Menü
Foren
Neue Beiträge
Foren durchsuchen
Aktuelles
Neue Beiträge
Neue Medien
Kommentare Medien
Letzte Aktivität
Galerie
Neue Medien
Neue Kommentare
Medien suchen
Mitglieder
Zurzeit aktive Besucher
Anmelden
Registrieren
Aktuelles
Suche
Suche
Nur Titel durchsuchen
Von:
Neue Beiträge
Foren durchsuchen
Menü
Anmelden
Registrieren
Install the app
Installieren
Foren
Erwachsenen-Themen
Wissenschaft + Geschichte
Universum
JavaScript ist deaktiviert. Für eine bessere Darstellung aktiviere bitte JavaScript in deinem Browser, bevor du fortfährst.
Du verwendest einen veralteten Browser. Es ist möglich, dass diese oder andere Websites nicht korrekt angezeigt werden.
Du solltest ein Upgrade durchführen oder einen
alternativen Browser
verwenden.
Auf Thema antworten
Nachricht
<blockquote data-quote="H2SO4" data-source="post: 91561" data-attributes="member: 2506"><p>Was also lässt die Neutronensterne so schnell werden? Viele von ihnen sehen wir mit mehreren Hundert Kilometern pro Sekunde fliehen, einige sogar wie oben gesehen mit bis zu 1600 [Km/s]. Sicherlich ist es möglich, dass eine Supernovaexplosion nicht völlig kugelsymmetrisch verläuft und so in eine Richtung ein Rückstoß erzeugt wird, ähnlich dem eines Raketentriebwerkes. Doch es gibt eine viel elegantere Hypothese. Schuld am Kick, den der Neutronenstern erhält, könnten so genannte sterile Neutrinos sein. Bisher sind diese hypothetischen Teilchen noch nicht nachgewiesen. Das wird auch nicht leicht sein, da sie noch weniger mit Materie wechselwirken als "gewöhnliche" Neutrinos. So es sie aber gibt, könnten sich viele der bei einer Supernova- Explosion massenhaft ausgestoßenen "normalen" Neutrinos in die sterile Form umwandeln, die nicht mehr mit dem Sternrest im Zentrum wechselwirkt. Ursprünglich noch vom ungeheuer starken Magnetfeld des gerade entstandenen Neutronensterns in ihrer Richtung geprägt, entfliehen sie und wirken auf diese Weise wie ein Raketentriebwerk.</p><p></p><p>Die berechtigte Frage erhebt sich nun, was haben sterile Neutrinos mit den ersten Sternen zu tun? Die von Peter Biermann, Max-Planck-Institut für Radioastronomie, und Alexander Kusenko, University of California in 2006 aufgestellte Hypothese besagt, dass der Zerfall steriler Neutrinos die Bildung von Wasserstoff- Molekülen deutlich beschleunigt haben könnte. Die ersten Pop III- Sterne könnten demnach durch diesen Kühlungsmechanismus schon im kosmischen Alter von 20 bis 100 Millionen Jahren aufgeflammt sein.</p><p></p><p>Ein Blick in MiniBooNE Neutrinos sind die "komischen Käuze" im Teilchenzoo. Sie haben keine Ladung und wechselwirken kaum mit anderen Teilchen. Wir kennen 3 Arten, das Elektron- Neutrino, das Myon- Neutrino und das Tau- Neutrino. Irrerweise oszillieren sie dann auch noch von einer in die andere Art. In Experimenten des Liquid Scintillator Neutrino Detector am Los Alamos National Laboratory wurden schon 1995 Hinweise auf die Existenz der sterilen Neutrinos gefunden (steril deshalb, weil sie nicht der schwachen Wechselwirkung unterliegen wie die übrigen Neutrinos, sondern einzig durch die Gravitation wechselwirken). 2007 kam dann die Ernüchterung: Am Fermi National Accelerator Laboratory in Batavia wurden Strahlen von Myon- Neutrinos in einen riesigen Tank mit Namen MiniBooNE gelenkt, um zu sehen wie viele Elektron- Neutrinos dort entstanden. Im Bild sieht man einige der 1250 Fotomultiplier des mit Mineralöl gefüllten Detektors. Bei sehr seltenen Streuprozessen erzeugen Neutrinos im Öl Elektronen und Myonen, die schneller sind als die Lichtgeschwindigkeit in diesem Medium. Dadurch emittieren sie so genannte Tscherenkow- Strahlung, die registriert wird. Die Ergebnisse entsprachen jedoch vollkommen den Erwartungen des Standardmodells der Teilchenphysik. Es gab nicht einen einzigen Hinweis mehr, dass sterile Neutrinos tatsächlich existieren.</p><p></p><p>Mit freundlicher Genehmigung des Fermilab</p><p>Das war ein herber Rückschlag und man muss nun weiter nach dem "Stiefel" suchen, der den Neutronensternen den Tritt versetzt. Beim Urknall entstanden, hätten sterile Neutrinos auch ein wesentlicher Bestandteil der Dunklen Materie sein können, wenn ihre Masse nur wenige [KeV] betragen würde. Sie könnten selbst nach einer weiteren Überlegung auch das Fehlen von Antimaterie im Kosmos erklären und ebenso das Entstehen der massereichen Schwarzen Löcher in den Galaxienzentren. Für all diese Rätsel fehlt nun doch wieder eine plausible Erklärung. Aber ganz muss man die Hoffnung noch nicht aufgeben. Die im MiniBooNE- Experiment nachzuweisenden sterilen Neutrinos hätten Massen im Bereich von 1 [eV] entsprochen. Hypothesen zufolge könnten sie jedoch auch einige [KeV] und sogar nach anderen Modellen bis hin zu 1012 [GeV] "schwer" sein. Sehen wir, was die Zukunft in dieser Hinsicht bringt. Zumindest für die Entstehung der massereichen Schwarzen Löcher bietet sich noch einen Alternative an, zu der nicht einmal Materie erfoderlich ist: So genannte Brill- Wellen, eine spezielle Form von Gravitationswellen, könnten im jungen Kosmos spontan zu Schwarzen Löchern kollabiert sein. Doch zurück zu den ersten Sternen:</p><p></p><p>Dunkle Sterne?