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<blockquote data-quote="H2SO4" data-source="post: 91571" data-attributes="member: 2506"><p>Hat sich eine bestimmte Menge Helium gebildet, etwa 0,45 Sonnenmassen, ist die Temperatur auf etwa 100 Millionen [K] angestiegen. Jetzt zündet die bisherige Brennasche schlagartig als Heliumflash (flash = Blitz). In nur wenigen Sekunden wird eine gewaltige Energiemenge freigesetzt, welche zunächst aber nicht nach außen abgeführt werden kann, sondern die Temperatur weiter erhöht. Die erhöhte Temperatur des Kerngases lässt aber die Fusionen noch schneller ablaufen, wodurch wiederum noch mehr Energie freigesetzt wird. Kurzfristig, für einige Sekunden, werden im Kern 100 Milliarden (!) Sonnenleuchtkräfte freigesetzt, durch die hohe Temperatur wird die Entartung nun zurückgenommen und das Gas der Kernregion kann wieder expandieren.</p><p></p><p>Durch diese Expansion wird aber Wärmeenergie verbraucht und die Prozesse im Innern normalisieren sich. Die Energien des Flashs werden durch die Expansion darüber liegender Schalen aufgebraucht. Im Kern kann nun eine ruhige Phase des Heliumbrennens ablaufen, bei unserer Sonne wird diese Phase etwa 30 Millionen Jahre dauern. Ein Stern zehnfacher Sonnenmasse hat das Helium bereits nach rund</p><p>100 000 Jahren verbrannt. Bedingt durch die hohen Temperaturen im Innern hat sich die Hülle nun auf fast 140fachen Sonnenradius ausgedehnt. Sie ist deshalb nur noch sehr schwach gravitativ an den Kern gebunden.</p><p></p><p>Sonnenartiger Stern während des HeliumbrennensSchematische Darstellung eines sonnenähnlichen Sterns während der Phase des Heliumbrennens. Dies erfolgt ausschließlich im Zentrum, in einer darüber befindlichen Schale wird noch Wasserstoff fusioniert, dessen Brennasche (Helium) den Kern weiter mit neuem Brennstoff versorgt. Angedeutet sind noch die nach innen gerichtete Eigengravitation und die Strahlungsemission aus der äußeren Konvektionszone.</p><p></p><p>Der Kern des Sterns besteht nach dem Ende des Heliumbrennens nur noch aus Kohlenstoff und Sauerstoff, Helium wird nun nur noch in einer Schale um den Kern weiter fusioniert. Für die weitere Existenz des Sterns ist seine bis jetzt verbliebene Masse, vor allem diejenige der Kernregion, ausschlaggebend. Weitere Kontraktionen und erneute Kernverschmelzungen sind möglich, wenn das Gas im Innern sich wie ein ideales Gas verhält. Je geringer die Masse des Sterns ist, um so mehr muss die Zentralregion kontrahieren um die erforderliche Temperatur zur Zündung des nächsten Kernprozesses zu erreichen. Hierbei ist aber die Gefahr sehr groß, dass das Elektronengas entartet. Bei massearmen Sternen reicht die Eigengravitation nicht aus, um den Kern soweit zusammen zu pressen und damit zu erhitzen, dass die Heliumfusion zünden kann. Hat der Stern sogar eine Masse von weniger als 8% der Sonnenmasse, ist bereits vor Beginn des Wasserstoffbrennens die Kernregion entartet, so dass diese Fusion erst gar nicht einsetzt. Diese Sterne sind die Braunen Zwerge.</p><p></p><p>Besteht der Kern nach dem Heliumbrennen aus einer Kohlenstoffkugel von etwa 1,4 Sonnenmassen, kann bei weiterer Kontraktion ab etwa 500 Millionen [K] das Kohlenstoffbrennen einsetzen. Dies wird aber mit einem ungeheuer energiereichen Flash ausgelöst, welcher den gesamten Stern höchstwahrscheinlich in einer Supernovaexplosion völlig zerreißen wird.