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Quasar

Quasar

Ein Quasar ist eine sehr leuchtstarke und meist weit entfernte aktive Galaxie.

Entdeckung und Namensgebung

Die Bezeichnung ist die Abkürzung für engl. "quasi-stellar radio source" (Quasistellare Radioquelle). Historisch bezeichnete sie kosmische Radioquellen die in den 1950er Jahren nicht mit Radiogalaxien identifiziert werden konnten, sondern in optischen Beobachtungen blau und sternförmig erschienen. 1963 stellte Maarten Schmidt fest, daß die Radioquelle 3C 273 kein naher Stern ist, sondern mit einer Rotverschiebung von 0.158 im Bereich ferner Galaxien liegt, also nur "quasi" sternartig ist. Spätere Beobachtungen zeigten, daß die hellen sternartigen Quasare doch in die Kerne von Galaxien eingebettet sind, die aber wegen der großen Entfernung schwach erscheinen. Durch die starke Rotverschiebung wurden Quasare aufgrund des kosmologischen Prinzips der Expansion des Weltalls als sehr weit entfernte Objekte erkannt. Diese Folgerung konnte seit der Entdeckung so genannter Gravitationslinsen unabhängig bestätigt werden. Quasare wurden inzwischen bis zu einer Rotverschiebung von 6.43 entdeckt. Die Bezeichnung QSO für "quasi-stellar object" schließt nicht nur die klassischen "radiolauten" Quasare ein, sondern auch "radioleise" Objekte mit schwacher Radioemission aber sonst ähnlichen Eigenschaften. Häufig wird aber der Begriff Quasar etwas ungenau für beide Klassen benutzt.

Physikalische Eigenschaften

Da Quasare trotz ihrer großen Entfernung relativ hell erscheinen, gehören sie zu den leuchtkräftigsten Objekten im Universum. Nur sehr kurzzeitig hell aufleuchtende Phänomene (Supernova, Gammastrahlenblitz) sind eventuell energiereicher. Quasare sind über weite Bereiche der elektromagnetischen Strahlung hell und haben charakteristische Spektren mit sehr breiten Emissionlinien, die Gas in rascher Bewegung anzeigen. 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 zur 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 mehreren Milliarden Sternen erreichen und somit so viel Licht abstrahlen, wie die gesamte umgebende Wirtsgalaxie.
Senkrecht zur Ebene der Akkretionsscheibe kann aus bisher nicht endgültig geklärten Gründen Materie mit sehr hoher Geschwindigkeit in die umgebende Galaxie und den weiteren Weltraum ausgestoßen werden. Diese "Jets", (Materieströme, die immer in Paaren auftreten - auf jeder Seite des AGN einer), können dann im Radiowellenlängenbereich beobachtet werden. Man unterscheidet in diesem Zusammenhang Quasare in "radio-laute" und "radio-leise" Klassen, je nach Stärke der Radiostrahlung. Mittlerweile stellt sich heraus, dass es vermutlich keine wirklichen Klassen, sondern einen kontinuierlichen Übergang in Radioeigenschaften gibt.

Blazare

Man ordnet häufig die Untergruppe der radiolauten Quasare zusammen mit den BL_Lac-Objekten zur Gruppe der sogenannten "Blazare". Bei ihnen geht man von einer Orientierung der Beobachtungsachse zur Jetachse von wenigen Grad aus. Daher können bei diesen Objekten die Jets auch in den höchstenergetischen Bereichen des Spektrums "gesehen" werden. Mit den Experimenten EGRET (GeV-Bereich) und COMPTEL (MeV-Bereich) auf dem Compton Gamma Ray Observatory wurden zehn Objekte gefunden, die in beiden Bereichen des Spektrums leuchten. Eine ähnliche Verknüpfung wie zwischen Quasaren und Blazaren wird zwischen Quasaren und Radiogalaxien vermutet, bei denen die Jetachse fast senkrecht zur Beobachtungsachse liegt. Diese Beziehungen sind Beispiele "vereinheitlichter" Modelle, in denen verschieden Arten aktiver galaktischer Kerne durch unterschiedliche Beobachtungrichtungen auf gleichartige Objekte erklärt werden.

Multimedialinks

- Real Video: [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000312.rm Was ist ein Quasar?] (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri) Kategorie:Galaxie ja:クエーサー

Aktiver galaktischer Kern

Unter der Klasse der aktiven galaktischen Kerne (englisch: Active Galatic Nuclei, kurz AGN) werden bestimmte astrophysikalische Erscheinungen wie Quasare, Radiogalaxien, Seyfert-Galaxien und BL Lacertae-Objekte zusammengefasst. Die drei wichtigsten Eigenschaften von AGN sind: # Bei der Beobachtung mit optischen Teleskopen sind diese Objekte zunächst kaum (oder gar nicht) von Sternen zu unterscheiden, woraus man ableiten kann, dass der Kern der Galaxie so leuchtstark sein muss, dass er den Rest der Galaxie überstrahlt. Das Verhalten in anderen Wellenlängenbereichen unterscheidet sich durchaus von dem normaler Sterne. Durch Multiwellenlängen-Analysen ist man der wahren Natur dieser Objekte überhaupt erst auf die Spur gekommen. # AGN sind sehr weit entfernt, es sind also Objekte aus der "Kindheit" unseres Universums # der aktive Kern, der einen AGN ausmacht, ist in etwa von der Größe unseres Sonnensystems. Ein AGN besteht in der Kernregion aus einem supermasserreichen schwarzen Loch, um das sich eine Akkretionsscheibe bildet. Senkrecht zur Ebene dieser Akkretionscheibe bildet sich ein gebündelter Jet ab (Länge bis zu Megaparsec). Oberhalb der Akkretionsscheibe befindet sich die so genannte Broad-Line-Region (BLR), d.h. eine Region, in der sich stark ionisierte Wolken mit hoch-relativistischen Geschwindigkeiten bewegen, was sich im beobachteten Spektrum der Quelle durch stark verbreiterte Linien bemerkbar macht. Oft ist diese Kernregion noch von einem Staubtorus umgeben. Weiter außerhalb befindet sich die Narrow-Line-Region (NLR), in der sich, ähnlich zur BLR, Wolken befinden, welche sich aber langsamer bewegen. Daher sind diese Emissionslinien im Spektrum weniger stark verbreitert. Dieses Standardmodell der AGN wurde 1995 von Urry und Padovani veröffentlicht. Welches "Familienmitglied" der AGN man nun beobachtet, hängt von dem Winkel zwischen Beobachter und der Achse des Jets ab. Bei den hochenergetischen Blazaren geht man von wenigen Grad von der Rotationsachse aus, man sieht also direkt auf den Jet. Bei anderen Objekten (z.B. Seyfert-Galaxien) dagegen sieht man kein charakteristisches Signal der Akkretionsscheibe und keine stark verbreiterten Emissionslinien, da man hier im 90°-Winkel zur Jetachse auf das Objekt sieht und somit der Staubtorus die Sicht auf die innere Region des AGN verdeckt. Seyfert-Galaxien] Die Jets bestehen aus Materie, welche die Kernregion nahezu mit Lichtgeschwindigkeit ausstößt. Wahrscheinlich wird der Jet beschleunigt, indem Magnetfeldlinien durch Frame-Dragging in der Ergosphäre des Schwarzen Lochs "aufgewickelt" werden und nach den Gesetzen der Magnetohydrodynamik ein sehr hoher magnetischer Druck entsteht, der das Material heraus drückt. Die spiralförmig angeordneten Magnetfeldlinien sorgen dann auch für die Bündelung des Strahls. Innerhalb dieser Jets bewegen sich Plasmoide, so genannte Blobs, von denen sehr starke, sehr harte Strahlung ausgeht. Solche Ausbrüche spielen sich meist auf Zeitskalen von Tagen ab. Einer der intensivsten Ausbrüche, der von dem Gamma-Teleskop EGRET bei einem Blazar beobachtet wurde, zeigte eine Intensitätsverdoppelung innerhalb weniger Stunden. Aktivere Phasen sind bei AGN in Zeiträumen von Wochen und Monaten zu beobachten, während die ruhigeren Phasen länger anhalten. Sowohl AGN als auch ihre Akkretionsscheiben, Jets und Tori sind Gegenstand heutiger Forschung. Kategorie:Galaxie

Radiogalaxie

Eine Radiogalaxie zeichnet sich gegenüber anderen Galaxien durch ihre ungewöhnlich starke Radiostrahlung aus. Energiequelle dieser Radiostrahlung ist ein aktiver galaktischer Kern. Radiogalaxien gehören meist zu den optisch hellsten Galaxien und sind gewöhnlich elliptische Galaxien oder S0-Galaxien. Dennoch kann ihre Strahlungsleistung im Radiobereich die im sichtbaren Spektralbereich übertreffen. In normalen Galaxien ist die Radiostrahlung dagegen weit schwächer als das sichtbare Licht. Die Radiostrahlung vieler Radiogalaxien kommt aus zwei meist symmetrisch zum Kern angeordneten Emissionsgebieten, die mit bis zu mehreren Mpc wesentlich größer als die sichtbare Galaxie sind. Bei genauer Beobachtung sind diese manchmal durch dünne Materiestrahlen (engl. Jets) mit dem Galaxienkern verbunden. Energiequelle von Radiogalaxien ist ein massereiches schwarzes Loch im Galaxienkern, das einerseits Materie aufsaugt, aber auch in seiner Nähe ionisierte Materie und Magnetfelder auf Geschindigkeiten nahe der Lichtgeschwindigkeit beschleunigt und in den Materiestrahlen auswirft. Die Radiostrahlung entsteht durch Synchrotronstrahlung in den Materiestrahlen und den Gebieten, in denen sie auf das intergalaktische Medium auftreffen. Trotz ihrer großen Entfernung gehören manche Radiogalaxien zu den scheinbar hellsten und zuerst entdeckten Radioquellen am Himmel, die noch nach Sternbild benannt sind in dem sie gefunden wurden. Beispiel sind Virgo A (Messier 87) und Cygnus A. Die uns nächste Radiogalaxie ist Centaurus A (NGC 5128) am Südhimmel. Lange waren die einzigen der genauen Beobachtung zugänglichen Galaxien im fernen Universum bei Rotverschiebungen über 1 Radiogalaxien. Durch ihre Radiostrahlung konnten sie unter vielen anderen im sichtbaren Licht schwachen Objekten identifiziert werden, und anders als bei Quasaren wird die Galaxie im sichtbaren Licht nicht durch ihren Kern überstrahlt. Kategorie: Galaxie

3C 273

3C273 ist die Bezeichnung des hellsten Quasars. 3C273 befindet sich im Sternbild Jungfrau und hat eine scheinbare Helligkeit von +12,86 mag, die leicht variabel ist. 3C273 steht in der Nähe der Ekliptik und kann gelegentlich vom Mond bedeckt werden. Koordinaten (Äquinoktium 2000)
- Rektaszension: 12h29m06.8s
- Deklination: +02°03'07" Kategorie:Individuelle Galaxie

Kosmologie

Die Kosmologie (griechisch κοσμολογία – die Lehre der Welt) beschäftigt sich mit dem Ursprung und der Entwicklung des Universums (Kosmos) als Ganzem und ist damit ein Teilgebiet sowohl der Philosophie als auch der Physik. Die physikalische Kosmologie versucht, das Universum mittels physikalischer Gesetzmäßigkeiten zu beschreiben. Dabei ist besonders die heute beobachtete, ungleichmäßige Verteilung der Galaxien im Universum zu verstehen. Haufenbildung mit großen Leerräumen (Voids) dazwischen führt dazu, dass man von einem "klumpigen" Universum spricht. Die größte bisher entdeckte Struktur, die Große Mauer, ist ca. 500 Mio. Lichtjahre lang. Weiterhin muss eine umfassende Kosmologie die Kosmische Hintergrundstrahlung, die Expansion des Universums und die Häufigkeit der Elemente im Universum zusammenfassend beschreiben.

