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Exp. Astrophysik
Experimentelle Astrophysik (Astronomie) 

 

Wenn ich von "experimenteller" Astrophysik spreche, meine ich nicht nur die beobachtende und experimentelle Astronomie (Plasmaphysik, computergestützte Astronomie, infrarot-interferometrische Untersuchung von jungen Sternen und Sternformation, extragalaktische Astronomie, heiße Sterne und stellare Winde, Instrumentarium und Teleskope), sondern in erster Linie die Nukleare Astrophysik.

 

Für die Erforschung des Kosmos, seines Urprungs, sein Schicksal und vor allem seiner Struktur wie wir sie heute kennen, müssen wir uns den bekannten Naturgesetzen bedienen, aber auch die neuesten Theorien auf dem Gebiet der Quantengravitation berücksichtigen, obwohl wir zur Zeit über keine eine schlüssige QG verfügen.

 

Durch die detaillierte Untersuchung astrophysikalischer Größen will man die Vorgänge im Kosmos, sowie seine Entwicklung im Laufe der letzten ca. 13,7 Milliarden Jahren verstehen. Dabei ist das Empfangen und Analyse von Strahlung (Licht, Neutrinos, Radio-, Infrarot-, Ultraviolett-, Röntgen- und Gammastrahlung, Gravitationswellen, u.ä.) aus dem All von sehr großer Bedeutung, denn diese verraten viel über die Struktur aller kosmischen Objekte, die wir mit Hilfe der optischen Astronomie, der Röntgen- und Infrarotastronomie erfassen können, sowie auch über die spektakulärsten Prozesse im Universum.

 

Die Nukleare Astrophysik und die Elementarteilchenphysik sind aufs engste verbunden. Sie befaßt sich mit den für die Bildung von schwereren Elementen in Sternen verantwortlichen kernphysikalischen Prozessen. Wie ich auch in der FAQ 050 kurz behandelt habe, könnten die mit Hilfe der Supersymmetrie neu postulierten Teilchen – der Superpartner aller Elementarteilchen (leider bisher experimentell noch nicht nachgewiesen!) –  uns aus dem Dilemma der Dunklen Materie herausholen. Denn nach heutiger Vorstellung kennen wir 95 Prozent des Kosmos nicht. Davon entfallen 70 Prozent auf die Dunkle Energie, die das Universum immer schneller auseinander zu treiben scheint, und 25 Prozent sind Dunkle Materie, von der wir nur wissen, daß sie zwar anziehend wirkt, aber noch nicht aus was sie besteht.

 

 

Nukleare Astrophysik und Elementsynthese im Universum

 

Mit dem Urknall (Big-Bang) blickte unser Universum vor ca. 13,7 Milliarden Jahren zum ersten Mal das Licht der Welt. Materie, Raum und Zeit sind gemeinsam aus einer ursprünglichen Singularität entstanden, die wir zur Zeit nicht so in den Griff bekommen haben, denn genau an diesem Punkt versagen leider unsere klassischen physikalischen Gesetze, d. h. sie stoßen hier auf ihre Gültigkeitsgrenzen, da hier nicht nur relativistische Effekte auftreten, sondern hier macht sich vor allem die Quantenwelt bemerkbar. Eine einheitliche Beschreibung dieses Zeitpunktes wäre nur möglich mit einer konsistenten Quantengravitation, d. h. mit der Vereinigung zwischen der Allgemeinen Relativitätstheorie und der Quantenmechanik. Leider sind wir noch nicht so weit!

 

Eine kurze chronologische Übersicht über die Entstehung unseres Universums möchte ich als roten Faden angeben, damit Sie eine Idee haben, wie das Ganze seinen Lauf nahm bis heute. Mehr Details darüber können Sie im Internet recherchieren.

 

Unmittelbar nach dem Urknall:

 

Planck-Ära:

Unmittelbar nach 10-43 Sek. – zu ihrer Beschreibung braucht man eine Theorie der Quantengravitation. Zu diesem Zeitpunkt (Dichte etwa 1094 g/cm3 und die Temperatur etwa 1032 K) waren nach den einheitlichen Feldtheorien alle vier Grundkräfte (schwache Kraft, starke Kraft, Elektromagnetismus und Gravitation) vereinigt. Eine Dauer der Planck-Ära kann man unglücklicherweise nicht angeben.

