Kosmologie

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Dieser Artikel beschreibt die Kosmologie aus naturwissenschaftlicher Sicht. Für die anthroposophische Persepektive siehe → Weltentwicklungsstufen

Die Kosmologie (griech. κοσμολογία „Lehre vom Kosmos“), in geisteswissenschaftlicher Vertiefung besser als Kosmosophie (von griech. κόσμος kósmos „Welt[-ordnung]“, auch „Schmuck“, „Anstand“ und σοφία sophίaWeisheit“) bezeichnet, ist eine Wissenschaft, die sich mit der Erforschung des Universums und dessen Ursprung, Entwicklung, Struktur, Zukunft und möglichem Ende beschäftigt. Sie ist interdisziplinär und verbindet Erkenntnisse aus der Astronomie, Physik, Mathematik und Philosophie, um ein umfassendes Verständnis des Universums zu erlangen. Fundamentale philosophische Fragen sind zum Beispiel das Problem der Anfangsbedingungen, die Frage nach der Existenz eines Multiversums und die Rolle des Beobachters im kosmischen Geschehen.

Die Position der Sonne in unserer Milchstraße. Der weiße Kreis kennzeichnet die Region, in der die meisten Exoplaneten mit modernen Teleskopen entdeckt wurden.
Die Aufnahme Hubble Ultra Deep Field zeigt Galaxien verschiedenen Alters, Größe, Form. Die kleinsten, rotesten Galaxien, gehören zu den am weitesten entfernten bekannten Galaxien. Diese Galaxien sind in einem Stadium zu sehen, als das Universum 800 Millionen Jahre alt war.
Expansion und Entwicklungsstadien des Universums (nur zur Illustration, nicht maßstäblich)

Grundlagen der modernen Kosmologie

Materie- bzw. Energieanteil des Universums zum jetzigen Zeitpunkt (oben) und zur Entkopplungszeit, 380.000 Jahre nach dem Urknall (unten). Die Bezeichnung „Atome“ steht hier für „normale Materie“. Auch über die Natur der Dunklen Energie ist wenig bekannt.

Als Standardmodell der Kosmologie gilt heute das das sogenannte Lambda-CDM-Modell (kurz auch: ΛCDM-Modell), das mit wenigen – in der Grundform sechs – Parametern die Entwicklung des Universums seit dem Urknall beschreibt. Der griechische Buchstabe Lambda (Λ) steht dabei für die kosmologische Konstante, und CDM für cold dark matter (kalte dunkle Materie). Es ist das derzeit einfachste Modell und stimmt gut mit den wichtigsten Beobachtungsdaten überein, die Aufschluss über das frühe Universum geben: Die Anisotropie der Hintergrundstrahlung in einem ansonst weitgehend isotropen Universum, die beobachtete Geschwindigkeit und zeitliche Veränderung der Expansion des Universums und die großräumigen Superstrukturen des Kosmos.

Die grundlegenden Prinzipien der modernen Kosmologie sind:

  1. Das kosmologische Prinzip: Es besagt, dass das Universum im Großen und Ganzen homogen und isotrop ist. Das bedeutet, dass es auf großen Skalen in jeder Richtung gleichförmig erscheint und keine bevorzugten Richtungen oder Positionen gibt.
  2. Die Urknalltheorie: Sie ist die am weitesten akzeptierte Theorie über die Entstehung des Universums. Sie besagt, dass das Universum vor etwa 13,8 Milliarden Jahren aus einem extrem heißen und dichten Zustand expandiert ist. Diese Theorie wird durch eine Vielzahl von Beobachtungen gestützt, wie etwa die kosmische Hintergrundstrahlung, die Expansion des Universums und die Häufigkeit von leichten Elementen.
  3. Die Expansion des Universums: Das Universum dehnt sich seit seinem Ursprung kontinuierlich aus. Diese Expansion wurde erstmals durch die Beobachtung der Rotverschiebung von Galaxien entdeckt und ist ein zentrales Merkmal der modernen Kosmologie.
  4. Dunkle Materie und Dunkle Energie: Die Hypothese der Dunklen Materie entstand als Erklärung für Beobachtungen, die auf das Vorhandensein von zusätzlicher Masse im Universum hindeuteten, die nicht durch sichtbare Materie, wie Sterne oder Gas, erklärt werden konnte. Nach dem Dritten Keplerschen Gesetz und dem Gravitationsgesetz müsste die Umlaufgeschwindigkeit der Sterne mit wachsendem Abstand vom Galaxiezentrum, um das sie rotieren, abnehmen, da die sichtbare Materie innen konzentriert ist. Messungen der Doppler-Verschiebung zeigen jedoch, dass sie konstant bleibt oder sogar ansteigt. Die sichtbare Materie, aus der Sterne, Planeten und Galaxien bestehen, macht nach heutigen Schätzungen nur etwa 5% der Gesamtmasse des Universums aus. Der Rest besteht aus Dunkler Materie (ca. 23%) und Dunkler Energie (ca. 72%). Sie als „dunkel“ zu bezeichnen, ist übrigens irreführend, da sie keineswegs Licht absorbiert, sondern vielmehr völlig durchlässig für jede Art von elektromagnetischer Strahlung ist, da sie mit dieser in keine Wechselwirkung tritt. Dunkle Materie ist für die Strukturbildung im Universum verantwortlich, während Dunkle Energie die Expansion des Universums beschleunigt.

Geschichte der Kosmologie von den Anfängen bis heute im Überblick

Das bekannte Sternbild Großer Bär (Ursa Major), wie es dem bloßen Auge erscheinen kann
Der Sternhaufen und Nebel der Plejaden (M45)
Die Himmelsscheibe von Nebra
Heute steht Polaris (kleiner Kreis im Zentrum), der Polarstern, ganz nahe des Himmelsnordpols und weist damit den Weg nach Norden. Um 12.000 v. Chr. spielte Wega (links im Bild) diese Rolle, war aber etwas weiter vom Himmelsnordpol entfernt. Der helle Kreis zeigt die Präzessionsbewegung der Erdachse.
Anfangspunkte der zwölf Tierkreiszeichen. Die Sonne bewegt sich an der gezeigten Position nach rechts.
Zwei Dinge erfüllen das Gemüt mit immer neuer und zunehmender Bewunderung und Ehrfurcht, je öfter und anhaltender sich das Nachdenken damit beschäftigt: Der bestirnte Himmel über mir und das moralische Gesetz in mir. Ich sehe sie beide vor mir und verknüpfe sie unmittelbar mit dem Bewusstsein meiner Existenz.
Immanuel Kant, Kritik der praktischen Vernunft, 1788. Kapitel 34. Beschluß[1]

Vorgeschichte

In der Frühzeit, als die Menschen erstmals ihr staunendes sinnliches Auge zum tiefschwarzen, von tausenden glitzernden Sternen übersäten nächtlichen Himmel erhoben, der noch nicht vom Steulicht der irdischen Städte verschmutzt war, mag dieser Anblick besonders faszinierend, erhebend und Ehrfurcht gebietend zugleich gewesen sein. Und so empfinden zahlreiche Menschen heute noch. Zeigt er uns doch die Heimat, aus der wir als körperliche und geistige Wesen stammen. Und deutlich spricht auch die moderne Kosmolgie auf ihre Art davon, dass wir Kinder der Sternenwelt sind. Immer wieder regt sie bis heute die Imaginationskraft der Menschen an und inspiriert sie zu künstlerischen und wissenschaftlichen Werken.

