Astronomietagebuch – Teil 2: De hävns aboff

Auch in der zweiten Woche war der Hörsaal wieder gut gefüllt und meine Hoffnungen wurden nicht enttäuscht – der coole Neunjährige war wieder dabei. Jetzt brauche ich dringend einen Spitznamen für ihn, weil der Kleine einfach der Knaller ist.

Die Veranstaltung begann mit einem Beobachtungshinweis für die ganzen Amateurastronomen im Publikum. Auf der Seite Heavens-Above finden sich Listen der am besten sichtbaren Himmelskörper, die im Moment über den Nachthimmel ziehen.

In diesem Zusammenhang ist die Frage ziemlich naheliegend, was ein Komet eigentlich genau ist und was ihn von einem Asteroiden unterscheidet.

By Geoff Chester (http://www.usno.navy.mil/pao/HBPIX.html) [Public domain], via Wikimedia Commons
By Geoff Chester (http://www.usno.navy.mil/pao/HBPIX.html) [Public domain], via Wikimedia Commons

By NASA/JPL [Public domain], via Wikimedia Commons
By NASA/JPL [Public domain], via Wikimedia Commons
Dem geneigten Beobachter fällt wohl als erstes der lange Schweif auf, den ein Komet hinter sich herzieht. Und damit wir uns nicht in zu vielen Details verlieren, werde ich so tun, als wäre das der Hauptsächliche Unterschied zwischen beiden Himmelskörpern. Im Detail ist es noch eine Spur komplizierter und gar nicht so eindeutig zu bestimmen, aber für unsere Zwecke genügt der Schweif. Nur woraus besteht der?

Als sich damals um unsere Sonne die ersten Planeten bildeten, passierte das, indem sich Gas- und Staubwolken in ihrem Gravitationsfeld zu immer größeren Brocken formten. Die Zusammensetzung dieser Objekte hängt stark von deren Abstand zur Sonne ab. In Sonnennähe haben es flüchtige Stoffe wie z.B. Wasserstoff schwer, sich mit schwereren Elementen zu großen Objekten zu formen. Deswegen sind die ersten 4 Planeten in unserem Sonnensystem ausschließlich Gesteinsplaneten. Erst mit zunehmendem Abstand zur Sonne können auch Elemente wie Wasserstoff oder Moleküle wie CO2 an der Bildung größerer Objekte wie z.B. Planeten beteiligt sein. Aus diesem Grund sind die 4 Planeten mit dem größten Abstand zur Sonne allesamt Gasriesen. In ihnen konnten sich auch flüchtige Elemente sammeln.

Ähnlich verhält es sich auch mit Kometen. Sie entstanden in größerem Abstand zur Sonne und konnten dadurch – im Gegensatz zu Asteroiden – viele flüchtige Stoffe in gefrorenem Zustand auf ihrer Oberfläche sammeln. Fliegen diese Kometen nun in die Nähe der Sonne, wird diese gefrorene Schicht durch die enorme Temperaturerhöhung förmlich vom Kometen abgesprengt. Und dieser Vorgang ist der Schweif – die sogenannte Koma – der am Kometen zu sehen ist.
Funfact: Während der Kern des Kometen im Schnitt nur ein paar Kilometer Durchmesser hat, kann sich die Koma problemlos um den Faktor 10.000 ausdehnen.

Nachdem wir die Herkunft des Kometenschweifs geklärt haben, wird es jetzt Zeit für ein kleines Spiel und einen krassen Themenwesel. Finde die Supernova (ohne die Bildunterschrift zu lesen):

Photographic image of the Large Magellanic Cloud, before (left) and after (right) the explosion of SN1987A. The supernova is visible on the right image just below the Tarantula nebula, in the upper part of the irregular galaxy. Herkunftsnachweis: ESO ID: eso0708b CC-BY-4.0 https://www.eso.org/public/germany/news/eso0708/
Photographic image of the Large Magellanic Cloud, before (left) and after (right) the explosion of SN1987A. The supernova is visible on the right image just below the Tarantula nebula, in the upper part of the irregular galaxy.
Herkunftsnachweis: ESO ID: eso0708b CC-BY-4.0
https://www.eso.org/public/germany/news/eso0708/

Na? Wer findet sie?

In der Mitte findet sich die große magellansche Wolke, links darüber zeigt sich der Tarantelnebel als heller, kleiner Kreis und auf dem rechten Foto, sieht man direkt rechts unterhalb des Nebels einen kleinen hellen Punkt – die Supernova SN1987. Und dieses gute Stück wurde am 24.2.1987 zum ersten Mal entdeckt und feiert somit dieses Jahr ein dreißigjähriges Jubiläum.
Passend zu diesem Jubiläum wollte unser Prof uns eigentlich ein kleines Video vorführen, eine Simulation der ersten Millisekunden nach dem Zusammenfall des Kerns, also die Entstehung einer Supernova. Nur leider konnte er das Video nicht wiederfinden. Er erklärte uns, er habe überall gesucht, auf den Seiten der NASA, der ESA, in diversen Publikationen, auf YouTube und er könne dieses Video leider nicht mehr finden. „Hast du es schon Mal mit Google probiert?“ schallte es daraufhin ganz unbedarft vom Neunjährigen in der ersten Reihe. Ich sag ja, der Kleine ist der Kracher!