Standardmodell

Das Standardmodell der Kosmologie ist die heute anerkannte kosmologische Theorie, die viele beobachtete Phänomene zufriedenstellend beschreibt. Darin wird von einem unendlich heißen und dichten Frühzustand des Universums (Urknall, englisch Big Bang) ausgegangen. Die folgenden drei Beobachtungen bestätigen dieses Modell: # Häufigkeit der Elemente: In der primordialen Nukleosynthese (englisch Big Bang Nucleosynthesis) kurz nach dem Urknall (10^-2 s) war das Universum so heiß, dass Materie in Quarks und Gluonen aufgelöst war. Durch die Expansion und Abkühlung des Universums entstanden Protonen und Neutronen. Nach ca. 1 Sekunde verschmolzen aus Protonen und Neutronen die Kerne leichter Elemente (Deuterium, ³He, ⁴He, ⁷Li). Der Prozess endet nach etwa 3 min. Es wurden also die relativen Häufigkeiten der Elemente vor der Bildung der ersten Sterne festgelegt. # Kosmische Hintergrundstrahlung (engl. cosmic microwave background radiation CMBR): 1946 von George Gamow postuliert, wurde sie 1964 durch Arno Penzias und Robert Woodrow Wilson entdeckt - mit einer mittleren Temperatur von 2,73 Kelvin. Die Hintergrundstrahlung stammt aus der Zeit ca. 300.000 Jahre nach dem Urknall, als das Universum etwa 1/1000 seiner heutigen Größe hatte. Das ist auch der Zeitpunkt, an dem das Weltall transparent wurde; vorher bestand es aus undurchsichtigem ionisiertem Gas. Messungen durch COBE, BALOON, MAP. # Expansion des Universums: Edwin Hubble konnte 1929 die Expansion des Weltalls nachweisen, da Galaxien mit wachsender Entfernung eine zunehmende Rotverschiebung in den Spektrallinien zeigen (Dopplereffekt). Proportionalitätsfaktor ist die Hubble-Konstante H, deren Wert bei 71 (+/-4) km/s Mpc^-1 angenommen wird (Stand 2004). H ist eigentlich keine Konstante, sondern verändert sich mit der Zeit - invers proportional zum Alter des Universums. Wir stehen auch nicht im Mittelpunkt der Expansion - der Raum selbst dehnt sich überall gleichmäßig aus (isotropes Universum). Durch Zurückrechnen der Expansion kann man das Alter des Universums (Hubble-Zeit) bestimmen: Ist die Hubble-Konstante korrekt, so liegt es bei etwa 13,7 Milliarden Jahren. Auch aufgrund der bisher von der Sonde MAP gewonnenen Daten geht man inzwischen von einem offenen, also beschleunigt expandierenden Universum mit einem Alter von 13,7 Mrd. Jahren aus. Die einzelnen Phasen der Expansion sind im Artikel Urknall beschrieben. Nach dem Standardmodell der Kosmologie ergibt sich grob folgender Ablauf:
- Planck-Ära; bis 10^-43s; alle vier Kräfte noch vereint;
- Inflationäre Phase; endet nach 10^-33s bis 10^-30s; extreme Expansion um einen Faktor zwischen 10³⁰ und 10⁵⁰;
- Quark-Ära; bis 10^-7s; es bilden sich Quarks, Leptonen und Photonen; das Ungleichgweicht von Materie und Antimaterie entsteht in der Baryogenese
- Hadronen-Ära; bis 10^-4s; Protonen, Neutronen und deren Antiteilchen entstehen; außerdem Myonen, Elektronen, Positronen, Neutrinos und Photonen;
- Lepton-Ära; bis 10 s; Myonen zerfallen, Elektronen und Positronen zerstrahlen;
- Primordiale Nukleosynthese; bis 3 min; Wasserstoff, Helium, Lithium entstehen;
- Strahlungs-Ära; ca. 300.000 Jahre;
- Materie-Ära; bis heute; Universum wird durchsichtig, Galaxien entstehen; Wichtige Instrumente zur Erforschung des Universums werden heute von Satelliten und Raumsonden getragen: Das Hubble-Weltraumteleskop, ROSAT, Hipparcos und MAP.

Nichtstandardmodell

Die Steady-State-Theorie (Gleichgewichtstheorie) wurde 1949 durch Fred Hoyle, Thomas Gold und anderen als Alternative zur Urknall-Theorie entwickelt. Während den 1950er und 1960er Jahren wurde diese Theorie von den meisten Kosmologen als führende Theorie akzeptiert. Die Zahl der Anhänger ging später zurück und heutzutage wird sie als 'Nicht-Standard-Theorie' betrachtet. Eine davon abgeleitete Variante davon ist die 'Quasi-steady-state-Theorie', die von mehreren kleineren 'Urknallen' ausgeht, die während einer bestimmten Zeit eingetreten seien. Die 'Steady-State-Theorie' wurde aufgrund von Berechnungen postuliert, die zeigten, dass ein statisches Universum unmöglich unter der Annahme der allgemeinen Relativitätstheorie ist. Zudem zeigten Beobachtungen von Edwin Hubble, dass das Universum expandiert. Die Theorie postuliert nun, dass das Universum sein Aussehen nicht ändert, obwohl es größer wird. Damit dies klappt, muss Materie neu gebildet werden, um die durchschnittliche Dichte gleich zu halten. Da die Menge der neu zu bildenden Materie klein ist (nur einige hundert Wasserstoffatome pro Jahr in der Milchstraße), ist es kein Problem, dass die Neubildung von Materie nicht direkt beobachtet werden kann. Obwohl diese Theorie das Postulat verletzt, dass die Menge der Materie konstant bleibt, hatte sie einige attraktive Eigenschaften. Die wohl herausstechendste war, dass es laut dieser Theorie nicht nötig ist, dass das Universum einen Anfang hat. Schwierigkeiten, diese Theorie weiter aufrechtzuerhalten, begannen in den späteren 60er Jahren. Beobachtungen zeigten, dass sich das Universum in der Tat ändert: Quasare und Radiogalaxien (radio galaxies) wurden nur in weit entfernten Galaxien gefunden. Halton Arp interpretierte die vorliegenden Daten seit den 1960er Jahren anders und gab an, dass es Quasare auch im nahe liegenden Virgo cluster gäbe. Der Niedergang der Steady-State-Theorie wurde beschleunigt durch die Entdeckung der kosmischen Hintergrundstrahlung, welche von der Urknall-Theorie vorausgesagt worden war. Im Jahr 2004 wird die Urknalltheorie von der Mehrheit der Astronomen akzeptiert als beste Annäherung an eine Beschreibung des Ursprungs des Universums. In den meisten Publikationen über Astrophysik wird sie implizit vorausgesetzt. Gleichzeitig jedoch - nach der unerwarteten Beobachtung eines sich beschleunigt ausbreitenden Universums in den späten 1990er Jahren - sind Anstrengungen im Gange, eine 'Quasi-steady-state-Theorie' zu entwickeln. In dieser wird die Materie nicht mit einem großen Urknall, sondern mit einer Folge von mehreren kleineren erschaffen.

Geschichte der Kosmologie

Anfänge und Ptolemäisches Weltbild

Erste Aufzeichnungen von mythischen Kosmologien sind aus China (I Ging, Buch der Wandlungen, das in seinen Ursprüngen möglicherweiseaus bis ins 3. Jahrtausend vor Chr. zurückgeht), aus Babylon (Enuma Elish) und der vorionischen Zeit (Theogonie des Hesiod) bekannt. Die babylonischen Mythen - welche vermutlich auf ältere sumerische Mythen zurückgehen und ihrerseits wieder Vorlage für die biblische Genesis sein dürften - und Himmelsbeobachtungen haben wahrscheinlich auch die spätere griechischen kosmologischen Weltentwürfe beeinflusst und sind damit Ausgangspunkt der abendländischen bzw. der heutigen wissenschaftlichen Kosmologie. Während die frühen Kosmologien noch weitgehend mythischen Charakter hatten, begann bei den griechschen Denkern Thales von Milet, vor allem aber bei Anaximander (6. Jhd. v. Chr.), der Prozess der Rationalisierung. Waren frühere mythologische Kosmologien rein beschreibend, ohne nach kausalen Zusammenhängen zu suchen, so entwarf Anaximander erstmals ein rationales Weltbild, welches auf gesetzmäßigen kausalen Zusammenhängen basierte, und in dem die Himmelsobjekte keine Götter mehr waren, sondern physikalischer Natur. In die gleiche Richtung gingen die kosmologischen Entwürfe der Atomisten Demokrit, Anaxagoras. Eine weitere wichtige Entwicklung war das erste historisch überlieferte System, in dem die Erde nicht im Zentrum stand und von kugelförmiger Gestalt war, das von Philolaos, einem Schüler von Pythagoras, im 5./4. Jhd. entworfen wurde. Im Gegensatz dazu bedeutete die Kosmologie, die Platon (5/4.Jhd.v.Chr.) im Timaios entwarf, wieder einen Schritt zurück zu mythologischen Vorstellungen, indem er die Himmelsobjekte wieder als von personalen, mit Verstand ausgerüsteten göttliche Wesen annahm. Die Erde war in Platons Vorstellung eine Kugel, die seiner Vorstellung nach im Zentrum des Kosmos ruhte. Zwar drängte Platons Schüler Aristoteles in seiner Kosmologie die Auffassung Platons von der göttlichen Natur der Himmelsobjekte wieder zurück, ohne jedoch ganz zu einer rationalen Kosmologie zurückzukehren. Die Planeten und die Sonne selbst waren bei ihm keine göttlichen Wesen, deren Bewegungen wurden jedoch von einem "ersten unbewegten Beweger" hervorgerufen. Eudoxos von Knidos entwarft Anfang des 4. Jahrhunderts ein Sphärenmodell, das von Kallippos weiterentwickelt wurde und erstmals die retrograden Schleifenbewegungen der Planeten beschreiben konnte und das sowohl Aristoteles als auch das Ptolemaische Weltbild beeinflussten. Messungen von Eratosthenes, der im 3. Jahrhundert v. Chr. den Umfang der Erde mit guter Genauigkeit bestimmte, und auch von Aristyllus und Timocharis zeigten jedoch Abweichungen der Planetenbewegungen von den nach Eudoxos' Methode berechneten Positionen. Apollonios von Perge entwickelte im 3. Jahrhundert v. Chr. eine Methode der Berechnung von Planetenbahnen mithilfe von Epizykeln, d.h. er ließ Kreisbewegungen der Planeten zu, deren Mittelpunkt selbst wieder auf einer Kreisbahn lag. Neben den Pythagoreern, die ihre Kosmologie mit bewegter Erde weiterentwickelten, vertrat Heraklides (4. Jhd. v. Chr.) ein zwar geozenrisches Weltbild, gemäß dem sich die Erde aber erstmals in 24 Stunden einmal um die Achse drehte. Aristarch von Samos (3/2 Jhd.v.Chr) vertrat ein heliozentrisches Weltmodell, das sich allerdings nicht durchsetzen konnte, und weswegen er der Gottlosigkeit beschuldigt wurde. Ptolemäus (2. Jhd. n. Chr.) beschrieb im Almagest, einem sehr umfangreichen Werk welches das Wissen seiner Zeit zusammenfasste, eine geozentrische Kosmologie, welche mit den meisten Beobachtungen seiner Zeit in Einklang zu bringen war und bis zur Durchsetzung des Kopernikanischen Weltbildes allgemein anerkannt wurde.

