalls einen solchen Polarring besitzt.

Als aktive Galaxien

bezeichnet man eine Untergruppe von Galaxien mit einem besonders hellen Kern 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. Beispiele für starke Radiogalaxien sind: Centaurus A, Perseus A, Cygnus A und M 87 im Sternbild Jungfrau.

Seyfertgalaxien

haben einen sehr hellen, punktförmigen Kern und zeigen im Bereich des visuellen Spektrums prominente Emissionslinien. Etwa ein Prozent der Hauptgalaxien gehören zu dieser Kategorie

BL Lacertae-Objekte

sind aktive Galaxien, deren Spektrum keine Absorptions- und Emissionslinien aufweist. Obwohl sie teilweise sehr hell sind, kann ihre Rotverschiebung daher schlecht bestimmt werden. Ihre Helligkeit ist stark variabel. BL-Lac-Objekte gehören neben den Quasaren zu den leuchtstärksten bekannten Objekten.

Quasare ( kommt noch mal genauer )

sind die Objekte mit der größten absoluten Helligkeit, die beobachtet werden. Aufgrund der großen Entfernung dieser Objekte konnte man ursprünglich nur deren kompakten, punktförmigen Kern beobachten, daher der Name Quasar (= quasi stellar object).

Starburstgalaxien

sind Galaxien mit einer sehr hohen Sternentstehungsrate und der daraus folgenden intensiven Strahlung. Eine gut erforschte Starburstgalaxie 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. Im Rahmen der Kosmologie kann das Anwachsen der Dichtefluktuation durch den 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. Da bei diesem Prozess nur die Gravitation eine Rolle spielt, kann dieser Prozess heute mit großer Genauigkeit berechnet werden (z. B. Millennium-Simulation). Das Gas folgt der Verteilung der dunklen Materie, 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 (das sogenannte Feedback), was eine genauere Simulation schwierig macht. Nach ihrer Entstehung haben sich die Galaxien weiter entwickelt. Nach dem hierarchischen Modell der Galaxienentstehung wachsen die Galaxien vor allem durch Verschmelzen mit anderen Galaxien an. Danach bildeten sich im frühen Kosmos unter dem Einfluss der Schwerkraft die ersten noch recht massearmen Proto-Galaxien. Nach und nach, so die Vorstellung, fügten sich diese Galaxienvorläufer durch Kollisionen zu ausgewachsenen Exemplaren wie unserer Milchstraße und noch größeren Galaxien zusammen. Die Relikte solcher Kollisionen zeigen sich in der Milchstraße noch heute als sogenannte Sternenströme. Das sind Gruppen von Sternen, deren gemeinsames Bewegungsmuster auf einen Ursprung außerhalb der Milchstraße weist. Sie werden kleineren Galaxien zugerechnet, die von der Milchstraße durch Gezeitenkräfte zerrissen und verschluckt wurden.

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 Beobachtung von hochrotverschobenen Galaxien ermöglicht es, diese Entwicklung nachzuvollziehen. Große Erfolge hatten dabei insbesondere tiefe Durchmusterungen wie das Hubble Deep Field. Insgesamt ist die Entstehung und Entwicklung von Galaxien als aktueller Forschungsgegenstand noch nicht abgeschlossen und somit noch nicht ausreichend sicher erklärbar.

Neueste Studien gehen davon aus, dass sich im Zentrum jeder Galaxie ein supermassereiches schwarzes Loch befindet, das signifikant an der Entstehung der Galaxie beteiligt ist. So entstehen Galaxien aus riesigen Gaswolken (Wasserstoff), deren Zentren zu supermassereichen schwarzen Löchern kollabieren, diese wiederum heizen das umliegende Gas so weit auf, dass sich durch Verdichtung Sterne und letztendlich Planeten bilden. Die Größe der Galaxien und deren Zentren (supermassereiche schwarze Löcher) stehen in direktem Zusammenhang: je größer eine Galaxie, desto größer das Zentrum.

Entstehung der Spiralarme

Die Spiralarme sind heller als der Rest der Scheibe und stellen keine starren Strukturen dar.
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. Diese Theorie wurde zuerst von Chia-Chiao Lin und Frank Shu in den 1960er Jahren aufgestellt. Danach ist in den Spiralarmen und im zentralen Balken die Materiedichte erhöht, so dass dort verhältnismäßig viele helle, blaue, also kurzlebige Sterne aus dem interstellaren Medium neu entstehen. Dadurch erscheinen diese Bereiche heller als ihre Umgebung.

Diese Dichtewellen entstehen durch das Zusammenspiel aller Sternumlaufbahnen, denn die Sterne bewegen sich nicht wie etwa die Planeten im Sonnensystem gleichmäßig um ein festes Zentrum (ein schwarzes Loch im Galaxienzentrum), weil dafür die Gesamtmasse der Galaxie nicht konzentriert genug ist.

Daher kehrt ein Stern nach einer Umrundung des Galaxienzentrums nicht wieder an seinen Ausgangspunkt zurück, die Bahnen sind also keine Ellipsen, sondern besitzen die Form von Rosetten. Dichtewellen entstehen, wenn sich viele Sterne gleich schnell bewegen. So sind in einer Balkenspiralgalaxie alle Bahnen gleich gegeneinander ausgerichtet, in einer reinen Spiralgalaxie dagegen noch gegeneinander verschoben. Die Synchronisierung der Bahnen erfolgt durch gravitative Rückkopplung. Mittels Computersimulationen, die auch interstellares Gas berücksichtigen, kann sogar die Ausbildung von Spiralarmen modelliert werden. Dabei zeigt sich, dass diese keineswegs statisch sind, sondern entstehen und vergehen. Danach durchläuft jede Galaxie einen Kreislauf (Dauer ca. 10 Milliarden Jahre) der ständigen Umwandlung von der Balken- in die Spiralform und zurück. Ferner stören die Spiralarme die Bahnkurven der Sterne, was zu den sogenannten Lindblad-Resonanzen führt.

MFG

Bak

Dunkle Energie und Materie

Als Dunkle Energie wird in der Kosmologie eine hypothetische Form der Energie bezeichnet. Die Dunkle Energie wurde als eine Verallgemeinerung der kosmologischen Konstanten eingeführt, um die beobachtete beschleunigte Expansion des Universums zu erklären. Der Begriff wurde 1998 von Michael S. Turner geprägt.
Eine überraschende Erkenntnis der modernen Kosmologie ist, dass die baryonische Materie – aus der Sterne, Planeten und auch der Mensch bestehen – nur etwa fünf Prozent der Energiedichte im Universum ausmacht. Zu 95 Prozent dominieren Dunkle Energie und Dunkle Materie. Deren physikalische Natur ist aber bislang völlig unklar.

Baryonen sind Teilchen, die aus jeweils drei Quarks bestehen. Über diese unterliegen sie der starken Wechselwirkung, d.h. sie gehören zu den Hadronen, zusammen mit den Mesonen, die jeweils aus einem Quark und einem Antiquark zusammengesetzt sind. Darüber hinaus unterliegen Baryonen der schwachen Wechselwirkung, der Gravitation und, sofern sie geladen sind, auch der elektromagnetischen Kraft.

Das heutige kosmologische Modell legt zunächst die Gesamtdichte aller Materie und Energie im Universum fest. Demnach trägt die Materie nur etwa dreißig Prozent zur Gesamtbilanz bei. Doch nur etwa ein Sechstel hiervon ist die uns vertraute Materie aus Protonen, Neutronen und Elektronen, aus der alle Sterne, Planeten und auch wir Menschen bestehen. Der größte Teil ist unsichtbar und wird daher „Dunkle Materie“ genannt.

Diese Materie sendet kein Licht aus und verschluckt auch keines, sondern macht sich ausschließlich über ihre Schwerkraftwirkung bemerkbar.

Auch wenn die Natur der Dunklen Materie noch völlig unklar ist, vermuten Wissenschaftler, dass sie aus einer uns unbekannten Art von Teilchen besteht.
Den weitaus größten Anteil an der Gesamtdichte von Materie und Energie macht aber etwas anderes aus: ein Energiefeld, das den Kosmos beschleunigt auseinander treibt. Man nennt dies „Dunkle Energie“. Sie wirkt also der Materie entgegen, die mit ihrer Schwerkraft die Expansion des Raumes bremst. Nach heutiger Kenntnis überwiegt hierbei die Dunkle Energie, sodass sich das Universum auf ewige Zeit ausdehnen wird.

Die physikalische Interpretation der Dunklen Energie ist weitgehend ungeklärt und ihre Existenz ist experimentell nicht nachgewiesen. Die gängigsten Modelle bringen sie mit Vakuumfluktuationen in Verbindung, es werden aber auch eine Reihe weiterer Modelle diskutiert. Die physikalischen Eigenschaften der Dunklen Energie lassen sich durch großräumige Kartierung der Strukturen im Universum, beispielsweise die Verteilung von Galaxien und Galaxienhaufen untersuchen; entsprechende astronomische Großprojekte befinden sich in Vorbereitung.

Schon der Schweizer Astronom Fritz Zwicky bemerkte um 1933, dass es sehr viel mehr Materie im Universum gibt als man bis dahin annahm. Er schloss dies aus den Bewegungen von Galaxien im Coma-Galaxienhaufen. Sie waren viel zu schnell, als dass die sichtbare Materie sie mit ihrer Schwerkraft im Haufen hätte halten können. Dazu war zehnmal mehr Materie notwendig. Beobachtungen von Spiralgalaxien bestätigen dieses Bild. Die Geschwindigkeiten, mit der die Sterne um deren Zentren laufen, sind viel zu hoch. Gäbe es nur die sichtbaren Sterne, Gas und Staub, so würden diese Galaxien auseinanderfliegen. In beiden Fällen vermutet man riesige Mengen an Dunkler Materie, die diese Gebilde zusammen halten.