Sternbilder

Sternbilder haben die Menschheit seit vielen Jahrtausenden fasziniert. Diese scheinbaren Muster von Sternen am Himmel haben die Menschen dazu inspiriert, Geschichten zu erzählen, die Astrologie und Astronomie, die damals noch nicht voneinander geschieden waren, zu erforschen und die Navigation zu verbessern. Die ersten Aufzeichnungen von Sternbildern stammen aus der prähistorischen Zeit. So zeigen schon die Malereien in der jungpaläolithischen Höhle von Lascaux, die nach jünster Datierung mindestens 19.000 - 20.000 Jahre alt sind, eine Gruppe von sechs Punkten, die als Darstellung des im Sternbild Stier gelegenen Siebengestirns der Plejaden gedeutet werden, das damals ganz in der Nähes des Herbstpunkts stand. Die Plejaden verschwanden damals in der Abenddämmerung nicht wie heute im Frühling, sondern kurz vor Herbstbeginn.[2] Dass es nur sechs und nicht sieben Punkte sind, ist leicht erklärt, denn je nach Sichtbedingungen sind die 6 bis 9 hellsten Hauptsterne der Plejaden mit freiem Auge sichtbar, weshalb sie schon seit alters her bekannt sind. Auf der 1999 in Sachsen-Anhalt nahe der Stadt Nebra aufgefundenen Himmelsscheibe von Nebra, die auf die frühe Bronzezeit Mitteleuropas datiert wird, dürfte ihnen eine Gruppe von sieben eng beieinander liegenden Punkten entsprechen, die zwischen der Vollmondscheibe und der zunehmenden Mondsichel abgebildet ist. Bei dieser Himmelsscheibe dürfte es sich um ein frühes astronomisches Instrument zur Bestimmung der Jahreszeiten, vielleicht sogar um einen Lunisolarkalender gehandelt haben.

Verschiedene Kulturen haben im Laufe der Geschichte ihre eigenen Sternbilder entwickelt. In Mesopotamien, etwa 3.000 v. Chr., entwickelten die Sumerer ihre eigene Sternbildsysteme, die später von den Babyloniern übernommen und weiterentwickelt wurden .[3] Die alten Ägypter verwendeten Sternbilder, um ihre Landwirtschaft und religiösen Zeremonien zu planen. Die Griechen übernahmen viele Sternbilder aus der babylonischen Tradition und fügten ihre eigenen Mythen hinzu.[4] Die chinesische Astronomie entwickelte ebenfalls ein komplexes System von Sternbildern, das für die Kalenderberechnung und astrologische Vorhersagen verwendet wurde.[5]

Die systematische Beobachtung von Sternbildern führte zur Entdeckung der Präzession. Sie halfen auch bei der Identifizierung von Planeten, die sich gegenüber dem Hintergrund der Fixsterne bewegen, und trugen zur Entdeckung neuer Planeten wie Uranus und Neptun bei.[6]

Die Erforschung der Sternbildern führte zur Entwicklung von Instrumenten wie dem Astrolabium und dem Quadranten, die für die präzise Messung von Himmelspositionen und die Bestimmung der geografischen Breite verwendet wurden (King, 1995).[7] Diese Instrumente waren entscheidend für die Navigation auf See und trugen dazu bei, dass die großen Entdeckungsreisen des 15. und 16. Jahrhunderts stattfinden konnten.

Die Sterne als Hilfsmittel zur Orientierung in Raum und Zeit

Die Sterne dienten schon den Menschen der Frühzeit als wichtige Orientierungshilfe. In vielen antiken Kulturen wurden die freiäugig sichtbaren Sterne und Himmelskörper verwendet, um die Himmelsrichtungen und die Zeit zu bestimmen. Durch genaue Beobachtung der Sterne und ihrer Bewegungen entwickelten unsere Vorfahren ein grundlegendes Verständnis für Astronomie und Himmelsmechanik, das ihnen half, sich in ihrer Umgebung zurechtzufinden und den Lauf der Jahreszeiten vorherzusagen.[8]

Ein bekanntes Beispiel für die Verwendung der Sterne zur Bestimmung von Himmelsrichtungen ist die Nutzung des Polarsterns, auch Polaris genannt, zur Bestimmung der Nordrichtung. Der Polarstern steht nahezu direkt über dem Nordpol der Erde und behält seine Position im Laufe der Nacht bei, während sich andere Sterne um ihn herum bewegen. Dadurch kann man den Polarstern als zuverlässigen Indikator für die Nordrichtung verwenden. Schon in der Antike war dieser Zusammenhang bekannt und wurde von verschiedenen Kulturen für die Navigation genutzt.

Um 12.000 v. Chr. nahm der Stern Wega (Alpha Lyrae), nach Arktur der zweithellste Stern am Nordhimmel, in etwa die Rolle des Polarsterns ein. Wega ist der hellste Stern im Sternbild Leier und einer der hellsten Sterne am Nachthimmel. Allerdings war Wega nicht so nahe am Himmelsnordpol wie der heutige Polarstern, Polaris. Die Orientierung am Himmelsnordpol war zu dieser Zeit also weniger präzise als heute. Aufgrund der Präzession der Erdachse, einem langsam verlaufenden Zyklus, bei dem die Rotationsachse der Erde eine Kreisbewegung vollzieht, ändert sich der Stern, der sich nahe des Himmelsnordpols befindet, im Laufe der Zeit. Die Präzession hat eine Periode von etwa 26.000 Jahren, in der sich die Position des Himmelsnordpols entlang einer Kreisbahn bewegt und verschiedene Sterne die Rolle des Polarsterns einnehmen. Die Verwendung von Wega als Polarstern oder anderer „Polarsterne“ für die Navigation in der Frühzeit ist allerdings nicht belegt!

Ein weiteres Beispiel sind die ägyptischen Pyramiden, deren Ausrichtung auf die Himmelsrichtungen genau abgestimmt ist. Die Ägypter benutzten dabei vermutlich die sogenannten Zirkumpolarsterne, die stets über dem Horizont bleiben und ihre Positionen kaum verändern, um die Nord-Süd-Achse auszurichten. Hierbei waren sie in der Lage, die Pyramiden mit einer beeindruckenden Präzision auszurichten.[9]

Auch in anderen Kulturen, wie zum Beispiel bei den Polynesiern, dienten die Sterne zur Navigation auf See. Die Polynesier waren herausragende Seefahrer und nutzten ihr Wissen über die Sterne, um sich auf ihren langen Reisen über den Pazifischen Ozean zu orientieren.[10]

Insgesamt ist die Nutzung der Sterne und Himmelskörper zur Orientierung und zur Bestimmung der Himmelsrichtungen ein grundlegendes menschliches Verhalten, das in vielen Kulturen der Frühzeit ausgeprägt vorhanden war. Die Kenntnis der Sterne und ihrer Bewegungen war eine der ersten wissenschaftlichen Leistungen der Menschheit und bildete die Grundlage für die Entwicklung der Astronomie und der Navigationstechniken.