</p><p></p><p>Die Plejaden - das Siebengestirn im Sternbild StierDer wohl bekannteste offene Sternhaufen, die Plejaden (M 45). Er liegt in einer Entfernung von nur 400 Lichtjahren und hat eine Ausdehnung von etwa 13 Lichtjahren. Bei den meisten der über 3000 Sterne handelt es sich, insbesondere bei den hier sichtbaren, um massereiche, heiße, junge Sterne, welche durch ihre Strahlung die umgebenden Gas- und Staubwolken als schwach leuchtende blaue Reflexionsnebel erscheinen lassen. Jedoch wurden neuerdings hier auch massearme Braune Zwerge entdeckt.</p><p></p><p>Für jeden Stern gilt: je geringer seine Masse ist, umso geringer ist auch seine Gravitationsenergie. Um die Temperatur im Kern soweit zu erhöhen, dass weitere Fusionen ablaufen können, muss der massearme Stern also viel stärker kontrahieren. Eine sanfte Fusion des Kohlenstoffkerns ist jedoch möglich, wenn dieser rund 0,9 Sonnenmassen aufweist und das Gas noch nicht entartet ist. Dementsprechend muss der Stern eine Gesamtmasse über einer Grenze von 2,3 Sonnenmassen aufweisen, wenn das Heliumbrennen vor Einsetzen der Entartung beginnen soll, und mehr als etwa 8-10fache Sonnenmasse zum Zünden des Kohlenstoffbrennens. Bei genügender Masse ist es damit möglich, dass durch weitere Kontraktionen und Kernprozesse zum Schluss ein reiner Eisenkern entsteht, der dann aber nicht weiter fusionieren kann. Bei erneuter Kontraktion wird er als Neutronenstern oder Schwarzes Loch enden.</p><p></p><p>Sehr massereiche Sterne von 80 bis zur Obergrenze von 120 Sonnenmassen sind von Anfang an instabil. Ihre Kernzone ist zu keiner Zeit entartet, Fusionen laufen durch die ungeheuren Dichten und hohen Temperaturen sehr schnell ab. Kleinste Störungen bringen diese Sterne rasch aus dem Gleichgewicht und führen zu Schwingungen des Sternkörpers, welche letztendlich zum Abstoßen großer Materiemassen führen (siehe auch Hypernovae). Einen weiteren Masseverlust erleiden diese Giganten durch die hohen freigesetzten Energiemengen sowie einem extremen Sternenwind. Die meiste Masse verlieren sie allerdings an ihrem Lebensende in einer Supernovaexplosion.</p><p></p><p>Fusionen in massereichen SternenIn massereichen Sternen können Kernfusionen gleichzeitig in mehreren Zonen ablaufen. Hier ein Schnitt durch einen Roten Überriesen, der in seinem Zentrum Kohlenstoff zu Neon und Magnesium fusioniert. In einer Schale darüber wird Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff umgewandelt, während in der äußeren Schale noch Wasserstoff "brennt".</p><p></p><p><span style="color: red">Die ersten Sterne:</span></p><p></p><p>Entstehung der ersten Sterne</p><p></p><p>Können Sie sich ein Universum vorstellen, in welchem es keine Planeten, Monde und Sterne gibt? Seinerzeit, etwa 100 bis 250 Millionen Jahre nach dem Urknall bestand das Universum aus nichts anderem als rund 75 % Wasserstoff und 25 % Helium (sowie Spuren von Lithium). Es war finster, kein Licht erhellte das nur aus genannten Gasen bestehende All, es gab keine anderen Elemente und schon gar keinen Staub (wir sahen bei der Sternentwicklung, wie wichtig der Staub ist, wenn es darum geht, eine kontrahierende Gaswolke zu kühlen). In diesem Szenario haben sich dennoch die ersten Sterne der Population III bilden können (Population I sind junge, metallreiche Sterne, metallarme alte gehören der Population II an; Astronomen bezeichnen alle chemischen Elemente die schwerer als Helium sind als "Metall"). Was aber war der Auslöser von Kontraktionen? Der beispielsweise von Supernovae ausgehende Druck kam nicht in Betracht, es gab ja noch keine Sterne. Und, wenn es trotzdem zu Kontraktionen kam, gab es einen Kühlungsmechanismus? Wie also war überhaupt die Sternentstehung möglich?