Die Kopernikanische Wende

Bereits im 15. Jahrhundert wurden durch Nikolaus von Kues (1401 - 1464) wichtige Gedanken der späteren Kosmologie vorweggenommen und das Ptolemäische Weltbild in Frage gestellt, indem er die Vorstellung eines begrenzten Universums, in dessen Mittelpunkt sich unbeweglich die Erde befindet, verwarf. Im Gegensatz dazu war das von Kopernikus 1543 in seiner Schrift "De revolutionibus orbium caelestium" beschriebene Universum endlich und durch eine materielle Fixsternsphäre begrenzt. Diese war allerdings nach Kopernikus Vorstellungen sehr gross, um das Fehlen einer Fixsternparallaxen zu erklären. Wichtig an dem kopernikanischen System war der Verlust der Sonderstellung der Erde und die Einführung eines heliozentrischen Weltalls mit kreisförmigen Bahnen der Planeten um die Sonne. Erst Thomas Digges (1576, A Perfit Description of the Caelestiall Orbes) vertrat ein modifiziertes Kopernikanische Weltbild ohne materielle Fixsternsphäre mit unendlichem euklidischen Raum. Auch von Giordano Bruno (1548 - 1600) wurde ein unendliches Universum mit unendlich vielen Sonnen und Planeten postuliert, in dem die beobachteten Fixsterne ferne Sonnen sind. Für diese Lehre wurde er letztlich als Ketzer verurteilt und auf dem Scheiterhaufen hingerichtet. Weitere wichtige Gründe für die Abkehr vom Ptolemäischen Weltbild waren die von Tycho Brahe beobachtete Supernova von 1572 und sein Nachweis, dass ein 1577 beobachteter Komet sich außerhalb der Mondbahn befand, womit der Himmel nicht, wie von Aristoteles beschrieben, unveränderlich war. Tycho Brahe steigerte die Präzision der Planetenbeobachtung erheblich. Sein Schüler Kepler erkannte nach dessen Tod bei der Auswertung der Beobachtungsdaten, dass die Planetenbahnen nicht, wie von Kopernikus angenommen, kreisförmig sondern elliptisch sind. Er formuliert die Gesetze für die Planetenbewegung, die heute als die keplerschen Gesetze bezeichnet werden. Kepler versuchte die Planetenbewegung durch eine magnetische Kraft zu erklären. Obwohl nicht erfolgreich wandte er sich damit einem mechanistischem Bild der Planetenbewegung zu, in dem die Planeten nicht mehr wie bei Ptolemäus beseelt waren. Allerdings glaubte Kepler noch an ein endliches Universum und versuchte dies durch Argumente zu zeigen die später als olberssches Paradoxon bekannt wurden. Gestützt wurde das Kopernikanische System auch durch Galileis Entdeckung der Jupitermonde, der Beobachtung der Mondoberfläche und seines Nachweis, dass Fixsterne scheinbar punktförmig sind. Durch Isaac Newton (1687, Philosophiae naturalis principia mathematica) wurde erstmals in seiner Gravitationstheorie Kosmologie und Mechanik verknüpft. Dadurch brachte Newton eine Physik in die Kosmologie, in der gleiche Gesetze für himmlische (Planetenbewegung) und irdische Bereiche (Schwerkraft) galten. Erst durch die Newtonsche Mechanik wurde das Kopernikanische System gegenüber dem Ptolemäischen System ausgezeichnet, da der gemeinsame Schwerpunkt zwar nicht exakt im Mittelpunkt der Sonne liegt, aber doch innerhalb der Sonne. Ein wichtiger Schritt für diese Entwicklung war die vorausgegange Entwicklung der Mechanik, insbesondere des Trägheitsbegriffes (Galilei, Descartes). Thomas Wright of Durham hielt die Sonne nicht für Mittelpunkt des Weltalls, sondern als einen Fixstern unter vielen, wies die Annahme einer homogenen Sternverteilung zurück, und identifizierte die Milchstraße als aus Einzelsternen bestehende Scheibe in deren Ebene sich die Sonne befindet. Auch betrachtete er die von Astronomen beobachteten Nebel als andere Galaxien. Kant (1755, Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels) entwickelte nicht nur eine Kosmologie ähnlich der von Thomas Wright, sondern auch eine Kosmogonie, in der eine anfangs chaotisch verteilte Materie sich unter Gravitationswirkung zu den beobachteten Himmelskörpern zusammenballt. Ein ähnliches Entwicklungschema wurde von Laplace entwickelt. Auch der Astronom Herschel versuchte durch Klassifizierung der Sterne und Galaxien ein chronologisches Entwicklungschema abzuleiten. Die Annahme eines im Wesentlichen homogenen und isotropen Kosmos wurde später zu Ehren Kopernikus "Kopernikanisches Prinzip" genannt.

Anthropisches Prinzip

Theoretisch gäbe es eine Vielzahl möglicher Theorien des Universums. Das anthropische Prinzip sagt aus, dass eine Theorie nicht dazu in Widerspruch stehen darf, dass heute intelligentes menschliches Leben existiert. Sie muss die entsprechenden Entwicklungsbedingungen und Lebensbedingungen gewährleisten, sonst ist sie falsch.

Siehe auch

- Liste bedeutender Kosmologen
- Portal:Astronomie
- Astronomie
- Portal:Physik
- Dunkle Energie
- Dunkle Materie
- Kosmologisches Prinzip
- Struktur des Kosmos

Literatur

- Bernulf Kanitscheider: Kosmologie, Geschichte und Systematik in philosophischer Perspektive. Reclam, 1984
- Wolfgang Stegmüller: Hauptströmungen der Gegenwartsphilosophie, Band III Kapitel 1 (Evolution des Kosmos), Kröner 1987
- Alfons Lehmen: Lehrbuch der Philosophie auf aristotelisch-scholastischer Grundlage, Band II, erster Teil (Kosmologie), fünfte Auflage 1920
- Steven Weinberg: Die ersten drei Minuten. Piper, München 1977
- Albrecht Unsöld, Bodo Baschek: Der neue Kosmos, Springer-Verlag, ISBN 3-540-42177-7
- Erwin Kohaut, Walter Weiss: "Universum und Bewusstsein. Philosophisch-physikalische Gedanken zur Welt", EDITION VA BENE, ISBN 3-85167-147-3
- Gerhard Börner, Matthias Bartelmann: Astronomen entziffern das Buch der Schöpfung. Physik in unserer Zeit 33(3), S. 114 - 120 (2002), ISSN 0031-9252
- Gabriele Veneziano: Die Zeit vor dem Urknall. Spektrum der Wissenschaft, August 2004, S. 30 - 39, ISSN 0170-2971

Weblinks

- [http://www.astro.uni-bonn.de/~peter/cosmo_short.pdf Kurze Einführung in die Kosmologie] (pdf)
- [http://abenteuer-universum.vol4u.de/mbeer.html Kosmologie] (Physik Spezialgebiet) Kategorie:Kosmologie Kategorie:Geschichte der Naturwissenschaft Kategorie:Naturphilosophie ja:宇宙論 ko:우주론 simple:Cosmology th:จักรวาลวิทยา

Gravitationslinsen

Als Gravitationslinse bezeichnet man ein massereiches astronomisches Objekt wie etwa eine Galaxie oder eine Gruppe von Galaxien, das mit seiner Schwerkraft, Gravitation, das Licht dahinter liegender Objekte ablenkt. Albert Einsteins allgemeine Relativitätstheorie beschreibt ihre Wirkungsweise. Eine Gravitationslinse hat auf elektromagnetische Wellen (beliebiger Wellenlängen) eine ähnlich bündelnde Wirkung wie eine Linse auf sichtbares Licht. Vom Prinzip her gestaltet sich die Ablenkung aber anders: Gravitationslinse — Prinzipdarstellung Interstellare Objekte mit einer sehr großen Masse lenken elektromagnetische Wellen in eine andere Richtung. Dementsprechend wird das Abbild des Hintergrundobjektes verlagert, verzerrt und möglicherweise vervielfacht. Eine besondere Erscheinungsform ist Microlensing. Hier ist die Ablenkung so geringfügig, dass sie nicht als räumliche Verlagerung registriert wird, sondern sich als Helligkeitsanstieg (dann -abfall) bemerkbar macht. Die Wirkung beruht in jedem Falle auf der durch Albert Einstein in seiner allgemeinen Relativitätstheorie als Wirkung der Gravitation auf die Raumzeit beschriebenen Krümmung des Raumes durch massehaltige Objekte oder Energie. Dieser Effekt kann bei einer totalen Sonnenfinsternis an Sternen nachgewiesen werden, die sehr nah an der Blickrichtung zur Sonne liegen und durch diese sonst überstrahlt werden: Die Position dieser Sterne erscheint dann geringfügig von der Sonne weg verschoben. Die entsprechende Beobachtung durch Arthur Eddington lieferte 1919 die erste experimentelle Bestätigung der Allgemeinen Relativitätstheorie. Einstein hielt es für möglich, dass man bei geeigneten Bedingungen Mehrfachabbildungen desselben Objektes wahrnehmen könne. Er dachte jedoch nur an Sterne als Auslöser dieses Effektes; 1937 untersuchte Fritz Zwicky die Auswirkung, die eine Galaxie als Gravitationslinse haben kann.

Großräumige Effekte

Fritz Zwicky Fritz Zwicky Um eine Gravitationslinse im üblichen, also astronomischen Sinne zu erhalten, sind normalerweise die extrem intensiven Gravitationsfelder astronomischer Objekte, wie Schwarzer Löcher,Galaxien oder Galaxienhaufen nötig. Bei diesen ist es möglich, dass eine hinter der Gravitationslinse liegende Lichtquelle nicht nur verschoben erscheint, sondern dass der Beobachter mehrere Bilder sieht. Die erste solche "starke Gravitationslinse" wurde 1979 entdeckt: der „Twin Quasar“ Q0957 +561. Ein bekanntes Beispiel ist das 1985 entdeckte Einsteinkreuz im Sternbild der Fische, eine vierfache Abbildung desselben Objekts. Im Extremfall beobachtet man sogar ein linienförmiges Bild (also unendlich viele Abbildungen) einer punktförmigen Lichtquelle, dies sind die so genannten Einsteinringe. Die erste Gravitationslinse, die nicht aus einer einzelnen Galaxie, sondern einem Galaxienhaufen (Abell 370) besteht, wurde im Jahre 1987 unabhängig voneinander von Soucail et al. und Vahé & Petrosian als solche erkannt.

Microlensing

Anders als von Einstein angenommen (siehe oben), können auch die Effekte, die ein einzelner Fixstern auf die Strahlung eines Hintergrundobjektes ausübt, beobachtet werden. So hat man eine Reihe von MACHOs nachgewiesen, weil ein Einzelstern das Licht eines dahinterliegenden, wesentlich schwächeren Objektes gebündelt und so (kurzzeitig) verstärkt hat. Auch extrasolare Planeten konnten mit diesem Effekt nachgewiesen werden.

Kosmologische Anwendung

Wenn eine Gravitationslinse (aus der Sicht des irdischen Beobachters) das Licht des Hintergrundobjektes bündelt, können Objekte untersucht werden, die ansonsten wegen ihrer Entfernung nicht registriert werden würden. Damit ist es möglich, Strahlung zu analysieren, die aus sehr frühen Epochen der Entwicklung des Kosmos stammt. Außerdem liefert die Verteilung des Strahlung in der Bildebene die Möglichkeit, Eigenschaften (Masse und Massenverteilung) der Gravitationslinse selbst zu untersuchen. Dabei erhält man die Gesamtmasse direkt, ohne auf Unterstellungen hinsichtlich des Anteils der Dunklen Materie zurückgreifen zu müssen. Statistische Auswertungen von Gravitationslinsenbildern können genutzt werden, Parameter wie etwa die Kosmologische Konstante oder die Materiedichte des gesamten Universums einzugrenzen. Auch die Hubble-Konstante kann unter Umständen mittels Gravitationslinsen näher bestimmt werden.