Astronavigation - Auch Tiere navigieren nach den Sternen

Rotkehlchen (Erithacus rubecula) navigieren nach den Sternen.
Auch Grüne Meeresschildkröten orientieren sich an den Sternen.

Die Fähigkeit, nach den Sternen zu navigieren, ist nicht nur dem Menschen vorbehalten. Tatsächlich nutzen auch einige Tierarten die Sterne als natürlichen Kompass, um sich in ihrer Umgebung zurechtzufinden.

Eine der bekanntesten Tierarten, die nach den Sternen navigieren können, sind Vögel. Besonders bei nächtlichem Vogelzug ist die Orientierung anhand der Sterne von großer Bedeutung. Eine Studie von Mouritsen et al. (2016) hat gezeigt, dass Rotkehlchen (Erithacus rubecula) in der Lage sind, sich anhand des Sternenhimmels zu orientieren. Die Vögel sind in der Lage, die Himmelsrotation zu erkennen und nutzen diese Information, um ihren Zugrichtungen zu bestimmen.[11]

Auch Insekten sind in der Lage, sich anhand von Himmelskörpern zu orientieren. Die afrikanische Silberschnecke (Laeonereis acuta) beispielsweise kann die Position der Milchstraße nutzen, um ihren Weg zum Meer zu finden. Eine Studie von Dacke et al. (2019) hat gezeigt, dass diese Schnecken in der Lage sind, sich anhand der Himmelsrotation zu orientieren und dadurch effizienter zu ihren Brutplätzen zu gelangen.[12]

Die Fähigkeit der Meeresschildkröten, sich nach den Sternen zu orientieren, wurde erstmals in den 1990er Jahren von Lohmann et al. (1996) untersucht. Die Studie zeigte, dass Grüne Meeresschildkröten (Chelonia mydas) in der Lage sind, die Himmelsrotation wahrzunehmen und dadurch ihre Richtung im offenen Ozean zu bestimmen.[13]

In einer weiteren Studie von Lohmann et al. (2001) wurde festgestellt, dass auch Unechte Karettschildkröten (Caretta caretta) die Himmelskörper zur Navigation nutzen. Diese Studie untersuchte die Orientierung von Schildkröten unter künstlichen Sternenhimmeln und zeigte, dass sie in der Lage sind, sich an der Himmelsrotation zu orientieren.[14]

Die genauen neuronalen Mechanismen und Prozesse, die der Astronavigation bei Meeresschildkröten zugrunde liegen, sind noch nicht vollständig geklärt. Es wird jedoch vermutet, dass die Tiere lichtempfindliche Zellen in ihren Augen besitzen, die es ihnen ermöglichen, die Himmelskörper und deren Rotation wahrzunehmen. Diese Informationen könnten dann mit anderen Orientierungshilfen, wie zum Beispiel dem Magnetfeld der Erde, kombiniert werden, um eine präzise Navigation zu ermöglichen.[15]

In einer Studie von Putman et al. (2011) wurde untersucht, wie Meeresschildkröten Magnetfeld- und Himmelsinformationen nutzen, um ihre Wanderungen durchzuführen. Die Ergebnisse zeigten, dass die Tiere sowohl die magnetische Karte als auch die Himmelsrotation nutzen, um sich effizient in ihrer Umgebung zurechtzufinden[16] und um Jahre nach dem Schlüpfen erstmals wieder zur Eiablage an den gleichen Strand zurückzukehren. Vermutlich wird die Inklination der Feldlinien des Magnetfelds am Geburtsort durch Prägung dauerhaft gelernt.[17]

Die ersten Kalendersysteme

Die Entstehung von Kalendersystemen ist eng verbunden mit dem Beginn der Landwirtschaft. Die Landwirtschaft entstand während der neolithischen Revolution vor etwa 10.000 bis 12.000 Jahren.[18] Mit dem Übergang von einer nomadischen Lebensweise zu einer sesshaften Lebensweise wurde die Notwendigkeit, die Zeit zu messen und landwirtschaftliche Aktivitäten wie Aussaat, Bewässerung und Ernte zu planen, immer wichtiger. Die Kenntnis der Jahreszeiten war entscheidend, um die besten Zeiten für die verschiedenen landwirtschaftlichen Tätigkeiten festzulegen. In verschiedenen Kulturen entstanden Kalendersysteme, die auf den lokalen landwirtschaftlichen Bedingungen und astronomischen Beobachtungen basierten. Die frühesten Kalender waren vermutlich lunare oder lunisolare Kalender und basierten auf den Zyklen des Mondes und der Sonne.[19]

Die Anfänge der Kosmologie: Antike und Mittelalter

Die Geschichte der Kosmologie im engeren Sinn reicht von den ersten philosophischen und späteren theologischen Überlegungen über die Natur des Universums bis hin zur heutigen wissenschaftlichen Erforschung der Geheimnisse des Kosmos.

Antike

Die Chaldäer
Die Chaldäische Reihe und die Wochentage

Die ersten kosmologischen Ideen entstanden in der Antike. Insbesonders die Chaldäer, die unter ihrem König Nabopolassar 625 v. Chr. die volle Herrschaft über ganz Babylonien erlangt und das Neubabylonische Reich begründet hatten, verstanden sich ganz besonders auf Kalenderberechnungen und astronomisch-astrologische Beobachtungen und Deutungen, wodurch Babylonien zu einem Zentrum der Sternkunde aufstieg. Schon bald wurde der Name der Chaldäer synonym für «Sternenkundige» aller Art gebraucht, die oft aber auch persischer oder medischer Abkunft waren. Eines der bedeutendsten astronomischen Werke der Chaldäer ist das sogenannte Enūma Anu Enlil, eine Sammlung von mehr als 7.000 Keilschrifttafeln, die sorgfältige Beobachtungen des Himmels und astrologische Omen enthalten.[20] Was die chaldäischen Priesterastronomen ganz besonders auszeichnete, war die hohe Präzesion ihrer Beobachtungen, die bis in die Neuzeit unerreicht blieb, und die Fähigkeit, die gewonnen Daten in einem sinnvollen Zusammenhang zu lesen. So erstellten sie umfangreiche Kataloge, in denen sie Planetenbewegungen, Mondphasen und Sonnen- und Mondfinsternissen verzeichneten und konnten langfristige Vorhersagen über den Himmel und das Wetter machen. Ihre Fähigkeiten in Mathematik und Geometrie nutzten sie, um präzise astronomische Berechnungen durchzuführen und entwickelten detaillierte Ephemeriden, die es ihnen ermöglichten, auch den künftigen Lauf der Planeten und die Perioden der Finsternisse vorherzusagen. Dabei erkannten sie auch, dass die Planeten nicht nur in gleichsinnig fortschreitenden Bahnen über den Himmel wandern, sondern manchmal auch ihre Richtung ändern. Obwohl der Tierkreis von verschiedenen Kulturen entwickelt und genutzt wurde, war der Beitrag der Chaläer der vermutlich wichtigste. Sie teilten dazu die scheinbare Bahn der Sonne, die Ekliptik, in zwölf Abschnitte zu 30°, die sie jeweils einem Sternbild zuordneten. Die Chaldäer waren auch die ersten, die den Tag in 24 Stunden unterteilten, was heute noch die Grundlage unseres Zeitsystems bildet. Auf die Chaldäer geht insbesondere auch die sogenannte Chaldäische Reihe zurück, die im Tetrabiblos des Ptolemäus überliefert wurde, und noch heute die Reihenfolge unserer Wochentage bestimmt. Die Reihung «Saturn (Samstag) - Sonne (Sonntag) - Mond (Montag) - Mars (Dienstag) - Merkur (Mittwoch) - Jupiter (Donnerstag) - Venus (Freitag)» läßt sich ableiten, wenn man die damals bekannten sieben Planeten, beginnend mit dem Saturn, nach abnehmender siderischer Umlaufzeit im Uhrzeigersinn den Spitzen eines Siebensterns zuordnet und dann den Linien, die den Siebenstern bilden, ausgehend vom Saturn folgt.