</p><p></p><p>Die ersten Sterne Fragen wir uns aber zunächst einmal, ob wir bei einem Blick ins Universum überhaupt noch Sterne entdecken können, die der allerersten Generation angehören. Und wie können wir sie von anderen, jüngeren Exemplaren unterscheiden?</p><p></p><p>Nun, das ließe sich durch spektroskopische Untersuchungen des Sternlichts bewerkstelligen. Wenn die ersten Sterne nur aus Wasserstoff und Helium bestanden, dürfte man im Spektrum keine anderen Metalle (Elemente) erkennen. Zwar werden im Innern eines solchen Sterns neue Elemente ausgebrütet, aber das Zentrum ist nicht konvektiv, d.h. durch Wärmebewegung wird nichts nach außen transportiert. Einen solchen Stern hat man bis jetzt noch nicht gefunden und das wird auch so bleiben: Sterne der Population III können nicht mehr existieren, wie wir jetzt sehen werden.</p><p></p><p>Aus Untersuchungen der kosmischen Hintergrundstrahlung wissen wir, dass es im frühen Universum Dichteschwankungen gab, man könnte sie als Klumpen in der Ursuppe bezeichnen.</p><p></p><p>Verteilung der Dunklen Materie im Universum Die Dunkle Materie spielte dabei sicherlich eine bedeutende Rolle, denn sie entstand zusammen mit der Materie. Während Dichteschwankungen der Materie immer wieder durch die Strahlung geglättet wurden (die Stöße der Photonen verhinderten das Zusammenballen von Teilchen), wechselwirkte die Dunkle Materie damit nicht. Sie entwickelte sich ungestört langsam zu einem Netzwerk aus filamentartigen Strukturen, entlang derer sich nach und nach die gravitativ angezogene Materie ansammelte. In den knotenartigen Verdichtungen konnten sich erste kleine Protogalaxien entwickeln. Diese lagerten sich dann zu Galaxien zusammen. Das Netzwerk aus Filamenten erkennt man noch heute, wenn man betrachtet wie die Galaxienhaufen im Universum verteilt sind. Auch in den Protogalaxien, die vielleicht 100 000 bis 1 Million Sonnenmassen besaßen, bestanden kleinere Filament- Netzwerke.</p><p></p><p>Im Bild ist die Verteilung der Dunklen Materie im Universum dargestellt, zu sehen ist ein Ausschnitt des Himmels von etwa 9facher Größe des Vollmonddurchmessers. Gewonnen aus Aufnahmen des Hubble- Weltraumteleskops wird uns vor Augen geführt, wie die Materie im Kosmos - also Gas, Staub, Sterne und Galaxien - in ein Grundgerüst aus Dunkler Materie eingebettet ist. Die Helligkeit der Klumpen zeigt die Dichte der Masseansammlungen an. Über 1000 Beobachtungsstunden waren nötig, um die bislang größte Übersicht der Verteilung Dunkler Materie zu gewinnen.</p><p></p><p>Die Knoten zogen sich dann gravitativ zusammen. Hierdurch wurden die primordialen (= urzeitlichen) Gasklumpen auf über 1000 [K] erhitzt, wie aber konnte nun Kühlung einsetzen? Durch diese hohe Temperatur muss der Gasdruck doch derart hoch gewesen sein, dass eine weitere Kontraktion bis zum Stern ausgeschlossen war! Nun, der Wasserstoff war seinerzeit atomar, jedoch lagerten sich hin und wieder Atome zu molekularem Wasserstoff (H2) zusammen. Durch diese Verkleinerung des Volumens verringerte sich auch der in der Wolke herrschende Druck, die Gasdichte stieg an und erste Kontraktionen konnten einsetzen.</p><p></p><p>Strukturen im jungen KosmosWir sehen in einer Computer- Simulation die filamentartig angeordnete Materie im jungen Universum, im Alter von 1 Milliarde Jahre waren die Strukturen voll ausgebildet.