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<blockquote data-quote="H2SO4" data-source="post: 91586" data-attributes="member: 2506"><p>Extrem massereiche Sterne befinden sich von ihrer Geburt an in einem sehr instabilen Zustand. Die nach innen gerichtete Gravitationskraft der bis zu etwa 120- fachen Sonnenmassen sorgen im Zentrum des Sterns für wahrhaft exotische Verhältnisse. Druck und Temperatur sind derart hoch, dass der vorhandene, riesige Vorrat an Kernbrennstoff sehr schnell, innerhalb weniger Millionen Jahre, verbraucht wird. Die Kernreaktionen laufen unvergleichlich schneller und häufiger ab als in Sternen von etwa Sonnengröße, diese Masseriesen verschwenden ihren Kernbrennstoff geradezu.</p><p></p><p>Dementsprechend hoch ist die Strahlungsemission solcher Giganten, sie kann diejenige der Sonne leicht um das Millionenfache übertreffen. Jede kleine Störung des empfindlichen hydrostatischen Gleichgewichts innerhalb des Sterns löst Schwingungen aus, die mit immer größer werdender Amplitude den Sternkörper durchlaufen. Treffen sie auf die Oberfläche, werden große Materiemengen abgestoßen. Auch durch einen extrem hohen Sternwind entledigt sich der Riese überflüssiger Masse.</p><p></p><p>Das Hubble Weltraumteleskop (HST) hat im südlichen Sternbild Carina (Schiffskiel) den Stern Eta Carinae (· Car) in einer unvergleichlichen Aufnahme abgelichtet:</p><p></p><p>Eta Carinae, Bild anklicken für GroßansichtDieser Stern im Nebel NGC 3372 ist nur 7500 Lichtjahre von der Erde entfernt und besitzt eine 100- fache Sonnenmasse. Damit ist er der zurzeit massereichste bekannte Stern. Heute leuchtet Eta Carinae mit einer Helligkeit von 6m, im 19. Jahrhundert war er aber mit -1m einer der hellsten Sterne am Firmament. 1841 erlitt er einen gigantischen Ausbruch, bei welchem große Materiemengen abgesprengt wurden, welche heute keulenartig mit einer Ausdehnung von einem halben Lichtjahr den Stern als Homunculus Nebel umgeben. Erstaunlich, dass der Stern diese Explosion mit der Wucht und Helligkeit einer Supernova scheinbar unbeschadet überstand.</p><p></p><p>Über fünfmillionenmal größer als die Strahlungsemission der Sonne ist die von Eta Carinae.</p><p></p><p>Eta Carinae Aufgrund seiner großen Masse wird dieser Stern eines Tages - man rechnet in etwa</p><p>20 000 Jahren damit - in einem gewaltigen Spektakel sein Ende nehmen. Er wird in einem Hypernova- Ausbruch vergehen, einem Ereignis, das noch Hundert Mal mehr Energie freisetzt als eine Supernova. Hypernovae sind Quellen ausgeprägter GRB's (Gamma Ray Burst). Abschätzungen zufolge könnte durch den Gammastrahlen- Blitz das Leben auf der Erde ernsthaft beeinträchtigt werden. Aufgrund der relativen Nähe von Eta Car ist eine letale Strahlungsdosis für Mensch und Tier nicht auszuschließen. Eta Carinae ist so groß, dass der Stern sich bis zur Jupiterbahn ausdehnen würde. In einer Aufnahme des YEPUN- 8,2 m- Teleskops der ESO mit der adaptiven Optik NAOS-CONICA sehen wir Eta Carinae mit dessen näherer Umgebung. Kein Wunder, dass er sich in Gas- und Staubwolken einhüllt, verliert er allein durch den Sternwind über 500 Erdmassen jährlich. Links die Hubble- Aufnahme. </p><p></p><p>Was aber ist nun eigentlich eine Hypernova? Von massereichen Sternen, die als Supernova enden wissen wir, dass nach der Entstehung eines Neutronensterns im Innern die ganze restliche Sternhülle in einer gewaltigen Explosion fortgeblasen wird, weil sie vom nicht weiter komprimierbaren Neutronenstern zurückprallt. Bei einer Hypernova ist das anders.</p><p></p><p>In relativ kurzer Zeit sind im Innern eines überschweren Sterns sämtliche möglichen Fusionen abgelaufen, höhere Elemente können nicht mehr entstehen. Im Zentrum befindet sich am Ende eine riesige Kugel aus Eisen und Nickel, es wird keine Energie mehr freigesetzt (lediglich noch in den weiterhin brennenden Schalen um den Kern) und damit fehlt jetzt der stützende Gas- bzw. Strahlungsdruck. Es gibt nichts mehr, was den nun übermächtigen, nach innen gerichteten Gravitationsdruck ausgleichen könnte. Die Eisenkugel, deren Masse größer ist als die eines Neutronensterns, bricht unter diesem Druck vollständig in sich zusammen, in Sekundenbruchteilen kollabiert sie zu einem Schwarzen Loch. </p><p></p><p>Während in den Schalen um den ehemaligen Kern noch munter weitere Fusionen stattfinden, ist das Sternzentrum jetzt so gut wie leergeräumt. Weil alle Sterne rotieren, muss aufgrund des Impulserhaltungssatzes auch das Schwarze Loch rotieren. Weil eben der Drehimpuls der ehemaligen Eisenkugel erhalten bleibt, rotiert das Loch von Beginn an sehr schnell.