Die Gestalt der Erde
Das Horizontsystem für die nördliche Erdhalbkugel.
Okeanos umfließt die bewohnte Welt
Rekonstruktion der Weltkarte des Hekataios von Milet.
Schematische Darstellung der Kugelgestalt der Erde von Krates mit bewohnbaren (grün) und unbewohnbaren (grau) Zonen und den sich in rechtem Winkel schneidenden Weltozeanen.
Die gegenüber einer Kugel leicht abgeplattete Form der Erde kann ungefähr durch ein Rotationsellipsoid angenähert werden (zur Verdeutlichung übertriebene Darstellung, die nicht den hier eingetragenen Maßen der Halbachsen a und b nach WGS 84 entspricht)
Visualisierung des Geoids
Flache Erde (Scheibenerde)

Wesentlich verändert haben sich im Laufe der Geschichte auch die Vorstellungen, die man sich von der Gestalt der Erde machte. In vielen frühen Kulturen war die dem unmittelbaren Augenschein entsprechende Idee verbreitet, dass die Erde flach sei und von einem himmlischen Gewölbe überdacht werde, so z. B. im Alten Ägypten und in Mesopotamien. Auf dieser Anschauung beruht auch das heute noch in der Astronomie, Geodäsie und Navigation verwendete Horizontsystem, als das jedem Beobachter vertrauteste astronomische Koordinatensystem, in dessen Ursprung er sich selbst befindet. Die Lage jedes Gestirn wird dabei durch dessen Höhenwinkel (Elevation) und durch den Winkel in der Süd-Richtung über Westen, das Azimut (Südazimut) (von arab. السموت‎, DMG as-sumūt ‚die Wege‘), beschrieben. In der Geodäsie und Navigation und zunehmend auch in der Astronomie wird hingegen zumeist das Nordazimut verwendet, d. h. der Winkel von Norden über Osten. Über den Polarstern kann der Nordpol leicht anvisiert werden.

Auch die alten Griechen stellten die Erde oft als flache Scheibe dar, umflossen vom kosmischen Strom des Okeanos, der vom Meer wohl unterschieden wird. Laut Homer ist er der Ursprung der Götter[21] und aller irdischen Gewässer[22] und bildet die Grenze zur Unterwelt.[23] Im Osten steigt Helios aus ihm empor und taucht im Westen wieder unter, und alle Gestirne baden in ihm. Im äußersten Westen liegt auch Elysion, die „Insel der Seligen“.[24] Mit seiner Gattin, der Meeresgöttin Tethys, die wie er unmittelbar von Gaia und Uranos abstammt, liegt er beständig im Streit. Diese Entzweiung des Götterpaars hat eine deutliche Parallele im Mythos von Apsu und Tiamat im babylonischen Schöpfungsmythos Enûma elîsch.

Auch Hekataios von Milet, der um 500 v. Chr. lebte und einer der ersten bekannten griechischen Autoren ist, der über Geschichte, Geographie und Ethnographie schrieb, stellte die Erde noch als flache Scheibe dar, die vom Okeanos umgeben ist. Er war bemüht, genaue geographische Informationen zu sammeln und zu verwenden und berichtete zum Beispiel über seine Reisen und seine Begegnungen mit verschiedenen Völkern rund um das Mittelmeer und den Schwarzen Meer. Allerdings blieb seine Vorstellung von der Erde grundsätzlich mythisch und spekulativ und wurde von anderen griechischen Philosophen und Geographen überholt, die ein sphärisches Modell der Erde unterstützten.

Sphärische Erde

Pythagoras (um 570-495 v. Chr.) wird oft als der erste Philosoph genannt, der die Erde als Kugel beschrieb. Es gibt allerdings auch andere Quellen, die Parmenides (um 515-450 v. Chr.) als den ersten nennen.[25] Im 3. Jahrhundert v. Chr. machte schließlich der griechische Astronom und Geograph Eratosthenes sein berühmtes Experiment, um den Umfang der Erde zu berechnen. Er nutzte die Unterschiede im Schattenwurf von Stöcken an verschiedenen Orten, um zu schätzen, dass die Erde eine Kugel mit einem Umfang von etwa 39.375 Kilometern ist. Das ist bereits erstaunlich nahe an den modernen Messungen.[26]

Krates von Mallos war ein einflussreicher Grammatiker und Philosoph aus dem antiken Griechenland, bekannt für seine bahnbrechenden Beiträge zur griechischen Literatur und Wissenschaft. Geboren im 2. Jahrhundert v. Chr. in Mallos, einer Stadt in der heutigen Türkei, war er eine zentrale Figur in der hellenistischen Gelehrtenwelt.

Krates beschäftigte sich auch mit der Kugelgestalt der Erde.[27] Seine These von einem viergeteilten Globus prägte die antike und abendländische Vorstellungswelt bis ins ausgehende Mittelalter. Demnach gliedert sich die Erde in fünf Klimazonen, von denen die beiden Polarregionen zu kalt, die Äquatorzone zu heiß für Menschen sind. Bewohnbar seien lediglich die zwei gemäßigte Zonen. Die vier Kontinente entstehen durch die sich in rechtem Winkel schneidenden Weltozeane, von denen der eine sich rings um den Äquator erstreckt, der andere als Meridian die Pole verbindet.[28]

Die bekannte Weltgegend, die damals Europa, Asien und das nördliche Afrika umfasste, bezeichnet Krates als Ökumene und den eventuell über den Atlantik erreichbaren westlichen Kontinent als Periökumene. Die wegen des äquatorialen Hitzegürtels unerreichbaren Weltteile sind die Antökumene und der Antichthonenkontinent. Krates erkannte auch, dass die Jahreszeiten auf der Südhalbkugel denen der Nordhalbkugel entgegensetzt sein müssen.[29]

Ellipsoidale Erde

Mit der Entwicklung von genauen geodätischen Messungen und der Physik im 17. und 18. Jahrhundert begann man zu erkennen, dass die Erde nicht genau eine Kugel ist, sondern eher ein Ellipsoid - etwas abgeflacht an den Polen und ausgedehnt am Äquator. Die darau resultierende Abplattung der Erde macht etwa 21 Kilometer aus. Sie ist auf die Zentrifugalkraft zurückzuführen, die durch die Rotation der Erde erzeugt wird.