Ein wichtiges Instrument zum Nachweis Dunkler Materie sind sogenannte Gravitationslinsen.
Bei diesem Phänomen lenken große Massenansammlungen wie beispielsweise Galaxienhaufen das Licht mit ihrem Schwerefeld ab. Sie wirken dadurch wie gewaltige Linsen. Befindet sich zufällig ein Himmelskörper hinter einer solchen Gravitationslinse, so sehen wir von ihm ein verzerrtes Bild. Mithilfe solcher Aufnahmen lässt sich auf die Gesamtmasse in dem Galaxienhaufen – also der „Linse“ – schließen. Diese Methode offenbart die gewaltigen Mengen an Dunkler Materie im Universum.

Von dieser unsichtbaren Substanz ist immerhin zweierlei bekannt. Zum einen kann die Dunkle Materie nicht mit Licht wechselwirken. Dies schließt man aus den gemessenen Temperaturschwankungen im Mikrowellenhintergrund. Zum anderen muss die Geschwindigkeit der Teilchen, aus denen die Dunkle Materie mutmaßlich zusammengesetzt ist, sehr viel kleiner sein als die des Lichts. Wäre sie der Lichtgeschwindigkeit vergleichbar, wären kosmische Strukturen bis etwa zur Größe von Galaxien durch die rasche Bewegung der Teilchen zerstört worden. Insbesondere schließt man aus der Verteilung der Galaxien im Raum, dass die kleinsten Strukturen zuerst entstanden sind und erst nachfolgend die größeren, wie Galaxienhaufen. Hieraus ergibt sich die Eigenschaft, dass sich die Teilchen der Dunklen Materie im Verhältnis zur Lichtgeschwindigkeit relativ langsam bewegen. Man spricht deshalb von kalter Dunkler Materie.

Damit besitzen die Kosmologen zwar ein Weltmodell, das mit allen Beobachtungsfunden in Einklang steht, das uns aber vor ein großes Rätsel stellt: Die Zusammensetzung des Universums ist uns zu mehr als 95 Prozent unbekannt. Hier berühren sich Kosmologie und Teilchenphysik. Die zentralen Fragen der Kosmologie nach der Natur der Dunklen Materie und der Dunklen Energie verlangen nach konkreten Vorstellungen der Teilchenphysik, um welche Arten von Teilchen oder Quantenfeldern es sich bei beiden handeln könnte. Aus der Kosmologie allein können die Antworten nicht kommen. Umgekehrt ergeben sich aus den Theorien über den Aufbau der Materie Erwartungen an das Verhalten des Universums sowie den Aufbau und die Entwicklung seiner Strukturen. Hier erwarten wir eine fruchtbare Zusammenarbeit von Astro- und Teilchenphysik mit weit reichenden kosmologischen Konsequenzen.

Nachdem die Expansion des Universums durch die Beobachtung der Rotverschiebung der Galaxien als etabliert galt, wurden detailliertere Messungen durchgeführt, um die Geschwindigkeit der Expansion und ihre Veränderung über die Lebenszeit des Universums zu bestimmen. Traditionelle Modelle besagten, dass die Expansion aufgrund der Materie und der durch sie wirkenden Gravitationsanziehung verlangsamt wird; Messungen sollten diese Verlangsamung quantifizieren.

Die Messungen, die im Wesentlichen auf Entfernungsbestimmungen weit entfernter Supernovae vom Typ 1a basierten, ergaben entgegen dieser Lehrmeinung eine Zunahme der Expansionsgeschwindigkeit. Diese unerwartete Beobachtung wird seitdem auf eine unbestimmte Dunkle Energie zurückgeführt. In den Modellen besteht das Universum zum gegenwärtigen Zeitpunkt, ca. 13,7 Milliarden Jahre nach dem „Urknall“, zu

68,3 % aus Dunkler Energie,
26,8 % aus Dunkler Materie und zu
4,9 % aus der sichtbaren, baryonischen Materie

(In der Frühzeit des Universums, zum Zeitpunkt der Entkopplung der Materie von der Hintergrundstrahlung, war die Zusammensetzung noch wesentlich anders)

Die Existenz einer Dunklen Energie könnte auch eine Erklärung für die „Flachheit“ des Universums sein. Es ist bekannt, dass die normale Materie nicht ausreicht, um dem Universum eine flache (das heißt im Wesentlichen euklidische) Geometrie zu geben; sie stellt nur 2–5 % der notwendigen Masse. Aus Beobachtungen der gravitativen Anziehung zwischen den Galaxien ergibt sich aber, dass Dunkle Materie maximal 30 % der erforderlichen Materie sein kann. Dunkle Energie (aufgrund der einsteinschen Formel E = mc2 hat sie ein Masseäquivalent) würde die fehlende Masse gerade liefer

Doch worum handelt es sich bei der Dunklen Materie? Neutrinos galten lange Zeit als Kandidaten für sie. Das kann man heute ausschließen. Teilchenphysiker machen Vorschläge, welche Art von Teilchen überhaupt in Frage kommen. Umgekehrt zieht die Kosmologie das Standardmodell der Teilchenphysik in Zweifel. Der heute wohl viel versprechendsten Hypothese zufolge könnte es sich um Elementarteilchen handeln, deren Existenz die Theorie der Supersymmetrie fordert. Um einige der von ihr vorgeschlagenen Teilchen nachzuweisen, sind bereits Experimente in Planung und im Bau, wie etwa am Large Hadron Collider am CERN.

Die heute akzeptierte Theorie zur großräumigen Entwicklung des Kosmos ist die Allgemeine Relativitätstheorie. In der Diskussion um die Expansion oder Kontraktion des Universums bewirkt die Materie durch ihre Gravitationswirkung eine Verlangsamung der Expansion; die kosmologische Konstante (sofern sie positiv ist) beschreibt dagegen eine beschleunigte Expansion, und sofern sie auf großen Skalen gegenüber der Krümmung dominiert, ein flaches Universum.

Das Galaktische Netz

Auf welche Weise können wir mehr über die Dunkle Energie erfahren? Zum einen werden Kosmologen genauer herausfinden, wie sich die Expansion des Universums seit dem Urknall entwickelt hat. Beobachtungen bestimmter Sternexplosionen, sogenannter Supernovae vom Typ Ia, und des schwachen Gravitationslinseneffektes großer kosmischer Strukturen erscheinen hierfür derzeit am besten geeignet. Ferner wird das Studium der erwähnten indirekten Auswirkungen der Dunklen Energie auf die kosmischen Strukturen den Zusammenhang zwischen Teilchenphysik, Kosmologie und beobachtender Astronomie weiter vertiefen. Erst wenn wir wissen, worum es sich bei der Dunklen Materie und der Dunklen Energie handelt, werden wir die gesamte Evolution des Kosmos bis zu seinem Ende verstehn

Wenn ihr den Thread verfolgt habt, dann wisst ihr jetzt wo die Probleme sind und wovon die Leute reden ->Wissen->

MFG

Bak

Die Elemente und die zwei Öfen

So Leute nun gehts an die Elemente und wie sie entstehen. Warum es keine exotischen Materialien gibt und warum wir alle Elemente im Universum kennen.

Das fundamentalste Element im Universum ist Wasserstoff, bestehend aus einem Proton im Kern. Sämtliche schwerere Elemente werden gebildet, indem Protonen und Neutronen verschmelzen. Diese Prozesse jedoch erfordern extrem hohe Energien und Temperaturen von mindestens zehn Millionen Grad. Die zwei entscheidenden Reaktionen sind Kernfusion und Neutroneneinfang. Die Kernfusion erfordert zwar äußerst hohe Temperaturen, setzt jedoch Energie frei, solange Elemente leichter als Eisen prozessiert werden. Tatsächlich nutzt die Natur diesen Prozess als eine Art Ofen um Wärme (thermische Energie) zu produzieren. Für die Bildung aller Elemente schwerer als Eisen muß die Natur jedoch einen Tribut in Form von großen Mengen von Energie zahlen: Temperaturen über einige Milliarden Grad sind notwendig, ohne daß Energie gewonnen werden kann.

Kurz nach dem Urknall sind Temperatur und Dichte im Universum gerade passend, um Wasserstoff (ein Proton, ein Neutron) zu Helium (zwei Protonen, zwei Neutronen) und Spuren von Lithium (drei Protonen, vier Neutronen) zu verschmelzen. Nur einige Sekunden später sind sowohl Temperatur als auch Dichte zu gering, um weitere Elemente zu prozessieren, die chemische Zusammensetzung wird eingefroren. Man nennt sie primordial. Der Urknall hat seinen Teil geleistet, von nun an sind die Sterne für den weiteren Aufbau von Elementen zuständig.

Sterne stellen die zweite Art von Ofen dar, in ihnen werden sämtliche Elemente schwerer als Helium hergestellt. Temperatur und Dichte in ihrem Inneren sind wieder hoch genug, um Kernfusion zuzulassen. Diese Kernreaktion liefert auch die Energie, die von den Sternen abgestrahlt wird, so daß sie überhaupt scheinen können. Die "Asche'' aus dem Kernbrennen sind die schweren Elemente. Während seiner Entwicklung durchläuft ein Stern verschiedene Brennphasen, bei denen sukzessive immer schwerere Elemente aufgebaut werden. Im wesentlichen in folgender Reihenfolge:

Helium, Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Magnesium, Silizium, Schwefel und Eisen.

Dies passiert während eines "ruhigen'' Kernbrennens, das genug Energie liefert, um den Stern vor dem gravitativen Selbstkollaps zu bewahren. Wenn allerdings das Sterninnere nur noch aus Eisen besteht, kann keine Energie mehr aus Kernfusion gewonnen werden. Der Stern empfindet es als unangenehm teuer, schwerere Elemente als Eisen zu produzieren.

http://www.youtube.com/watch?v=5Nb42ONe5rM

Wo kommen dann diese Elemente her? Gold, Silber, Platin; sie werden nicht während des ruhigen `hydrostatischen' Brennens erzeugt. Diese Arbeit muß in einer Explosion verrichtet werden. Massive Sterne (10 mal so viel Masse wie die Sonne) beenden ihre Entwicklung als Supernovae. Dies sind Explosionen bei denen riesige Mengen an Energie freigesetzt werden. Ein Teil davon wird zur Bildung von den schwersten Elementen im Kosmos verbraucht. Tatsächlich verschwendet die Natur sehr viel Energie, um Elemente oberhalb der Eisen-Gruppe herstellen zu können. Aufgrund der Explosion wird dann der Teil der ``Asche'' von dem nuklearen Brennen, die sich in der Hülle des Sterns befindet, abgeworfen, und somit das interstellare Medium verunreinigt. Der dichtere, innere Teil des Sterns bleibt zurück und wird - je nach Masse - ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.