 

 

Beginn der GUT-Ära:

Mit dem Beginn der Expansion (Ende der Planck-Ära) spaltete sich die Gravitation als eigenständige Kraft (ich nenne sie "Kraft", obwohl sie im strengsten Sinne keine Kraft ist, sondern das Ergebnis einer Raumzeit-Krümmung). Die drei restlichen Wechselwirkungen bildeten dann die GUT-Kraft (Grand Unified Theory). Wir kennen leider nicht die Natur der meisten Teilchen aus der GUT-Ära. Im Zusammenhang mit den sogenannen Symmetriebrechungen ereigneten sich weitere Abspaltungen später noch zweimal. Es wird angenommen, daß die heute beobachtete Asymmetrie zwischen Materie und Antimaterie (Verletzung der CP-Symmetrie) ihren Ursprung in der GUT-Ära hatte. Die Dominanz der Materie gegenüber der Antimaterie ist auf die CP-Verletzung (C = Charge, P = Parity) zurückzuführen (Baryogenese und Leptogenese).

 

 

Inflationäres Universum:

Bei einem Alter des entstehenden Universums von 10−36 Sek. sank die Temperatur auf etwa 1027 K ab. Bei dieser Temperatur spaltete sich die starke Wechselwirkung von der GUT-Kraft ab. Die Energie, die bei der verzögerten Abspaltung frei wurde, führte zu einer Phase extrem rascher Expansion, der sogenannten Inflation, wobei zwischen den Zeitpunkten 10−35 Sek. und 10−33 Sek. eine Ausdehnung des Universums um einen Faktor von etwa 1050 stattfand.

 

Es gibt mehrere kosmologische Beobachtungen, die nur von der Inflationsphase unseres Universums erklärt werden können, nämlich:

 

  • Die globale Homogenität des Kosmos (Horizont-Problem)
  • Die großräumigen Strukturen im Kosmos (Galaxien und Galaxienhaufen)
  • Die geringe Krümmung des Raumes (Flachheits-Problem)
  • Die Tatsache, daß keine magnetischen Monopole beobachtet werden.

 

Quark-Ära:

Die Quarks und Antiquarks, die Bausteine der heutigen schweren Teilchen, bildeten sich nach 10-33 Sek., nachdem die Temperatur damals auf 1025 K absank. Für die Bildung von Protonen oder Neutronen war jedoch die Temperatur zu hoch und die Zeiten zwischen zwei Teilchenstößen zu kurz, daß es zu diesem Zeitpunkt nur ein Quark-Gluonen-Plasma gab bestehend aus annähernd freien Teilchen. Schwerere Teilchen gab es nicht, da sie instabil waren und die Temperatur für eine neue Bildung nicht ausreichend war.

 

Abspaltung der vier Grundkräfte:

Das Universum kühlte dann auf 1016 K nach 10-12 Sek. Die schwache Kraft (verantwortlich für den ß-Zerfall) und die elektromagnetische Kraft (Maxwell) spalteten sich von der elektroschwachen Kraft. Mit diesem Prozeß war der Zerfall der Urkraft abgeschlossen. Ergebnis: die vier bekannte Grundkräfte.

 

Hadronen-Ära:

Sobald die Temperatur des Universums bei 1013 K nach 10-6 Sek. lag, vereinigten sich die Quarks, die nicht mehr als freie Teilchen existieren konnten, zu Hadronen. Danach bildeten sich die Protonen und Neutronen, sowie ihre Antiteilchen. Eine große Menge an Neutrinos gesellte sich dazu durch den ständigen Zerfall von Protonen in Neutronen und umgekehrt.

 

Leptonen-Ära:

Vernichtung der meisten Protonen und Neutronen durch Stöße mit ihren Antiteilchen nach 10-4 Sek. bei einer Temperatur von 1012 K, ausgenommen einem Überschuß an normaler Materie, wichtig für den späteren Heliumanteil im Kosmos. Die Temperatur war hier soweit abgesunken, daß es nur für die Bildung von Leptonen-Paaren (Elektron/Positron) reichte; diese herrschten weitgehend das kosmologische Szenarium (die Dichte war auf 1013 g/cm3 abgesunken). Dabei entkoppelten sich die Neutrinos.

 

Ende der Leptonen-Ära:

Die Elektronen und ihre Antiteilchen (Positronen) vernichteten sich nach 1 Sek. bei einer Temperatur von 1010 K – es blieb ein Überschuß an Elektronen, die zusammen mit dem Überschuß an schwereren Teilchen (Protonen und Neutronen) die Bausteine der Materie bildeten, aus der sich unser Universum auch heute noch zusammensetzt.

 

Nukleosynthese:

Nach 10 Sekunden bei einer Temperatur unterhalb von 109 K entstanden die ersten Atomkerne (Fusion von Protonen und Neutronen). Diese Phase trägt den Namen primordiale Nukleosynthese. Nach fünf Minuten war die Nukleosynthese abgeschlossen. Keine freien Neutronen mehr, da sie im Verlauf der nächsten Minuten in Protonen und Elektronen zerfielen. Erst später bildeten sich alle schwerere Elemente im Inneren von Sternen. Die Materie lag zu diesem Zeitpunkt als Plasma vor (Temperaturstrahlung im Röntgen-Bereich).