Literatur/Weblinks

- Joachim Wambsganß: [http://www.aip.de/~jkw/phiuz/phiuz.ps Gravitationslinsen - Universelle Werkzeuge der Astrophysik], 1999 (PostScript-Datei)
- Institut für Astrophysik und Extraterrestrische Forschung der Universität Bonn: [http://www.astro.uni-bonn.de/~webiaef/research/lensing/index-ger.shtml Gravitationslinsen und Kosmologie] Kategorie:Gravitation Kategorie:Astrophysikalischer Prozess Kategorie:Allgemeine Relativitätstheorie

Gammastrahlenblitz

Gammablitze , Gammastrahlenblitze oder auch Gammastrahlenexplosionen (engl. Gamma Ray Burster/Bursts, oft abgekürzt GRB) sind gewaltige Energieausbrüche im Universum von kurzer Dauer (wenige Sekunden bis maximal einige Minuten) mit denen große Mengen an Gammastrahlen einhergehen. Sie 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, welches in der Größenordnung von Tagen und Wochen langsam verblasst. Die Ursache der Gammablitze ist noch nicht abschließend geklärt. Man beobachtete sie erstmals am 2. Juli 1967 mit den amerikanischen Vela-Spionagesatelliten (vom spanischen Verb "velar", beobachten), welche eigentlich zur Überwachung oberirdischer Atombombentests gedacht waren. Die Instrumente registrierten ein kurzes, sehr intensives Aufleuchten von Gammastrahlen. Erst 1973 konnten Wissenschaftler im Los Alamos National Laboratory in New Mexico mit den Daten der Satelliten sicherstellen, dass die Strahlen aus den Tiefen des Weltraums kamen.

Beobachtungen

Die Erdatmosphäre ist für Gammastrahlen undurchlässig, weswegen man Gammablitze nur mit Satellitenteleskopen beobachten kann (aktuell beginnt man zusätzlich auch mit bodengestützten Beobachtungen durch indirekte Beobachtungsmethoden; mehr dazu unter Gammaastronomie). Wegen ihrer kurzen Dauer, des geringen Auflösungsvermögens der Satellitenteleskope im Bereich der Gammaastronomie und ihrer hohen Leuchtkraft konnte man sie lange Zeit weder bekannten (optischen) Quellen zuordnen, noch adäquate Theorien zu ihren Ursachen aufstellen. Zuerst wurde vermutet, dass die Quellen dieser Blitze innerhalb unserer Milchstraße zu finden seien. Diese Vermutung basierte auf der Annahme, dass ein solches Ereignis bei einem weiter entfernten Objekt aufgrund der gewaltigen Energiemengen nicht erklärbar wäre, ohne dass hierbei grundlegende physikalische Prinzipien verletzt werden würden. Aufgrund ihrer gleichförmigen Verteilung über den gesamten Himmel konnte man jedoch indirekt schließen, dass sie extragalaktische Strahlungsquellen sind, da sie sich andernfalls in der Ebene der Milchstraße (in der sich die meisten Sterne der Milchstraße befinden) hätten häufen müssen oder, falls sie zum Halo der Milchstraße gehörten, im galaktischen Zentrum. 1996 konnte mit Hilfe des italienisch-niederländischen Röntgen-Satelliten BeppoSAX erstmals das Nachglühen von Gammablitzen im Röntgenbereich beobachtet werden. Aufgrund der wesentlich exakteren Positionsbestimmung in der Röntgenastronomie konnte man dadurch gezielte Nachbeobachtungen im sichtbaren Licht machen und sie bekannten Quellen zuordnen. Infolgedessen fand man an den Stellen der Gammablitze weit entfernte Galaxien und konnte somit erstmals direkt nachweisen, dass Gammablitze tatsächlich extragalaktische Quellen haben. In einigen von ihnen konnte man zeitgleich zum Gammablitz eine Supernova beobachten.

Theorien

Aufgrund der kurzen Dauer des Gammablitzes kann das Gebiet, aus dem er ausgesendet wurde, nicht sehr groß sein (der Durchmesser eines langsamen Objekts (v < 0,1c) ist maximal so groß wie die kürzeste Helligkeitsänderung multipliziert mit der Lichtgeschwindigkeit; aufgrund relativistischer Effekte kann dieser Bereich jedoch etwas größer sein, ist aber immer noch relativ klein). Spezielle Supernovaexplosionen, so genannte Hypernovae, sind daher ein Kandidat für die Quellen der Gammablitze. Ein weiterer Kandidat sind verschmelzende Neutronensterne. Nimmt man an, dass ein Gammablitz gleichmäßig in alle Richtungen abgestrahlt würde, so hätte beispielsweise der Gammablitz GRB-990123 vom Januar 1999 (siehe obiges Bild) eine gigantische Strahlungsleistung von über

10^

Watt haben müssen. Dies ist

10^

mal mehr als die Leistung unserer Sonne, selbst die Quasare schaffen "nur"

10^

Watt. Man nimmt daher an, dass ein Gammablitz nur in zwei engen, entgegengesetzten, kegelförmigen Bereichen mit einem Öffnungswinkel von wenigen Grad ausgesandt wird, die Strahlung also wie in einem Leuchtturm fokussiert ist. Dadurch verringert sich die erforderliche Strahlungsleistung um die beobachtete Helligkeit zu erklären drastisch (um ca. 3 Zehnerpotenzen) ist jedoch immer noch exorbitant. Zudem lässt sich durch die Fokussierung die Heftigkeit der Energieausbrüche erklären, ohne dass grundlegende physikalische Prinzipien verletzt würden. Der Gammablitz schließlich entsteht durch Stoßwellen in dem sich mit nahezu Lichtgeschwindigkeit ausbreitenden Gas der Supernovaexplosion. Die gesamte freiwerdende Energiemenge ist ungefähr in derselben Größenordnung wie von einer gewöhnlichen Supernova, jedoch strahlt eine Supernova den Großteil ihrer Energie in Form von Neutrinos ab. Modellrechnungen zeigen, dass der beobachtete Helligkeitsverlauf der Gammablitze gut zu den Annahmen passt. Den Unterschied zu einer normalen Supernova erklärt man sich dadurch, dass eine Hypernova mit anschließendem Gammablitz bei extrem massereichen Sternen von über 20 Sonnenmassen entstehen, 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 extrem stark auf, Gasjets werden dann senkrecht zur Scheibenebene ausgestoßen, welche dann die beobachteten Gammablitze erzeugen. Die Verschmelzung zweier Neutronensterne führt abgesehen von den unterschiedlichen Ausgangsbedingungen zu ähnlichen Resultaten. Auch wenn schon lange ein Zusammenhang mit Supernovae vermutet wurde, war es doch erst 1997 möglich, einen Gammastrahlenausbruch direkt in Verbindung mit eben solch einem Sternentod zu bringen. Dabei beobachtete der Satellit HETE einen Gammastrahlenausbruch, dessen Quelle sich als der Kollaps eines Sterns mit 15-facher Sonnenmasse herausstellte.

Weitere Folgerungen

Man kann jedoch noch nicht alle Arten von Gammablitzen mit den obigen Theorien erklären, weswegen also zukünftige genauere Beobachtungen durchaus noch überraschende Ergebnisse bringen können. Eventuell war sogar eines der größten Massenaussterben der Erdgeschichte vor 443 Millionen Jahren (Ende des Ordoviziums), bei dem viele nahe der Wasseroberfläche lebende Arten der zu dieser Zeit sehr häufigen Trilobiten ausstarben, durch einen Gammablitz in unserer Milchstraße ausgelöst worden, der direkt auf die Erde gerichtet war. Die Gammastrahlen erreichten zwar nicht den Erdboden, bildeten jedoch in der Atmosphäre giftiges Stickoxid, welches die Ozonschicht zerstörte und somit wurde das Leben nahe der Wasseroberfläche (Landlebewesen gab es noch nicht) durch die nun ungehindert eindringende UV-Strahlung der Sonne abgetötet. Siehe auch: Gammastrahlen, Astronomie, Weltall, Sterne

Literatur

- Spektrum der Wissenschaft 03/2003, Seite 48, Die stärksten Explosionen im Universum
- Astronomie Heute 01-02/2004, Seite 13, Tödliche Sternexplosion
- Nature 437, 855-858 (6 October 2005) Discovery of the short Gammaray burst GRB 050709
Videos

- Real Video (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=010527.rm Verschmelzen Schwarze Löcher?]
Weblinks

- [http://www.wissenschaft.de/wissen/news/256536.html www.wissenschaft.de: Wenn Gammablitze sterben] Satellit Swift beobachtet erstmals Übergang vom Blitz zum Nachglühen Kategorie:extragalaktische Astronomie ja:ガンマ線バースト

Seyfertgalaxie

Seyfertgalaxien sind Spiral- oder Irreguläre Galaxien mit einem sehr hellen Galaxiekern. Diese Helligkeit wird häufig durch ein supermassereiches schwarzes Loch verursacht und kann sogar dazu führen, dass die umgebende Galaxie durch den Kern überstrahlt wird. Die Intensität des vom Kern ausgestrahlten Lichts verändert sich innerhalb eines Jahres, woraus gefolgert werden kann, dass der Durchmesser der lichtemittierenden Schichten weniger als ein Lichtjahr betragen muss. Die Seyfertgalaxien wurden nach dem Astronomen Carl Keenan Seyfert benannt, der sich in den 40er Jahren sehr intensiv mit ihnen beschäftigte. Sie sind eine Unterordnung der Klasse der Aktiven Galaktischen Kerne. Typisch für Seyfertgalaxien sind die extrem hellen Kerne und elektromagnetische Spektra mit sehr hellen Spektrallinien für Wasserstoff, Helium, Stickstoff und Sauerstoff. Diese Spektrallinien zeigen eine starke Dopplerausdehnung, welche Geschwindigkeiten von 500 bis 4000 Kilometern pro Sekunde mit sich bringt. Ursache hierfür ist vermutlich eine Akkretionsscheibe, die das zentrale schwarze Loch umgibt. Jeder Teil der Akkretionsscheibe hat aus unserer Sicht eine andere Geschwindigkeit, und je schneller das Gas um das schwarze Loch rotiert, desto breiter wird die Linie. Vermutlich entstehen die schmalen Linien im äußeren Teil der Scheibe, wo die Bahngeschwindigkeit geringer ist, während die breitesten Linien in der Nähe des Zentrums entstehen. Diese Vermutung wird durch die Tatsache bestätigt, dass die schmalen Linien sich nicht oder nicht wahrnehmbar, die breiten sich jedoch in relativ kurzer Zeit verändern können. Außerdem zeigen Seyfertgalaxien eine starke Strahlung im Mikrowellen-, Infrarot-, ultravioletten und Röntgenbereich des elektromagnetischen Spektrums. Ursprünglich wurden die verschiedenen Seyfertgalaxien nur in zwei verschiedenen Typen klassifiziert. Je nachdem ob das elektromagnetische Spektrum nur aus schmalen oder aus breiten und schmalen Spektrallinien bestand, war eine Galaxie vom Typ 2 oder vom Typ 1. Inzwischen werden die Galaxien nach der relativen Häufigkeit des Auftretens von breiten und schmalen Spektrallinien im Zahlenbereich zwischen 1 und 2 klassifiziert. Man vermutet dass die schmalen und breiten Linien beide von der Akkretionsscheibe herstammen, dass sie jedoch beim Typ 2 durch Staub und/oder unseren Blickwinkel verdeckt werden. Bei einigen Seyfert-2-Galaxien kann die breite Spektralkomponente in polarisiertem Licht beobachtet werden; eine Erklärung dafür könnte sein, dass das Licht von einem heißen, gasförmigen Halo um den Kern ausgestrahlt wird, der uns erlaubt, sie indirekt zu sehen. Dieser Effekt wurde erstmals bei der Typ-2-Galaxie NGC 1068 entdeckt. Kategorie:Individuelle Galaxie ja:セイファート銀河

Galaxie

(links oberhalb des Zentrums von M 31) und M 110 (unterer Bildrand)]] Als eine Galaxie (griechisch γαλαξίας, galaxías [männlich] - der milchige [Sternennebel], die Milchstraße) wird in der Astronomie allgemein eine gravitativ gebundene große Ansammlung von Materie wie Sternen und Sternsystemen, Gasnebeln, Staubwolken und sonstigen Objekten bezeichnet. Unsere Galaxie heißt auch die Galaxis oder die Milchstraße. In einer dunklen und klaren Nacht sehen die dicht gedrängten Sterne der galaktischen Scheibe tatsächlich wie eine Spur von verschütteter Milch aus.