Tycho Brae's Supernova

Er beobachtet 1572 einen „Neuen Stern“, den er als „ein Wunder, wie es seit Anbeginn der Welt nicht gesehen wurde“ beschreibt. Dies machte ihn unter den Astronomen in ganz Europa berühmt

Hier eine andere Aufnahme einer Supernova in Realzeit. Das sieht zwar nach wenig aus was da in 7 Jahren passiert, aber bedenkt das es huntert tausende von Kilometer sind die da zurück gelegt worden sind.

Unsere Sonne ist nicht massereich genug, um eine Supernova zu machen. Die Sonne begann vor etwa 4,5 Milliarden Jahren als sie geboren wurde, in ihrem Zentrum Wasserstoff in Helium umzuwandeln. Das tut sie heute noch. Erst in weiteren 4,5 Milliarden Jahren wird sie damit beginnen, das Produkt aus dem Wasserstoffbrennen (Helium) zu Kohlenstoff und Sauerstoff zu verbrennen. Die Gesetze der Physik werden ihr es allerdings nicht erlauben, sich auf der Kette der Kernfusion höher zu hangeln. Nachdem sie am Ende ihres Lebens einen Teil der ``Asche'' in Form eines Planetarischen Nebels abgeworfen hat, wird sie für immer als Weißer Zwerg im Kosmos treiben, langsam abkühlen und verblassen.

Der Tunneleffekt

Tunneleffekt ist in der Physik eine veranschaulichende Bezeichnung dafür, dass ein atomares Teilchen eine Potentialbarriere von endlicher Höhe auch dann überwinden kann, wenn seine Energie geringer als die Höhe der Barriere ist. Nach den Vorstellungen der klassischen Physik wäre dies unmöglich, nach der Quantenmechanik ist es möglich. Mit Hilfe des Tunneleffekts wird unter anderem der Alpha-Zerfall von Atomkernen erklärt.

Kernfusion in der Sonne

Druck und Temperatur im Innern der Sonne würden alleine nicht dafür ausreichen, dass Kerne für eine thermonukleare Fusion die Coulomb-Barriere überschreiten können. Durch den Tunneleffekt wird das Coulomb-Potential jedoch mit einer gewissen Wahrscheinlichkeit quantenmechanisch überwunden.

Als Coulombwall oder Coulombbarriere wird das Potential bezeichnet, gegen das ein positiv geladenes Teilchen anlaufen muss, um in den Atomkern zu gelangen

Kurz nach dem Urknall sind Temperatur und Dichte im Universum gerade passend, um Wasserstoff (ein Proton, ein Neutron) zu Helium (zwei Protonen, zwei Neutronen) und Spuren von Lithium (drei Protonen, vier Neutronen) zu verschmelzen.
Nur einige Sekunden später sind sowohl Temperatur als auch Dichte zu gering, um weitere Elemente zu prozessieren, die chemische Zusammensetzung wird eingefroren. Man nennt sie primordial.

Der Urknall hat seinen Teil geleistet, von nun an sind die Sterne für den weiteren Aufbau von Elementen zuständig.

Nach 10hoch 36s begann die komischen Inflation, während der sich das Universum in einem winzigen Augenblick um etwa das 10 hoch 50-fache vergrößerte. "Eine Sekunde nach dem Urknall betrug die Temperatur [schon nur noch] sechs Milliarden Grad.....

Und diese 6 Milliarden Grad reichten nur um Elemente bis Beryllium zu backen...

Der zweite Ofen

Sterne stellen die zweite Art von Ofen dar, in ihnen werden sämtliche Elemente schwerer als Helium hergestellt. Temperatur und Dichte in ihrem Inneren sind wieder hoch genug, um Kernfusion zuzulassen. Diese Kernreaktion liefert auch die Energie, die von den Sternen abgestrahlt wird, so daß sie überhaupt scheinen können. Die ``Asche'' aus dem Kernbrennen sind die schweren Elemente.

Während seiner Entwicklung durchläuft ein Stern verschiedene Brennphasen, bei denen sukzessive immer schwerere Elemente aufgebaut werden. Im wesentlichen in folgender Reihenfolge:

Helium, Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Magnesium, Silizium, Schwefel und Eisen. Dies passiert während eines ``ruhigen'' Kernbrennens, das genug Energie liefert, um den Stern vor dem gravitativen Selbstkollaps zu bewahren.

Fusionsschema... Wasserstoff zu Helium ..Helium zu .....u.s.w
Dabei brennt die Sonne heißer ...das ganze funktioniert aber nur bis Eisen

Wenn allerdings das Sterninnere nur noch aus Eisen besteht, kann keine Energie mehr aus Kernfusion gewonnen werden. Der Stern empfindet es als unangenehm teuer, schwerere Elemente als Eisen zu produzieren.

Ein Supernova Kern hat eine Temperatur von etwa 100 Milliarden Grad Celsius Das ist 6000 Mal die Temperatur im Kern der Sonne.

Und diese Temperatur reicht gerade mal aus um Elemente bis Uran / Plutonium zu backen.
Die Sonne könnte auch nicht fusionieren, aber da gibt es ja noch den Tunnel Effekt.

Natürlich könnten noch andere Elemente die schwerer sind, entstanden sein, nur sind die Halbwertzeiten so kurz das sie praktisch sofort wieder zerfallen.

>>>>>>>Also sind sie nutzlos<<<<<<

Natürlich entstandene Elemente zu finden die nach Uran / Plutonium kommen ist also höchst unwahrscheinlich.

So das war mal wieder .....

MFG

Bak

Hypernova

Die Ursache der Gammablitze ist noch nicht vollständig geklärt. Man beobachtete einen Gammablitz erstmals am 2. Juli 1967 mit den US-amerikanischen Vela-Spionagesatelliten, die eigentlich zur Entdeckung oberirdischer Atombombentests dienten. Dass die Strahlen aus den Tiefen des Weltraums kamen, wurde erst 1973 durch Wissenschaftler im Los Alamos National Laboratory in New Mexico mit den Daten der Satelliten sicher festgestellt

Eine Hypernova ist ein theoretischer Typ einer Supernova. Eine Hypernova tritt möglicherweise auf, wenn ein extrem massereicher Stern am Ende seines Lebenszyklus kollabiert und ein Schwarzes Loch bildet. Da nur wenige Sterne existieren, die genügend Masse besitzen, um direkt zu einem Schwarzen Loch zu kollabieren, sind Hypernovae selten.

Gammablitze setzen in zehn Sekunden mehr Energie frei als die Sonne in Milliarden von Jahren. Für die Dauer seines Leuchtens ist ein Gammablitz „heller“ als alle übrigen Gammastrahlenquellen am Himmel. Gammablitze haben zudem ein „Nachglühen“ im optischen sowie im Röntgenspektrum, das in Zeiträumen der Größenordnung von Tagen und Wochen langsam verblasst.

Den bislang hellsten beobachteten Gammablitz registrierte der NASA-Forschungssatellit Swift am 19. März 2008. Der Ausbruch kam von einem Objekt, das 7,5 Milliarden Lichtjahre von der Erde entfernt war. Er war 2,5 Millionen Mal heller als die leuchtstärkste bisher beobachtete Supernova und konnte als erster GRB mit dem bloßen Auge gesehen werden. Diese Explosion wurde unter der Nummer GRB 080319B katalogisiert

Den Unterschied zu einer normalen Supernova erklärt man sich dadurch, dass bei besonders massereichen Sternen von über 20 Sonnenmassen eine Hypernova entsteht, deren zentraler Kernbereich zu einem rasch rotierenden Schwarzen Loch kollabiert. Das umgebende Gas läuft in einer Akkretionsscheibe um das Schwarze Loch und heizt sich beim Einfall sehr stark auf, Gasjets werden dann senkrecht zur Scheibenebene ausgestoßen und erzeugen die Gammablitze

Eine Akkretionsscheibe ist in der Astrophysik eine um ein zentrales Objekt rotierende Scheibe, die Materie in Richtung des Zentrums transportiert (akkretiert). Sie kann aus atomarem Gas oder Staub (Standardscheibe) oder aus verschieden stark ionisiertem Gas (Plasma) bestehen.

Entstehung einer Hypernova

Auswirkungen auf die Erde

Der Ausbruch einer Supernova in der Nähe unseres Sonnensystems wird als erdnahe Supernova bezeichnet. Man geht davon aus, dass bei Entfernungen zur Supernova deutlich unter 100 Lichtjahren merkliche Auswirkungen auf die Biosphäre unseres Planeten festzustellen wären. Gammastrahlen der Supernova können chemische Reaktionen in den oberen Atmosphärenschichten auslösen, bei denen Stickstoff in Stickoxide umgewandelt wird. Dadurch kann die Ozonschicht komplett zerstört werden, und die Erde wäre dann gefährlicher Strahlung ausgesetzt.

Das Massenaussterben im oberen Ordovizium, bei dem etwa 50 % der ozeanischen Arten ausstarben, wird von einigen Autoren mit einer solchen erdnahen Supernova in Verbindung gebracht. Einige Forscher vermuten, dass Spuren einer vergangenen erdnahen Supernova noch durch Spuren bestimmter Metall-Isotope in Gesteinslagen nachweisbar sind. Anreicherungen des Isotops 60Fe wurden beispielsweise in Tiefseegestein des Pazifischen Ozeans festgestellt.