</p><p></p><p>Kaum ist es gebildet, beginnt es auch schon mit der "Arbeit": dem Aufsammeln von Materie. Diese steht ja in genügendem Umfang vom Rest des Sterns zur Verfügung und sie bildet nun eine Akkretionsscheibe um das Loch. Durch die einströmende Materie wird ihm zusätzlicher Drehimpuls zugeführt und es rotiert noch schneller.</p><p></p><p>Jets schießen aus dem Schwarzen LochDer Stern hatte ja bereits ein Magnetfeld, welches mit der Materie in die Scheibe gelangt. Auch dessen Feldlinien werden von der Rotation erfasst und miteinander verwirbelt. Durch die Reibung innerhalb der Scheibe wird das Material hoch erhitzt und vollständig ionisiert. Aufgrund differentieller Rotation verstärkt sich das Magnetfeld noch weiter. Entlang der Feldlinien wird jetzt das heiße Plasma mitgerissen. Kaum eine Sekunde nach dem Zusammenbruch schießen zwei ultrarelativistisch beschleunigte, entgegengesetzte Materiestrahlen - so genannte Jets - aus den Magnetpolen des Schwarzen Loches. Umgebende oder noch herabstürzende Materie wird verdrängt. Die ganze Sternhülle wird in Sekundenschnelle durchstoßen und dabei vollständig zerstört.</p><p></p><p>Doch damit nicht genug, die Irrsinnsfahrt der Materie schießt weiter mit fast Lichtgeschwindigkeit in die Umgebung des ehemaligen Sterns. Hier prallen die Jets auf die vom Stern früher abgestoßene Materie, das Material wird geschockt und ultrahoch erhitzt - bis auf 10 Milliarden Grad - der Gammablitz wird erzeugt! Weil auch hier noch Magnetfelder vorhanden sind, ist der Ort des Geschehens Quelle von Synchrotronstrahlung </p><p></p><p>Eine weitere Aufnahme von Eta Carinae, die durch den Midcourse Space Experiment- Satelliten (MSX) gewonnen wurde. Es handelt sich um eine Falschfarben- Infrarotaufnahme, wir sehen also im Infraroten glühende Gas- und Staubwolken. Der Stern ist der helle Punkt in der Bildmitte. Bei der Explosion eines solchen massereichen Sterns wird eine ungeheure Energiemenge, etwa 1049 Joule, innerhalb kürzester Zeit freigesetzt. Um diese Energie abzugeben, müsste die Sonne 1000 Milliarden Jahre mit ihrer heutigen Leistung strahlen. Ein großer Teil der freigesetzten Energie wird wie gesagt in Form eines gewaltigen Gammastrahlen- Blitzes ins All rasen. Bis zu 1000 Sekunden lang kann ein solcher Burst andauern. Selbst über die Distanz, in der Eta Carinae zu uns liegt, kann dieser Burst noch verheerende Auswirkungen auf das irdische Leben haben.</p><p></p><p>Hypernovaexplosionen sind also stets mit starken Gammabursts verbunden, Gammastrahlenblitzen, die aus allen Himmelsrichtungen aus den Tiefen des Alls zu uns gelangen. Zwar kennt man sie schon seit den späten 1960ern, doch erst im März 1998 hatte man einen Gammablitz registriert und drei Wochen später das optische Gegenstück als Quelle identifizieren können. Das explodierte Objekt strahlte noch heller als die gesamte entfernte Galaxie in der es sich befand.</p><p></p><p>GRB991216Zum erstenmal im November 2000 haben Wissenschaftler bei einem Gammablitz aus derselben Quelle Emissionslinien des Eisens nachweisen können. Die Quelle des Gammabursts GRB 991216 liegt etwa 8 Milliarden Lichtjahre von der Erde entfernt. Es war einer der heftigsten Gammaausbrüche, die bis dahin beobachtet wurden. Zu ihrer Entstehung gibt es viele Theorien, dass beispielsweise zwei sehr massive Körper wie Neutronensterne kollidieren. Doch anhand der Eisenlinien war man sich relativ sicher, dass hier eine Hypernova explodiert ist und wir Zeuge der Entstehung eines Schwarzen Lochs geworden sind.</p><p></p><p>Am 29. März 2003 entdeckte NASA's High Energy Transient Explorer (HETE-II) einen noch weit helleren Gammastrahlenblitz. Schon 90 Minuten später erfasste ein 40-Zoll-Teleskop des australischen Siding Spring Observatory das "Nachglühen" ("afterglow") im optischen Bereich. Und bereits 24 Stunden nach dem Blitz konnte der UVES high-dispersion spectrograph des 8.2-m VLT KUEYEN Teleskops des ESO Paranal Observatoriums in Chile ein erstes, sehr detailliertes Spektrum aufnehmen. Hieraus ergab sich eine Entfernung von 2,65 Millionen Lichtjahren, entsprechend einer Rotverschiebung von z = 0,1685. Nach dem Datum des Erscheinens erhielt der Burst die Bezeichnung GRB 030329.