</p><p></p><p>Wie wir weiter oben schon sahen, war die Bildung von Sternen im jungen Universum gar nicht so einfach, die Jeansmassen und damit diejenigen der Sterne waren unvergleichlich größer als es die heutigen Verhältnisse zulassen. In einer Wolke aus Wasserstoff und Helium kommt es also zu ersten Verdichtungen, es bildet sich eine abgeflachte Scheibe. Aus einer solchen Keimzelle, dem Protostern, ragen vielleicht noch 2 Spiralarme heraus und sie hat eine Masse von 1/10 der Sonnenmasse. Doch relativ schnell sammelt sich immer mehr an Masse an, bis im Zentrum des Geschehens Druck und Temperatur so weit angestiegen sind, dass Kernverschmelzungen einsetzen. Hierdurch wird alsbald eine enorme Energiemenge freigesetzt, die letztendlich das weitere Anwachsen verhindert: umgebende Gaswolken werden fort geblasen. Soweit das übliche Szenario der Sternentstehung.</p><p></p><p>Es könnte jedoch auch ein weiterer, gewichtiger Faktor eine Rolle bei der Bildung der ersten Sterne gespielt haben: Erneut die Dunkle Materie!</p><p></p><p>Ein ziemlich "heißer" Kandidat für die Dunkle Materie ist das Neutralino, das noch nicht nachgewiesene Superpartnerteilchen des Neutrinos. An den Stellen, an denen sich die Dunkle Materie verdichtete, könnten sich auch größere Mengen normaler Materie versammelt haben. Denkbar ist nun nach Paolo Gondolo, Physikprofessor an der Universität von Utah und anderen, dass in diesem Gemisch aus Dunkler und normaler Materie Paare aus Neutralinos und Antineutralinos untereinander interagierten und sich gegenseitig vernichteten (annihilierten). Dabei entstanden dann Quarks und Antiquarks, Neutrinos, Positronen und Gammastrahlung. Und Wärme! Während die Wasserstoffwolken das Bestreben haben, durch einen Kühlungsmechanismus Wärme zu verlieren um weiter kontrahieren zu können, bewirkt die Annihilation der Neutralinopaare das Gegenteil: Die Wolke wird erwärmt.</p><p></p><p>Dunkler SternZumindest einem Teil der ersten Sterne könnte solches geschehen sein. Durch das Erwärmen dehnt sich das Gas aus - der "Stern" bläht sich auf wahrhaft gigantische Abmessungen aus: Das Gebilde könnte eine Ausdehnung zwischen 4 und 2000 [AE] (Astronomischen Einheiten) einnehmen, entsprechend einer 400 bis 200 000fachen Sonnengröße. Das sind zwischen 600 Millionen und 300 Milliarden Kilometer, groß genug, um 15 000 Sonnensysteme wie unseres darin unterzubringen. Gondolo wollte diese Extraklasse von Sternen zunächst Braune Riesen nennen, weil sie nicht wie andere Sterne leuchten und nur im Infraroten sichtbar wären. Seine Co- Autoren bestanden jedoch darauf, sie nach dem gleichnamigen Song der Greatful Dead als Dark Star, also Dunkler Stern zu benennen. Schon 80 oder 100 Millionen Jahre nach dem Urknall konnten vermutlich die Dunklen Sterne entstehen und es ist denkbar, dass sie bis heute existieren. Man wird also Ausschau halten nach großen Gebilden, die im Infrarotlicht leuchten.</p><p></p><p>Diese künstlerische Darstellung vermittelt einen Eindruck vom möglichen Aussehen eines Dunklen Sterns, wenn man ihm im Infraroten betrachtet. Der Kern ist umhüllt von Wolken aus Wasserstoff und Helium.</p><p></p><p>Mit freundlicher Genehmigung der University of Utah</p><p>Der überwiegende Teil eines Dunklen Sterns besteht aus der normalen Materie, also Wasserstoff- und Heliumgas. Es ist allerdings auch denkbar, dass die Annihilation der Neutralinos nach relativ kurzer Zeit beendet war. Der Dunkle Stern könnte dann kollabiert sein - bis hin zum Schwarzen Loch, vermutet Gondolo. Somit hätten wir doch wieder eine brauchbare Erklärung für das Entstehen der supermassereichen Schwarzen Löcher in der Frühzeit des Universums. Andererseits werden nach der Neutralinovernichtung Kontraktionen einsetzen, bis schließlich Wasserstoff im Innern fusioniert und ein "richtiger" Stern der ersten Generation aufleuchtet, der umgebendes Gas fort bläst und den vorzeitigen Kollaps zum Schwarzen Loch verhindert.</p><p></p><p>Wir müssen wohl noch ein wenig abwarten, ob die vorausgesagten Teilchen wie Neutralino oder gar steriles Neutrino tatsächlich existieren. Moderne Teilchenbeschleuniger wie der LHC (Large Hadron Collider) am Cern werden womöglich in absehbarer Zeit Antworten liefern. Erst dann werden wir mehr über die ersten Sterne im Universum wissen, die den Weg bereitet haben zur Entstehung von langlebigen Sternen sowie Planeten. Leider können wir keinen einzigen Stern der Spezies Pop III auf unseren "Labortisch" legen (gemeint ist damit selbstverständlich ein Teleskop) um ihn eingehend zu untersuchen. Es gibt sie nicht mehr... </p><p></p><p><span style="color: red">Energieumwandlung der Sterne:</span></p><p></p><p>Nichts geht ohne die Gravitation</p><p></p><p>Wohl