</p><p></p><p>Die H2- Moleküle kollidierten öfter mit Wasserstoffatomen. Bei solchen Kollisionen werden durch die übertragene kinetische Energie die Elektronen angeregt. Sie verlassen ihren Grundzustand und nehmen ein höheres Energieniveau ein (im Bohrschen Atommodell sagte man noch, sie gelangen auf eine höhere Schale). Lange kann sich ein angeregtes Elektron aber nicht auf dem höheren Niveau halten, es fällt zurück und gibt dabei überschüssige Energie in Form eines Photons ab. Photonen sind nun nichts als kleinste Energiepakete und gleichzeitig kleinster Teil einer elektromagnetischen Welle. Auf diese Weise wird langwellige Infrarotstrahlung emittiert, wodurch die Wolken auf vielleicht 200 bis 300 [K] abkühlen konnten. Diese immer noch relativ hohe Temperatur sagt uns, dass die Jeansmasse der damaligen Wolken deutlich größer gewesen sein muss als es bei den heutigen GMC's (giant molecular clouds) der Fall ist. Und zwar um einen Faktor von bis zu 1000! Weil die Jeansmasse in einer GMC bei etwa einer Sonnenmasse liegt, musste ein Gasklumpen damals also rund 1000 Sonnenmassen aufweisen, um zu einem Stern zu kontrahieren. Dementsprechend waren die ersten Sterne der Population III Giganten von mindestens Hundert, ja möglicherweise bis zu 1000 Sonnenmassen. Ihre Entwicklung verlief rasend schnell und sie endeten schon nach 3 bis 4 Millionen Jahren in (Paarinstabilitäts-) Supernovaexplosionen. Das ist der Grund, weshalb heute kein Pop-III- Stern mehr existiert!</p><p></p><p>Das Universum zur Zeit der Pop-III- Giganten muss einen eigentümlichen Anblick geboten haben. Durch ihre riesige Masse waren solche Sterne superempfindlich gegen kleinste Störungen. Nicht nur durch einen extremen Sternwind bliesen sie große Materiemengen ins All, immer wieder muss es auch gewaltige Ausbrüche gegeben haben, bei denen große Massen abgestoßen wurden. Der Stern Eta Carinae vermittelt uns einen kleinen Eindruck vom damaligen Schauspiel. Hatten die Atomkerne nach der Abkühlung des Kosmos (nach etwa 300 000 Jahren) endlich die Elektronen einfangen und damit neutrale Atome bilden können (Rekombination), so kam es jetzt wieder anders. Die Pop-III-Sterne waren aufgrund ihrer rasend schnellen Fusionen extrem heiß und strahlten deshalb überwiegend hochenergetische UV- Strahlung aus. Diese aber erhitzte das Gas wieder derart, dass die Elektronen erneut die Atomkerne verließen, wir sprechen jetzt vom Zeitalter der Reionisation (ca. 150 bis 400 Millionen Jahre) - das interstellare und intergalaktische Medium wurde wieder ionisiert.</p><p></p><p>Die ersten Sterne? Im Innern der ersten Sterne aber wurden bereits neue, noch nie im Universum gewesene Elemente ausgebrütet: Kohlenstoff, Sauerstoff, Silizium, Stickstoff und viele weitere betraten durch die Supernovaexplosion zum ersten Mal die kosmische Bühne. Sie reicherten nun das primordiale Medium mit Metallen an, welches fortan ganz andere Eigenschaften aufwies. In erster Linie wurden große Mengen an Sauerstoff und Kohlenstoff freigesetzt. Deren Atome kollidierten auch miteinander in den kontrahierenden Gaswolken, wobei sie wieder auf höhere Energieniveaus katapultiert wurden. Sie gelangten erneut zurück in den ursprünglichen Grundzustand, indem sie die überschüssige Energie in Form von Photonen emittierten. Die Energieunterschiede zwischen angeregtem und Grundzustand waren allerdings nicht sehr groß, deshalb spricht man hier von der so genannten Feinstrukturkühlung, die zur Temperaturabsenkung des Gases führte. Darüber hinaus gingen nach einer Weile die von allen Sternen ausgestoßenen Metalle chemische Verbindungen untereinander ein, z.B. verbanden sich Silizium und Sauerstoff zu Siliziumdioxid usw. Daraus der entstand zusätzlich der begehrte Staub für die Kühlungsprozesse nachfolgender Entwicklungen. Jetzt konnten Kontraktionen viel schneller einsetzen, die Jeansmasse verringerte sich und es konnten nur noch relativ massearme Sterne der Population II gebildet werden.</p></blockquote><p></p>