</p><p></p><p>Gammaburst GRB 030329Weitere Beobachtungen in den nachfolgenden Monaten mit den FORS1- und FORS2- Instrumenten des VLT zeigen das Nachglühen der Gammaquelle. Sehr intensive spektrale Untersuchungen eines internationalen Astronomenteams ergaben erstmalig ganz eindeutig, dass hier eine Hypernova explodiert ist. Ausgangspunkt war demnach ein so genannter Wolf-Rayet Stern (WR) von mehr als 25 Sonnenmassen, der ursprünglich fast nur aus Wasserstoff bestand. Tritt ein massereicher Stern nun in die WR- Phase ein, hat er bereits große Materiemengen abgestoßen und sich seiner Wasserstoffhüle entledigt. Er besteht nur noch aus Helium, Sauerstoff und noch schwereren Elementen. Das übrige Szenario wurde schon beschrieben: Der Kern kollabiert zum Schwarzen Loch, Material der restlichen Hülle bildet eine Akkretionsscheibe und innerhalb einer Sekunde schießt ein Jet durch die Hülle und zerstört sie vollständig. Beim Auftreffen des Strahls auf das früher ausgestoßene Material wird dies geschockt und der Gammaburst entsteht.</p><p></p><p>Ein Gammaburst ist also ein ziemlich eindeutiges Indiz für die Explosion einer Hypernova, zumal wenn wir wie beim GRB 030329 in relativer Nähe den Glutball beobachten können. Darüber hinaus sind wir bei einem derartigen Ereignis Zeugen der Geburt eines Schwarzen Loches. Was noch zu tun bleibt ist der Nachweis, dass tatsächlich eines entstanden ist. Die Beobachtung ist jedoch ungemein schwierig, weil Schwarze Löcher in der Tat richtig schwarz sind. Nur wenn sie sich mit einer Akkretionsscheibe umgeben, können wir durch deren Detektion indirekt den Nachweis führen. </p><p></p><p><span style="color: red">Planetarische Nebel:</span></p><p></p><p>Der erste, der diese Art Gasnebel entdeckte, war William Herschel, als er vor rund 200 Jahren den Himmel durchmusterte. Er nannte sie Planetarische Nebel, weil sie ihn an das Aussehen einer Planetenscheibe im Teleskop erinnerten. Doch schon er selbst fand heraus, dass meist im Zentrum eines solchen Nebels ein Stern zu finden war.</p><p></p><p>Später erkannte man dann (1864, William Huggins), dass diese Objekte aus recht dünnem Gas bestehen. Bei spektroskopischen Untersuchungen fanden sich Emissionslinien von Wasserstoff, doch auch bis dahin unbekannte (sogenannte verbotene) Linien, welche man einem chemischen Element namens Nebulium zuordnete. Aber diese Linien in den Spektren (siehe hierzu auch Spektralklassen) waren nicht dem neuen (in Wirklichkeit nicht existierenden!) Element zuzuordnen, sondern durch einen physikalischen Vorgang erklärbar. </p><p></p><p>Durch die energiereiche UV- Strahlung des Zentralsterns werden Elektronen des Wasserstoffs so angeregt, dass sie den Atomkern, das Proton, verlassen können. Damit befinden sich in einem Planetarischen Nebel viele freie, ionisierte Elektronen und Protonen. Irgendwann kann ein solches Proton aber wieder ein Elektron einfangen ("Rekombination"), welches sich aber zunächst auf einem hohen Energieniveau (d.h. in relativ weiter Entfernung vom Atomkern) befindet. Fällt es dann zurück in den Grundzustand (ein niedriges Energieniveau, auch Orbitale oder Aufenthaltwahrscheinlichkeit genannt) setzt es Energie frei (und zwar in Form von Photonen) und die verbotenen Linien werden erzeugt.</p><p></p><p>Auch höhere Elemente wie Helium, Sauerstoff und Stickstoff können an diesem Prozess teilhaben. Nach der Rekombination des Atoms kann es wieder ein energiereiches, stellares UV- Photon absorbieren und die Ionisation wiederholt sich. Das Besondere an den Planetarischen Nebeln ist, dass aufgrund der geringen Gasdichte jedes UV- Photon eine Ionisation auslöst, und damit ist die Zahl der beobachtbaren Rekombinationsphotonen proportional der UV- Leuchtkraft des Zentralsterns.