Die französische Akademie der Wissenschaften schickte im Jahr 1735 eine Expedition nach Peru (jetzt Ecuador), um den Erdumfang am Äquator zu messen, und eine andere nach Lappland, um ihn an den Polen zu messen. Diese Messungen bestätigten, dass die Erde ein Ellipsoid ist.[30]

Geoid

Das modernste Modell der Erdform ist das Geoid. Ein Geoid ist eine theoretische Erdform, die den mittleren Meeresspiegel über die gesamte Erdoberfläche hinweg verlängert und durch die Schwerkraft bestimmt wird. Dieses Modell stellt die Erde als unregelmäßige Form dar, die von der perfekten Kugel oder dem perfekten Ellipsoid abweicht. Die genaue Form des Geoids wird durch komplexe Messungen der Schwerkraft, der Gezeiten und anderer Kräfte bestimmt.

Im 19. und 20. Jahrhundert ermöglichten Fortschritte in der Geodäsie und der Satellitentechnik eine immer genauere Bestimmung der Geoidform. Mit der Entwicklung von Satelliten wie dem Gravity Recovery and Climate Experiment (GRACE) und dem Gravity field and steady-state Ocean Circulation Explorer (GOCE) konnten Wissenschaftler detaillierte Karten des Geoids erstellen, die Variationen in der Schwerkraft und die daraus resultierenden Variationen in der Erdform darstellen.[31]

Der Stoff aus dem die Welt entsteht: Die griechische Naturphilosophie

Mit dem Erwachen des philosophischen Denkens gaben die Griechen auch der Kosmologie eine neue Wendung, indem sie versuchten, das Universum durch natürliche Gesetze zu erklären und damit das mythologische Denken zunehmend in den Hintergrund drängten.

Der Satz des Thales: Rechtwinkeliges Dreieck mit Halbkreis und Mittelpunkt M

Mit Thales von Milet (ca. 624-546 v. Chr.), der als Philosoph, Mathematiker und Astronom tätig war und insbesondere für den nach ihm benannten Satz des Thales über rechtwinkelige Dreiecke weithin bekannt ist, wird gemeinhin der Beginn der griechische Naturphilosophie angesetzt. Als Naturphilosoph sah er das Wasser als Urstoff aller Dinge an und war davon überzeugt, dass alle Dinge aus Wasser entstehen und sich letztendlich wieder in Wasser auflösen.

Anaximenes (ca. 586-526 v. Chr.), der ebenfalls in Milet lebte und wirkte, sah hingegen die Luft als das grundlegende Element an, aus dem alle anderen Stoffe durch Verdichtung oder Verdünnung entstünden.

Heraklit (ca. 535-475 v. Chr.) aus Ephesos, der wegen seiner tiefgründigen und oft schwer verständlichen Aussagen auch der „Dunkle“ genannt wurde, sah das Feuer als das grundlegende Element an und betonte die Rolle des Wandels in der Natur. Er behauptete, dass alle Dinge einem ständigen Prozess des Werdens und Vergehens unterliegen. Später wurde dieser beständige Wandel auf die populäre Kurzformel panta rhei („Alles fließt“) gebracht.

„Wer in dieselben Fluten hinabsteigt, dem strömt stets anderes Wasser zu. Auch die Seelen dünsten aus dem Feuchten hervor.“

Heraklit: Fragmente 12[32]

Besonders beschäftigte Heraklit das Verhältnis von Gegensätzen zueinander, wie etwa von Tag und Nacht, Wachen und Schlafen, Eintracht und Zwietracht. Die Auseinandersetzung, der Streit, galt ihm als Ursache allen Werdens.

„Das auseinander Strebende vereinigt sich und aus den verschiedenen [Tönen] entsteht die schönste Harmonie und alles entsteht durch den Streit.“

Heraklit: Fragmente 8[33]

Wenig ist über Heraklits Leben bekannt und von seinen Werken sind nur Fragmente erhalten, die von späteren Autoren überliefert wurden. Als gesichert gilt immerhin, dass er sein Werk ursprünglich im Artemistempel von Ephesos hinterlegte[34] und man kann wohl davon ausgehen, dass er in die Mysterien von Ephesos eingeweiht war.

Der Ätna auf Sizilien mit Catania im Vordergrund. In diesem mit rund 3357 m höchsten aktiven Vulkan Europas soll Empedokles freiwillig sein Leben beeendet haben.

Empedokles (ca. 494-434 v. Chr.) aus Akragas, dem heutigen Agrigent auf Sizilien, war der erste, der die Lehre von den vier Elementen - Erde, Wasser, Luft und Feuer - formulierte, die das Weltbild der Antike und des Mittelalters bis in die Neuzeit hinein nachhaltig prägte. Empedokles ging davon aus, dass alle Substanzen aus diesen vier Elementen in verschiedenen Kombinationen bestehen, und dass zwei Kräfte, Liebe und Streit, für ihre Verbindung und Trennung verantwortlich sind. Eine wichtige Rolle in seinem philosophischen System spielten ethische Erwägungen, die sich auf seine Seelenwanderungs- bzw. Reinkarnationslehre stützten und eine strenge Gewaltlosigkeit forderten. Berühmt ist auch die Legende, dass er seinem Leben selbst ein Ende setzte, in dem er sich in den Ätna stürzte.

In moderner Gestalt findet sich die antike Elementelehre in den Aggregatzuständen wieder, die heute in der Physik unterschieden werden. Es gibt die drei klassischen Aggregatzustände fest, flüssig und gasförmig und darüber hinaus weitere nichtklassiche Zustandsformen, insbesondere das Plasma, das oft als vierter Aggregatzustand gezählt wird. Bezüglich ihrer physikalischen Eigenschaften korrespondieren diese vier Aggregatzustände mit den klassischen vier Elementen Erde, Wasser, Luft und Feuer. Der feste und flüssige Aggregatzustand werden zusammenfassend auch als kondensierte Materie bezeichnet. Die sog. weiche kondensierte Materie lässt sich nicht eindeutig dem festen oder flüssigen Zustand zuordnen. Dazu zählen u.a. Flüssigkristalle, Gele, kolloidale Suspensionen wie beispielsweise Blut, Elastomere, Polymerschmelzen, Polymerlösungen und Polyelektrolyte, zu denen auch viele Biopolymere wie etwa die DNA gehören, und auch Tenside. Viele dieser Substanzen zeigen nichtlineare Materialeigenschaften und neigen zur Bildung komplexer dynamischer Strukturen durch Selbstorganisation und sind eine wesentliche Voraussetzung für die vielfältigen Erscheinungen des Lebens auf Erden - und vielleicht auch auf ähnlich gearteten Exoplaneten.