[QUOTE="H2SO4, post: 91571, member: 2506"] Hat sich eine bestimmte Menge Helium gebildet, etwa 0,45 Sonnenmassen, ist die Temperatur auf etwa 100 Millionen [K] angestiegen. Jetzt zündet die bisherige Brennasche schlagartig als Heliumflash (flash = Blitz). In nur wenigen Sekunden wird eine gewaltige Energiemenge freigesetzt, welche zunächst aber nicht nach außen abgeführt werden kann, sondern die Temperatur weiter erhöht. Die erhöhte Temperatur des Kerngases lässt aber die Fusionen noch schneller ablaufen, wodurch wiederum noch mehr Energie freigesetzt wird. Kurzfristig, für einige Sekunden, werden im Kern 100 Milliarden (!) Sonnenleuchtkräfte freigesetzt, durch die hohe Temperatur wird die Entartung nun zurückgenommen und das Gas der Kernregion kann wieder expandieren. Durch diese Expansion wird aber Wärmeenergie verbraucht und die Prozesse im Innern normalisieren sich. Die Energien des Flashs werden durch die Expansion darüber liegender Schalen aufgebraucht. Im Kern kann nun eine ruhige Phase des Heliumbrennens ablaufen, bei unserer Sonne wird diese Phase etwa 30 Millionen Jahre dauern. Ein Stern zehnfacher Sonnenmasse hat das Helium bereits nach rund 100 000 Jahren verbrannt. Bedingt durch die hohen Temperaturen im Innern hat sich die Hülle nun auf fast 140fachen Sonnenradius ausgedehnt. Sie ist deshalb nur noch sehr schwach gravitativ an den Kern gebunden. Sonnenartiger Stern während des HeliumbrennensSchematische Darstellung eines sonnenähnlichen Sterns während der Phase des Heliumbrennens. Dies erfolgt ausschließlich im Zentrum, in einer darüber befindlichen Schale wird noch Wasserstoff fusioniert, dessen Brennasche (Helium) den Kern weiter mit neuem Brennstoff versorgt. Angedeutet sind noch die nach innen gerichtete Eigengravitation und die Strahlungsemission aus der äußeren Konvektionszone. Der Kern des Sterns besteht nach dem Ende des Heliumbrennens nur noch aus Kohlenstoff und Sauerstoff, Helium wird nun nur noch in einer Schale um den Kern weiter fusioniert. Für die weitere Existenz des Sterns ist seine bis jetzt verbliebene Masse, vor allem diejenige der Kernregion, ausschlaggebend. Weitere Kontraktionen und erneute Kernverschmelzungen sind möglich, wenn das Gas im Innern sich wie ein ideales Gas verhält. Je geringer die Masse des Sterns ist, um so mehr muss die Zentralregion kontrahieren um die erforderliche Temperatur zur Zündung des nächsten Kernprozesses zu erreichen. Hierbei ist aber die Gefahr sehr groß, dass das Elektronengas entartet. Bei massearmen Sternen reicht die Eigengravitation nicht aus, um den Kern soweit zusammen zu pressen und damit zu erhitzen, dass die Heliumfusion zünden kann. Hat der Stern sogar eine Masse von weniger als 8% der Sonnenmasse, ist bereits vor Beginn des Wasserstoffbrennens die Kernregion entartet, so dass diese Fusion erst gar nicht einsetzt. Diese Sterne sind die Braunen Zwerge. Besteht der Kern nach dem Heliumbrennen aus einer Kohlenstoffkugel von etwa 1,4 Sonnenmassen, kann bei weiterer Kontraktion ab etwa 500 Millionen [K] das Kohlenstoffbrennen einsetzen. Dies wird aber mit einem ungeheuer energiereichen Flash ausgelöst, welcher den gesamten Stern höchstwahrscheinlich in einer Supernovaexplosion völlig zerreißen wird. Die Plejaden - das Siebengestirn im Sternbild StierDer wohl bekannteste offene Sternhaufen, die Plejaden (M 45). Er liegt in einer Entfernung von nur 400 