</p><p></p><p>Weil nun die visuelle Helligkeit des Sterns proportional zur visuellen Leuchtkraft ist, kann man aus dem Verhältnis der Helligkeiten des Sterns und des Nebels auf die Temperatur des Sterns schließen. Daher wissen wir, dass die Zentralsterne Planetarischer Nebel so ziemlich die heißesten Sterne sind, denn man findet Oberflächentemperaturen von 30 000 bis 200 000 [K]. Diese Sterne sind Weiße Zwerge. </p><p></p><p>Planetarische Nebel zählen mit zu den beeindruckendsten Objekten am Himmel mit einer Fülle verschiedenster Formen. Das Spektrum geht dabei von einfachen, kugelförmigen Blasen über Doppel- und Dreifachhüllen bis hin zu irregulären Erscheinungsbildern. Wie aber entstehen nun diese leuchtenden Nebel?</p><p></p><p>NGC 7027Im Sternbild Cygnus (Schwan) findet man den Planetarischen Nebel NGC 7027. In rund 3000 Lichtjahren Entfernung zeigt uns dieses Beispiel nochmals sehr deutlich, welches Schicksal auch unserer Sonne eines Tages bevorsteht. Auch dieser Stern hat sich, nachdem er sich zuvor zum Roten Riesen aufblähte, nun aller überschüssigen Materie entledigt. Übrig geblieben ist ein Weißer Zwerg derder durch die enorme UV- Strahlung seine ehemalige Hülle zum Leuchten anregt. </p><p></p><p>Bedingung für die Bildung ist zunächst ein Stern im Endstadium seiner Lebensphase, wenn er das Riesenstadium erreicht hat. Bis dahin umgibt er sich bereits durch ständigen Masseverlust (u.a. durch Sternwind) mit einer expandierenden Gashülle. Diese Hülle ist innen viel dichter als außen, weil mit zunehmenden Alter die Leuchtkraft des Sterns und damit sein Masseverlust ansteigt.</p><p></p><p>Irgendwann hat der Riesenstern fast seine komplette Hülle abgestoßen, und es liegt ein heißer, noch aktiver Kern mit einer brennenden und stets dünner werdenden Wasserstoffschale frei. Von diesem Rest weht nun ein sehr schneller Wind, der die Gaswolke mehr und mehr zu einer Kugelschale zusammendrückt.</p><p></p><p>Ringnebel in der Leier Der wohl berühmteste Planetarische Nebel, der Ringnebel M 57 (NGC 6720) in der Leier. Der Nebel hat einen Durchmesser von etwa einem Lichtjahr und ist 2000 Lichtjahre entfernt. Die blauen Farben zeigen heißes Helium an, grün ionisierten Sauerstoff und rot ionisierten Stickstoff. Das Gas leuchtet, weil der Zentralstern sehr intensive UV- Strahlung emittiert. Er selbst hat eine Oberflächentemperatur von</p><p>120 000 [K].</p><p></p><p>Inzwischen steigt die Temperatur des Reststerns weiter an, und ab etwa 30 000 [K] wird soviel UV- Strahlung freigesetzt, dass die Gaswolke ihre "Beleuchtung" einschaltet, es ist ein Planetarischer Nebel entstanden. Diesen kann man nun für vielleicht 50 000 Jahre bewundern, doch dann wird er so verdünnt sein, dass er schließlich ganz erlischt. Übrig bleibt von dem ganzen Schauspiel nur ein sich ewig langsam abkühlender Weißer Zwerg, der letzte Zeuge eines vielleicht einstmals wundervollen Sonnensystems wie dem unseren. </p><p></p><p>Chandrasekhar- Grenze</p><p></p><p>Von einer bestimmten Masse an aufwärts kann ein Stern nicht mehr den relativ "stillen Tod" sterben, wie ihn eines Tages auch unsere Sonne ereilen wird und sie schließlich nach dem Roten Riesen- Stadium zu einem Weißen Zwerg mutiert. Bereits 1931 berechnete der Astronom S. Chandrasekhar, dass ein Stern oberhalb einer Grenze von 1,4 Sonnenmassen nicht mehr als erdgroßer Weißer Zwerg existieren kann. Vielmehr wird der Rest des Sterns, sein Zentralbereich, durch die ungehemmt einwirkende Gravitation zu einem Ball von nur noch 20 [Km] Durchmesser zusammen gequetscht. Dieses Gebilde ist ein Neutronenstern. Liegt die Restmasse über 2 Sonnenmassen, geht der Kollaps unweigerlich weiter bis zum Schwarzen Loch.</p><p></p><p>Der Zusammenbruch</p><p></p><p>Ein massiver Stern verliert ständig durch emittierte Strahlung und starken Sonnenwind an Masse. Besitzt sein Zentrum nach Ablauf aller Fusionsreaktionen und damit seiner aktiven Lebensspanne noch eine Masse oberhalb der Chandrasekhar- Grenze, so wird sein Ende höchst dramatisch verlaufen. Der Kern besteht nur noch aus Eisen und Nickel, welches nicht weiter fusionieren kann. Zwar werden in verschiedenen, wie bei einer Zwiebel um den Kern zentrierten Schalen noch weitere Fusionen ablaufen, aber die hier noch freigesetzte Energie reicht nun nicht aus, der Gravitation Paroli zu bieten. Immerhin befindet sich jetzt im Sternzentrum eine Eisen/Nickel- Kugel von mehr als Erdgröße. Hier aber fehlt nun völlig der bislang durch die Kernfusionen erzeugte Gas- und Strahlungsdruck, der die nach innen gerichtete Gravitationswirkung ausglich. Die Gravitation wird jetzt übermächtig und presst den Kern zusammen. Selbst auch der zunächst einsetzende Entartungsdruck der Elektronen kann ihr nicht mehr standhalten, der Kollaps des Sterns geht unaufhaltsam weiter.</p><p></p><p>Photodissoziation</p></blockquote><p></p>