schon immer haben sich die Menschen gefragt, was denn dieser helle Glutball am Himmel ist und was ihn leuchten und Wärme abstrahlen lässt. Kein Wunder, dass die Sonne in alten Kulturen zunächst als Gottheit verehrt wurde. Dann gab es tatsächlich auch Zeiten in denen man ernsthaft spekulierte, die Sonne müsse aus einem großen Berg brennender Kohle bestehen. Zum Glück ist das nicht der Fall, sonst wäre es hier auf der Erde inzwischen schon recht ungemütlich kühl geworden! Denn einerseits würde ein Kohlehaufen auch von der Masse der Sonne nur ein paar Millionen Jahre brennen, andererseits längst nicht die beobachtete Energie abstrahlen. Heute wissen wir, dass die nach außen abgestrahlten Energien eines Sterns in seinem Innern durch Verschmelzungen von Atomkernen freigesetzt werden.</p><p>Diesen Vorgängen wollen wir uns jetzt widmen. </p><p></p><p>Komprimiert man Materie (z.B. die Luft beim Aufpumpen eines Fahrradschlauches), so werden die einzelnen Atome oder Moleküle näher zusammengebracht und sie werden sich schneller bewegen, weil sie dem Druck ausweichen wollen. Bewegung von Atomen/Molekülen ist aber nichts anderes als Wärme. Die Luftpumpe wird spürbar wärmer, und man kann sich vielleicht vorstellen, was der Druck bei großen Körpern wie der Erde oder gar der Sonne bewirkt. Steigt man in die Erde hinab, so wird es im Mittel nach jeweils 30 [m] um 1 [K] wärmer, im Zentrum herrschen dann vermutlich etwa 2000 bis 10000 [K] (der Temperaturanstieg verläuft allerdings nicht linear). In der Sonne ist alles naturgemäß noch viel krasser: in ihrer Zentralregion wie bei den meisten Sternen herrschen Temperaturen von rund 20 Millionen [K]! Massereichere Sterne können sogar noch viel höhere Temperaturen erreichen, wie wir noch sehen werden. Die Temperaturen sind deshalb so hoch, weil die nach innen gerichtete Gravitation das Sternzentrum gnadenlos zusammenquetscht und somit hoch komprimiert - ähnlich wie beim Fahrradschlauch. Unter solchen Verhältnissen ist dann jede Materie gasförmig und ionisiert, d.h. die Atome sind ihrer Elektronen vollständig beraubt.</p><p></p><p>Aufbau des Wasserstoff- Atoms</p><p></p><p>Nebenstehende Grafik skizziert den Aufbau eines Wasserstoffatoms. Es besteht aus einem Proton, welches den Kern darstellt, und wird von einem Elektron in einer Elektronenhülle umkreist. Wird dem Elektron Energie zugeführt, z.B. in Form von Wärme oder eines Gamma- Quants, so verlässt es den Verbund und es bleibt ein ionisierter, positiv geladener Kern (das Proton) zurück.</p><p></p><p>Ein solches ionisiertes Gas nennt man Plasma. Die Atomkerne (hier: Wasserstoff, also Protonen) bewegen sich durch die hohe Temperatur so schnell, dass sie hin und wieder zusammenstoßen. Es kann dann geschehen, dass vier Wasserstoffkerne (Protonen) zu einem Heliumkern verschmelzen. Dabei tritt der so genannte Massendefekt auf - der Heliumkern ist komischerweise ein klein wenig leichter als die Summe aller Ausgangsprodukte! Doch genau das ist es, was die Sonne und alle anderen Sterne leuchten lässt! Dieser winzig kleine Verlust an Masse wird als Energie abgestrahlt. Bei einem einzigen gebildeten Heliumkern beträgt der Massendefekt nur etwa 1%, immerhin verliert die Sonne aber auf diese Weise in jeder Sekunde 4 Millionen Tonnen an Masse. Doch keine Sorge, auch in den nächsten 4 Milliarden Jahren kann sie das problemlos durchhalten.</p><p></p><p>Proton-Proton-Reaktion</p><p></p><p>Im Temperaturbereich, in welchem Kernreaktionen ablaufen, sind keine Elektronen mehr an die Atomkerne gebunden. Die ihnen (in Form von Wärme) zugeführte Energie ist viel zu hoch, als dass die Atomkerne sie noch an sich binden könnten. Durch die Kontraktion interstellarer Materie steigt die Temperatur im Innern eines werdenden Sterns stetig an. Ab etwa 3 Millionen [K] kann die so genannte Proton- Proton- Reaktion einsetzen: zwei Wasserstoffkerne (1H+), von denen jeder nur aus einem (positiv geladenen) Proton besteht, stoßen zusammen und bilden unter Abgabe eines Positrons (e+, das positiv geladene Antiteilchen des Elektrons), eines Elektronneutrinos (½e) und von Energie (E = mc2, Massedefekt!) in Form eines Gamma- Photons (³) einen Deuteriumkern (2D):</p><p></p><p>1H+ + 1H+ ’ 2D+ + e+ + ½e + ³</p><p></p><p>2D+ bedeutet, dass der Wasserstoffkern nun aus 2 Kernteilchen, einem Proton und einem Neutron, besteht. Das neutrale Neutron wird in der oben gezeigten Reaktion dadurch erzeugt, weil eines der beiden Protonen ein Positron abspaltet. Deuterium, auch schwerer Wasserstoff genannt, stellt durch das zusätzliche Neutron ein Isotop des Wasserstoffs dar (die Schreibweise 2H+ ist daher ebenfalls korrekt). Bei dieser Startreaktion wird eine Energiemenge von 0,42 [MeV] freigesetzt. Das freigesetzte Positron reagiert sofort mit einem Elektron - beide vernichten (annihilieren) sich gegenseitig zu 2 Gamma- Quanten:</p><p></p><p>e+ + e- ’ 2 ³</p><p></p><p>Die bei dieser vollständigen Umwandlung von Materie freigesetzte Energiemenge beträgt 1,022 [MeV], so dass insgesamt 1,442 [MeV] Energie abgestrahlt werden. Zusätzlich trägt das Neutrino noch 0,26 [MeV] davon, hauptsächlich in Form von kinetischer Energie.