Lichtjahren und hat eine Ausdehnung von etwa 13 Lichtjahren. Bei den meisten der über 3000 Sterne handelt es sich, insbesondere bei den hier sichtbaren, um massereiche, heiße, junge Sterne, welche durch ihre Strahlung die umgebenden Gas- und Staubwolken als schwach leuchtende blaue Reflexionsnebel erscheinen lassen. Jedoch wurden neuerdings hier auch massearme Braune Zwerge entdeckt. Für jeden Stern gilt: je geringer seine Masse ist, umso geringer ist auch seine Gravitationsenergie. Um die Temperatur im Kern soweit zu erhöhen, dass weitere Fusionen ablaufen können, muss der massearme Stern also viel stärker kontrahieren. Eine sanfte Fusion des Kohlenstoffkerns ist jedoch möglich, wenn dieser rund 0,9 Sonnenmassen aufweist und das Gas noch nicht entartet ist. Dementsprechend muss der Stern eine Gesamtmasse über einer Grenze von 2,3 Sonnenmassen aufweisen, wenn das Heliumbrennen vor Einsetzen der Entartung beginnen soll, und mehr als etwa 8-10fache Sonnenmasse zum Zünden des Kohlenstoffbrennens. Bei genügender Masse ist es damit möglich, dass durch weitere Kontraktionen und Kernprozesse zum Schluss ein reiner Eisenkern entsteht, der dann aber nicht weiter fusionieren kann. Bei erneuter Kontraktion wird er als Neutronenstern oder Schwarzes Loch enden. Sehr massereiche Sterne von 80 bis zur Obergrenze von 120 Sonnenmassen sind von Anfang an instabil. Ihre Kernzone ist zu keiner Zeit entartet, Fusionen laufen durch die ungeheuren Dichten und hohen Temperaturen sehr schnell ab. Kleinste Störungen bringen diese Sterne rasch aus dem Gleichgewicht und führen zu Schwingungen des Sternkörpers, welche letztendlich zum Abstoßen großer Materiemassen führen (siehe auch Hypernovae). Einen weiteren Masseverlust erleiden diese Giganten durch die hohen freigesetzten Energiemengen sowie einem extremen Sternenwind. Die meiste Masse verlieren sie allerdings an ihrem Lebensende in einer Supernovaexplosion. Fusionen in massereichen SternenIn massereichen Sternen können Kernfusionen gleichzeitig in mehreren Zonen ablaufen. Hier ein Schnitt durch einen Roten Überriesen, der in seinem Zentrum Kohlenstoff zu Neon und Magnesium fusioniert. In einer Schale darüber wird Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff umgewandelt, während in der äußeren Schale noch Wasserstoff "brennt". [COLOR=red]Die ersten Sterne:[/COLOR] Entstehung der ersten Sterne Können Sie sich ein Universum vorstellen, in welchem es keine Planeten, Monde und Sterne gibt? Seinerzeit, etwa 100 bis 250 Millionen Jahre nach dem Urknall bestand das Universum aus nichts anderem als rund 75 % Wasserstoff und 25 % Helium (sowie Spuren von Lithium). Es war finster, kein Licht erhellte das nur aus genannten Gasen bestehende All, es gab keine anderen Elemente und schon gar keinen Staub (wir sahen bei der Sternentwicklung, wie wichtig der Staub ist, wenn es darum geht, eine kontrahierende Gaswolke zu kühlen). In diesem Szenario haben sich dennoch die ersten Sterne der Population III bilden können (Population I sind junge, metallreiche Sterne, metallarme alte gehören der Population II an; Astronomen bezeichnen alle chemischen Elemente die schwerer als Helium sind als "Metall"). Was aber war der Auslöser von Kontraktionen? Der beispielsweise von Supernovae ausgehende Druck kam nicht in Betracht, es gab ja noch keine Sterne. Und, wenn es trotzdem zu Kontraktionen kam, gab es einen Kühlungsmechanismus? Wie also war überhaupt die Sternentstehung möglich? Die ersten Sterne Fragen wir uns aber zunächst einmal, ob wir bei einem Blick ins Universum überhaupt noch