[QUOTE="H2SO4, post: 91586, member: 2506"] Extrem massereiche Sterne befinden sich von ihrer Geburt an in einem sehr instabilen Zustand. Die nach innen gerichtete Gravitationskraft der bis zu etwa 120- fachen Sonnenmassen sorgen im Zentrum des Sterns für wahrhaft exotische Verhältnisse. Druck und Temperatur sind derart hoch, dass der vorhandene, riesige Vorrat an Kernbrennstoff sehr schnell, innerhalb weniger Millionen Jahre, verbraucht wird. Die Kernreaktionen laufen unvergleichlich schneller und häufiger ab als in Sternen von etwa Sonnengröße, diese Masseriesen verschwenden ihren Kernbrennstoff geradezu. Dementsprechend hoch ist die Strahlungsemission solcher Giganten, sie kann diejenige der Sonne leicht um das Millionenfache übertreffen. Jede kleine Störung des empfindlichen hydrostatischen Gleichgewichts innerhalb des Sterns löst Schwingungen aus, die mit immer größer werdender Amplitude den Sternkörper durchlaufen. Treffen sie auf die Oberfläche, werden große Materiemengen abgestoßen. Auch durch einen extrem hohen Sternwind entledigt sich der Riese überflüssiger Masse. Das Hubble Weltraumteleskop (HST) hat im südlichen Sternbild Carina (Schiffskiel) den Stern Eta Carinae (· Car) in einer unvergleichlichen Aufnahme abgelichtet: Eta Carinae, Bild anklicken für GroßansichtDieser Stern im Nebel NGC 3372 ist nur 7500 Lichtjahre von der Erde entfernt und besitzt eine 100- fache Sonnenmasse. Damit ist er der zurzeit massereichste bekannte Stern. Heute leuchtet Eta Carinae mit einer Helligkeit von 6m, im 19. Jahrhundert war er aber mit -1m einer der hellsten Sterne am Firmament. 1841 erlitt er einen gigantischen Ausbruch, bei welchem große Materiemengen abgesprengt wurden, welche heute keulenartig mit einer Ausdehnung von einem halben Lichtjahr den Stern als Homunculus Nebel umgeben. Erstaunlich, dass der Stern diese Explosion mit der Wucht und Helligkeit einer Supernova scheinbar unbeschadet überstand. Über fünfmillionenmal größer als die Strahlungsemission der Sonne ist die von Eta Carinae. Eta Carinae Aufgrund seiner großen Masse wird dieser Stern eines Tages - man rechnet in etwa 20 000 Jahren damit - in einem gewaltigen Spektakel sein Ende nehmen. Er wird in einem Hypernova- Ausbruch vergehen, einem Ereignis, das noch Hundert Mal mehr Energie freisetzt als eine Supernova. Hypernovae sind Quellen ausgeprägter GRB's (Gamma Ray Burst). Abschätzungen zufolge könnte durch den Gammastrahlen- Blitz das Leben auf der Erde ernsthaft beeinträchtigt werden. Aufgrund der relativen Nähe von Eta Car ist eine letale Strahlungsdosis für Mensch und Tier nicht auszuschließen. Eta Carinae ist so groß, dass der Stern sich bis zur Jupiterbahn ausdehnen würde. In einer Aufnahme des YEPUN- 8,2 m- Teleskops der ESO mit der adaptiven Optik NAOS-CONICA sehen wir Eta Carinae mit dessen näherer Umgebung. Kein Wunder, dass er sich in Gas- und Staubwolken einhüllt, verliert er allein durch den Sternwind über 500 Erdmassen jährlich. Links die Hubble- Aufnahme. Was aber ist nun eigentlich eine Hypernova? Von massereichen Sternen, die als Supernova enden wissen wir, dass nach der Entstehung eines Neutronensterns im Innern die ganze restliche Sternhülle in einer gewaltigen Explosion fortgeblasen wird, weil sie vom nicht weiter komprimierbaren Neutronenstern zurückprallt. Bei einer Hypernova ist das anders. In relativ kurzer Zeit sind im Innern eines überschweren Sterns sämtliche möglichen Fusionen abgelaufen, höhere Elemente können nicht mehr entstehen. Im Zentrum befindet sich am Ende eine riesige Kugel aus Eisen und Nickel, es wird keine Energie mehr freigesetzt (lediglich noch in den weiterhin brennenden Schalen um den Kern) und damit fehlt jetzt der stützende Gas- bzw. Strahlungsdruck. Es gibt nichts mehr, was den nun übermächtigen, nach innen gerichteten Gravitationsdruck ausgleichen könnte. Die Eisenkugel, deren Masse größer ist als die eines Neutronensterns, bricht unter diesem Druck vollständig in sich zusammen, in Sekundenbruchteilen kollabiert sie zu