</p><p></p><p>Doch halt, irgendetwas stimmt hier doch nicht! Ein Neutron ist schwerer als ein Proton, also muss das Deuterium schwerer sein als die beiden Protonen, aus denen es entstand. Wo bleibt dann der Massedefekt? Wieso wird überhaupt Energie freigesetzt? Es müsste doch Energie verbraucht werden! Des Rätsels Lösung liegt in der Bindungsenergie des neuen Atomkerns. Er stellt einen energetisch günstigeren Zustand dar und bei der Vereinigung von Proton und Neutron wird mehr Energie freigesetzt, als zur Bildung des Neutrons erforderlich ist. Interessant ist zudem, dass letzten Endes alle in einem Stern freigesetzte Energie umgewandelte Gravitation ist. Nur durch ihren Druck auf das Zentrum des Sterns werden die Atomkerne so energiereich, dass die Kernfusionen ablaufen können.</p><p></p><p>Wichtig zu wissen: Man beachte, dass die hier genannten Kernverschmelzungen nur aufgrund eines Effektes der Quantenmechanik ablaufen können. Normalerweise sind auch bei den im Sterninnern herrschenden Temperaturen die elektrischen Abstoßungskräfte der Protonen so hoch, dass es nicht zu einer Kernverschmelzung kommen würde. Die Coulombkraft der beiden positiven elektrischen Ladungen würde eine Abstoßung verursachen. Die Protonen müssten also eine sehr hohe Geschwindigkeit haben, um diese Barriere zu überwinden. Nur wenige weisen aber eine solche kinetische Energie auf. Hier greift jedoch der so genannte Tunneleffekt. Ein Proton überwindet hin und wieder die Energiebarriere der elektrischen Abstoßung, indem es sie wie durch einen Tunnel durchdringt. Man kann sich das vorstellen wie einen Bergsteiger, der anstatt die Energie zum Übersteigen eines Berges aufzubringen, einfach durch einen Tunnel marschiert. Solche Durchtunnelungen finden nicht häufig statt, auch nicht in der Quantenwelt, durch die riesige Anzahl an Protonen gibt es aber genügend Kernverschmelzungen, um die Sterne leuchten zu lassen.</p><p></p><p>Bildung eines Deuterium- KernsZwei Protonen (rot) kollidieren und bilden einen Deuteriumkern. Das Neutron entsteht dabei durch die Abspaltung eines Positrons und eines Elektron- Neutrinos. Auch wird Energie freigesetzt, in Form eines Gammaquants (einem Photon).</p><p></p><p>Auf diese PP- Reaktion (Proton-Proton) muss ein Proton etwa 14 Milliarden Jahre warten! Doch sind im Zentrum eines Sterns derart viele Protonen vorhanden, dass zu jedem Zeitpunkt unzählige dieser Zusammenstöße stattfinden und die fortdauernde Energiefreisetzung gewährleistet ist.</p><p>Das nun gebildete 2D+ reagiert nach nur 1,4 Sekunden mit einem weiteren Proton unter Abgabe eines Gamma-Quants (³) zu einem Heliumisotop:</p><p></p><p>2D+ + 1H+ ’ 3He2+ + ³</p><p></p><p>Bei dieser Reaktion werden 5,49 [MeV] an Energie freigesetzt. Nun dauert es nochmals rund 1 Million Jahre, bis dieses 3He2+ mit einem weiteren seiner Art zu einem "richtigen" Heliumkern mit vier Kernteilchen (zwei Protonen und zwei Neutronen), wieder unter Energieabgabe, reagiert. Dabei werden 2 Protonen freigesetzt:</p><p></p><p>3He2+ + 3He2+ ’ 4He2+ + 1H+ + 1H+</p><p></p><p>Auch hier wird wiederum Energie freigesetzt, 12,86 [MeV], weil das Helium nochmals einen energetisch günstigeren Zustand als die Ausgangsprodukte darstellt. Im Endeffekt vereinigen sich bei der PP- Reaktion demnach 4 Protonen unter Abgabe von 2 Elektron- Neutrinos und 2 Gamma- Quanten zu einem Heliumkern.</p><p></p><p>Heliumkern Die freigesetzte Energie ist in Form kinetischer Energie, also als Bewegungsenergie der entstandenen Teilchen, sowie als Strahlung vorhanden. Bei der bisher beschriebenen PP- Reaktion wird eine Energiemenge von insgesamt 24,2 [MeV] freigesetzt, entsprechend rund 4 × 10-12 [J]. Sie wird auch PP- Reaktion I genannt, weil sie im Temperaturbereich ab etwa 10 Millionen [K] abläuft, wie es in der Sonne zu über 90% der Fall ist.</p><p></p><p>Die Temperatur im Kern des nun aktiven Sterns steigt durch die freigesetzte Energie rapide an, das heißt der nach außen gerichtete (Bewegungs-) Druck der Gasteilchen würde zusammen mit dem Druck der entstandenen Strahlung den Stern förmlich zerreißen.</p><p></p><p>WasserstoffbrennenDiesem Druck entgegen gerichtet ist aber der Druck der nach innen wirkenden Gravitation, und so stellt sich nach anfänglich unruhiger Phase bald ein hydrostatisches Gleichgewicht ein, welches dem Stern ein ruhiges "Brennen" erlaubt. Die im Kern freigesetzte harte Gammastrahlung gelangt nach und nach zur Oberfläche des Sterns und wird zum Schluss in den Raum abgestrahlt. Jedoch nicht mehr nur als Gammastrahlung, sondern vorwiegend im Licht-, Röntgen- oder Radiowellenbereich.</p><p></p><p>Solche thermalisierte Strahlung entsteht, wenn beispielsweise ein Elektron ein Gammaquant absorbiert und irgendwann diese aufgenommene Energie (E = hv) wieder abgibt, nun allerdings mit etwas erniedrigter Frequenz. Die Verringerung der Frequenz entsteht, weil das Elektron einen Teil der aufgenommenen Energie als Bewegungsenergie (thermische Bewegung!) verbraucht. Nach einiger Zeit wird das veränderte Quant vom nächsten Teilchen absorbiert und wiederum leicht verändert desorbiert usw., bis zum Schluss die ursprüngliche Gammastrahlung den Stern als sichtbares Licht verlässt.</p><p></p><p>Bei Temperaturen ab etwa 15 Millionen [K] treten weitere Nebenreaktionen auf, die als PP- Reaktion II bezeichnet wird:</p></blockquote><p></p>