Allgemeines

Die verschiedenen Galaxien sind durch große, weitgehend leere Zwischenräume voneinander getrennt. Aufgrund der letzten "Ultra-Deep-Field"-Aufnahmen des Hubble-Teleskops vom März 2004 kann man grob abschätzen, dass mit heutiger Technik von der Erde aus über 5
- 10¹⁰ (50 Milliarden) Galaxien theoretisch beobachtet werden könnten. Die Anzahl der Sterne in einer durchschnittlichen Galaxie wird mit etwa 10¹¹ (100 Milliarden) angenommen.

Einteilung

Haupt- und Untergruppen

Galaxien werden nach ihrer Form in verschiedene Haupt- und Untergruppen der so genannten Hubble-Klassifikation eingeteilt:
- Elliptische Galaxien werden nach ihrer numerischen Exzentrizität in die Klassen E0 (kreisförmig) bis E7 (stark abgeplattet) eingeteilt Die Zahl hinter dem E gibt die erste Nachkommastelle der Exzentrizität an, d. h. eine Galaxie der Klasse E7 hat die Exzentrizität 0,7. Exzentrizität
- lentikuläre (linsenförmige) Galaxien gehören der Klasse S0 an. Sie haben einen Kern, der dem der Spiralgalaxien entspricht, aber keine Spiralarme (Beispiel: M 102).
- Spiralgalaxien haben einen Kern und davon ausgehende Spiralarme. Sie werden weiter in die Klassen Sa, Sb und Sc unterteilt. Galaxien vom Typ Sa haben einen sehr ausgeprägten Kern (Beispiel: Sombreronebel). Der Typ Sc hat einen relativ schwachen galaktischen Kern und manchmal fast die Gestalt eines in sich verschlungenen "S" (Beispiel: der Dreiecksnebel). Zusammen mit den lentikulären Galaxien werden Sa, Sb und Sc auch als Scheibengalaxien zusammengefasst; von Laien werden sie meist Spiralnebel genannt.
- Balkenspiralgalaxien haben vom Zentrum ausgehend einen langen Balken, an den sich dann die Spiralarme anschließen. (Beispiel: M 109) Ebenso wie die Spiralgalaxien werden sie je nach der Ausprägung ihres Kerns in die Klassen SBa, SBb und SBc unterteilt. Es gibt Anzeichen, dass unsere Galaxis eine Balkenspirale ist.
- Irreguläre (unregelmäßige) Galaxien haben weder Spiralarme noch elliptische Form. Sie sind im Mittel leuchtschwächer als elliptische und Spiralgalaxien.

Sonderformen

Weiterhin gibt es Sonderformen von Galaxien, die sich nicht in obiges Schema einordnen lassen. U. a. sind dies:
- Zwerggalaxien sind Galaxien geringerer Helligkeit, sie sind viel zahlreicher als Riesengalaxien. Anders als bei diesen gibt es vor allem elliptische (dE), spheroidale (dSph) und irreguläre (dIrr) Zwerggalaxien. Zwerggalaxie
- Wechselwirkende Galaxien sind Begegnungen zwischen zwei oder mehreren Galaxien. Da man je nach Stadium der Wechselwirkung unterschiedliche Kerne und auch Gezeitenarme beobachten kann, passen auch diese Systeme nicht in das obige Klassifikationsschema.
- Als aktive Galaxien bezeichnet man i. A. eine Untergruppe von Galaxien mit einem besonders hellen Kern (engl. auch AGN, Active Galactic Nucleus genannt). 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.
- Seyfertgalaxien haben einen sehr hellen, sternförmigen Kern und zeigen im Bereich des visuellen Spektrum prominente Emissionslinien.
- Quasare sind die Objekte mit der größten absoluten Helligkeit, die beobachtet wurden. Aufgrund der großen Entfernung dieser Objekte kann man nur deren kompakten, sternförmigen Kern beobachten.
- 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 Galaxien 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 meist senkrecht zur Galaxienhauptebene ausgerichtet ist, spricht man von Polarring-Galaxien. Es gibt hierbei ebenfalls anzeichen, dass unsere Galaxie einen solchen Polarring besitzt.
- Gezeitenarm-Galaxien (tidal dwarf galaxies, TDG) sind Galaxien, die in einem anti-hierarchischen Prozess gebildet werden. Sie entstehen bei der Wechselwirkung zweier gasreicher Galaxien in langen Gezeitenarmen aus Gas und Staub.
- Starburst-Galaxien sind Galaxien mit einer sehr hohen Sternenstehungsrate und der daraus folgenden intensiven Strahlung. Ein gut erforschter Typ dieser Galaxienart 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: Die Dichtefluktuationen lagen in der Größenordnung von 1 zu 10^-5. Im Rahmen der Kosmologie kann das Anwachsen der Dichtefluktuation durch 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. Das Gas 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, was eine Simulation schwierig macht. Nach ihrer Entstehung haben sich die Galaxien weiter entwickelt. Die Beobachtung von hochrotverschobenen Galaxien ermöglicht es, diese Entwicklung nachzuvollziehen. 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 Beschreibung der Entwicklung von Galaxien ist als aktueller Forschungsgegenstand noch nicht abgeschlossen. 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. In den Armen ist die Materiedichte erhöht, so dass dort verhältnismäßig viele helle, blaue und kurzlebige Sterne aus dem interstellaren Medium neu entstehen. Dadurch erscheinen die Spiralarme heller als ihre Umgebung. Siehe auch: Astronomisches Objekt - Halo - Hubble-Sequenz - Liste der hellsten Galaxien

Weblinks

Artikel

- [http://www.mpa-garching.mpg.de/mpa/pub_resources/pop_science/physik_journal_galaxien.pdf Die Entstehung der Galaxien] (PDF)

Bilder

- http://home.ccc.at/heinzscs/bilder1.htm
- http://www.mpa-garching.mpg.de/~felix/Sterne/hubble_small.jpg - Bild

Videos

Real Video Streams (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990606.rm Wie entstehen Galaxien?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000213.rm Wie entstehen Galaxienhaufen?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=001217.rm&g2=1 Stoßen Galaxien zusammen?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=030105.rm Was ist eine Ring-Galaxie?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=041124.rm Was sind Polarring-Galaxien?] Kategorie:Galaxie ja:銀河 ko:은하 ms:Galaksi simple:Galaxy th:กาแล็กซี

Schwarzes Loch

Als Schwarzes Loch bezeichnet man einen Bereich der Raumzeit, der aufgrund eines starken Gravitationsfeldes so stark gekrümmt ist, dass weder Materie noch Licht oder Information aus dieser Region nach außen gelangen können. Die Grenze dieses Bereiches heißt Ereignishorizont oder Schwarzschildradius. Der Ausdruck „Schwarzes Loch“, 1967 von John Archibald Wheeler geprägt, verweist auf den Umstand, dass auch Elektromagnetische Wellen, wie etwa Licht, aus dem Bereich nicht entweichen können und es einem menschlichen Auge daher schwarz erscheinen würde. Licht verzerrt und doppelt. Der schwarze Bereich entspräche ohne Raumzeitkrümmung einem Radius von 75 km. Der Schwarzschildradius beträgt dagegen nur 29,5 km. Die Bildbreite entspricht einem Blickwinkelbereich von 90°.]] __TOC__

Schwarze Löcher im Universum

Die Anziehungskraft in der Nähe eines Schwarzen Loches ist so hoch, dass die Fluchtgeschwindigkeit, die ein Körper aufbringen müsste, um das Gravitationsfeld dieses Objekts zu überwinden, größer als die Lichtgeschwindigkeit wäre. Laut der Speziellen Relativitätstheorie ist das Überschreiten der Lichtgeschwindigkeit (im Vakuum) nicht möglich. Das bedeutet, dass nichts, also auch kein Licht, das Gravitationsfeld dieses Objekts überwinden kann. Die Größe eines nichtrotierenden Schwarzen Lochs wird durch den Schwarzschildradius angegeben, der proportional zur Masse des Loches ist. Weder Teilchen noch elektromagnetischer Strahlung innerhalb dieses Umkreises ist es möglich, diesen zu verlassen. Neue Überlegungen haben allerdings gezeigt, dass Schwarze Löcher Energie (und damit Masse) in Form von Hawking-Strahlung abgeben. Der Schwarzschildradius für ein Schwarzes Loch von einer Sonnenmasse beträgt 2,9 km, für ein Objekt der Erdmasse 9 Millimeter. Um ein Schwarzes Loch dieser Größe zu erzeugen, müsste also die gesamte Masse der Erde auf einen so kleinen Raum komprimiert werden. Die Dichte, bis zu der Materie komprimiert werden muss, um durch ihre Gravitationskraft zu einem Schwarzen Loch zu kollabieren, ist umgekehrt proportional zum Quadrat der Masse. Objekte mit weniger als etwa 1,5 Sonnenmassen können nicht durch einen Gravitationskollaps zu einem Schwarzen Loch kollabieren, da die abstoßenden Quantenkräfte einen Kollaps verhindern.

Arten von Schwarzen Löchern

__NOTOC__ Man unterteilt Schwarze Löcher je nach der Art der Entstehung und aufgrund ihrer Masse in verschiedene Klassen:
- stellare Schwarze Löcher (engl. stellar black holes)
- mittelschwere Schwarze Löcher
- supermassereiche Schwarze Löcher (engl. supermassive black holes)
- primordiale Schwarze Löcher
- kosmologische Schwarze Löcher
- Schwarze Mini-Löcher
- Schwarze Löcher in Galaxienzentren

Stellare Schwarze Löcher

Stellare Schwarze Löcher stellen den Endzustand der Entwicklung massereicher Sterne dar. Massearme Sterne bis zu ca. 1,4 Sonnenmassen beenden ihr Leben als vergleichsweise unspektakulär auskühlender Sternenrest (weißer Zwerg). Sterne ab ca. der acht- bis zehnfachen Masse unserer Sonne (blaue Riesen) explodieren am Ende ihres Lebens als Typ-II-Supernova, wobei der übrig bleibende Sternenrest zu einem Schwarzen Loch kollabiert. Aus diesem Prozess entstehende Schwarze Löcher haben etwa die acht- bis 15-fache Masse unserer Sonne, je nachdem, wie viel Material der äußeren Sternhülle bei der Explosion „weggesprengt“ wird. Sterne, deren Massen zwischen diesen beiden Extremen liegen, stoßen ebenfalls ihre Hülle ab und kollabieren, wenn nicht mehr genügend Kernbrennstoff vorhanden ist. Ihre Masse genügt jedoch nicht, ein Schwarzes Loch zu erzeugen, sondern sie enden als Neutronenstern.

Mittelschwere Schwarze Löcher

Mittelschwere Schwarze Löcher sind möglicherweise die Folge von Sternenkollisionen. Ihre Existenz ist noch nicht sicher erwiesen, allerdings veröffentlichten Forscher Anfang 2004 Ergebnisse einer Untersuchung von Nachbargalaxien mit dem Weltraumteleskop Chandra, in der sie Hinweise auf Mittelschwere Schwarze Löcher fanden. Wird in einem Doppelsternsystem einer der Partner zu einem Schwarzen Loch, kann im weiteren Verlauf der Entwicklung sehr viel Masse vom leichteren Partner auf das entstandene Schwarze Loch abfließen.

Supermassereiche Schwarze Löcher

Supermassereiche (auch supermassiv genannte) Schwarze Löcher können die millionen- bis milliardenfache Sonnenmasse haben und befinden sich vermutlich in den Zentren der meisten Galaxien. Wie sie entstanden sind und wie ihre Entstehung mit der Entwicklung der Galaxien zusammenhängt, ist Gegenstand aktueller Forschung.