 

Ende der Strahlungsära und Beginn der Materie-Ära:

Die Energiedichte im Kosmos stammte zu diesem Zeitpunkt hauptsächlich von der elektromagnetischen Strahlung. Hier setzt dann die kosmologische Rotverschiebung ein, denn die Protonen entfernen sich voneinander (ihre Wellenlänge nimmt zu) aufgrund der Expansion des Raumes. Die Energiedichte der Strahlung nimmt dann schneller ab als die der Materie. Nach ca 10.000 Jahren fällt die Energiedichte der Strahlung unter der der Materie. Die Materie übernimmt schließlich die Dominanz (diese Phase wird materiedominierte Ära genannt).

 

Entkopplung der Hintergrundstrahlung:

Die Temperatur des Universums fällt nach ca. 400.000 Jahren auf etwa 3.000 K. Es kommt zur Bildung der ersten stabilen Atome. Das Licht (Photonen) konnte sich dann weitgehend ungehindert ausbreiten, da die Photonen nur ganz schwach mit neutralen Atomen wechselwirkten. Die Wellenlänge dieses Lichtes, der Hintergrundstrahlung, nahm durch die Ausdehnung des Raumes zu (Rotverschiebung ihres Spektrums). Der heutige Wert dieser Hintergrundstrahlung liegt bei 2,73 K. Man nennt sie deshalb "3-Kelvin-Strahlung".

 

Beginn und Bildung großräumiger Strukturen:

Die Gravitation übt zu diesem Zeitpunkt einen stärkeren Einfluß auf die Materie nach der Entkopplung der Strahlung aus. Nach 1 Million Jahren bilden sich dann großräumige Strukturen im Kosmos. Der Bildungskeim für sie waren räumliche Dichteschwankungen, die möglicherweise bereits in der inflationären Phase durch Quantenfluktuationen entstanden sind. Als Folge gravitativer Instabilitäten begann die Materie in den Raumgebieten mit höherer Massendicht zu kollabieren; es bildeten sich Massenansammlungen, wobei zuerst sogenannte Halos aus Dunkler Materie entstanden. Diese wirkten als Gravitationssenken, in denen sich später die für uns sichtbare Materie sammelte. Es gibt ralistische Computer-Simulationen zum Prozeß der Strukturbildung von Dunkler Materie, aber an weiß trotzdem nicht, aus welcher Art von Teilchen die Dunkle Materie besteht.

 

Entstehung von Galaxien und Sternen:

Es kommt zur Verdichtung der kollabierenden Gaswolken mit der Bildung von Sternen, Kugelsternhaufen und die ersten Galaxien. Durch Kernfusion in den Sternen entstanden alle schwereren Elemente bis zum Eisen. Bereits nach wenigen Millionen Jahren explodierten die schwereren Sterne als Supernova. Dabei bildeten sich Elemente schwerer als Eisen; diese gelangten dann in den interstellaren Raum.

 

Wie oben gesagt, waren kernphysikalische Prozesse von vitaler Bedeutung für die Evolution unseres Universums. In den verschiedenen Entwicklungsstufen von Sternen, in der Häufigkeitsverteilung der Elemente im Kosmos und im Verlauf von Sternexplosionen spiegeln sich Kernstruktureffekte und die Dynamik von Kernreaktionen wider. Die Nukleare Astrophysik befaßt sich auch mit der Physik stellarer Explosionen, den Kern- und Mischungsprozessen im Inneren der Sterne, sowie auch mit dem strukturellen Gefüge von kompakten Objekten wie Weißen Zwergen und Neutronensternen. Die Analyse von thermonuklearen Explosionen auf den Oberflächen dieser Objekte (Novae, Röntgenausbrüche) gehört auch zum Untersuchungsgegenstand der Nuklearen Astrophysik.

 

 

Sternenentwicklung und Supernovae

 

 

Die Energiequelle von Sternen (auch von unserer Sonne) für die Aufrechterhaltung ihrer Existenz, zumindest für einen gewissen Zeitraum, ist die Fusion von Wasserstoff zu Helium. Solange dieser Nuklearstoffvorrat besteht, bleiben die Sterne mehr oder weniger  stabil. Leider ist dieser Vorrat kein unendlich großes Reservoir, sodaß die Energiequelle irgendwann versiegt. Dieser Zeitpunkt wird bei unserer Sonne in etwa sechs Milliarden Jahren eintreten. Dann wird sie sich zu einem Roten Riesen aufblähen, der weit über die Marsbahn reichen wird. Bei diesem Aufblähprozeß verbrennt Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff. Die Nukleare Astrophysik befaßt sich hierbei mit den sogenannten Wirkungsquerschnitten von Kernreaktionen, die sich im Inneren des Sterns abspielen. Die Kernverbrennung stoppt nicht beim Kohlenstoff und Sauerstoff. Im Falle massereicher Sterne geht dieser Fusionsprozeß noch weiter mit einer Abfolge von weiteren Kernverbrennungsphasen über Kohlenstoff, Neon, Sauerstoff und schließlich Silizium. Mit der Produktion von Elementen aus dem Massebereich von Eisen hört der Fusionsprozeß auf und das Sternzentrum kollabiert dann, wobei eine Supernova vom Typ II entsteht. Hierbei stößt der Stern seine äußere Hülle ab und schleudert die Nuklide, die während der verschiedenen hydrostatischen Brennphasen produziert wurden, ins Weltall. Die sogenannte Elektroneneinfangrate an Kernen steuert die Dynamik des Sternkollapses.