[QUOTE="H2SO4, post: 91561, member: 2506"] Was also lässt die Neutronensterne so schnell werden? Viele von ihnen sehen wir mit mehreren Hundert Kilometern pro Sekunde fliehen, einige sogar wie oben gesehen mit bis zu 1600 [Km/s]. Sicherlich ist es möglich, dass eine Supernovaexplosion nicht völlig kugelsymmetrisch verläuft und so in eine Richtung ein Rückstoß erzeugt wird, ähnlich dem eines Raketentriebwerkes. Doch es gibt eine viel elegantere Hypothese. Schuld am Kick, den der Neutronenstern erhält, könnten so genannte sterile Neutrinos sein. Bisher sind diese hypothetischen Teilchen noch nicht nachgewiesen. Das wird auch nicht leicht sein, da sie noch weniger mit Materie wechselwirken als "gewöhnliche" Neutrinos. So es sie aber gibt, könnten sich viele der bei einer Supernova- Explosion massenhaft ausgestoßenen "normalen" Neutrinos in die sterile Form umwandeln, die nicht mehr mit dem Sternrest im Zentrum wechselwirkt. Ursprünglich noch vom ungeheuer starken Magnetfeld des gerade entstandenen Neutronensterns in ihrer Richtung geprägt, entfliehen sie und wirken auf diese Weise wie ein Raketentriebwerk. Die berechtigte Frage erhebt sich nun, was haben sterile Neutrinos mit den ersten Sternen zu tun? Die von Peter Biermann, Max-Planck-Institut für Radioastronomie, und Alexander Kusenko, University of California in 2006 aufgestellte Hypothese besagt, dass der Zerfall steriler Neutrinos die Bildung von Wasserstoff- Molekülen deutlich beschleunigt haben könnte. Die ersten Pop III- Sterne könnten demnach durch diesen Kühlungsmechanismus schon im kosmischen Alter von 20 bis 100 Millionen Jahren aufgeflammt sein. Ein Blick in MiniBooNE Neutrinos sind die "komischen Käuze" im Teilchenzoo. Sie haben keine Ladung und wechselwirken kaum mit anderen Teilchen. Wir kennen 3 Arten, das Elektron- Neutrino, das Myon- Neutrino und das Tau- Neutrino. Irrerweise oszillieren sie dann auch noch von einer in die andere Art. In Experimenten des Liquid Scintillator Neutrino Detector am Los Alamos National Laboratory wurden schon 1995 Hinweise auf die Existenz der sterilen Neutrinos gefunden (steril deshalb, weil sie nicht der schwachen Wechselwirkung unterliegen wie die übrigen Neutrinos, sondern einzig durch die Gravitation wechselwirken). 2007 kam dann die Ernüchterung: Am Fermi National Accelerator Laboratory in Batavia wurden Strahlen von Myon- Neutrinos in einen riesigen Tank mit Namen MiniBooNE gelenkt, um zu sehen wie viele Elektron- Neutrinos dort entstanden. Im Bild sieht man einige der 1250 Fotomultiplier des mit Mineralöl gefüllten Detektors. Bei sehr seltenen Streuprozessen erzeugen Neutrinos im Öl Elektronen und Myonen, die schneller sind als die Lichtgeschwindigkeit in diesem Medium. Dadurch emittieren sie so genannte Tscherenkow- Strahlung, die registriert wird. Die Ergebnisse entsprachen jedoch vollkommen den Erwartungen des Standardmodells der Teilchenphysik. Es gab nicht einen einzigen Hinweis mehr, dass sterile Neutrinos tatsächlich existieren. Mit freundlicher Genehmigung des Fermilab Das war ein herber Rückschlag und man muss nun weiter nach dem "Stiefel" suchen, der den Neutronensternen den Tritt versetzt. Beim Urknall entstanden, hätten sterile Neutrinos auch ein wesentlicher Bestandteil der Dunklen Materie sein können, wenn ihre Masse nur wenige [KeV] betragen würde. Sie könnten selbst nach einer weiteren Überlegung auch das Fehlen von Antimaterie im Kosmos erklären und ebenso das Entstehen der massereichen Schwarzen Löcher in den Galaxienzentren. Für all diese Rätsel fehlt nun doch wieder eine plausible Erklärung. Aber ganz muss man die Hoffnung noch nicht aufgeben. Die im MiniBooNE- Experiment nachzuweisenden sterilen Neutrinos hätten Massen im Bereich von 1 [eV] entsprochen. Hypothesen zufolge könnten sie jedoch auch einige [KeV] und sogar nach anderen Modellen bis hin zu 1012 [GeV] "schwer" sein. Sehen wir, was die Zukunft in dieser Hinsicht bringt. Zumindest für die Entstehung der massereichen Schwarzen Löcher bietet sich noch einen Alternative an, zu der nicht einmal Materie erfoderlich ist: So genannte Brill- Wellen, eine spezielle Form von Gravitationswellen, könnten im jungen Kosmos spontan zu Schwarzen Löchern kollabiert sein. Doch zurück zu den ersten Sternen: Dunkle Sterne? Wie wir weiter oben schon sahen, war die