Primordiale Schwarze Löcher

Anfang der 1970er Jahre stellte Stephen W. Hawking als Erster die Vermutung auf, neben den durch Supernovae entstandenen Schwarzen Löchern könnte es auch so genannte primordiale Schwarze Löcher geben. Das sind Schwarze Löcher, die sich bereits im Urknall in Raumbereichen gebildet haben, in denen die lokale Massen- und Energiedichte genügend hoch war (rechnet man die ständig abnehmende Materiedichte im Universum zurück, so findet man, dass sie in der ersten tausendstel Sekunde nach dem Urknall die Dichte des Atomkerns überstieg). Auch der Einfluss von Schwankungen der gleichmäßigen Dichteverteilung im frühen Universum war für die Bildung von primordialen Schwarzen Löchern ausschlaggebend, ebenso die beschleunigte Expansion während der Inflationsphase nach dem Urknall. Damals könnten sich kleine Schwarze Löcher mit einer Masse von etwa 10¹² Kilogramm gebildet haben. Seit Mitte der 1990er Jahre wird diskutiert, ob die kürzesten auf der Erde gemessenen Gammastrahlungsausbrüche von explodierenden primordialen Schwarzen Löchern stammen könnten.

Kosmologische Schwarze Löcher

Seit einiger Zeit wird sogar über die Möglichkeit von sogenannten „Kosmologischen Schwarzen Löchern“ diskutiert, die allerdings bei den meisten Astronomen auf Ablehnung stoßen. Sie würden gigantische Massen aufweisen (10¹⁴ bis 10¹⁶ Sonnenmassen) und wären maßgeblich an der Strukturenbildung im Universum beteiligt (siehe auch http://arxiv.org/abs/astro-ph/0507437).

Schwarze Mini-Löcher

Neben den kosmischen Schwarzen Löchern, die die massereichsten Objekte im Universum sind, könnte es bald möglich sein, Schwarze Mini-Löcher im Labor (bzw. in Teilchenbeschleunigern) herstellen zu können (siehe entsprechenden Unterartikel).

Schwarze Löcher in Galaxienzentren

Unterartikel Man geht heute davon aus, dass viele Spiralgalaxien, unsere eigene Milchstraße eingeschlossen, in ihrem Zentrum ein supermassives Schwarzes Loch haben. So wird hinter der starken Radioquelle Sagittarius A
- (kurz Sgr A
- ) im Zentrum der Milchstraße ein supermassives Schwarzes Loch von 3,7±0,4 Millionen Sonnenmassen vermutet. Vor wenigen Jahren lag die Massenabschätzung, welche auf der Beobachtung von Gaswolken beruhte (z.B der sogenannten Mini-Spirale) noch bei ca 2,7 Mio Sonnenmassen. Dank verbesserter Auflösung und Empfindlichkeit der Teleskope konnte eine genauere Masse für das Sl. im Zentrum der Galaxis angegeben werden z.B durch Analyse der Bahnkurven der sog. S0 Sterne , wobei die 0 lediglich bedeutet, dass die Umlaufbahnen der Sterne unter einem relativen Winkel von einer Bogensekunde zu beobachten sind(entsprechendes gilt für die S1,S2 Sterne usw). Neueste Forschungsergebnisse zeigen, dass sich in der Sternengruppe IRS 13, welche nur 3 Lichtjahre von Sgr A
- entfernt liegt, ein zweites Schwarzes Loch mit vergleichsweise geringen 1.300 Sonnenmassen befindet. Es ist derzeit nicht geklärt, ob es sich in Zukunft mit Sgr A
- vereinigen wird, oder ob es sich auf einer stabilen Umlaufbahn befindet oder sich sogar von ihm entfernt. Die hohe Leuchtkraft der so genannten Quasare, weit entfernter, sehr leuchtstarker Galaxien, wird auf Strahlung zurückgeführt, die Materie beim Sturz in ein Schwarzes Loch abgibt oder die entsteht, wenn die Materie selbst in Energie umgewandelt wird. QuasarEine direkte Beobachtung von Schwarzen Löchern ist, da sie selbst keine Strahlung abgeben, problematisch. Die um Schwarze Löcher erwarteten Akkretionsscheiben sollten allerdings klar erkennbare Strahlung abgeben. Mit der Entwicklung von Gravitationsteleskopen könnte es in ferner Zukunft möglich werden, die Geburt Schwarzer Löcher zu beobachten. In der Galaxie NGC 6240 befinden sich zwei Schwarze Löcher, die sich im Abstand von 3.000 Lichtjahren umkreisen und in einigen hundert Millionen Jahren verschmelzen werden.

Theoretische Betrachtungen

Schwarze Löcher in der allgemeinen Relativitätstheorie

Formell ergibt sich ein Schwarzes Loch als spezielle Vakuumlösung der allgemeinen Relativitätstheorie, der so genannten Schwarzschild-Lösung (nach Karl Schwarzschild, der diese Lösung gefunden hat), beziehungsweise für rotierende und elektrisch geladene Schwarze Löcher aus der Kerr-Newman-Lösung. „Vakuumlösung“ bedeutet hierbei, dass das Schwarze Loch aus nichts anderem besteht als aus leerem Raum, der allerdings stark gekrümmt ist. In der Mitte des Schwarzen Loches befindet sich mathematisch betrachtet eine Singularität, da an dieser Stelle die Gleichungen der Relativitätstheorie versagen. Die ganze Masse des Schwarzen Loches ist in einem Punkt (bei rotierenden Schwarzen Löchern in einem Ring) ohne Ausdehnung konzentriert. Nach heutigem Stand des Wissens kann dies zustande kommen, weil die Gravitation in einem Schwarzen Loch so groß ist, dass keine der anderen drei Grundkräfte der Physik der Komprimierung entgegenwirken kann. Die gesamte Materie stürzt in sich zusammen und konzentriert sich in der Singularität. Aus diesem Grund ist die Dichte der Singularität unendlich. Die Grenze, innerhalb deren nicht einmal Licht entweichen kann, heißt Ereignishorizont oder Schwarzschildradius. Da ein nichtrotierendes Schwarzes Loch von außen gesehen kugelförmig ist, hat auch der Ereignishorizont die Form einer Kugeloberfläche. Der Umfang dieser Kugel ist das

2 \pi

-fache des Schwarzschildradius. Für rotierende und/oder geladene Schwarze Löcher ist der Ereignishorizont nicht mehr kugelförmig, und seine Größe ist auch nicht mehr durch den Schwarzschildradius gegeben. Rotierende Schwarze Löcher haben zudem außerhalb des Ereignishorizonts einen Ergosphäre genannten Bereich, in dem es einem Objekt nicht möglich ist, nicht zu rotieren. Der Ereignishorizont wird bei Sternen, die zu Schwarzen Löchern kollabierten, von Lichtstrahlen begrenzt. Diese Lichtstrahlen sind die letzten, die noch nicht von der Gravitation des Schwarzen Loches angezogen wurden.

Die „Hauptsätze der Schwarzloch-Dynamik“

Für Schwarze Löcher folgen aus der Allgemeinen Relativitätstheorie Gesetze, die auffallend jenen der Thermodynamik gleichen. Es gelten im einzelnen die folgenden Gesetze: Der Erste Hauptsatz der „Schwarzloch-Dynamik“ ist, wie in der gewöhnlichen Thermodynamik, der Energieerhaltungsgssatz, jedoch unter Berücksichtigung der relativistischen Energie-Masse-Äquivalenz. Zusätzlich gelten die anderen Erhaltungssätze der Mechanik und Elektrodynamik: Neben der Energie bleiben Impuls, Drehimpuls und Ladung erhalten. Der Zweite Hauptsatz der „Schwarzloch-Dynamik“ – von Stephen W. Hawking entdeckt – besagt, dass die Summe der Flächen der Ereignishorizonte niemals abnehmen kann, egal, was mit den Schwarzen Löchern passiert. Dies gilt nicht nur, wenn Materie in das Schwarze Loch fällt (was dessen Masse – und damit dessen Ereignishorizont – vergrößert), sondern auch beispielsweise für die Verschmelzung zweier Schwarzer Löcher, und jeden anderen denkbaren Prozess. Dies entspricht dem Zweiten Hauptsatz der Thermodynamik, wobei die Fläche des Ereignishorizonts die Rolle der Entropie übernimmt. Die Entropie des Schwarzen Lochs ist

S = A K c^3/4 h G

. Schwarze Löcher haben die höchste Entropie aller bekannten physikalischen Systeme gleicher Masse.

Hawking-Strahlung

Quantentheoretische Überlegungen, die zuerst 1974 von Stephen Hawking durchgeführt wurden, zeigen, dass bei Berücksichtigung quantenmechanischer Effekte in der Schwarzschild-Metrik auch ein Schwarzes Loch Strahlung abgeben müsste, die so genannte Hawking-Strahlung. Diese Strahlung müsste gerade das Spektrum eines Schwarzen Körpers haben, wobei die Temperatur der Strahlung mit wachsender Masse des Schwarzen Loches sinkt. Große Schwarze Löcher, wie sie aus Supernovae entstehen, haben dadurch eine so geringe Strahlung, dass diese im Universum nicht nachweisbar ist. Kleine Schwarze Löcher hingegen haben nach dieser Theorie eine deutliche Wärmestrahlung, was dazu führt, dass ihre Masse rasch abnimmt. So hat ein Schwarzes Loch der Masse 10¹² Kilogramm – der Masse eines Berges – eine Temperatur von 10¹² Kelvin, so dass neben Photonen auch massebehaftete Teilchen wie Elektronen und Positronen emittiert werden. Dadurch steigt die Strahlung weiter an, sodass so ein kleines Schwarzes Loch in relativ kurzer Zeit völlig zerstrahlt. Sinkt die Masse unter 1000 Tonnen, so explodiert das Schwarze Loch mit der Energie einer Millionen-Megatonnen-Atombombe. Die Lebensdauer eines Schwarzen Loches ist proportional zur dritten Potenz seiner ursprünglichen Masse. Die Lebensdauer eines Schwarzen Loches von der Masse der Sonne beträgt 10⁶⁴ Jahre, liegt also jenseits sämtlicher Beobachtungsgrenzen. Für ein kleines Schwarzes Loch liegt die Lebensdauer jedoch bei nur 10¹⁰ Jahren, was dem gegenwärtigen Alter des Universums entspricht. Demnach müsste es möglich sein, die Strahlung dieser Schwarzen Löcher aufzufangen. Die Tatsache, dass Schwarze Löcher unter Umständen erhebliche Strahlungsmengen emittieren können, ist von Bedeutung für die bereits erwähnten primordialen Schwarzen Löcher: Da diese generell sehr klein sind, könnten sie bereits zerstrahlt sein. Durch die dabei entstandene charakteristische Strahlung könnte man solche Löcher nachweisen. Andersherum gibt die Tatsache, dass man diese Strahlung bisher nicht gesehen hat, eine Obergrenze für ihre Anzahl. Als Entstehungsmechanismus der Hawking-Strahlung gilt die spontane Paarbildung im Vakuum, die als Konsequenz der Heisenbergschen Unschärferelation bezüglich Zeit und Energie, und damit über E = mc² auch einer entsprechenden Masse, für hinreichend kurze Zeiträume möglich ist. Geschieht sie in unmittelbarer Nachbarschaft des Schwarzen Loches, so kann eines der Teilchen hineinstürzen und damit eine potenzielle Energie freisetzen, die für eine Paarbildung sowie das Hinauskatapultierens des anderen Teilchens aus dem Gravitationsfeld ausreicht. Als Folge des enormen Verlusts von potenzieller Energie durch das hineinstürzende Teilchen nimmt dabei die Masse des Schwarzen Loches wider Erwarten nicht zu, sondern sogar ab. Die Hawking-Strahlung bedeutet eine Verletzung des zweiten Hauptsatzes der Schwarzloch-Dynamik, da die Strahlung die Masse – und damit die Horizontfläche – des Schwarzen Loches verringert. Allerdings wird gleichzeitig eine entsprechende Menge Entropie abgegeben (eben in Form thermischer Strahlung), was einen tieferen Zusammenhang zwischen beiden Größen nahelegt. Allerdings beruht die Vorhersage der Hawking-Strahlung auf der Kombination von Effekten der Quantenmechanik und der Allgemeinen Relativitätstheorie sowie der Thermodynamik. Da eine Vereinheitlichung dieser Theorien bisher nicht gelungen ist (Quantentheorie der Gravitation), sind solche Vorhersagen immer mit einer gewissen Unsicherheit behaftet. Siehe hierzu auch Hawking-Strahlung.