Potenziell am gefährlichsten sind vermutlich Supernovae vom Typ Ia. Da sie aus unauffällig erscheinenden, dunklen Weißen Zwergen hervorgehen, ist es denkbar, dass der Vorläufer einer solchen Supernova auch in relativer Erdnähe unentdeckt bleibt oder unzureichend studiert wird. Einige Vorhersagen deuten darauf hin, dass eine solche Supernova noch in Entfernungen bis zu 3000 Lichtjahren die Erde beeinflussen könnte. Als erdnächster bekannter Kandidat für eine künftige Supernova dieses Typs gilt IK Pegasi in etwa 150 Lichtjahren Entfernung.

Supernovae vom Typ II gelten hingegen als weniger gefährlich. Neuere Untersuchungen gehen davon aus, dass eine solche Supernova in einer Entfernung von weniger als 26 Lichtjahren aufleuchten muss, um die biologisch wirksame UV-Strahlung auf der Erde zu verdoppeln

Cassiopeia A Supernova Explosion, artist's impression ( Normale Supernova)

So das wars mal wieder ....

MFG

Bak

Supernovae Teil 2

Letzte Brennphasen

Bei genügend hoher Temperatur und ausreichend hohem Druck beginnen die beim Wasserstoffbrennen erbrüteten Heliumkerne im Kern des Sterns zu fusionieren. Das Wasserstoffbrennen wird dabei nicht ausgesetzt, sondern läuft in einer Schale um den Helium brennenden Kern weiter. Damit einher geht, dass der Stern die Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm verlässt.

Hatten wir ja schon ....

Das Zünden des Heliumbrennens ist aber nur für Sterne hinreichender Masse möglich (ab 0,3 Sonnenmassen, siehe unten), leichtere Sterne glühen nach Abschluss des Wasserstoffbrennens aus. 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 Sauerstoff.

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 100 fachen 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 einen 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 η 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 40.000-fache Sonnenleistung und den 50-fachen Sonnendurchmesser aufweist:

Brennmaterial Brennvorgang Temperatur in Millionen Kelvin Brenndauer

H Wasserstoffbrennen 40 10 Millionen Jahre
He Heliumbrennen 190 1 Million Jahre
C Kohlenstoffbrennen 740 10.000 Jahre
Ne Neonbrennen 1.600 10 Jahre
O Sauerstoffbrennen 2.100 5 Jahre
Si Siliciumbrennen 3.400 1 Woche

Fe-Kern Kernfusion schwerster Elemente 10.000 - Supernova

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 neben der Masse aber auch die Rotation des Vorläufersterns und dessen Magnetfeld eine besondere 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.

Kompakte Objekte

Die Form des Überrestes, der von dem Stern zurückbleibt, hängt von dessen Masse ab. Nicht die gesamten äußeren Schichten werden bei der Supernovaexplosion fortgeschleudert. Das zurückbleibende Gas akkretiert auf den kollabierten Kern im Zentrum, der nahezu vollständig aus Neutronen besteht. Das nachfallende Gas wird durch die oben beschriebenen Prozesse ebenfalls in Neutronen zerlegt, so dass ein Neutronenstern entsteht. Wird der Stern durch das nachfallende Material noch schwerer (mehr als etwa 3 Sonnenmassen), so kann die Gravitationskraft auch den durch das Pauli-Prinzip bedingten Gegendruck überwinden, der in einem Neutronenstern die Neutronen gegeneinander abgrenzt und diesen so stabilisiert. Der Sternenrest stürzt endgültig zusammen und bildet ein Schwarzes Loch, aus dessen Schwerkraftfeld keine Signale mehr entweichen können. Neuere Beobachtungen legen die Vermutung nahe, dass es eine weitere Zwischenform gibt, die so genannten Quarksterne deren Materie aus reinen Quarks aufgebaut ist.

Ein Quarkstern, ist ein theoretisch möglicher Endzustand der Sternentwicklung vor einem Schwarzen Loch.

Mit dem Verbrauch seines nuklearen Brennmaterials (Kernfusion) wird die Materie eines Sterns durch die Gravitation sehr stark zusammengepresst. Je nach Masse des Sterns entsteht dabei ein Weißer Zwerg, ein Neutronenstern, ein (hypothetischer) Quarkstern oder ein Schwarzes Loch, teilweise begleitet von einer Supernova oder Hypernova.

Bislang gibt es keine Beobachtungen, dass die theoretisch mögliche Verdichtung der Neutronenmaterie eines Neutronensterns zu einem Quarkstern im Universum stattfindet. Im Quarkstern wäre die Materie so dicht gepackt, dass Neutronen ihre Identität verlieren und Quarks direkt miteinander wechselwirken. Der Nachweis eines Quarksterns gilt als schwierig, da seine von Ferne beobachtbaren Eigenschaften denen eines Neutronensterns ähneln.

Möglicherweise haben aber viele Neutronensterne zumindest in ihrem Inneren ein solches Quark-Gluon-Plasma.

Neutronensterne rotieren aufgrund des Pirouetteneffekts oft mit sehr hoher Geschwindigkeit von bis zu 1000 Umdrehungen pro Sekunde, da der Drehimpuls bei dem Kollaps erhalten bleibt.
Die hohe Drehgeschwindigkeit erzeugt ein Magnetfeld, das mit den Teilchen des abgestoßenen Gasnebels in Wechselwirkung tritt und so von der Erde aus registrierbare Signale erzeugt. Im Falle von Neutronensternen spricht man dabei von Pulsaren.

So hören sich Pulsare an

So das wars mal wieder .... es kommt noch mehr über das Thema.

MFG

Bak

Hier bitte Fragen und Meinungen reinposten die ihr zu dem Hauptthread habt. Dann kann das ganze hier diskutiert werden.

Hier die Hauptseite:

Link http://forum.thelynennor.de/showthread.php?20084-Unser-Universum-erklärt-von-Bakhtosh-Ver-5-1

Supernovae

So nun nehmen wir die Arten von Supernovae durch. Nicht jede Supernova ist gleich und wird in verschiedenen Typen unterteilt. Und nicht jeder Stern kann zur Supernova werden.

Vorläuferstern

Nach der heute allgemein anerkannten Theorie vom Gravitationskollaps, die zuerst 1938 von Fritz Zwicky aufgestellt wurde, tritt eine Supernova dieses Typs am Ende des „Lebens“ eines massereichen Sterns auf, wenn er seinen Kernbrennstoff für die stellare Nukleosynthese 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.

Wolf-Rayet-Sterne, in der Fachliteratur auch WR-Sterne abgekürzt, sind die freigelegten Kerne ehemals massereicher Sterne

So setzt, nachdem der Wasserstoff im Kern des Sternes zu Helium fusioniert ist (Wasserstoffbrennen), eine weitere Fusionsstufe ein, der Drei-Alpha-Prozess, in dem Helium über das Zwischenprodukt Beryllium zu Kohlenstoff fusioniert (Heliumbrennen). Dies wird möglich, da der Stern durch den im Inneren wegfallenden Gegendruck zusammenzufallen beginnt, wodurch sich Temperatur und Dichte erhöhen. In der nächsten Fusionsstufe (Kohlenstoffbrennen) entsteht Sauerstoff. Dabei wird wieder Energie frei, welche den Stern von innen mit Gegendruck versorgt und so den Zusammenfall aufhält. Weitere Fusionsstufen (Neonbrennen und Siliciumbrennen) lassen den Stern weiter schrumpfen und so immer neue Elemente fusionieren.
Beim Eisen, dem 26. Element, stoppt die Fusionskette, da Eisenatomkerne die höchste Bindungsenergie aller Atomkerne haben und weitere Fusionen Energie verbrauchen statt erzeugen würden.

Bei der Explosion selbst treten allerdings Bedingungen auf, die zur Entstehung schwerer Elemente wie Gold, Blei, Thorium und Uran führen.

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 Kohlenstoff „nur“ noch wenige Millionen Jahre. Die Dauer der letzten Phase, in der Silicium zu Eisen fusioniert, lässt sich in Stunden bis Tagen messen. Die Geschwindigkeit, mit der ein Stern den Brennstoff in seinem Inneren umsetzt, hängt von Temperatur und Dichte und damit indirekt vom Druck ab, der auf seinem Kern lastet und der 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.

Aber es geht auch anders

In der Stargate folge Exodus sprengt Carter eine Sonne, indem die das Gleichgewicht der Sonne stört. Sie transverriert die Masse der Sonne durch das Stargate in das Schwarze Loch, der Fusionsdruck nimmt dadurch zu und Bumm

Supernovae Typen

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.

Typ I

bei dem keine Wasserstofflinien sichtbar sind, mit den Untergruppen

Ia

Ib

Ic

und Typ II

Thermonukleare Supernovae vom Typ Ia

Eine Supernova vom Typ Ia entsteht nach dem derzeit bevorzugten Modell nur in Doppelsternsystemen, die aus einem weißen Zwerg und einem roten Riesen bestehen. Der Weiße Zwerg akkretiert im Laufe der Zeit Gas aus der ausgedehnten Hülle seines Begleiters, wobei es zu mehreren Nova-Ausbrüchen kommen kann, bei dem der Wasserstoff des akkretierten Gases fusioniert und Fusionsprodukte zurückbleiben. Das setzt sich so lange fort, bis seine Masse die Chandrasekhar-Grenze überschreitet und er durch seine Eigengravitation zu kollabieren beginnt. Im Gegensatz zum Eisenkern eines SN-II-Vorläufersterns enthält der Weiße Zwerg jedoch große Mengen an fusionsfähigem Kohlenstoff, so dass der Kollaps zum Neutronenstern durch eine rapide einsetzende Kernfusion verhindert wird und der Stern explodiert. Daher wird dieses Phänomen auch als thermonukleare Supernova bezeichnet. Dieses Standardmodell geriet aber durch Beobachtungen des Röntgenteleskops Chandra in Bedrängnis. Messungen an 6 augewählten Galaxien zeigten, dass die Röntgenstrahlung um den Faktor 50 zu gering ist um die sich ereignenden Supernova Ia Explosionen zu erklären. Seitdem wird auch über andere Vorläufersterne spekuliert.