Bildung von Sternen im jungen Universum gar nicht so einfach, die Jeansmassen und damit diejenigen der Sterne waren unvergleichlich größer als es die heutigen Verhältnisse zulassen. In einer Wolke aus Wasserstoff und Helium kommt es also zu ersten Verdichtungen, es bildet sich eine abgeflachte Scheibe. Aus einer solchen Keimzelle, dem Protostern, ragen vielleicht noch 2 Spiralarme heraus und sie hat eine Masse von 1/10 der Sonnenmasse. Doch relativ schnell sammelt sich immer mehr an Masse an, bis im Zentrum des Geschehens Druck und Temperatur so weit angestiegen sind, dass Kernverschmelzungen einsetzen. Hierdurch wird alsbald eine enorme Energiemenge freigesetzt, die letztendlich das weitere Anwachsen verhindert: umgebende Gaswolken werden fort geblasen. Soweit das übliche Szenario der Sternentstehung. Es könnte jedoch auch ein weiterer, gewichtiger Faktor eine Rolle bei der Bildung der ersten Sterne gespielt haben: Erneut die Dunkle Materie! Ein ziemlich "heißer" Kandidat für die Dunkle Materie ist das Neutralino, das noch nicht nachgewiesene Superpartnerteilchen des Neutrinos. An den Stellen, an denen sich die Dunkle Materie verdichtete, könnten sich auch größere Mengen normaler Materie versammelt haben. Denkbar ist nun nach Paolo Gondolo, Physikprofessor an der Universität von Utah und anderen, dass in diesem Gemisch aus Dunkler und normaler Materie Paare aus Neutralinos und Antineutralinos untereinander interagierten und sich gegenseitig vernichteten (annihilierten). Dabei entstanden dann Quarks und Antiquarks, Neutrinos, Positronen und Gammastrahlung. Und Wärme! Während die Wasserstoffwolken das Bestreben haben, durch einen Kühlungsmechanismus Wärme zu verlieren um weiter kontrahieren zu können, bewirkt die Annihilation der Neutralinopaare das Gegenteil: Die Wolke wird erwärmt. Dunkler SternZumindest einem Teil der ersten Sterne könnte solches geschehen sein. Durch das Erwärmen dehnt sich das Gas aus - der "Stern" bläht sich auf wahrhaft gigantische Abmessungen aus: Das Gebilde könnte eine Ausdehnung zwischen 4 und 2000 [AE] (Astronomischen Einheiten) einnehmen, entsprechend einer 400 bis 200 000fachen Sonnengröße. Das sind zwischen 600 Millionen und 300 Milliarden Kilometer, groß genug, um 15 000 Sonnensysteme wie unseres darin unterzubringen. Gondolo wollte diese Extraklasse von Sternen zunächst Braune Riesen nennen, weil sie nicht wie andere Sterne leuchten und nur im Infraroten sichtbar wären. Seine Co- Autoren bestanden jedoch darauf, sie nach dem gleichnamigen Song der Greatful Dead als Dark Star, also Dunkler Stern zu benennen. Schon 80 oder 100 Millionen Jahre nach dem Urknall konnten vermutlich die Dunklen Sterne entstehen und es ist denkbar, dass sie bis heute existieren. Man wird also Ausschau halten nach großen Gebilden, die im Infrarotlicht leuchten. Diese künstlerische Darstellung vermittelt einen Eindruck vom möglichen Aussehen eines Dunklen Sterns, wenn man ihm im Infraroten betrachtet. Der Kern ist umhüllt von Wolken aus Wasserstoff und Helium. Mit freundlicher Genehmigung der University of Utah Der überwiegende Teil eines Dunklen Sterns besteht aus der normalen Materie, also Wasserstoff- und Heliumgas. Es ist allerdings auch denkbar, dass die Annihilation der Neutralinos nach relativ kurzer Zeit beendet war. Der Dunkle Stern könnte dann kollabiert sein - bis hin zum Schwarzen Loch, vermutet Gondolo. Somit hätten wir doch wieder eine brauchbare Erklärung für das Entstehen der supermassereichen Schwarzen Löcher in der Frühzeit des Universums. Andererseits werden nach der Neutralinovernichtung Kontraktionen einsetzen, bis schließlich Wasserstoff im Innern fusioniert und ein "richtiger" Stern der ersten Generation aufleuchtet, der umgebendes Gas fort bläst und den vorzeitigen Kollaps zum Schwarzen Loch verhindert. Wir müssen wohl noch ein wenig abwarten, ob die vorausgesagten Teilchen wie Neutralino oder gar steriles Neutrino tatsächlich existieren. Moderne Teilchenbeschleuniger wie der LHC (Large Hadron Collider) am Cern werden womöglich in absehbarer Zeit Antworten liefern. Erst dann werden wir mehr über die ersten Sterne im Universum wissen, die den Weg bereitet haben zur Entstehung von langlebigen Sternen sowie Planeten. Leider können wir keinen einzigen Stern der Spezies Pop III auf unseren "Labortisch" legen (gemeint ist damit selbstverständlich ein Teleskop) um ihn eingehend zu untersuchen. Es gibt sie nicht mehr... [COLOR=red]Energieumwandlung der Sterne:[/COLOR] Nichts geht ohne die Gravitation Wohl schon immer haben sich die Menschen gefragt, was denn dieser helle Glutball am Himmel ist und was ihn leuchten und Wärme abstrahlen lässt. Kein Wunder, dass die Sonne in alten Kulturen zunächst als Gottheit verehrt wurde. Dann gab es tatsächlich auch Zeiten in denen man ernsthaft spekulierte, die Sonne müsse aus einem großen Berg brennender Kohle bestehen. Zum Glück ist das nicht der Fall, sonst wäre es hier