Sterne entdecken können, die der allerersten Generation angehören. Und wie können wir sie von anderen, jüngeren Exemplaren unterscheiden? Nun, das ließe sich durch spektroskopische Untersuchungen des Sternlichts bewerkstelligen. Wenn die ersten Sterne nur aus Wasserstoff und Helium bestanden, dürfte man im Spektrum keine anderen Metalle (Elemente) erkennen. Zwar werden im Innern eines solchen Sterns neue Elemente ausgebrütet, aber das Zentrum ist nicht konvektiv, d.h. durch Wärmebewegung wird nichts nach außen transportiert. Einen solchen Stern hat man bis jetzt noch nicht gefunden und das wird auch so bleiben: Sterne der Population III können nicht mehr existieren, wie wir jetzt sehen werden. Aus Untersuchungen der kosmischen Hintergrundstrahlung wissen wir, dass es im frühen Universum Dichteschwankungen gab, man könnte sie als Klumpen in der Ursuppe bezeichnen. Verteilung der Dunklen Materie im Universum Die Dunkle Materie spielte dabei sicherlich eine bedeutende Rolle, denn sie entstand zusammen mit der Materie. Während Dichteschwankungen der Materie immer wieder durch die Strahlung geglättet wurden (die Stöße der Photonen verhinderten das Zusammenballen von Teilchen), wechselwirkte die Dunkle Materie damit nicht. Sie entwickelte sich ungestört langsam zu einem Netzwerk aus filamentartigen Strukturen, entlang derer sich nach und nach die gravitativ angezogene Materie ansammelte. In den knotenartigen Verdichtungen konnten sich erste kleine Protogalaxien entwickeln. Diese lagerten sich dann zu Galaxien zusammen. Das Netzwerk aus Filamenten erkennt man noch heute, wenn man betrachtet wie die Galaxienhaufen im Universum verteilt sind. Auch in den Protogalaxien, die vielleicht 100 000 bis 1 Million Sonnenmassen besaßen, bestanden kleinere Filament- Netzwerke. Im Bild ist die Verteilung der Dunklen Materie im Universum dargestellt, zu sehen ist ein Ausschnitt des Himmels von etwa 9facher Größe des Vollmonddurchmessers. Gewonnen aus Aufnahmen des Hubble- Weltraumteleskops wird uns vor Augen geführt, wie die Materie im Kosmos - also Gas, Staub, Sterne und Galaxien - in ein Grundgerüst aus Dunkler Materie eingebettet ist. Die Helligkeit der Klumpen zeigt die Dichte der Masseansammlungen an. Über 1000 Beobachtungsstunden waren nötig, um die bislang größte Übersicht der Verteilung Dunkler Materie zu gewinnen. Die Knoten zogen sich dann gravitativ zusammen. Hierdurch wurden die primordialen (= urzeitlichen) Gasklumpen auf über 1000 [K] erhitzt, wie aber konnte nun Kühlung einsetzen? Durch diese hohe Temperatur muss der Gasdruck doch derart hoch gewesen sein, dass eine weitere Kontraktion bis zum Stern ausgeschlossen war! Nun, der Wasserstoff war seinerzeit atomar, jedoch lagerten sich hin und wieder Atome zu molekularem Wasserstoff (H2) zusammen. Durch diese Verkleinerung des Volumens verringerte sich auch der in der Wolke herrschende Druck, die Gasdichte stieg an und erste Kontraktionen konnten einsetzen. Strukturen im jungen KosmosWir sehen in einer Computer- Simulation die filamentartig angeordnete Materie im jungen Universum, im Alter von 1 Milliarde Jahre waren die Strukturen voll ausgebildet. Die H2- Moleküle kollidierten öfter mit Wasserstoffatomen. Bei solchen Kollisionen werden durch die übertragene kinetische Energie die Elektronen angeregt. Sie verlassen ihren Grundzustand und nehmen ein höheres Energieniveau ein (im Bohrschen Atommodell sagte man noch, sie gelangen auf eine höhere Schale). Lange kann sich ein angeregtes Elektron aber nicht auf dem höheren Niveau halten, es fällt zurück und gibt