Die Chandrasekhar-Grenze ist die theoretische obere Grenze für die Masse eines Weißen Zwergs, die von dem amerikanischen Astrophysiker und Nobelpreisträger Subrahmanyan Chandrasekhar hergeleitet wurde.
Nach dem Erlöschen seiner Kernfusionsprozesse fällt ein Stern wie die Sonne in sich zusammen und bildet einen Weißen Zwerg. Dies ist für alle Sterne möglich, deren Masse kleiner als die Chandrasekhar-Grenze ist. Andernfalls reicht der Druck der Sternmaterie nicht aus, um den Weißen Zwerg zu stabilisieren. Je nach Masse erfolgt stattdessen ein Kollaps zum Neutronenstern oder Schwarzen Loch.

Supernovatypen Ib und Ic

Bei Supernovae 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.

Kernkollaps

Eisen, die „Asche“ des nuklearen Brennens, bleibt im Kern des Sterns zurück. Sterne, in denen Eisen durch Fusion synthetisiert wird, erzeugen immer einen Eisenkern, dessen Masse die Chandrasekhar-Grenze überschreitet. Im Falle eines Eisenkerns, des Vorläufers einer Typ II Supernova, liegt die Grenzmasse bei ca. 0,9 Sonnenmassen. Der entstehende Eisenkern überschreitet also die Grenzmasse und besitzt daher keine stabile Konfiguration. Der resultierende Kollaps des Zentralgebiets wird vornehmlich von zwei Prozessen unterstützt und beschleunigt: Erstens werden durch Photonen hochenergetischer Gammastrahlung Eisenatomkerne mittels Photodesintegration zerstört. Dabei entstehen α-Teilchen und Neutronen; die α-Teilchen können ihrerseits durch solche Photonen in ihre Kernbausteine, Protonen und Neutronen, zerlegt werden. Aufgrund der hohen Stabilität von Eisenkernen muss für diesen Prozess Energie aufgewendet werden.

Zweitens werden im so genannten inversen β-Zerfall freie Elektronen durch Protonen eingefangen. Dabei entstehen weitere Neutronen, und Neutrinos werden freigesetzt . Sowohl der Energieverlust durch die Photodesintegration als auch der Verlust freier Elektronen bewirken eine starke Reduktion des Drucks im Kern.

Der Kollaps des Zentralgebiets geschieht so schnell – innerhalb von Millisekunden –, dass die Einfallgeschwindigkeit bereits in 20 bis 50 km Abstand zum Zentrum die lokale Schallgeschwindigkeit des Mediums übersteigt. Die inneren Schichten können nur aufgrund ihrer großen Dichte die Druckinformation schnell genug transportieren. Die äußeren Schichten fallen als Stoßwelle in das Zentrum. Sobald der innere Teil des Kerns Dichten auf nuklearem Niveau erreicht, besteht er bereits fast vollständig aus Neutronen. Neutronenansammlungen besitzen ebenfalls eine obere Grenzmasse (Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze, je nach Modell ungefähr 2,7 bis 3 Sonnenmassen). Damit nun eine Supernova entstehen kann, darf diese Grenzmasse nicht von dem entstehenden Neutronenkern überschritten werden. Der Kern wird aufgrund quantenmechanischer Regeln (Entartungsdruck) inkompressibel, und der Kollaps wird fast schlagartig gestoppt. Dies bewirkt eine gigantische Druck- und Dichteerhöhung im Zentrum, so dass selbst die Neutrinos nicht mehr ungehindert entweichen können. Diese Druckinformation wird am Neutronenkern reflektiert und läuft nun wiederum nach außen. Die Druckwelle erreicht rasch Gebiete mit zu kleiner Schallgeschwindigkeit, die sich noch im Einfall befinden. Es entsteht eine weitere Stoßwelle, die sich jedoch nun nach außen fortbewegt. Das von der Stoßfront durchlaufene Material wird sehr stark zusammengepresst, wodurch das Material sehr hohe Temperaturen erlangt. Ein großer Teil ihrer Energie wird beim Durchlaufen des äußeren Eisenkerns durch weitere Photodesintegration verbraucht. Da die nukleare Bindungsenergie des gesamten Eisens etwa gleich der Energie der Stoßwelle ist, würde diese ohne eine Erneuerung nicht aus dem Stern ausbrechen und keine Explosion erzeugen. Als Korrektur werden noch die Neutrinos als zusätzliche Energie- und Impulsquelle betrachtet. Normalerweise wechselwirken Neutrinos mit Materie so gut wie nicht. Jedoch bestehen in der Stoßfront so hohe Dichten, dass die Wechselwirkung der Neutrinos mit der Materie nicht mehr vernachlässigt werden kann. Da von der gesamten Energie der Supernova der allergrößte Teil in die Neutrinos geht, genügt eine relativ geringe Absorption, um den Stoß wiederaufleben und aus dem kollabierenden Eisenkern ausbrechen zu lassen. Nach Verlassen des Eisenkerns, wenn ihre Temperatur genug abgesunken ist, gewinnt die Druckwelle zusätzliche Energie durch erneut einsetzende Fusionsreaktionen.

Die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze (TOV) ist eine obere Schranke für die Masse stellarer Objekte, die aus entarteter Neutronenmaterie bestehen (Neutronensterne). Sie ist analog zur Chandrasekhar-Grenze für weiße Zwerge.

Die extrem stark erhitzten Gasschichten, die neutronenreiches Material aus den äußeren Bereichen des Zentralgebiets mit sich reißen, erbrüten dabei im so genannten r-Prozess (r von engl. rapid, „schnell“) schwere Elemente jenseits des Eisens, wie zum Beispiel Kupfer, Germanium, Silber, Gold oder Uran.

Etwa die Hälfte der auf Planeten vorhandenen Elemente jenseits des Eisens stammen aus solchen Supernovaexplosionen, während die andere Hälfte im s-Prozess von masseärmeren Sternen erbrütet und in deren Riesenphase ins Weltall abgegeben wurde.

Hinter der Stoßfront dehnen sich die erhitzten Gasmassen schnell aus. Das Gas gewinnt nach außen gerichtete Geschwindigkeit. Einige Stunden nach dem Kollaps des Zentralbereichs wird die Oberfläche des Sterns erreicht, und die Gasmassen werden in der nun sichtbaren Supernovaexplosion abgesprengt. Die Hülle der Supernova erreicht dabei Geschwindigkeiten von Millionen Kilometern pro Stunde. Neben der als Strahlung abgegebenen Energie wird der Großteil von 99 % der beim Kollaps freigesetzten Energie in Form von Neutrinos abgegeben. Diese verlassen den Stern, unmittelbar nachdem die Dichte der anfänglich undurchdringlichen Stoßfront genügend klein geworden ist. Da sie sich fast mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, können sie von irdischen Detektoren einige Stunden vor der optischen Supernova gemessen werden, wie etwa bei Supernova 1987A.

So Leute erst mal genug Textwand.... ich mache später mit den Supernovae weiter...

Ach ja ... das Thema ist leider nicht einfach ....sorry

MFG

Bak

Sonnenklassen

Nach dem Urknall waren da nur an Elementen Wasswestoff, Helium und etwas Litium und Byrilium. Die Hitze und Druck der zur Herstellung der Elemente nötig war ging verloren als sich das Universum ausdehnte. Es entstanden die ersten Sonnen und da gibt es auch verschiedene Typen.

Es gab vorher keine anderen Elemente, wie sie entstehen kommt noch.

Herzsprung - Russel Diagramm

Eine Hilfe um sich noch mal die Grösse der Sterne vorzustellen

The Biggest Stars in the Universe

Stellar Evolution

Doppel- oder Mehrsternensysteme sind nicht selten. Dabei gibt es in einem Sonnensystem zwei oder mehr Sonnen, die miteinander in Beziehung stehen. Dann gibt es noch sogenannte Flaresterne, die in regelmäßigen Abständen plötzlich anfangen zu pulsieren und Materie in den Weltraum stoßen.

Nun folgt eine Aufstellung aller bekannter Sternentypen. Ein Sternentyp kann durchaus über Sterne unterschiedlicher Leuchtkraftklassen verfügen.

Protosterne

Ein Stern im Frühstadium ohne Kernfusionsprozess. Durch die Strahlungskühlung emitiert er Infrarotstrahlung.

T-Tauri-Sterne - Herbig-Haro-Objekte

Junge massearme Sterne, die kurz vor oder nach der Zündung der Kernfusion stehen, haben starke Magnetfelder, die auf den Stern stürzende Massen zu den Polen umlenken. Die Materie wird dann stark beschleunigt als Jets wieder in den Weltraum zurückgeschleudert.

RR-Lyrae-Stern

RR-Lyrae-Sterne sind pulsationsveränderliche Sterne mit einem regelmäßigen Lichtwechsel und einer Periode von 0,2 bis 1,2 Tagen. Die Helligkeitsamplituden betragen bis zu 2 Magnituden und der Spektraltyp A bis F. Sie werden aufgrund ihres häufigen Vorkommens in Kugelsternhaufen auch Haufenveränderliche genannt.

Blaue Sterne

Diese Sterne sind höchstens einige Million Jahre alt. Sie befinden sich in der stürmischen Phase der Kernfusion und sind sehr heiß. Aus diesem Grund strahlen sie mit einem hohen ultravioletten Anteil und leuchten grundsätzlich in einer blauen Farbe.

Blaue Riesen

Massereiche Sterne von beispielsweise 25 Sonnenmassen, die sich noch im Stadium des Wasserstoffbrennens befinden. Dieser Zustand hält etwa 10 Millionen Jahre, dann folgt der Übergang zum roten Überriesen.

Blaue Überriesen

Sterne mit mehr als das 40fache der Sonnenmasse fusionieren höchstens 10 Millionen Jahre Wasserstoff. Innerhalb von 1 Million Jahre erfolgt dann das Ende des Sternes durch eine Supernova.