auf der Erde inzwischen schon recht ungemütlich kühl geworden! Denn einerseits würde ein Kohlehaufen auch von der Masse der Sonne nur ein paar Millionen Jahre brennen, andererseits längst nicht die beobachtete Energie abstrahlen. Heute wissen wir, dass die nach außen abgestrahlten Energien eines Sterns in seinem Innern durch Verschmelzungen von Atomkernen freigesetzt werden. Diesen Vorgängen wollen wir uns jetzt widmen. Komprimiert man Materie (z.B. die Luft beim Aufpumpen eines Fahrradschlauches), so werden die einzelnen Atome oder Moleküle näher zusammengebracht und sie werden sich schneller bewegen, weil sie dem Druck ausweichen wollen. Bewegung von Atomen/Molekülen ist aber nichts anderes als Wärme. Die Luftpumpe wird spürbar wärmer, und man kann sich vielleicht vorstellen, was der Druck bei großen Körpern wie der Erde oder gar der Sonne bewirkt. Steigt man in die Erde hinab, so wird es im Mittel nach jeweils 30 [m] um 1 [K] wärmer, im Zentrum herrschen dann vermutlich etwa 2000 bis 10000 [K] (der Temperaturanstieg verläuft allerdings nicht linear). In der Sonne ist alles naturgemäß noch viel krasser: in ihrer Zentralregion wie bei den meisten Sternen herrschen Temperaturen von rund 20 Millionen [K]! Massereichere Sterne können sogar noch viel höhere Temperaturen erreichen, wie wir noch sehen werden. Die Temperaturen sind deshalb so hoch, weil die nach innen gerichtete Gravitation das Sternzentrum gnadenlos zusammenquetscht und somit hoch komprimiert - ähnlich wie beim Fahrradschlauch. Unter solchen Verhältnissen ist dann jede Materie gasförmig und ionisiert, d.h. die Atome sind ihrer Elektronen vollständig beraubt. Aufbau des Wasserstoff- Atoms Nebenstehende Grafik skizziert den Aufbau eines Wasserstoffatoms. Es besteht aus einem Proton, welches den Kern darstellt, und wird von einem Elektron in einer Elektronenhülle umkreist. Wird dem Elektron Energie zugeführt, z.B. in Form von Wärme oder eines Gamma- Quants, so verlässt es den Verbund und es bleibt ein ionisierter, positiv geladener Kern (das Proton) zurück. Ein solches ionisiertes Gas nennt man Plasma. Die Atomkerne (hier: Wasserstoff, also Protonen) bewegen sich durch die hohe Temperatur so schnell, dass sie hin und wieder zusammenstoßen. Es kann dann geschehen, dass vier Wasserstoffkerne (Protonen) zu einem Heliumkern verschmelzen. Dabei tritt der so genannte Massendefekt auf - der Heliumkern ist komischerweise ein klein wenig leichter als die Summe aller Ausgangsprodukte! Doch genau das ist es, was die Sonne und alle anderen Sterne leuchten lässt! Dieser winzig kleine Verlust an Masse wird als Energie abgestrahlt. Bei einem einzigen gebildeten Heliumkern beträgt der Massendefekt nur etwa 1%, immerhin verliert die Sonne aber auf diese Weise in jeder Sekunde 4 Millionen Tonnen an Masse. Doch keine Sorge, auch in den nächsten 4 Milliarden Jahren kann sie das problemlos durchhalten. Proton-Proton-Reaktion Im Temperaturbereich, in welchem Kernreaktionen ablaufen, sind keine Elektronen mehr an die Atomkerne gebunden. Die ihnen (in Form von Wärme) zugeführte Energie ist viel zu hoch, als dass die Atomkerne sie noch an sich binden könnten. Durch die Kontraktion interstellarer Materie steigt die Temperatur im Innern eines werdenden Sterns stetig an. Ab etwa 3 Millionen [K] kann die so genannte Proton- Proton- Reaktion einsetzen: zwei Wasserstoffkerne (1H+), von denen jeder nur aus einem (positiv geladenen) Proton besteht, stoßen zusammen und bilden unter Abgabe eines Positrons (e+, das positiv geladene Antiteilchen des Elektrons), eines Elektronneutrinos (½e) und von Energie (E = mc2, Massedefekt!) in Form eines Gamma- Photons (³) einen Deuteriumkern (2D): 1H+ + 1H+ ’ 2D+ + e+ + ½e + ³ 2D+ bedeutet, dass der Wasserstoffkern nun aus 2 Kernteilchen, einem Proton und einem Neutron, besteht. Das neutrale Neutron wird in der oben gezeigten Reaktion dadurch erzeugt, weil eines der beiden Protonen ein Positron abspaltet. Deuterium, auch schwerer Wasserstoff genannt, stellt durch das zusätzliche Neutron ein Isotop des Wasserstoffs dar (die Schreibweise 2H+ ist daher ebenfalls korrekt). Bei dieser Startreaktion wird eine Energiemenge von 0,42 [MeV] freigesetzt. Das freigesetzte Positron reagiert sofort mit einem Elektron - beide vernichten (annihilieren) sich gegenseitig zu 2 Gamma- Quanten: e+ + e- ’ 2 ³ Die bei dieser vollständigen Umwandlung von Materie freigesetzte Energiemenge beträgt 1,022 [MeV], so dass insgesamt 1,442 [MeV] Energie abgestrahlt werden. Zusätzlich trägt das Neutrino noch 0,26 [MeV] davon, hauptsächlich in Form von kinetischer Energie. Doch halt, irgendetwas stimmt hier doch nicht! Ein Neutron ist schwerer als ein Proton, also muss das Deuterium schwerer sein als die beiden Protonen, aus denen es entstand. Wo bleibt dann der Massedefekt? Wieso wird überhaupt Energie freigesetzt? Es müsste doch Energie verbraucht werden! Des Rätsels Lösung liegt in der Bindungsenergie