einem Schwarzen Loch. Während in den Schalen um den ehemaligen Kern noch munter weitere Fusionen stattfinden, ist das Sternzentrum jetzt so gut wie leergeräumt. Weil alle Sterne rotieren, muss aufgrund des Impulserhaltungssatzes auch das Schwarze Loch rotieren. Weil eben der Drehimpuls der ehemaligen Eisenkugel erhalten bleibt, rotiert das Loch von Beginn an sehr schnell. Kaum ist es gebildet, beginnt es auch schon mit der "Arbeit": dem Aufsammeln von Materie. Diese steht ja in genügendem Umfang vom Rest des Sterns zur Verfügung und sie bildet nun eine Akkretionsscheibe um das Loch. Durch die einströmende Materie wird ihm zusätzlicher Drehimpuls zugeführt und es rotiert noch schneller. Jets schießen aus dem Schwarzen LochDer Stern hatte ja bereits ein Magnetfeld, welches mit der Materie in die Scheibe gelangt. Auch dessen Feldlinien werden von der Rotation erfasst und miteinander verwirbelt. Durch die Reibung innerhalb der Scheibe wird das Material hoch erhitzt und vollständig ionisiert. Aufgrund differentieller Rotation verstärkt sich das Magnetfeld noch weiter. Entlang der Feldlinien wird jetzt das heiße Plasma mitgerissen. Kaum eine Sekunde nach dem Zusammenbruch schießen zwei ultrarelativistisch beschleunigte, entgegengesetzte Materiestrahlen - so genannte Jets - aus den Magnetpolen des Schwarzen Loches. Umgebende oder noch herabstürzende Materie wird verdrängt. Die ganze Sternhülle wird in Sekundenschnelle durchstoßen und dabei vollständig zerstört. Doch damit nicht genug, die Irrsinnsfahrt der Materie schießt weiter mit fast Lichtgeschwindigkeit in die Umgebung des ehemaligen Sterns. Hier prallen die Jets auf die vom Stern früher abgestoßene Materie, das Material wird geschockt und ultrahoch erhitzt - bis auf 10 Milliarden Grad - der Gammablitz wird erzeugt! Weil auch hier noch Magnetfelder vorhanden sind, ist der Ort des Geschehens Quelle von Synchrotronstrahlung Eine weitere Aufnahme von Eta Carinae, die durch den Midcourse Space Experiment- Satelliten (MSX) gewonnen wurde. Es handelt sich um eine Falschfarben- Infrarotaufnahme, wir sehen also im Infraroten glühende Gas- und Staubwolken. Der Stern ist der helle Punkt in der Bildmitte. Bei der Explosion eines solchen massereichen Sterns wird eine ungeheure Energiemenge, etwa 1049 Joule, innerhalb kürzester Zeit freigesetzt. Um diese Energie abzugeben, müsste die Sonne 1000 Milliarden Jahre mit ihrer heutigen Leistung strahlen. Ein großer Teil der freigesetzten Energie wird wie gesagt in Form eines gewaltigen Gammastrahlen- Blitzes ins All rasen. Bis zu 1000 Sekunden lang kann ein solcher Burst andauern. Selbst über die Distanz, in der Eta Carinae zu uns liegt, kann dieser Burst noch verheerende Auswirkungen auf das irdische Leben haben. Hypernovaexplosionen sind also stets mit starken Gammabursts verbunden, Gammastrahlenblitzen, die aus allen Himmelsrichtungen aus den Tiefen des Alls zu uns gelangen. Zwar kennt man sie schon seit den späten 1960ern, doch erst im März 1998 hatte man einen Gammablitz registriert und drei Wochen später das optische Gegenstück als Quelle identifizieren können. Das explodierte Objekt strahlte noch heller als die gesamte entfernte Galaxie in der es sich befand. GRB991216Zum erstenmal im November 2000 haben Wissenschaftler bei einem Gammablitz aus derselben Quelle Emissionslinien des Eisens nachweisen können. Die Quelle des Gammabursts GRB 991216 liegt etwa 8 Milliarden Lichtjahre von der Erde entfernt. Es war einer der heftigsten Gammaausbrüche, die bis dahin beobachtet wurden. Zu ihrer Entstehung gibt es viele Theorien, dass beispielsweise zwei sehr massive Körper wie Neutronensterne kollidieren. Doch anhand der Eisenlinien war man sich relativ sicher, dass hier eine Hypernova explodiert ist und wir Zeuge der Entstehung eines Schwarzen Lochs geworden sind. Am 29. März 2003 entdeckte NASA's High Energy Transient Explorer (HETE-II) einen noch weit helleren Gammastrahlenblitz. Schon 90 Minuten später erfasste ein 40-Zoll-Teleskop des australischen Siding Spring Observatory das "Nachglühen" ("afterglow") im optischen Bereich. Und bereits 24 Stunden nach dem Blitz konnte der UVES high-dispersion spectrograph des 8.2-m VLT KUEYEN Teleskops des ESO Paranal Observatoriums in Chile ein erstes, sehr detailliertes Spektrum