Leitsterne am Philosophenhimmel: Platon und Aristoteles

Platon (427-347 v. Chr.), bekannt vor allem für seine Ideenlehre, hat seine seine Theorie von der Entstehung und dem Aufbau des Kosmos sowie der Bewegung der Gestirne hauptsächlich in seinem Dialog „Timaios“ dargestellt. Der Kosmos ist seiner Ansicht nach das Produkt eines göttlichen Handwerkers, des Demiurgen, der von Platon als vollkommen gut beschrieben wird. Er formt das Universum nach einem ewigen Modell aus unvergänglichen archetypischen Ideen oder Formen, von denen die physische Welt nur ein vergängliches sinnliches Abbild ist. Ähnlich wie Empedokles und Aristoteles glaubte Platon an die vier grundlegenden Elemente - Erde, Wasser, Luft und Feuer, gab ihnen aber eine geometrische Deutung und wählte dazu die fünf regelmäßigen Polyeder mit der höchstmöglichen Symmetrie aus, die nach ihm benannten Platonischen Körper. Jedes Element wird durch eine bestimmte geometrische Form repräsentiert. Vier dieser Elemente bzw. Formen, die beliebig kombiniert werden können, bilden alle physischen Objekte im Universum, die fünfte Form entspricht dem Kosmos. Auf andere Art sprach auch Aristoteles von einem fünften Element, das er den überirdischen Himmelssphären zuordnete. Aus Platons Timaios ergibt sich folgende Zuordnung:

TetraederFeuer OktaederLuft IkosaederWasser WürfelErde DodekaederKosmos

Platon stellte sich das Universum als eine riesige Kugel vor, die von den Fixsternen begrenzt wird. Innerhalb dieser Sphäre gäbe es kleinere Sphären, die die Planeten, den Mond und die Sonne enthalten. Jede dieser Sphären drehe sich in einer perfekten gleichförmigen Kreisbewegung, was Platons Ansicht entspricht, dass der Kreis die vollkommenste geometrische Form ist. Dies sei der Grund, warum wir die Gestirne in konstanten Bahnen sich um die Erde bewegen sehen. Diese Bewegung werde durch die Weltseele verursacht, die die ganze Welt durchdringe und Leben und Ordnung im Kosmos schaffe.[35][36][37][38]

Aristoteles (384-322 v. Chr.), einer der bedeutensten und bis in die beginnende Neuzeit einflussreichsten Denker der abendländischen Geistesgeschichte, wurde in Stageira in Makedonien als des Nikomachos geboren, der als Leibarzt am Hof des makedonischen König Amyntas II tätig war. Mit 17 Jahren trat er in Akademie Platons in Athen ein und studierte dort 20 Jahre. Von 343 v. Chr. bis 336 v. Chr. unterrichtete er im Auftrag des makedonischen Königs Philipp II. dessen Sohn Alexander den Großen. Danach kehrte er nach Athen zurück und begründete dort seine eigene philosophische Schule, das Lykeion, das später auch wegen des Ortes, an dem der Unterricht stattfand, als Peripatos („Wandelhalle“) bezeichnete wurde und aus der die philosophische Richtung der Peripatetiker hervorging.

In seinem Werk „Über den Himmel“ („De Caelo“) stellte Aristoteles seine Lehre über die Bewegung und die Eigenschaften der Himmelskörper oder Gestirne dar. Er postulierte ein geozentrisches Universum in dessen Mittelpunk die Erde steht, das sich durch seinen überragenden Einfluss auf das abendländische Denken bis zur kopernikanischen Wende im 16. Jahrhundert hielt. Ähnlich wie Platon stellte er sich das Universum als eine Reihe konzentrischer Sphären vor, von denen jede einen Himmelskörper - Sterne, Planeten, Sonne und Mond - beherbergt. Jede dieser Sphären bewege sich in einer perfekten Kreisbewegung, die für Aristoteles ebenso wie für Platon die „natürliche“ Bewegung im Himmel darstellte, denn sie allein läuft ewig kontinuierlich in sich selbst zurück, ohne Anfang und ohne Ende, ohne Entstehen oder Vergehen.[39] Aristoteles war von der prinzipiellen Unveränderlichkeit des Himmels überzeugt. Während sich die sublunare Welt ständig ändert und vergänglich ist, sollte der translunare Bereich ewig, unveränderlich und unvergänglich sein. Um die Bewegung der Himmelskörper zu erklären, postulierte er die Existenz eines fünften Elements, der Quintessenz bzw. des Äthers, aus denen die Sphären geschaffen seien, in denen die Himmelskörper beheimatet sind. Dieses Element sei anders als die vier sublunaren irdischen Elemente (Erde, Wasser, Luft und Feuer) und existierte nur im jenseits des Mondes gelegenen translunaren Bereich. Schließlich postulierte Aristoteles auch im Rahmen seiner Bewegungslehre die Existenz eines „unbewegten Bewegers” als einer ersten, ewigen und unveränderlichen Ursache, die die Bewegung aller Himmelskörper verursache, den spätere Theologen und Philosophen mit Gott identifizierten.

Atomismus

Der griechische Philosoph Leukipp, der im 5. Jahrhundert v. Chr. geboren wurde und zu den Vorsokratikern gezählt wird, gilt gemeinhin als Begründer der Atomlehre. Über sein Leben und Werk ist wenig bekannt, da keine seiner Schriften erhalten geblieben sind. Seine Ideen sind hauptsächlich durch die Schriften seines Schülers Demokrit und späterer Philosophen wie Aristoteles und Epikur bekannt.[40]

Demokrit von Abdera, der im 5. und 4. Jahrhundert v. Chr. lebte, ist besser bekannt und hat die Ideen seines Lehrers weiterentwickelt. Auch von ihm sind keine Schriften erhaltenen, aber sein Werk wurde ausgiebig von späteren Autoren zitiert und diskutiert. Leukipp und Demokrit postulierten, dass das Universum aus zwei grundlegenden Entitäten bestehe, den Atomen und dem Leeren. Atome sind nach ihrer Vorstellung ewige, unveränderliche und unteilbare Teilchen, während das Leere den Raum darstellt, in dem sich die Atome bewegen. Diese Atome, so behaupteten sie, können unterschiedliche Formen, Größen und Gewichte haben, und ihre Kombinationen und Anordnungen erzeugen die Vielfalt der Dinge in der Welt. Ein Stein und ein Baum bestehen beispielsweise aus den gleichen Atomen, aber in unterschiedlichen Anordnungen. Sie behaupteten auch, dass alle Veränderungen in der Welt - wie Geburt, Tod, Wachstum und Zerfall - das Ergebnis der Bewegung und Neuanordnung von Atomen im Leeren sind.