Rote Riesen

Diese Sterne haben etwa eine Sonnenmasse. Im Kerngebiet fusioniert Helium, in einer Schale darüber Wasserstoff. Aufgrund der höheren Energieabgabe dehnt sich der Stern um das 100fache seiner ursprünglichen Größe aus. Die Oberflächentemperatur liegt bei 3000 K. Der Stern endet als Weißer Zwerg und ist für die Bildung planetarischer Nebel verantwortlich.

Rote Überriesen

Diese Sterne haben etwa 10 bis höchstens 40fache Sonnenmasse. Er vollzieht innerhalb von einer Million Jahre das Heliumbrennen, dann verbleiben nur wenige Jahrtausende für das Kohlenstoffbrennen (bei 1 Milliarde K) und der Fusion schwererer Elemente. Er beendet diesen Abschnitt mit einer Supernova und bleibt als Neutronenstern oder schwarzes Loch zurück.

Gelbe Zwerge

Sterne, die unserer Sonne sehr ähnlich sind. Sie sind in der Phase des Wasserstoffbrennens. Nach etwa 10 Milliarden Jahren blähen sich diese Sterne zu Roten Riesen auf und enden schließlich als Weiße Zwerge. Sterne, die etwas kleiner und kühler sind als die gelben Zwerge, nennt man wegen ihrer Farbe Orangener Zwerg.

Weiße Zwerge

Dies ist das Endstadium von Sternen mit höchstens 1,4facher Sonnenmasse. Nach der Supernova bleibt nur ein stark komprimierter, sehr heißer, aus Sauerstoff und Kohlenstoff bestehender, etwa erdgroßer Kern zurück. Dieser kühlt über Milliarden Jahre hin ab und wird dann zu einem schwarzen Zwerg.

Rote Zwerge

Sterne mit sehr wenig, aber immernoch mehr als 8% der Sonnenmasse fusionieren ihren Wasserstoff sehr sparsam. Sie haben die höchste Lebenserwartung aller Sterne. Aus diesem Grund existieren auch noch alle Sterne dieser Klasse seit dem Urknall nahezu unverändert. Gleichzeitig sind sie die am häufigsten vorkommenden Sterne des Universums.

Braune Zwerge

Diese Sterne haben weniger als 8% der Sonnenmasse und konnten keinen Fusionsprozess einleiten. Mit 1000 bis 2500 K an der Oberfläche sind sie recht kühl, strahlen hauptsächlich im Infrarotbereich und erscheinen dunkelrot.

Schwarze Zwerge

Ein vollständig erkalteter weißer Zwerg, der keinerlei Strahlung mehr emittiert. In unserem Universum existiert wegen des jungen Alters wahrscheinlich noch kein solcher Stern.

Unterzwerge

Es gibt zwei Klassen von Unterzwergen:

1. die kühlen und 2. die heißen und blauen. Die kühlen Unterzwerge sind meistens sehr alt (Population II Sterne) und verfügen über sehr wenig Metall, was die physikalischen Eigenschaften der Sonne verändert. Diese Unterzwerge sind allerdings nicht leuchtschwächer, sondern heißer und heller als die "normalen" Zwerge. Die heißen und blauen Unterzerge haben wahrscheinlich nur eine sehr dünne Wasserstoffschicht. Sie befinden sich im Stadium eines Roten Riesens und damit im Heliumbrennen. Diese Unterzwerge scheinen aber nur den Heliumkern behalten und aus irgendeinem Grund die restliche Hülle verloren zu haben.

Pulsare/Neutronensterne

Ein solches Endstadium erreicht ein Stern, wenn er nach allen möglichen Fusionen noch über 1,4 Sonnenmassen verfügt. Ein Neutronenstern besitzt starke Magnetfelder, die Partikel und Strahlung an den Polen als Jets in den Weltraum schießen. Zudem rotiert ein Neutronenstern mit einem Durchmesser von gerademal 20 Kilometern über 1000 mal in der Sekunde. Trotzdem verfügt der Stern noch in etwa über die Masse unserer Sonne. Das führt zu schwer greifbaren Effekten. Ein Kubikzentimeter Neutronenstern "wiegt" 1 Milliarde Tonne. Ein entfernter Beobachter würde einen Neutronenstern nicht sehen und könnte wegen der starken Lichtkrümmung hinter den Horizont sehen. Die Existenz eines Neutronensterns kann aber nachgewiesen werden, wenn ein Jet als Pulsar auf die Erde trifft.

Schwarze Löcher ( da kommt noch was drüber )

Dieses Endstadium tritt ein, wenn der Restkern aus mehr als 3 Sonnenmassen besteht. Der Stern bricht dann unter der eigenen Gravitation zu einem unendlich kleinen Punkt völlig in sich zusammen. Um eine bestimmte Zone um diesen Punkt ist die Fluchtgeschwindigkeit höher als Lichtgeschwindigkeit, sodass keinerlei Informationen nach außen dringt. Um ein rotierendes Schwarzes Loch bildet sich oft eine Akkretionsscheibe aus angezogener Materie, die durch starke Verdichtung Strahlung emittiert (wenn der Abstand zum Schwarzen Loch ausreicht, damit diese nicht "verschluckt") wird. Auch hier kann Materie durch einen Jet wieder ins All geschleudert werden.

So das wars erstmal...

MFG

Bak

Das Ende - von allem

Der Big Crunch

Welche der drei Möglichkeiten die bestehenden Modelle als Ergebnis vorhersagen, hängt von der Menge und/oder Dichte der dunklen Materie ab, die sich im Universum befindet. Diese Abschätzung wiederum hängt von der Masse des noch nicht direkt nachgewiesenen Higgs-Bosons ab – der kritische Wert liegt bei etwa 11 GeV. Die momentane Datenlage deutet allerdings auf eine ewige Expansion des Universums hin, da unser Universum exakt die kritische Dichte hat. Allerdings werden erst präzisere Messungen benötigt um einen Kollaps nach der Big Crunch Theorie auszuschliessen.

Geht man von einem Gleichbleiben der dunklen Energie aus, so würde sich das Universum zwar immer weiter ausdehnen, jedoch würde diese Expansion zunehmend langsamer erfolgen. Jedoch zeigen Supernovaeauswertungen von 2008, dass sich die dunkle Energie, die für die Expansion des Universums verantwortlich gemacht wird, in den letzten zwei Milliarden Jahren auch verringert haben könnte.

Hypothetischer Ablauf

Geht man jedoch davon aus, dass genügend viel Materie vorhanden ist und sich die dunkle Energie verringert, so würde in einigen Billionen Jahren die Wirkung der Gravitation stärker werden als die der dunklen Energie. Ab diesem Zeitpunkt würde die Expansion des Universums vollständig enden und in ein beschleunigendes Zusammenziehen umschlagen. Damit würde sich auch dessen Temperatur weiterhin erhöhen. 100.000 Jahre vor einem hypothetischen Big Crunch (Kollaps) des Universums wäre die Hintergrundstrahlung heißer als die Oberfläche der meisten Sterne, sodass diese von außen verkochen würden.

Minuten vor dem Big Crunch würde Strahlung die Atomkerne sprengen, bevor diese von riesigen Schwarzen Löchern aufgesaugt werden.

Einige Sekunden vor dem Big Crunch würden supermassive Schwarze Löcher miteinander verschmelzen. Am Ende existiert nur noch ein einziges Schwarzes Megaloch, welches alle Materie beinhaltet und im letzten Moment des Big Crunch das Universum, einschließlich sich selbst, verschluckt.

Vorstellbar ist, dass ein solcher Big Crunch sogleich zu einem neuen Big Bang (Urknall) werden würde, was mit der Entstehung eines neuen Universums verbunden wäre

Big Rip - Das große Zerreißen

Der Big Rip ist die jüngste der 3 Theorien und stellt das wohl dramatischste Ende für das Universum dar. Dieses Szenario wurde im Jahr 2003 entwickelt und hat einiges mit der dunklen Energie zu tun: Wir befinden uns heute in einem sich ausdehnenden Universum, das können Astronomen relativ leicht mit Entfernungsmessungen zu anderen Galaxien nachweisen. Nun ist die dadurch ermittelte Ausbreitungsgeschwindigkeit aber nicht konstant, das Universum breitet sich mit immer größer werdender Geschwindigkeit aus. Und das wird irgendwann zum Problem. Irgendwann kommt ein Punkt, an dem die Dinge dieser Ausdehnung nicht mehr standhalten können und regelrecht auseinander gerissen werden. Und das ist dann das Ende, ein kosmischer Endknall, bei dem alles Sein zerberstet und vernichtet wird. Aber keine Angst, bis dahin dauert's noch ein wenig. Der Big Rip würde in 22 Milliarden Jahren allem ein Ende setzen, so die anfänglichen Vermutungen.

Spektakuläres Ende: Beim Big Rip dehnt sich das Universum immer schneller aus, wodurch es letztlich auseinander gerissen wird. Samt Planeten und Atomen.

Achtung! Dieses ist eine sehr einfache Darstellung des Universums, in Wirklichkeit liegen die Dinge deutlich komplizierter und sind daher leider wesentlich schwerer zu verstehen. In der oberen Darstellung wird das Solar System erwähnt, was nicht sein kann da die Sonne in 7,6 Milliarden Jahren zum Roten Riesen wird.

Trotz -oder gerade wegen- der Vereinfachungen ergibt das hier dargestellte Modell aber einen guten Eindruck davon, wie man sich das Universum vorstellen könnte, und hilft auch dabei, die im vorigen Kapitel besprochenen Vorgänge zu veranschaulichen!

Wie sieht die Zukunft des Universums aus?