dabei überschüssige Energie in Form eines Photons ab. Photonen sind nun nichts als kleinste Energiepakete und gleichzeitig kleinster Teil einer elektromagnetischen Welle. Auf diese Weise wird langwellige Infrarotstrahlung emittiert, wodurch die Wolken auf vielleicht 200 bis 300 [K] abkühlen konnten. Diese immer noch relativ hohe Temperatur sagt uns, dass die Jeansmasse der damaligen Wolken deutlich größer gewesen sein muss als es bei den heutigen GMC's (giant molecular clouds) der Fall ist. Und zwar um einen Faktor von bis zu 1000! Weil die Jeansmasse in einer GMC bei etwa einer Sonnenmasse liegt, musste ein Gasklumpen damals also rund 1000 Sonnenmassen aufweisen, um zu einem Stern zu kontrahieren. Dementsprechend waren die ersten Sterne der Population III Giganten von mindestens Hundert, ja möglicherweise bis zu 1000 Sonnenmassen. Ihre Entwicklung verlief rasend schnell und sie endeten schon nach 3 bis 4 Millionen Jahren in (Paarinstabilitäts-) Supernovaexplosionen. Das ist der Grund, weshalb heute kein Pop-III- Stern mehr existiert! Das Universum zur Zeit der Pop-III- Giganten muss einen eigentümlichen Anblick geboten haben. Durch ihre riesige Masse waren solche Sterne superempfindlich gegen kleinste Störungen. Nicht nur durch einen extremen Sternwind bliesen sie große Materiemengen ins All, immer wieder muss es auch gewaltige Ausbrüche gegeben haben, bei denen große Massen abgestoßen wurden. Der Stern Eta Carinae vermittelt uns einen kleinen Eindruck vom damaligen Schauspiel. Hatten die Atomkerne nach der Abkühlung des Kosmos (nach etwa 300 000 Jahren) endlich die Elektronen einfangen und damit neutrale Atome bilden können (Rekombination), so kam es jetzt wieder anders. Die Pop-III-Sterne waren aufgrund ihrer rasend schnellen Fusionen extrem heiß und strahlten deshalb überwiegend hochenergetische UV- Strahlung aus. Diese aber erhitzte das Gas wieder derart, dass die Elektronen erneut die Atomkerne verließen, wir sprechen jetzt vom Zeitalter der Reionisation (ca. 150 bis 400 Millionen Jahre) - das interstellare und intergalaktische Medium wurde wieder ionisiert. Die ersten Sterne? Im Innern der ersten Sterne aber wurden bereits neue, noch nie im Universum gewesene Elemente ausgebrütet: Kohlenstoff, Sauerstoff, Silizium, Stickstoff und viele weitere betraten durch die Supernovaexplosion zum ersten Mal die kosmische Bühne. Sie reicherten nun das primordiale Medium mit Metallen an, welches fortan ganz andere Eigenschaften aufwies. In erster Linie wurden große Mengen an Sauerstoff und Kohlenstoff freigesetzt. Deren Atome kollidierten auch miteinander in den kontrahierenden Gaswolken, wobei sie wieder auf höhere Energieniveaus katapultiert wurden. Sie gelangten erneut zurück in den ursprünglichen Grundzustand, indem sie die überschüssige Energie in Form von Photonen emittierten. Die Energieunterschiede zwischen angeregtem und Grundzustand waren allerdings nicht sehr groß, deshalb spricht man hier von der so genannten Feinstrukturkühlung, die zur Temperaturabsenkung des Gases führte. Darüber hinaus gingen nach einer Weile die von allen Sternen ausgestoßenen Metalle chemische Verbindungen untereinander ein, z.B. verbanden sich Silizium und Sauerstoff zu Siliziumdioxid usw. Daraus der entstand zusätzlich der begehrte Staub für die Kühlungsprozesse nachfolgender Entwicklungen. Jetzt konnten Kontraktionen viel schneller einsetzen, die Jeansmasse verringerte sich und es konnten nur noch relativ massearme Sterne der Population II gebildet werden. [/QUOTE]
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