Lebensdauer

Da nach Hawking ein Schwarzes Loch stetig Energie in Form von Hawking-Strahlung verliert, wird es nach einer bestimmten Zeitspanne

\Delta t

vollständig zerstrahlt sein, sofern es während dieser Zeitspanne keine neue Masse aufnehmen kann. Diese Zeitspanne berechnet sich durch

\Delta t=\frac

, wobei M die Masse des Schwarzen Loches zu Beginn der Zeitspanne und

\Lambda_t

eine Konstante mit

\Lambda_t=3,968 \cdot 10^ \frac

ist.

Temperatur

Aus dem Energieverlust durch die Hawking-Strahlung folgt, dass Schwarze Löcher immer auch eine Temperatur haben:

T=\frac

wobei

\hbar

das Plancksche Wirkungsquantum, c die Lichtgeschwindigkeit,

\pi

die Kreiszahl "pi", k die Boltzmannkonstante, G die Gravitationskonstante und M die Masse ist.

No-Hair-Theorem und Informationsverlustparadoxon

Für ein Schwarzes Loch gilt ein so genanntes Eindeutigkeits-Theorem von Werner Israel. Dieses besagt, dass ein Schwarzes Loch charakterisiert ist durch Masse, elektrische Ladung und Drehmoment. Das veranlasste John Wheeler zur Aussage „Schwarze Löcher haben keine Haare“. Man spricht deshalb vom No-Hair-Theorem. Weitere Informationen aus dem Inneren seien nicht zu erhalten, auch nicht durch die Hawking-Strahlung. Roger Penrose dagegen nimmt an, dass zumindest gewisse Informationen zusätzlich nach außen dringen könnten. Auf der 17. „International Conference on General Relativity and Gravitation“ (18.–23. Juli 2004) in Dublin revidierte Hawking seine frühere Meinung und erklärte nun, dass Schwarze Löcher doch „Haare“ haben könnten, dass also Informationen nach außen dringen könnten. Verschiedentlich wurde angenommen, dass schwarze Löcher einen Verlust an Information erzwingen, da die bei der Auflösung entstehende Hawking-Strahlung keine Informationen mehr über die beliebig komplizierte Entstehungsgeschichte des schwarzen Lochs enthält. Diese Verletzung der Unitarität der Zeitentwicklung, das heißt, dass entgegen aller sonstiger Vorgänge in der Quantenmechanik, ein Zeitpfeil ausgezeichnet sei, wird auch als Schwarzes-Loch-Paradoxon bezeichnet. Prominente Vertreter dieser Sicht waren Stephen Hawking und Kip Thorne, die entgegengesetzte Meinung wurde unter Anderem von John Preskill und Juan Maldacena vertreten. Hawking änderte jedoch später seine Meinung (siehe oben).

Alternativen

Unzufrieden mit der Zwangsläufigkeit einer Singularität der Raumzeit, die mit einem Schwarzen Loch verknüpft ist, wurden einige alternative Modelle für ultrakompakte dunkle Objekte vorgeschlagen. Da diese Modelle keine mit heutigen Mitteln beobachtbaren Vorhersagen machen, mit denen sie sich von einem Schwarzem Loch unterscheiden ließen, ist die Akzeptanz denkbar gering. Das bekannteste Beispiel ist der Gravastern.

Geschichte

Schon 1783 spekulierte der britische Pfarrer John Michell über „dunkle Sterne“, deren Gravitation ausreicht, um Licht gefangen zu halten. Die gleiche Idee hatte 1795 Pierre Simon Laplace. 1916 berechnete Karl Schwarzschild mit Hilfe der Feldgleichungen von Albert Einstein die Größe eines Schwarzen Loches. Dieser Name wurde aber erst 1968 von John Wheeler benutzt, davor sprach man teilweise von „gefrorenen Sternen“, da am Rand des Loches die Zeit für äußere Beobachter stehen bleibt. Robert Oppenheimer wies 1939 zusammen mit Robert Serber und Georg Volkoff nach, dass beim Kollaps eines großen Sterns ein Schwarzes Loch entsteht. 1974 zeigte Stephen Hawking, dass Schwarze Löcher eine Strahlung abgeben. Nachdem Hawking 1971 herausfand, dass der Ereignishorizont niemals kleiner wird, veröffentlichten 2002 Abhay Ashtekar und Badri Krishnan eine Lösung für die Beschreibung wachsender Schwarzer Löcher, ohne dabei eine Näherung nutzen zu müssen, was bei den Feldgleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie selten ist.

Schwarze Löcher in der Kunst

Schwarze Löcher üben eine große Anziehungskraft auch auf die Phantasie aus. Schon kurz nach ihrer Entdeckung in der Physik tauchen sie auch in der Kunst, besonders in der Science Fiction, auf. Dabei werden ihre tatsächlichen physikalischen Eigenschaften meist sehr stark künstlerisch abgewandelt. So kreiste etwa der Disney-Film "Das schwarze Loch" buchstäblich um ein solches.

Literatur

- Kip S. Thorne: Gekrümmter Raum und verbogene Zeit. Droemer Knaur, ISBN 342677240X, englisch: Black Holes and Time Warps: Einstein's Outrageous Legacy. W. W. Norton & Company, ISBN 0393312763
- Max Camenzind: Von der Rekombination zur Bildung Schwarzer Löcher. In: Sterne und Weltraum. 44/3/2005. Vereinigung der Sternfreunde, S. 28–38,
- Stephen W. Hawking: Eine Kurze Geschichte der Zeit. Rowohlt Tb., Reinbek bei Hamburg 1998, ISBN 3-499-60555-4
- Stephen W. Hawking: Das Universum in der Nussschale. 2. Auflage. Dtv, München 2004, ISBN 3-423-34089-4
- Spektrum der Wissenschaft 09/05: Schwarze Löcher im Labor. S. 32-39

Multimedialinks

- Real Video Streams: (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri)
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990103.rm Was sind Schwarze Löcher?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000604.rm&e=14:23.00 Wo ist das nächste Schwarze Loch?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990509.rm Gibt es Schwarze Löcher in der Milchstraße?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=010527.rm&e=14:30&g2=1 Verschmelzen Schwarze Löcher?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=020120.rm Bewegen sich Schwarze Löcher im All?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=040121.rm Tanzen Schwarze Löcher?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=041027.rm Fressen Schwarze Löcher Sterne?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=050216.rm Rotieren Schwarze Löcher?]

Weblinks

- [http://abenteuer-universum.vol4u.de/ls.html Die bunte Welt der Schwarzen Löcher]: Ausführlich aber leicht verständlich.
- [http://www.mpe.mpg.de/~amueller/astro_sl.html Andreas Müllers Astronomielexikon über Schwarze Löcher]: Ausführlich und anspruchsvoll.
- [http://www.tempolimit-lichtgeschwindigkeit.de/graum/bastel.html Das Schwarze Loch zum Selberbauen]: erklärt mittels eines Pappmodells, was ein gekrümmter Raum ist.
- [http://www.tempolimit-lichtgeschwindigkeit.de/expeditionsl/expeditionsl.html Schritt für Schritt ins Schwarze Loch]: der Nachthimmel aus der Nähe eines Schwarzen Loches gesehen.
- [http://www.hawking.org.uk/text/public/dice.html Hawking: The Nature of Space and Time – Teil 1 … 4, (Teil 2 enthält eine schöne Karikatur des No-Hair-Theorems)] Postscript (auf Englisch) Kategorie:Sternklasse Kategorie:Allgemeine Relativitätstheorie Kategorie:Astrophysik ja:ブラックホール ko:블랙홀 ms:Lubang gelap simple:Black hole th:หลุมดำ

Masse (Physik)

Die Masse ist eine Grundgröße der Physik. Sie beschreibt, klassisch betrachtet, einerseits das Bestreben eines Körpers seinen Bewegungszustand nicht zu verändern (Trägheit), andererseits quantifiziert sie eine Anziehungskraft, also das Vermögen, den Bewegungszustand anderer Massen zu beeinflussen (Gravitation).

Definition

Über den Zusammenhang zwischen Masse und Trägheit könnte die Masse auf einen Proportionalitätsfaktor zwischen Kraft und Beschleunigung zurückgeführt werden, und als abgeleitete Größe definiert werden. Im üblichen Größenkanon der Physik wird die Masse jedoch nicht als abgeleitete Größe eingeführt, sondern als Grundgröße definiert¹. Diese folgt durch Festlegung einer Referenzmasse, die die zugehörige SI-Basiseinheit Kilogramm (kg) definiert: Das Kilogramm ist gleich der Masse des internationalen Kilogrammprototyps². Eine Messung ist ohne Rückbezug auf andere Größen möglich, alleine durch Vergleich mit der Referenzmasse. Neben der Trägheit ist mit der Masse auch das Gewicht verbunden, d.h. ist die Masse die Quelle der Gravitationskraft: :

F = -G\frac

, wobei

m

und

M

die beteiligten schweren Massen im Abstand

r

sind.

G

ist die Gravitationskonstante, eine Naturkonstante, die die Stärke der Gravitation beschreibt. Die Äquivalenz von träger und schwerer Masse ist in der klassischen Mechanik eine empirische, nicht weiter begründbare Feststellung. Sie führt dazu, dass Körper im Gravitationsfeld (im Vakuum) unabhängig von ihrer Masse stets gleich schnell fallen. Der Legende nach soll Galileo Galilei dieses Gesetz gefunden haben, indem er Gegenstände vom schiefen Turm in Pisa fallen ließ. #Bei der Wahl, dass es sich bei der Masse um eine Grundgröße, und bei der Kraft um eine abgeleitete Größe handelt, handelt es sich um eine willkürliche Festlegung. #Die Masse des internationalen Kilogrammprototyps orientiert sich ursprünglich an der von einem Kubikdezimeter Wasser maximaler Dichte (bei 3,98 °C). Genauere Messungen zeigten jedoch, dass die Masse des Kilogrammprototyps nicht exakt der von einem Kubikdezimeter Wasser bei 3,98 °C entspricht.

Newtonsche Mechanik

Die Masse ist galilei-invariant, d.h. im Wesentlichen, dass sie unabhängig von der Geschwindigkeit ist. Die Massenträgheit wird durch die Impulserhaltung beschrieben. Der Impuls

\vec p

ist in der klassischen Mechanik definiert als das Produkt aus Masse

m

und Geschwindigkeit

\vec v

: :

\vec p=m\vec v

. Um den Impuls einer Masse zu verändern muss eine Kraft auf sie ausgeübt werden. Zwischen Masse

m

, Beschleunigung

\vec a

und der Kraft

\vec F

besteht der Zusammenhang: :

\vec F=m\vec a

Spezielle Relativitätstheorie

In der speziellen Relativitätstheorie treten an Stelle der newtonschen trägen Masse unterschiedliche Größen auf, je nachdem, welche ihrer Eigenschaften aus der newtonschen Mechanik als Vorbild dienen sollen: # dass sie eine dem Körper an sich zukommende, insbesondere geschwindigkeitsunabhängige, Eigenschaft eines Körpers ist, die seine Trägheit charakterisiert, # der Zusammenhang p=mv zwischen Impuls und Geschwindigkeit, oder # der Zusammenhang F=ma zwischen Kraft und Beschleunigung im Trägheitsgesetz.

Nichtlineare Abhängigkeit des Impulses von der Geschwindigkeit

In der speziellen Relativitätstheorie ist der Impuls allerdings nicht mehr proportional zur Geschwindigkeit, und somit das Verhältnis zwischen Impuls und Geschwindigkeit selbst abhängig von der Geschwindigkeit. Der Zusammenhang lautet :

p = \frac\cdot v = m_0\gamma\cdot v

, mit

\gamma = \frac

Hierbei ist

m_0

eine geschwindigkeitsunabhängige Eigenschaft des Körpers, übernimmt also die erste der oben genannten Eigenschaften. Sie wird historisch Ruhemasse, in moderner Sprechweise auch invariante Masse oder einfach Masse genannt. Mit der Masse eines Objekts ist heute stets diese Größe gemeint.