aufnehmen. Hieraus ergab sich eine Entfernung von 2,65 Millionen Lichtjahren, entsprechend einer Rotverschiebung von z = 0,1685. Nach dem Datum des Erscheinens erhielt der Burst die Bezeichnung GRB 030329. Gammaburst GRB 030329Weitere Beobachtungen in den nachfolgenden Monaten mit den FORS1- und FORS2- Instrumenten des VLT zeigen das Nachglühen der Gammaquelle. Sehr intensive spektrale Untersuchungen eines internationalen Astronomenteams ergaben erstmalig ganz eindeutig, dass hier eine Hypernova explodiert ist. Ausgangspunkt war demnach ein so genannter Wolf-Rayet Stern (WR) von mehr als 25 Sonnenmassen, der ursprünglich fast nur aus Wasserstoff bestand. Tritt ein massereicher Stern nun in die WR- Phase ein, hat er bereits große Materiemengen abgestoßen und sich seiner Wasserstoffhüle entledigt. Er besteht nur noch aus Helium, Sauerstoff und noch schwereren Elementen. Das übrige Szenario wurde schon beschrieben: Der Kern kollabiert zum Schwarzen Loch, Material der restlichen Hülle bildet eine Akkretionsscheibe und innerhalb einer Sekunde schießt ein Jet durch die Hülle und zerstört sie vollständig. Beim Auftreffen des Strahls auf das früher ausgestoßene Material wird dies geschockt und der Gammaburst entsteht. Ein Gammaburst ist also ein ziemlich eindeutiges Indiz für die Explosion einer Hypernova, zumal wenn wir wie beim GRB 030329 in relativer Nähe den Glutball beobachten können. Darüber hinaus sind wir bei einem derartigen Ereignis Zeugen der Geburt eines Schwarzen Loches. Was noch zu tun bleibt ist der Nachweis, dass tatsächlich eines entstanden ist. Die Beobachtung ist jedoch ungemein schwierig, weil Schwarze Löcher in der Tat richtig schwarz sind. Nur wenn sie sich mit einer Akkretionsscheibe umgeben, können wir durch deren Detektion indirekt den Nachweis führen. [COLOR=red]Planetarische Nebel:[/COLOR] Der erste, der diese Art Gasnebel entdeckte, war William Herschel, als er vor rund 200 Jahren den Himmel durchmusterte. Er nannte sie Planetarische Nebel, weil sie ihn an das Aussehen einer Planetenscheibe im Teleskop erinnerten. Doch schon er selbst fand heraus, dass meist im Zentrum eines solchen Nebels ein Stern zu finden war. Später erkannte man dann (1864, William Huggins), dass diese Objekte aus recht dünnem Gas bestehen. Bei spektroskopischen Untersuchungen fanden sich Emissionslinien von Wasserstoff, doch auch bis dahin unbekannte (sogenannte verbotene) Linien, welche man einem chemischen Element namens Nebulium zuordnete. Aber diese Linien in den Spektren (siehe hierzu auch Spektralklassen) waren nicht dem neuen (in Wirklichkeit nicht existierenden!) Element zuzuordnen, sondern durch einen physikalischen Vorgang erklärbar. Durch die energiereiche UV- Strahlung des Zentralsterns werden Elektronen des Wasserstoffs so angeregt, dass sie den Atomkern, das Proton, verlassen können. Damit befinden sich in einem Planetarischen Nebel viele freie, ionisierte Elektronen und Protonen. Irgendwann kann ein solches Proton aber wieder ein Elektron einfangen ("Rekombination"), welches sich aber zunächst auf einem hohen Energieniveau (d.h. in relativ weiter Entfernung vom Atomkern) befindet. Fällt es dann zurück in den Grundzustand (ein niedriges Energieniveau, auch Orbitale oder Aufenthaltwahrscheinlichkeit genannt) setzt es Energie frei (und zwar in Form von Photonen) und die verbotenen Linien werden erzeugt. Auch höhere Elemente wie Helium, Sauerstoff und Stickstoff können an diesem Prozess teilhaben. Nach der Rekombination des Atoms kann es wieder ein energiereiches, stellares UV- Photon absorbieren und die Ionisation wiederholt sich. Das Besondere an den Planetarischen Nebeln ist, dass aufgrund der geringen Gasdichte jedes UV- Photon eine Ionisation auslöst, und damit ist die Zahl der beobachtbaren Rekombinationsphotonen proportional der UV- Leuchtkraft des Zentralsterns. Weil nun die visuelle Helligkeit des Sterns proportional zur visuellen Leuchtkraft ist, kann man aus dem Verhältnis der Helligkeiten des Sterns und des Nebels auf die Temperatur des Sterns schließen. Daher wissen wir, dass die Zentralsterne Planetarischer Nebel so ziemlich die heißesten Sterne sind, denn man findet Oberflächentemperaturen von 30 000 bis 200 000 [K]. Diese Sterne sind Weiße Zwerge. Planetarische Nebel zählen mit