 

 

Nukleosynthese im s-, r- und p-Prozess

 

 

Durch den sukzessiven Einfang von Neutronen (neutron capture) und anschließenden Beta-Zerfällen entstehen alle Elemente, die schwerer sind als Eisen. Bei diesem Prozeß unterscheidet man zwei Reaktionsarten: s- und r-Prozeß

 

Der s-Prozeß (slow neutron capture process) läuft in Umgebungen mit relativ geringen Neutronendichten, zum Beispiel in Roten Riesen. Dort sind die Beta-Halbwertszeiten kürzer als die Neutroneneinfangzeiten. Die hierbei entstehenden relativen Elementhäufigkeiten verraten viel über die Eigenschaften der astrophysikalischen Umgebung (Temperatur, Neutronendichte, etc.). Die experimentellen Wirkungsquerschnitten für den Neutroneneinfang und die zum größten Teil unbekannten Halbwertszeiten angeregter Kernzustände stellen jedoch ein Problem für die Analysen dieser Parameter dar.

 

Der r-Prozeß (rapid neutron capture process) läuft in Bereichen mit extremen Neutronendichten, wie in Supernovae vom Typ II, ab. Dieser Reaktionspfad läuft hierbei durch sehr neutronenreiche Kerne, von denen viele kernphysikalische Eigenschaften experimentell nicht bekannt sind.

 

Im p-Prozeß entstehen die protonenreichen Kerne zwischen den Elementen Selen und Quecksilber. Dieser Prozeß findet in Supernovae Typ II statt, wenn energiereiche Gammaphotonen schwere Kerne aus dem s- und r-Prozess aufbrechen. Etwa 2000 Kerne und mehr als 20.000 Kernreaktionen sind an diesen Prozessen beteiligt. Zu ihrer theoretischen Beschreibung müssen wir auf statische Modelle zurückgreifen

 

 

Neutronensterne und Weiße Zwerge

 

 

Ein wichtiges Untersuchungsobjekt der Nuklearen Astrophysik sind Neutronensterne und ihr Aufbau. Neutronensterne sind astronomische Objekte mit einer extrem hohen Dichte in ihrem Zentrum (1011 kg/cm3 bis zu 1012 kg/cm3) und einem typischen Durchmesser von ca. 10 bis 20 km bei einer Masse von etwa 1,44 (Chandrasekhar-Grenze) bis 3 Sonnenmassen (Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze). Neben dieser Neutronenmaterie wird in ihrem Zentrum auch ein Kern aus einem Quark-Gluon-Plasma vermutet. Ein solches Gebilde nennt man auch "Quarkstern". Liegt die Masse oberhalb dieser Grenzen, entsteht ein Schwarzes Loch, leigt sie darunter, erfolgt keine Supernovaexplosion, sondern es entwickelt sich ein Weißer Zwerg.

Anmerkung: Durch Beobachtungen wurden jedoch Neutronensterne mit weniger als 1,44 Sonnenmassen entdeckt. Zur inneren Struktur eines Neutronensterns konsultieren Sie das Internet.

Deskriptoren dazu: Gravitationsfeld, Zustandsgleichung, Magnetfeld, (Röntgen-)Pulsare, Magnetare, Röntgendoppelsterne, Dynamoeffekt, Konvektionsströmungen, entartete Materie, Kristallgitter, Supraflüssigkeit, Supraleitfähigkeit, Bose-Einstein-Kondensat, Pionen, Kaonen, Down-Quarks, Strange-Quarks, Relaxationsphase.

 

Die Nukleare Astrophysik untersucht auch explosive Wasserstoffbrennen auf der Oberfläche von kompakten Objekten. Dieser Prozeß wird durch den Massenfluß eines nahen Begleiters auf den kompakten Stern ausgelöst. Ist der Begleiter ein Weißer Zwerg, so stößt dieser wiederholt seine äußere Hülle (Nova) ab. Bei einem Neutronenstern kommt es zu wiederholtem Röntgenausbruch (X Ray Burst). Die Dynamik dieser explosiven Ereignisse wird durch teilweise selbstverstärkende Kernreaktionen und Reaktionsketten (thermonuclear run away) bestimmt.

 

 


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