Nach heutigen Wissen wird das Universum im Big Rip enden

So .. ich hoffe das mit dem Raum ist nun klar geworden.... ist ja auch schwer genug

MFG

Bak

Masseverteilung im Universum

So sieht es momentan im Universum aus

Dunkle Energie und Materie ( Keiner weiss was es nun genau ist )

"Nullpunktenergie" - Energie aus dem Nichts

Später mehr zur "Dunklen Energie"

MFg

Bak

Horn-Universum

Das Horn-Universum ist eine faszinierende und außergewöhnliche Alternative zu flachen Modell-Universen der Kosmologie. Es handelt sich dabei um ein hyperbolisches Universum (negative Krümmung) mit hornförmiger Topologie, das geringfügig vom allgemein angenommenen flachen Universum abweicht. Die Idee wurde 2004 von theoretischen Physikern aus Ulm präsentiert.

Horn Universum

zuächst zur Standardkosmologie

Die Eigenschaften des Universums können anhand der gemessenen Verteilung der kosmischen Hintergrundstrahlung am gesamten Himmel ermittelt werden. Sie weist sehr schwache, richtungsabhängige Unregelmäßigkeiten (Anisotropien) auf. In diesen Strukturen sind Informationen aus der Frühphase des Kosmos aufgeprägt, insbesondere Informationen über die Rekombinationsepoche bei einer kosmologischen Rotverschiebung von z ~ 1100. Aus den Daten folgt ein Satz kosmologischer Parameter, der die Ausdehnungsgeschwindigkeit des Universums in Form der Hubble-Konstante sowie die Einzelbeiträge unterschiedlicher Energieformen, wie der Dunklen Energie, der Dunklen Materie und der gewöhnlichen Materie umfasst. Der amerikanische NASA-Satellit WMAP liefert diesbezüglich zurzeit die besten Daten. Doch die Daten lassen noch einen Spielraum, den die Kosmologen ausnutzen, um verschiedene kosmologische Modelle anzupassen. Die Hoffnung ist, dass Hypothesentests und noch präzisere Daten eines der Modelle als unsere Vorstellung vom Universum auserwählen. Das einfachste Modell nennt man das Konsens-Modell (engl. concordance model). Hier geht man vom nahe liegenden Fall aus, dass das Universum global flach ist (Krümmung null) und eine triviale Topologie besitzt. Außerdem wird hier ein unendliches Universum angenommen.

topologische Freiheiten

Doch es gibt eine gewisse Freiheit bei der Topologie des Kosmos und nicht-triviale Topologien können nicht ausgeschlossen werden. Freilich ist die Analyse alternativer Toplogien ein schwierig zu bestimmender Sachverhalt. Unter 'kosmischer Topologie' kann man sich vorstellen, wie Teile des Universums miteinander verknüpft sind. Es sind durchaus Mehrfachverknüpfungen ganz unterschiedlicher Bereiche des Kosmos denkbar, die zu erstaunlichen Effekten und kosmischen optischen Täuschungen führen können. Eine topologische Variante besteht im Dodekaeder-Universum, das 2003 von Luminet et al. vorgeschlagen wurde. Das Universum kann man sich hier zergliedert in Pentagon-Dodekaeder vorstellen, deren Berandungsflächen aneinander anschließen.

nun zum Horn

Eine ganz andere Realisierung besteht nun im Horn-Universum. Es ist wie das Dodekaeder-Universum hyperbolisch, also negativ gekrümmt und endlich, hat also ein begrenztes Volumen. Die Form kann man sich vorstellen wie eine gebogene Schultüte mit einer Spitze. Es ist anschaulich klar, dass es an der Spitze zu faszinierenden topologischen Effekten kommen muss. Die Verteilung der Hintergrundstrahlung (CMB-Karte) kann man in Multipole entwickeln. Die Daten von WMAP belegen, dass Multipole niedriger Ordnung stark unterdrückt sind. Genau dieses Phänomen vermag das Horn-Universum zu erklären. Bisher nahm man an, dass Horn-Universen auffällige Flecken auf der CMB-Karte erzeugen müssten. Weil man solche Flecken nicht beobachtete, fand das Horn-Universum nicht weiter Beachtung. Aurich et al. konnten zeigen, dass die Berücksichtigung von Moden höherer Wellenzahlen diese Flecken verschwinden lassen. Dieser Umstand 'rettet' das Horn-Universum und belebt es als Alternative für ein Modell-Universum wieder.

Die Intensität der Mikrowellen in der Hintergrundstrahlung bilden im Prinzip am ganzen Himmel eine Temperaturverteilung des frühen Universums ab. Diese Information stellen die Kosmologen in Form der winkelabhängigen Temperatur-Autokorrelationsfunktion dar. Die Satellitendaten von COBE (1990) und WMAP (2003) belegen eine schwache Korrelation bei großen Winkeln zwischen etwa 70 und 150 Grad. Es stellt sich heraus, dass unter Zugrundelegung des Horn-Universums gerade diese Beobachtung erklärt werden kann. Das konservative Konsens-Modell vermag das nicht! Zukünftige Beobachtungen mit dem Satelliten PLANCK (Start 2008) werden hoffentlich Klarheit über die exakte Krümmung und Topologie des Universums verschaffen.

In welchem Universum leben wir?

Die Zukunft wirds zeigen.....

MFG

Bak

Das Universum - ein Fußball?

Die Diagnose von WMAP ist jedoch, dass besonders lange Dichtewellen fehlen!

Dies spricht demnach für ein endliches Universum. Der Astrophysiker Jean-Pierre Luminet und sein Team gingen nun den direkten Weg und leiteten die Topologie aus den gemessenen Obertönen ab. Das Resultat ist das geschlossene, elliptische Dodekaeder-Universum.

Dodekaeder

Die charakteristischen Intensitäten von Quadrupol und Oktupol, sowie den kleinskaligen Temperaturschwankungen deutlich höherer Ordnungen (l = 900), kann man dieses Universum zuordnen. Das Dodekaeder-Universum setzt sich aus 120 Pentagon-Dodekaedern zusammen, die eine Hypersphäre bilden. Die Hypersphäre ist die 3D-Oberfläche einer 4D-Kugel. Das Pentagon-Dodekaeder ist ein fußballähnliches Gebilde, dass sich aus 12 Pentagonen (Fünfecken) zusammensetzt. Es gehört zu den fünf Platonischen Körpern, konvexen, geometrischen Körpern, die sich aus regelmäßigen Polygonen (Vielecken) konstituieren. Die Verhältnisse im Dodekaeder-Universum sind etwas komplexer. Dort erzeugen 120 Pentagon-Dodekaeder die Hypersphäre. Im Dodekaeder-Modell wurde also kein flaches Universum angenommen, sondern k = +1, ein 3D-Analog zur 2D-Kugeloberfäche. Diese Geometrie wurde von Luminet et al. vorgeschlagen, weil sie bisher von WMAP-Daten nicht ausgeschlossen werden kann. Die Abweichung vom flachen Universum ist allerdings gering: der totale Dichteparameter beträgt im Dodekaeder-Universum etwa 1.013. Erst noch genauere Messungen mit dem Mikrowellen-Satelliten PLANCK (geplanter Start Juli 2008) werden erlauben, die Dodekaeder-Topologie des Universums zu bestätigen oder zu widerlegen. Vielleicht etabliert sich dann endgültig das alternative Euklidische Universum.

So ... morgen noch einen Variante wie das Universum aussehen könnte...

Ganz ehrlich...ich kapiers auch net

MFG

Bak

Welche Form hat das Universum

Eine der wichtigsten Ergebnisse der allgemeinen Relativitätstheorie war, dass die Anwesenheit von Masse den Raum krümmt und dass Objekte, die sich durch einen gekrümmten Raum bewegen, genauso von ihrer Bahn abgelenkt werden, als ob eine Kraft auf sie einwirken würde. Wenn der Raum gekrümmt ist, dann gibt es drei mögliche Geometrien für das Universum. Welche Geometrie das Universum hat hängt davon ab wie stark die Gravitation ist bzw. wieviel Masse im Universum vorhanden ist. Bei jeder dieser Geometrien unterscheiden sich Vergangenheit und Zukunft des Universums.

Lasst uns zuerst die Formen und Krümmungen anschauen, die eine zweidimensionale Oberfläche annehmen kann. Mathematiker unterscheiden drei mögliche Arten von Krümmungen, wie Du im folgenden Bild sehen kannst:

Mathematiker sagen, dass eine flache Ebene die Krümmung Null hat. Eine Kugel besitzt eine positive und ein Sattel eine negative Krümmung.

Eine Ebene, eine Kugel und einen Sattel kann man sich hoch leicht vorstellen. Aber die allemeine Relativitätstheorie behauptet, dass der Raum selbst - und nicht nur ein Objekt im Raum - gekrümmt werden kann. Ausserdem hat der Raum in der allemeinen Relativitätstheorie drei Raumdimensionen und eine Zeitdimensionen und nicht nur zwei Raumdimensionen wie im Beispiel oben. Das kann man sich nur sehr schwer vorstellen! Aber mathematisch kann man einen derartigen Raum genauso beschreiben wie eine zweidimensionale Oberfläche. Was bedeuten nun die drei Raumgeometrien - Null, positiv und negativ - für das Universum?

Wenn die Krümmung des Raumes negativ ist, so bedeutet dass, das Universum nicht genug Masse hat, um die EXpansion des Universums zu stoppen. In diesem Fall wird sich das Universum für alle Ewigkeit ausdehnen. Man spricht auch von einem offenen Universum.

Wenn der Raum keine Krümmung hat (d.h. der Raum flach ist) gibt es genug Masse im Universum, um die Expansion des Universums nach unendlicher Zeit zu stoppen. Das Universun hat keine Grenzen und wird auch ewig expandieren, wobei die Expansionsgeschwindigkeit gegen Null strebt. Man spricht von einem flachen oder euklidischen Universum. Das Universum hat die Geometrie, die wir auch in der Schule lernen.