des neuen Atomkerns. Er stellt einen energetisch günstigeren Zustand dar und bei der Vereinigung von Proton und Neutron wird mehr Energie freigesetzt, als zur Bildung des Neutrons erforderlich ist. Interessant ist zudem, dass letzten Endes alle in einem Stern freigesetzte Energie umgewandelte Gravitation ist. Nur durch ihren Druck auf das Zentrum des Sterns werden die Atomkerne so energiereich, dass die Kernfusionen ablaufen können. Wichtig zu wissen: Man beachte, dass die hier genannten Kernverschmelzungen nur aufgrund eines Effektes der Quantenmechanik ablaufen können. Normalerweise sind auch bei den im Sterninnern herrschenden Temperaturen die elektrischen Abstoßungskräfte der Protonen so hoch, dass es nicht zu einer Kernverschmelzung kommen würde. Die Coulombkraft der beiden positiven elektrischen Ladungen würde eine Abstoßung verursachen. Die Protonen müssten also eine sehr hohe Geschwindigkeit haben, um diese Barriere zu überwinden. Nur wenige weisen aber eine solche kinetische Energie auf. Hier greift jedoch der so genannte Tunneleffekt. Ein Proton überwindet hin und wieder die Energiebarriere der elektrischen Abstoßung, indem es sie wie durch einen Tunnel durchdringt. Man kann sich das vorstellen wie einen Bergsteiger, der anstatt die Energie zum Übersteigen eines Berges aufzubringen, einfach durch einen Tunnel marschiert. Solche Durchtunnelungen finden nicht häufig statt, auch nicht in der Quantenwelt, durch die riesige Anzahl an Protonen gibt es aber genügend Kernverschmelzungen, um die Sterne leuchten zu lassen. Bildung eines Deuterium- KernsZwei Protonen (rot) kollidieren und bilden einen Deuteriumkern. Das Neutron entsteht dabei durch die Abspaltung eines Positrons und eines Elektron- Neutrinos. Auch wird Energie freigesetzt, in Form eines Gammaquants (einem Photon). Auf diese PP- Reaktion (Proton-Proton) muss ein Proton etwa 14 Milliarden Jahre warten! Doch sind im Zentrum eines Sterns derart viele Protonen vorhanden, dass zu jedem Zeitpunkt unzählige dieser Zusammenstöße stattfinden und die fortdauernde Energiefreisetzung gewährleistet ist. Das nun gebildete 2D+ reagiert nach nur 1,4 Sekunden mit einem weiteren Proton unter Abgabe eines Gamma-Quants (³) zu einem Heliumisotop: 2D+ + 1H+ ’ 3He2+ + ³ Bei dieser Reaktion werden 5,49 [MeV] an Energie freigesetzt. Nun dauert es nochmals rund 1 Million Jahre, bis dieses 3He2+ mit einem weiteren seiner Art zu einem "richtigen" Heliumkern mit vier Kernteilchen (zwei Protonen und zwei Neutronen), wieder unter Energieabgabe, reagiert. Dabei werden 2 Protonen freigesetzt: 3He2+ + 3He2+ ’ 4He2+ + 1H+ + 1H+ Auch hier wird wiederum Energie freigesetzt, 12,86 [MeV], weil das Helium nochmals einen energetisch günstigeren Zustand als die Ausgangsprodukte darstellt. Im Endeffekt vereinigen sich bei der PP- Reaktion demnach 4 Protonen unter Abgabe von 2 Elektron- Neutrinos und 2 Gamma- Quanten zu einem Heliumkern. Heliumkern Die freigesetzte Energie ist in Form kinetischer Energie, also als Bewegungsenergie der entstandenen Teilchen, sowie als Strahlung vorhanden. Bei der bisher beschriebenen PP- Reaktion wird eine Energiemenge von insgesamt 24,2 [MeV] freigesetzt, entsprechend rund 4 × 10-12 [J]. Sie wird auch PP- Reaktion I genannt, weil sie im Temperaturbereich ab etwa 10 Millionen [K] abläuft, wie es in der Sonne zu über 90% der Fall ist. Die Temperatur im Kern des nun aktiven Sterns steigt durch die freigesetzte Energie rapide an, das heißt der nach außen gerichtete (Bewegungs-) Druck der Gasteilchen würde zusammen mit dem Druck der entstandenen Strahlung den Stern förmlich zerreißen. WasserstoffbrennenDiesem Druck entgegen gerichtet ist aber der Druck der nach innen wirkenden Gravitation, und so stellt sich nach anfänglich unruhiger Phase bald ein hydrostatisches Gleichgewicht ein, welches dem Stern ein ruhiges "Brennen" erlaubt. Die im Kern freigesetzte harte Gammastrahlung gelangt nach und nach zur Oberfläche des Sterns und wird zum Schluss in den Raum abgestrahlt. Jedoch nicht mehr nur als Gammastrahlung, sondern vorwiegend im Licht-, Röntgen- oder Radiowellenbereich. Solche thermalisierte Strahlung entsteht, wenn beispielsweise ein Elektron ein Gammaquant absorbiert und irgendwann diese aufgenommene Energie (E = hv) wieder abgibt, nun allerdings mit etwas erniedrigter Frequenz. Die Verringerung der Frequenz entsteht, weil das Elektron einen Teil der aufgenommenen Energie als Bewegungsenergie (thermische Bewegung!) verbraucht. Nach einiger Zeit wird das veränderte Quant vom nächsten Teilchen absorbiert und wiederum leicht verändert desorbiert usw., bis zum Schluss die ursprüngliche Gammastrahlung den Stern als sichtbares Licht verlässt. Bei Temperaturen ab etwa 15 Millionen [K] treten weitere Nebenreaktionen auf, die als PP- Reaktion II bezeichnet wird: [/QUOTE]
Zitate einfügen…
Name
Authentifizierung
Antworten
Foren
Erwachsenen-Themen
Wissenschaft + Geschichte
Universum
Oben