zu den beeindruckendsten Objekten am Himmel mit einer Fülle verschiedenster Formen. Das Spektrum geht dabei von einfachen, kugelförmigen Blasen über Doppel- und Dreifachhüllen bis hin zu irregulären Erscheinungsbildern. Wie aber entstehen nun diese leuchtenden Nebel? NGC 7027Im Sternbild Cygnus (Schwan) findet man den Planetarischen Nebel NGC 7027. In rund 3000 Lichtjahren Entfernung zeigt uns dieses Beispiel nochmals sehr deutlich, welches Schicksal auch unserer Sonne eines Tages bevorsteht. Auch dieser Stern hat sich, nachdem er sich zuvor zum Roten Riesen aufblähte, nun aller überschüssigen Materie entledigt. Übrig geblieben ist ein Weißer Zwerg derder durch die enorme UV- Strahlung seine ehemalige Hülle zum Leuchten anregt. Bedingung für die Bildung ist zunächst ein Stern im Endstadium seiner Lebensphase, wenn er das Riesenstadium erreicht hat. Bis dahin umgibt er sich bereits durch ständigen Masseverlust (u.a. durch Sternwind) mit einer expandierenden Gashülle. Diese Hülle ist innen viel dichter als außen, weil mit zunehmenden Alter die Leuchtkraft des Sterns und damit sein Masseverlust ansteigt. Irgendwann hat der Riesenstern fast seine komplette Hülle abgestoßen, und es liegt ein heißer, noch aktiver Kern mit einer brennenden und stets dünner werdenden Wasserstoffschale frei. Von diesem Rest weht nun ein sehr schneller Wind, der die Gaswolke mehr und mehr zu einer Kugelschale zusammendrückt. Ringnebel in der Leier Der wohl berühmteste Planetarische Nebel, der Ringnebel M 57 (NGC 6720) in der Leier. Der Nebel hat einen Durchmesser von etwa einem Lichtjahr und ist 2000 Lichtjahre entfernt. Die blauen Farben zeigen heißes Helium an, grün ionisierten Sauerstoff und rot ionisierten Stickstoff. Das Gas leuchtet, weil der Zentralstern sehr intensive UV- Strahlung emittiert. Er selbst hat eine Oberflächentemperatur von 120 000 [K]. Inzwischen steigt die Temperatur des Reststerns weiter an, und ab etwa 30 000 [K] wird soviel UV- Strahlung freigesetzt, dass die Gaswolke ihre "Beleuchtung" einschaltet, es ist ein Planetarischer Nebel entstanden. Diesen kann man nun für vielleicht 50 000 Jahre bewundern, doch dann wird er so verdünnt sein, dass er schließlich ganz erlischt. Übrig bleibt von dem ganzen Schauspiel nur ein sich ewig langsam abkühlender Weißer Zwerg, der letzte Zeuge eines vielleicht einstmals wundervollen Sonnensystems wie dem unseren. Chandrasekhar- Grenze Von einer bestimmten Masse an aufwärts kann ein Stern nicht mehr den relativ "stillen Tod" sterben, wie ihn eines Tages auch unsere Sonne ereilen wird und sie schließlich nach dem Roten Riesen- Stadium zu einem Weißen Zwerg mutiert. Bereits 1931 berechnete der Astronom S. Chandrasekhar, dass ein Stern oberhalb einer Grenze von 1,4 Sonnenmassen nicht mehr als erdgroßer Weißer Zwerg existieren kann. Vielmehr wird der Rest des Sterns, sein Zentralbereich, durch die ungehemmt einwirkende Gravitation zu einem Ball von nur noch 20 [Km] Durchmesser zusammen gequetscht. Dieses Gebilde ist ein Neutronenstern. Liegt die Restmasse über 2 Sonnenmassen, geht der Kollaps unweigerlich weiter bis zum Schwarzen Loch. Der Zusammenbruch Ein massiver Stern verliert ständig durch emittierte Strahlung und starken Sonnenwind an Masse. Besitzt sein Zentrum nach Ablauf aller Fusionsreaktionen und damit seiner aktiven Lebensspanne noch eine Masse oberhalb der Chandrasekhar- Grenze, so wird sein Ende höchst dramatisch verlaufen. Der Kern besteht nur noch aus Eisen und Nickel, welches nicht weiter fusionieren kann. Zwar werden in verschiedenen, wie bei einer Zwiebel um den Kern zentrierten Schalen noch weitere Fusionen ablaufen, aber die hier noch freigesetzte Energie reicht nun nicht aus, der Gravitation Paroli zu bieten. Immerhin befindet sich jetzt im Sternzentrum eine Eisen/Nickel- Kugel von mehr als Erdgröße. Hier aber fehlt nun völlig der bislang durch die Kernfusionen erzeugte Gas- und Strahlungsdruck, der die nach innen gerichtete Gravitationswirkung ausglich. Die Gravitation wird jetzt übermächtig und presst den Kern zusammen. Selbst auch der zunächst einsetzende Entartungsdruck der Elektronen kann ihr nicht mehr standhalten, der Kollaps des Sterns geht unaufhaltsam weiter. Photodissoziation [/QUOTE]
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