Wenn das Universum eine positive Krümmung hat, so gibt es mehr als genug Masse im Universum, um die Expansion zu stoppen. In diesem Fall ist das Universum nicht unendlich, aber es hat trotzdem kein Ende (genau wie Oberfläche einer Kugel beschränkt ist, aber kein Anfang und kein ende hat). Eines Tages wird die Expansion aufhören und das Weltall wird anfangen, sich zusammenzuziehen. Die Galaxien werden aufhören, sich voneinander zu entfernen und sich wieder einander annähern. Man spricht hier von einen geschlossenen Universum.

Euklidischer Raum

Das Luftballon-Modell

Betrachte doch zum leichteren Verständnis ein zweidimensionales Gebilde, eine Ebene, die keinen Rand besitzt: die Oberfläche eines Luftballons

Die Oberfläche des Luftballon ist gekrümmt, das heißt, dort gelten die Gesetze der sphärischen Geometrie:
Parallele Geraden schneiden sich (vgl. Breitengrade der Erdkugel)
Die Innenwinkel eines Dreiecks ergeben mehr als 180°. (Male ein solches Dreieck doch mal auf einen Luftballon!)

Der Haken an dem Luftballonmodell: Man nimmt an, dass im Universum die Gesetze der euklidischen Geometrie gelten. Man sagt auch das Universum ist flach. Das bedeutet:

Parallele Geraden schneiden sich nicht. Die Innenwinkel eines Dreiecks ergeben 180°.

Der Torus

Eine zweidimesnionale Ebene kannst Du Dir als die Oberfläche von einem Blatt Papier vorstellen. Dort gelten die Gesetze der euklidischen Geometrie, wie Du sie auch aus der Schule kennst.

In der Abbildung wurde auf das Blatt ein zweidimensionales Universum mit zwei Galxien gemalt. Wie Du sehen kannst, hat dieses Blatt einen Rand, was im Universum nicht der Fall ist.

Basteln wir uns also aus der flachen Ebene mit Rand eine flache Ebene ohne Rand. Dazu werden zwei gegnüberliegende Seiten des Blattes so miteinander verbunden, dass die Form einer Röhre ensteht. Es gelten immer noch die Gesetze der euklidischen Geometrie.

An den gegenüberliegenden Seiten der Röhre haben wir immer noch Ränder. Verbinden wir diese miteinander, ensteht der sogenannte Torus. Er ist mir einem Fahrradschlauch vergleichbar.

Mit der Oberfläche des Torus haben wir nun eine zweidimensionale, flache Ebene, die keine Ränder hat.

Ein zweidimensionales Wesen, das auf der Oberfläche des Torus lebt, stößt in seiner Welt an keine Grenzen. So weit es auch reist, kommt es höchstens wieder an seinen Ausgangspunkt zurück.

Vielleicht gibt es in der Zukunft Raumschiffe, die sehr große Strecken zurücklegen können. Fliegen diese immer weiter geradeaus, in eine Richtung, so verlassen sie das Universum auf der einen Seite und betreten es gleichzeitig auf der anderen Seite wieder.

Achtung! Dieses ist eine sehr einfache Darstellung des Universums, in Wirklichkeit liegen die Dinge deutlich komplizierter, und sind daher leider wesentlich schwerer zu verstehen. Trotz -oder gerade wegen- der Vereinfachungen ergibt das hier dargestellte Modell aber einen guten Eindruck davon, wie man sich das Universum vorstellen könnte, und hilft auch dabei, die im vorigen Kapitel besprochenen Vorgänge zu veranschaulichen!

Verrückt, oder?

So .. ich hoffe das mit dem Raum ist nun klar geworden.... ist ja auch schwer genug

MFG

Bak

Inflationäres Universum

Nach dem Standardmodell der Kosmologie wurde die Planck-Ära gefolgt von einer Epoche, in der das Universum sehr schnell exponentiell expandierte. Während dieser sogenannten Inflation dehnte sich das Universum innerhalb von
10 hoch−33 s bis 10 hoch −30 s um einen Faktor zwischen 10 hoch 30 und 10 hoch 50 aus.

Diese überlichtschnelle Ausdehnung des Universums steht nicht im Widerspruch zur Relativitätstheorie, da diese nur eine überlichtschnelle Bewegung im Raum, nicht jedoch eine überlichtschnelle Ausdehnung des Raumes selbst verbietet."]

Die Annahme einer derartigen inflationären Expansion erscheint einerseits willkürlich, andererseits löst sie elegant mehrere größere kosmologische Probleme:

Das heute sichtbare Universum enthält überall im Wesentlichen ähnliche Strukturen. Andererseits besteht es aus Gebieten, die bei einer Standard-Expansion erst sehr spät kausal miteinander in Wechselwirkung treten konnten, da sie sich unmittelbar nach dem Urknall zunächst mit Überlichtgeschwindigkeit voneinander entfernt haben. Die beobachtete Homogenität des Universums und der kosmischen Hintergrundstrahlung wird daher als Horizontproblem bezeichnet und ist im Rahmen einer Standard-Expansion nicht erklärbar. Bei Existenz einer inflationären Expansion dagegen hätten alle Bereiche des heute sichtbaren Universums vor dieser Inflation bereits vorübergehend in Wechselwirkung gestanden.

Der Bereich des heute sichtbaren Universums weist keine messbare Raumkrümmung auf.

Im Rahmen einer Standard-Expansion wäre dazu unmittelbar nach dem Urknall eine extrem exakte Abstimmung von Materiedichte und kinetischer Energie erforderlich gewesen, für die es keine Erklärung gibt. Für den Fall einer inflationären Expansion dagegen wäre die beobachtete Flachheit des Raumes lediglich eine Folge seiner ungeheuren Ausdehnung, da das heute sichtbare Universum nur einen winzigen Ausschnitt repräsentieren würde.

Die Inflations-Hypothese erklärt darüber hinaus die Dichtefluktuationen, aus denen die Galaxien und Galaxienhaufen hervorgegangen sind, als Folge von Quantenfluktuationen des Inflatonfeldes. Die extreme Expansion vergrößerte diese Fluktuationen auf entsprechend makroskopische Größe, was eine Standard-Expansion nicht in ausreichendem Maße hätte leisten können.

Nach gewissen Theorien sollten beim Urknall auch magnetische Monopole entstanden sein, die sich jedoch bis heute einem experimentellen Nachweis entzogen haben. Während einer inflationären Expansion hätte die Teilchenzahldichte dieser Monopole jedoch dermaßen abgenommen, dass die Wahrscheinlichkeit, im Bereich des heute sichtbaren Universums einzelne zu finden, äußerst gering wäre – in Übereinstimmung mit der experimentellen Datenlage.

Der Bereich, der dem heute beobachtbaren Universum entspricht, hätte dabei der Theorie zufolge von einem Durchmesser, der den eines Protons weit unterschreitet, auf etwa 10 cm expandieren müssen.

Die genauen Details der Inflation sind unbekannt, allerdings wurde die Theorie selbst durch die Messung der Temperaturschwankungen der kosmischen Hintergrundstrahlung durch den WMAP-Satelliten bestätigt. Mittels der Messergebnisse des Planck-Weltraumteleskops könnte es möglich werden, genauere Erkenntnisse über die Inflationsepoche zu gewinnen.

Big Bang Cosmology: Looking Back To The Dawn Of Time

Als kosmologische Inflation wird eine Phase extrem rascher Expansion des Universums bezeichnet, von der man annimmt, dass sie unmittelbar nach dem Urknall stattgefunden hat.

The Baby Universe

Es gibt eine Vielzahl von Modellen zur Beschreibung der Inflation. Am verbreitetsten sind Modelle mit einem oder mehreren Skalarfeldern, die als Inflatonfelder bezeichnet werden, als Ursache der schnellen Expansion. Noch unklarer ist die Ursache für das Ende der Inflation. Eine mögliche Erklärung hierfür bieten Slow-Roll-Modelle, in denen das Inflatonfeld ein energetisches Minimum erreicht und die Inflation damit endet, und GUT-Modelle, in denen das Ende der Inflation durch einen Zerfall des Inflatonfeldes erklärt wird, der durch Brechung der GUT-Symmetrie aufgrund der Abkühlung des Universums ausgelöst wird. Eine weitere nicht abschließend gelöste Frage besteht darin, dass das Universum sich durch die enorme Expansion auf weit unter 1 K abkühlen müsste, was dazu führen würde, dass alle endothermen Teilchenreaktionen zum Erliegen kämen. Da dies zu Vorhersagen führen würde, die mit den Beobachtungen nicht übereinstimmen, wird am Ende der Inflationsphase ein „Reheating“ genannter Prozess angenommen, der die Temperatur des Universums enorm erhöht. Die verbreitetste Theorie besagt, dass die Brechung der GUT-Symmetrie und der damit verbundene Teilchenzerfall diese großen Energien liefert.

Eine Inflationsphase kann mehrere kosmologische Beobachtungen erklären, für die man andernfalls kaum eine Erklärung findet, nämlich

die globale Homogenität des Kosmos (Horizontproblem),

Homogenität - bezeichnet die Gleichheit einer Eigenschaft über die gesamte Ausdehnung eines Systems, bzw. die Gleichartigkeit von Objekten, Erscheinungen, Elementen eines Systems.

die großräumigen Strukturen im Kosmos wie Galaxien und Galaxienhaufen,
die geringe Krümmung des Raumes (Flachheitsproblem),die Tatsache, dass keine magnetischen Monopole beobachtet werden.

Unter magnetischen Monopolen versteht man in der Physik hypothetische Teilchen, die eine magnetische Ladung tragen, also nur entweder einen magnetischen Nord- oder Südpol darstellen. Sie wären somit, analog zu elektrischen Ladungen

das bereits erwähnte Spektrum der Temperaturschwankungen der kosmischen Hintergrundstrahlung.

Die kosmische Evolution - Zeitreise durch das Universum vom Urknall bis zum Menschen

Also langsam müssete der eine oder andere sein Hirn wegen Überhitzung abgeben

Wer nicht mitkommt bitte fragen.... aber ich denke... wer den Thread ein wenig mitverfolgt hat müsste eigentlich mitkommen was hier so abgeht

MFG

Bak