Nachdem wir also kein Video der Supernova betrachten konnten, sprachen wir über die unterschiedliche Helligkeit von Sternen, ich finde es aber vorher wichtiger, ein paar Worte zur Entstehung einer Supernova zu verlieren:

Damit so ein Stern überhaupt strahlen kann, muss in seinem inneren eine Kernfusion stattfinden. Es gibt Sterne wie unsere Sonne, in denen eine relativ normale Kernfusion vor sich geht, diese Sterne werden allerdings nie in einer Supernova enden, weshalb wir sie hier ignorieren. Damit ein Stern sein Leben in einer Supernova aushauchen kann, muss dieser mindestens die achtfache Masse unserer Sonne besitzen. Nur dann besitzt der Stern genug Masse für diese besondere Form der Kernfusion. Die Kernfusion setzt ein, wenn der Druck und die Temperatur im inneren des Kerns soweit ansteigen, dass zwei Elemente miteinander verschmelzen können und so – unter Abgabe von Energie – schwerere Elemente erzeugen. Dabei beginnt alles mit Wasserstoff, der zu Helium fusioniert, dann geht es weiter mit zwei Heliumatomen, die zu Kohlenstoff fusionieren und an dieser Stelle ist bei normalen Sternen auch schon Schluss. Das liegt daran, dass so eine Kernfusion ein ziemlich heißer Vorgang ist und so heiße Teilchen für gewöhnlich einiges an Energie besitzen. Diese Energie treibt sie vom Kern weg. Erst genügend Masse im Kern kann ein Stern diesem Effekt durch die Gravitation entgegenwirken. Diese Gravitation ist es auch, die den Kohlenstoff bei massereichen Sternen wieder zum Kern zieht und dadurch den Druck – also auch die Temperatur (sprich: Die Energie) des Kohlenstoffs so lange erhöht, bis es mit einem Heliumatom zu Sauerstoff fusionieren kann. Die freigewordene Energie treibt alle anderen Atome des Sterns weiter nach außen, der Stern wächst also ein wenig an. Dann gewinnt die Gravitation wieder die Überhand, zieht die Atome näher zum Kern, wodurch der Stern ein wenig schrumpft, aber gleichzeitig mehr Energie gewinnt, um neue Atome zu fusionieren. So wird zum Beispiel aus dem Sauerstoff, der mit einem weiteren Heliumkern fusioniert, ein Neon-Atom.
So zieht sich die Kernfusion durch quasi alle Elemente des Periodensystems.
Mit einer Ausnahme. Eisen.

Sobald ein Kern damit beginnt, Eisen zu fusionieren, wird bei diesem Vorgang keine Energie mehr frei. Das heißt, es gibt nichts mehr, das gegen die Kraft der Gravitation ankämpfen kann und der Kern beginnt, in sich zusammenzufallen. Dadurch entstehen im Kern gigantische Kräfte, die am Ende sogar eines der Gesetze der Quantenmechanik bezwingen können.
Dieses Gesetz kennen wir als Pauli-Prinzip und vereinfacht gesagt, verbietet es zwei Elektronen, sich am gleichen Ort aufzuhalten, sich also im gleichen Quantenzustand zu befinden. Das stoppt den angehenden Kollaps des Kerns kurzzeitig, wenn die Elektronen auf den engstmöglichen Raum zusammengepresst werden. Steigt die Gravitationskraft im Kern eines Sterns aber über einen gewissen Wert hinaus an, werden die Elektronen in den Atomkern gepresst, wodurch sie sich mit den Protonen vereinigen und Neutronen, sowie Neutrinos erzeugen.

(An dieser Stelle sei angemerkt, dass wir heute noch nicht so ganz genau wissen, was beim Kollaps eines massereichen Sterns genau passiert, also genießt die folgenden Zeilen eher mit Vorsicht)

Während also Elektronen in ihre Atomkerne gepresst werden, fällt der restliche Stern (weiter außen im Stern werden noch immer leichtere Elemente miteinander fusioniert) in Richtung seines Kerns zusammen. Die neu entstandenen Neutronen bleiben im Kern und verdichten sich immer weiter, während die entstandenen Neutrinos ihre enorme Energie freisetzen und die Materie des restlichen Sterns, die in Richtung Kern fällt, nach außen treiben, was den Stern letztendlich in einer gewaltigen Explosion zerfetzt. Dieser ganze Vorgang findet dabei in Sekundenbruchteilen statt und beendet das Jahrtausende lange Leben eines Sterns.
Die dabei freigewordene Energie genügt dann auch, um Elemente zu fusionieren, die im Periodensystem nach Eisen kommen. Alle Elemente nach Eisen benötigen zusätzliche Energie um miteinander fusionieren zu können und ausschließlich der Beginn einer Supernova setzt genug Energie frei, um Elemente wie  Kupfer, Gold oder Uran zu fusionieren. Die Elemente werden dann mit immenser Geschwindigkeit nach außen getrieben und verteilen sich im restlichen Universum.

Im Zuge der Supernova nimmt auch die Helligkeit des entsprechenden Sterns zu. Teilweise scheinen diese Sterne heller, als eine ganze Galaxie, die sie umgibt. Die Berechnung der Helligkeit eines Sterns ist auch wieder eine Sache für sich und bevor ich mir hier eine Erklärung dafür zurechtstammeln muss, überlasse ich diese doch lieber dem Fachmann von Astrodicticum Simplex.

Das war also schon die zweite Woche des Moduls und ich entdecke so langsam meine Liebe zur Astronomie wieder, die in den letzten Jahren doch ein wenig eingeschlafen war. Wie teuer ist eigentlich so ein Teleskop?

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