Epikur (341-270 v. Chr.), der vor allem für seine Ethik des Hedonismus bekannt ist, entwickelte auch ein umfangreiches physikalisches System, das auf der Atomtheorie basiert, die er von Demokrit übernommen und weiterentwickelt hatte. Die Materie sei ungeschaffen und unvergänglich. Sie bestünde aus letzten unteilbaren Einheiten, den unsichtbaren Atomen, die sich nach Größe, Gestalt und Schwere unterscheiden und sich in der unendlichen Leere des Raumes ihrer Natur gemäß geradlinig im freien Fall bewegen. Nicht nur die Materie, sondern auch die Seele, die im ganzen Körper wirke, aber im Herzen ihren Hauptsitz habe, bestehe aus Atomen. Da das Universum unendlich und unbegrenzt sei, gebe es zwar auch eine unendliche Anzahl von Atomen, doch sei die Zahl ihrer Formen und Kombinationsmöglichkeiten begrenzt. Tatsächliche gebe es eine unendliche Zahl von Welten, die der unseren ähnlich sind, und unendlich viele, die ihr nicht ähnlich sind. Da auch die Zeit unendlich sei, wären alle Kombinationsmöglichkeiten schon unendlich oft dagewesen und würden auch zukünftig unendlich oft wieder erscheinen - was an Nietzsches Lehre von der ewigen Wiederkunft des ewig Gleichen erinnert. In einem wesentlichen Punkt ging Epikur über Leukipp und Demokrit hinaus, in dem er die Idee des sogenannten „Clinamen“ einführte, einer kleinen unvorhersehbaren Abweichung von der geradlinigen Bewgung der Atome, die ihm als Mechanismus für die Interaktion und Kombination der Atomen diente. Dies war ein bedeutender Schritt, denn er ermöglichte es Epikur, den strengen Determinismus abzulehnen und das Konzept des freien Willens in seine Physik einzubeziehen.[41]

Der römischer Dichter und Philosoph Titus Lucretius Carus, bekannt als Lukrez, der im ersten Jahrhundert v. Chr. lebte, gab in seinem Hauptwerk, "De rerum natura" ("Über die Natur der Dinge"), eine umfassende Darstellung der epikureischen Philosophie und Wissenschaft, einschließlich der Atomtheorie. Lukrez' Atomtheorie ist ein bemerkenswertes Beispiel für die Art und Weise, wie die antike Wissenschaft und Philosophie versuchten, die Komplexität der natürlichen Welt zu erklären und zu verstehen. Durch die Vorstellung von Atomen und dem Leeren als grundlegenden Bestandteilen der Realität bot Lukrez ein Modell der physischen Welt, das auf Beobachtung und Rationalität basiert, anstatt auf Mythen oder übernatürlichen Kräften. In einer beeindruckenden Synthese von Poesie und Wissenschaft, von Philosophie und Empirie, veranschaulicht Lukrez das epikureische Streben nach einem klaren Verständnis der Natur, das frei von übernatürlichen Furcht einflößenden Faktoren ist und den Menschen in die Lage versetzt, sein eigenes Leben mit Vernunft und Gelassenheit zu führen. Darüber hinaus legte seine Betonung auf die Ewigkeit der Atome und ihre Fähigkeit, eine Vielzahl von Substanzen und Phänomenen durch ihre verschiedenen Kombinationen und Anordnungen zu erzeugen, einen wichtigen Grundstein für die späteren Entwicklungen in der Physik und Chemie.

Das erste Atomkonzept der indischen Philosophie geht auf den indischen Weisen Kaṇāda zurück, der vermutlich im 2. Jahrhundert v. Chr., vielleicht auch schon im 6. Jahrhundert v. Chr. [42] [43] [44] lebte und der Begründer der indisch-philosphischen Vaisheshika-Schule war. Die Legende erzählt, dass Kaṇāda, der damals noch Kashyapa genannt wurde, als Junge seinen Vater auf einer Pilgerreise zum Ganges begleitete. Er sah die tausenden Pilger, die auf ihrem Weg immer wieder einzelne Reiskörner verloren, doch niemand achtete darauf. Kashyapa aber sammelte jedes Körnchen auf. Als ihn der hochgelehrte Weise Muni Somasharma ob dieses ungewöhnlichen Verhaltens befragte, antwortete Kashyapa, dass die Körner, so klein sie auch sein mögen, doch Teil der Schöpfung seien. Einzeln mögen sie wertlos erscheinen, doch einige hundert von ihnen seien bereits eine Mahlzeit für einen Menschen, viele Mahlzeiten könnten eine Familie ernähren und letzlich die ganze Menschheit, die ja aus vielen Familien bestünde - und darum sei jedes Körnchen so wichtig wie der höchste Reichtum der Welt. Muni Somasharma war tief beeindruckt und sagte voraus, dass Kashyapa einst ein großer Philosoph würde. Von nun an solle er ob seiner Achtsamkeit für die kleinsten Körnchen Kaṇāda (Sanskrit: कणाद; Korn-Esser) heißen. Dieses Erlebnis soll der Keim gewesen sein, aus dem Kaṇāda später seine Atomlehre entwickelte.

Nach Kaṇāda gibt es 4 Atomarten mit jeweils ganz charakteristischen Eigenschaften, die den vier physischen Elemementen Erde (prithivi), Wasser (apa), Feuer (teja) und Luft (vayu) entsprechen. Darüber hinaus nennt Kaṇāda noch als fünftes Element den Äther (akasha), der aber nicht mehr materiell, sondern Träger des Tons (shabda) sei. Alle Atome eines bestimmten Elements gleichen einander dabei aufs Haar. Diese kleinsten dinghaften, noch räumlich fassbaren Einheiten der Materie nannte Kaṇāda Anu (im Sanskrit eine gebräuchliche Vorsilbe mit vielschichtiger Bedeutung [45]: nach, nahe, unter, untergeordnet, immer, leicht, ...; seit Kaṇāda auch im Sinne von Atom gebraucht, als das, was der sichtbaren Materie zugrundeliegt). Kaṇāda geht aber noch weiter, denn eigentlich sind nicht die räumlich fassbaren Anus die kleinsten Einheiten, sondern die sogenannten Paramanus (zusammengesetzt aus param und anu - was soviel bedeutet wie: jenseits des Atoms). Sie entstanden am Anfang der Schöpfung als gestaltlose, punktförmige, nicht-räumliche Ureinheiten. Daraus bildeten sich zunächst Dyaden (dwinuka) aus zwei paramanus oder Tetraden (Chaturanuka) aus 2 Dwinukas oder vier Paramanus - und damit traten erst die räumlich fassbaren anus hervor. Die sind immer noch zu klein, um gesehen werden zu können, aber indem sie sich weiter zu noch größeren Gebilden zusammenlagern, treten sie schließlich in die Sichtbarkeit.

Bewegt werden die Atome durch eine unsichtbare (skrt. अदृष्ट adrishta adj., m. u. n. „unsichtbar, unerwartet“) übersinnliche Kraft, die aus den unsichtbaren Folgen früherer Taten resultiert und zwischen Ursache und Wirkung gemäß dem Gesetz des Karmas (zeitlich versetzt) vermittelt, wodurch sich eine einzigartig neue (skrt. अपूर्व adj., m. u. n. apurva "einzigartig", "einmalig", "wie kein anderer", "wie nie zuvor" oder "beispiellos") Erscheinung auf der physischen Ebene manifestiert - was wiederum an die oben genannte, von Epikur und Lukrez postulierte Idee des Clinamen, der unvorhersehbaren „geringfügigen Abweichung“, erinnert. Adrishta ist ebenso die Ursache für die Folgen einer guten oder schlechten Tat, wie für die Bewegung der Kompassnadel durch den Magnetstein, für das Aufwärtsflammen des Feuers, die Seitwärtsbewegung der Luft und die Bewegungen der Atome am Anfang der Schöpfung. Kaṇāda argumentierte, dass Atome an sich keine qualitativen Eigenschaften haben, sondern erst dadurch entstehen, dass sie durch die unsichtbare Kraft von Adrishta kombiniert und getrennt werden.[46] Adrishta spielt hier eine ähnliche Rolle wie das moderne Konzept der Naturgesetze, das die Wechselwirkungen zwischen Teilchen regelt. Besonders bedeutsam an diesem Konzept der durch Adrishta bedingten Kausalität ist, dass die Wirkung nicht unmittelbar der Ursache folgen muss, sondern durch einen mehr oder weniger langen Zeitraum von dieser getrennt sein kann.