Äquivalenz von Masse und Energie

Die Größe

m_0\gamma

, die das Verhältnis zwischen Masse und Geschwindigkeit beschreibt, wird als relativistische Masse bezeichnet. Für diese Größe gilt die berühmte Gleichung :

E = m(v) \cdot c^2 = \frac = m_0c^2\gamma

Seit Albert Einstein weiß man, dass Masse und Energie gemäß dieser Formel ineinander umgewandelt werden können, bzw. dass Masse und Energie einander äquivalent sind. Außer bei der Kernspaltung, der Kernfusion und bei verschiedenen Experimenten der Elementarteilchenphysik ist jedoch die mit Energieänderungen des Systems einhergehende Massendifferenz weit unterhalb der Messgenauigkeit. Mit dem Trägheitsgesetz ist es noch komplizierter: Hier hängt die Masse nicht nur von der Geschwindigkeit, sondern auch noch vom Winkel zwischen Geschwindigkeit und Kraft ab. Dies hat anfangs zu den Begriffen der longitudinalen und transversalen Masse geführt (für Beschleunigungen in Bewegungsrichtung und senkrecht dazu), die aber heute nicht mehr verwendet werden. Eine Folge ist jedoch, dass in der Relativitätstheorie die Beschleunigung nicht immer in die Richtung der Kraft erfolgt. Da die spezielle Relativitätstheorie nicht die Gravitation behandelt, ist eine schwere Masse in ihr nicht definiert.

Allgemeine Relativitätstheorie

Das Äquivalenzprinzip ist Grundlage der allgemeinen Relativitätstheorie (ART). In ihr wird die Bewegung der Körper im Gravitationsfeld nicht durch eine Kraft, sondern durch die Krümmung der Raumzeit beschrieben. Jeder gravitierende Körper bewegt sich in der Raumzeit geradeaus (genauer: auf einer Geodäte). Aus der Grundgleichung der ART

G_ \sim T_

folgt, dass die Krümmung des Raumes, beschrieben durch den Einstein-Tensor

G_

, proportional zum Energie-Impuls-Tensor

T_

ist. Dieser hängt von der in dem betrachteten Raum befindlichen Materie ab und in seine Definition geht u.a. die Energie und der (Strahlungs-)Druck der betrachteten Materie ein. Die Definition einer Masse ist in der ART in stark gekrümmten Räumen nicht mehr ohne weiteres möglich und es existieren verschiedene mögliche Definitionen. Eine häufig verwendete Definition ist die ADM-Masse, die für asymptotisch flache Raumzeiten anwendbar ist. Eine Krümmung des Vakuums wird hier mit in Betracht gezogen, Schwarze Löcher haben z.B. eine ADM-Masse. Eine Reduktion der ART auf den Newton'schen Fall erhält man bei einer Näherung für geringe Krümmung.

Ursprung der Massen der Elementarteilchen

Im Standardmodell der Elementarteilchenphysik wird der Ursprung der Massen der Elementarteilchen (und damit der Masse jedes Objektes) durch den Higgs-Mechanismus erklärt. Dieser beinhaltet die Wechselwirkung aller massiven Elementarteilchen mit dem so genannten Higgs-Boson, ein bisher noch unbeobachtetes skalares Elementarteilchen.

Vielfaches einer Masse

In der klassischen Mechanik gilt: Werden n Körper von gleicher Masse zusammengefügt, entsteht ein Körper n-facher Masse. Die Summe aller Massen ist eine Erhaltungsgröße. In der Relativitätstheorie gilt dies aufgrund der Äquivalenz von Masse und Energie nicht mehr. Ziehen sich zwei Körper an, so ist ihre gemeinsame Masse kleiner als die Summe ihrer Einzelmassen. Für normale Objekte ist dieser Effekt weit jenseits der Messungenauigkeit, jedoch ist für die Masse eines Atomkerns deutlich kleiner als die Summe der Masse der Nukleonen, aus denen er zusammengesetzt ist. Man spricht vom Massendefekt des Kerns. Umgekehrt trägt auch die kinetische Energie der Teile eines insgesamt ruhenden Körpers (z.B. Wärmeenergie) – nicht aber die kinetische Energie des Gesamtkörpers aufgrund seiner Schwerpunktsbewegung – zu seiner Masse bei. In diesem Fall ist die Gesamtmasse größer als die Summe der Einzelmassen. Auch dieser Effekt ist für makroskopische Objekte weit unterhalb der Messgenauigkeit, allerdings ist die Masse der Nukleonen wesentlich kleiner als die Summe der Massen der Quarks, aus denen sie zusammengesetzt sind.

Messung

Die Messung der Masse erfolgt prinzipiell durch Vergleich mit einer Referenzmasse. Zwei Massen sind gleich, wenn sie in einem gleichstarken Gravitationsfeld die gleiche Gewichtskraft erfahren, dies kann gemessen werden durch eine Balkenwaage. Die Stärke des Gravitationsfeldes ist prinzipiell unerheblich, es muss nur an den Orten der beiden Massen gleich sein, und ungleich null. Statt Vergleich der Gravitationskraft kann die Masse auch durch Vergleich der Massenträgheit gemessen werden. Indirekt kann die Masse auch durch Messung der Kraft

\vec F

gemessen werden, die eine Masse in einem Gravitationsfeld erfährt, oder die zu einer definierten Beschleunigung einer Masse notwendig ist. Bei der Messung über die Gewichtskraft ist, anders als beim direkten Vergleich zweier Gewichtskräfte, die Kenntnis des Gravitationsfeldes am Ort der Messung notwendig.

Größenordnungen

Die folgende Aufstellung soll helfen, ein Gefühl für die Größenordnungen von Massen zu erhalten. (Die Werte sind nicht exakt):

Umgangssprache

In der Umgangssprache wird sehr oft die Masse mit dem Gewicht verwechselt. "Wieviel wiegst Du?" -- "Ich? 75 Kilogramm." "'Wie schwer bist du?' -- 'Ich? 75 Kilogramm.'" ist dagegen korrekt, es wird nach der schweren Masse gefragt. Wenn man statt "Gewicht" von "Gewichtskraft" spricht, ist der Unterschied zur Masse deutlicher: eine Gewichtskraft erfährt ein Körper, wenn ein anderer Körper in der Nähe ist (meistens ein Himmelskörper) - die Gewichtskraft hängt vom Ort ab und ist keine "persönliche" Eigenschaft des Körpers, die Masse hängt dagegen vom Körper ab, von der Anzahl der Atome und ist überall gleich. Ein Körper ist schwerelos, wenn er keine Gewichtskraft erfährt (Weltall). Bei Architekten setzt sich die Bezeichnung 'Massenermittlung' für eine Volumenbestimmung langsam durch.

Siehe auch

Kraft (Physik) Außerhalb der Physik gibt es auch noch andere Bedeutungen des Begriffs Masse.

Weblinks

- [http://jumk.de/calc/gewicht.shtml Umrechnung von englischen und amerikanischen Masse-Maßen in metrische Einheiten]
- [http://www.engnetglobal.com/tips/convert.asp?catid=3 Umrechnung: Milligramm oder Mikrogramm in Kilogramm, Masse von Wasser, Raummaße und Hohlmaße - 1 Kilogramm Wasser = 1 Kubikdezimeter = 1 Liter]
- [http://www.physik.uni-muenchen.de/leifiphysik/web_ph08/m10_masse-gew-g.htm Versuche und Aufgaben zur Masse] Kategorie:Physikalische Größe ja:質量 ko:질량 ms:Jisim simple:Mass th:มวล

Materie

Materie (lat.: materia = »Stoff«) ist eine allgemeine Bezeichnung für alles Stoffliche, was uns umgibt und aus dem wir selbst bestehen. Im physikalischen Sinne ist Materie alles was aus Quarks und Leptonen in mehr oder weniger komplexer Struktur aufgebaut ist. Im philosophischen Sinn bezeichnet Materie die objektive Realität, die von unseren Sinnen abgebildet oder widergespiegelt wird (W.I. Lenin, Materialismus und Empiriokritizismus. Berlin 1962). Die definierenden Eigenschaften von Materie sind ihre Masse, der Raumbedarf, die Struktur und die innere Wärmeenergie. Unter Materie im weiteren Sinne werden sowohl Materie im engeren Sinne wie auch Antimaterie zusammengefasst.

Allgemeines

Materie ist aus kleinsten Teilchen aufgebaut, den Atomen, welche wiederum Moleküle bilden können. Diese kleinsten Teilchen dienen vielen physikalischen Modellen der Mechanik als Grundlage. Atome bestehen wiederum aus Protonen, Neutronen und Elektronen, den Elementarteilchen, die man häufig auch mit dem Begriff Materie gleichsetzt.

Aggregatzustände

Es gibt mehrere Erscheinungsformen (Aggregatzustände) von Materie:
- fest
- flüssig
- gasförmig
- Plasma
- Bose-Einstein-Kondensat
- Fermionen-Kondensat (Deborah Jin, 2003) Nach neuerer Definition sind die Begriffe fest und flüssig abgeschafft, und man unterscheidet statt dessen kristallin und amorph. Wenn Materie von einem Aggregatzustand in den anderen übergeht, dann wird die innere Ordnung der Materie stark verändert. Die Entropie kann sich dabei auch bei gleichbleibender Temperatur stark verändern. Diese Phasenübergangsphänomene werden von der Thermodynamik untersucht.

Entstehung der Materie

Beim Urknall wurden große Energiemengen freigesetzt und die expandierende vierdimensionale Raumzeit entstand. Diese gewaltigen Energiemengen führten zur Entstehung großer Mengen an dicht gepackten Elementarteilchen. In der so genannten Hadronen-Ära zwischen 10^-32 und 10^-4 Sekunden nach dem Urknall entstanden die ersten stabilen Protonen und Neutronen. In der so genannten Leptonen-Ära darauf bis zur 1. Sekunde nach dem Urknall, entstanden die ersten stabilen Elektronen. Bis in diese Zeit vernichteten sich Materie und Antimaterie gegenseitig. Letztlich blieb die Materie zurück. Siehe Supersymmetrie. In der folgenden Strahlungs-Ära entstanden Wasserstoff (auch: Protium), Deuterium und Tritium. Eine Million Jahre nach dem Urknall begann die heutige Materie-Ära. Die Wasserstoffwolken bildeten Galaxien und Sterne, und in jenen fusionierte der Wasserstoff zu Helium bis Kohlenstoff und Eisen, den in unserem Universum verbreitetsten chemischen Elementen. Man vermutet, dass durch die Kollision von Neutronensternen, aber insbesondere auch in Supernovae weitere, schwerere, seltenere Elemente entstanden sind, wie Gold, Blei und Uran.

Eigenschaften von Materie

Materie hat einige wichtige Eigenschaften:
- Masse
- Volumen
- Struktur
- Stoffmenge
- Wärmeenergie

Komplikationen

Mit der Entwicklung der Speziellen Relativitätstheorie und der Quantenmechanik stellte Albert Einstein die bekannte Formel E = mc² (Energie = Masse × Lichtgeschwindigkeit²) auf. Hierdurch kann man auch elektromagnetischer Strahlung (Licht, Wärmestrahlen etc.), deren Elementarteilchen, das Photon, keine Ruhemasse hat, eine 'dynamische' Masse zuordnen. Umgekehrt haben auch massive Materieteilchen Welleneigenschaften (siehe Materiewelle). Beispielsweise hat ein Elektronenstrahl eine von der Energie der Elektronen abhängige De-Broglie-Wellenlänge (nach Louis Victor de Broglie). Man spricht vom Welle-Teilchen-Dualismus. Daher wird die Bedingung, dass Materie Masse haben muss, durch die Bedingung, dass Materie Ruhemasse haben muss, ersetzt. Zusammenfassend kann man sagen,