Bemerkenswert ist die die Atomtheorie von Kaṇāda wegen ihrer Ähnlichkeiten zur Atomtheorie, die von den alten griechischen Philosophen und später von den modernen Wissenschaftlern entwickelt wurde und erstaunlich nahe der modernen physikalischen Atomlehre steht, nach der alle Materie letztlich aus punktförmig gedachten, nicht dinghaften Elementarteilchen (Leptonen und Quarks) besteht, deren Verhalten letztlich durch eine Wellengleichung beschrieben wird und aufgrund der Unbestimmtheitsrelation nicht exakt, sondern nur statistisch vorhersehbar ist.

Die heliozentrischen und geozentrischen Weltbilder der Antike
Eudoxos Modell der homozentrischen Sphären, hier realisiert mit zwei Ringen für die Darstellung der Bewegungen der Sonne relativ zur Erde im geozentrischen System.
Der Kreis des Apollonios ist definiert als die Menge aller Punkte , für die das Verhältnis (d.h. der Quotient) der Entfernungen zu zwei gegebenen Punkten A und B einen vorgegebenen konstanten Wert hat. Er wird deshalb gelegentlich auch als Quotientenkreis bezeichnet.
Die Schleifenbahn eines Planeten nach der Epizykeltheorie.
Schematische Darstellung des Ptolemäischen Systems von Deferent und Epizykel. Im Centrum Mundi befindet sich die punktförmige Erde. Um die Exzentrizität des Planeten versetzt befindet sich darüber das Centrum Deferentis. Im gleichen Abstand liegt darüber das Centrum Equantis. Von diesem Punkt aus bewegt sich der Epizykel mit konstanter Winkelgeschwindigkeit auf dem Deferent, was durch die blau gefärbten Flächen symbolisiert wird. Die Überlagerung von Epizykelbewegung und Deferentenbewegung ist als gestrichelte rote Linie zu sehen. Die grüne Linie zeigt den wahren Ort des Planeten auf der Ekliptik. Zusätzlich ist als Verlängerung der Linie der Zentren die sogenannte Aux des Planeten angezeigt, also der Winkel zum Frühlingspunkt der Ekliptik.
Darstellung des geozentrischen Weltbilds des Ptolemäus mit der Erde im Mittelpunkt (1661).

Herakleides Pontikos, Aristarchos von Samos und Seleukos von Seleukia vertraten ein heliozentrische Weltbild, während Gelehrte wie Aristoteles, Hipparch und Ptolemäus Modelle des Universums entwickelten, in denen die Erde im Zentrum stand.

Ursprünglich war man davon ausgegangen, dass die Gestirne auf kristallenen Sphären fixiert sind und sich mit diesen auf idealen Kreisbahnen mit konstanter Geschwindigkeit bewegen, was den Griechen als die vollkommenste und dem himmlischen Bereich einzig angemessene Bewegungsform erschien. Doch damit ließ sich weder die zeitweise scheinbar rückläufige Bewegung der Planeten noch ihre wechselnde Helligkeit verstehen, die auf ihre variable Entfernung von der Erde hinzuweisen schien.

Um dieses Problem zu lösen führte bereits im 4. Jahrhundert v. Chr. der griechische Astronom Eudoxos von Knidos zusätzlichen Sphären mit beweglichen Kreisen ein, um die de facto ungleichmäßig erscheinende Bewegung der Himmelskörper zu erklären. Sein System der homozentrischen Sphären beruht auf konzentrischen Kugelschalen (Sphären), die mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten und in verschiedenen Richtungen gleichförmig um gegeneinander geneigte Achsen um das gemeinsame Zentrum - also homozentrisch - rotieren, in dem die Erde steht. Dabei handelte es sich um ein rein mathematisches Modell, das keinerlei Anspruch erhob, die physikalische Realität widerzuspiegeln. Sein System konnte allerdings auch nicht alle Unstimmigkeiten beseitigen. Deshalb führte sein Schüler Kallippos von Kyzikos später zusätzliche Sphären ein.

Erst gegen Ende des 3. Jahrhunderts v. Chr. führte der griechischer Mathematiker und Astronom Apollonios von Perge, der für seine Schrift über die Kegelschnitte und den später nach ihm benannten Apolloniuskreis bekannt ist, den Begriff des Epizykels (von griechisch epíkyklos „Neben- oder Aufkreis“, von epi „auf“ und kyklos „Kreis“) ein, eines kleinen Kreises, dessen Mittelpunkt sich entlang eines größeren Kreises, des Deferenten (von lateinisch deferre „wegtragen“, „mitnehmen“), bewegt, in dessen Mittelpunkt die Erde steht, wobei sich beide Kreise annähernd parallel zur Ebene des jährlichen Sonnenumlaufs (d. h. zur Ekliptik) mit konstanter Geschwindigkeit gegen den Uhrzeigersinn bewegen. Auch dieser Ansatz führte noch nicht zu wirklich befriedigenden Ergebnissen. Ein wesentlicher Fortschritt wurde erst erreicht, als spätestens Ptolemäus die Epizykeltheorie mit der bereits im 2. Jahrhundert v. Chr. von Hipparchos von Nicäa eingeführten Exzentertheorie verband, der als erster vorgeschlagen hatte, dass die Erde nicht genau im geometrischen Zentrum des Systems steht, sondern zu einem exzentrisch gelegenen Punkt verschoben ist.

Claudius Ptolemäus, der um das Jahr 100 n. Chr. im ägyptischen Alexandria geboren wurde, war einer der einflussreichsten Gelehrten der griechisch-römischen Antike. Sein bedeutenstes Werk ist die „Mathematike Syntaxis“, besser bekannt unter dem arabischen Titel „Almagest“, das in 13 Büchern die Astronomie behandelt. Das Almagest ist eine systematische Darstellung des damaligen astronomischen Wissens und hat die westliche Astronomie über Jahrhunderte hinweg nachhaltig geprägt. In diesem Werk legte Ptolemäus die Grundlagen für das geozentrische Weltbild dar, das besagt, dass die Erde im Zentrum des Universums steht und die Planeten, Sonne und Sterne sich um die Erde drehen. Die „Mathematike Syntaxis“ enthält wichtige Beiträge zur Trigonometrie, insbesondere zur sphärischen Trigonometrie, die bei der Berechnung von Positionen am Himmel von großer Bedeutung ist. Ptolemäus führte auch die trigonometrische „Tafel“ (heute als "Tafelwerte" oder "Tabellen" bekannt) ein, der als Tabelle von Winkelfunktionen diente und die Berechnung von trigonometrischen Problemen erleichterte. Das Almagest enthält auch eine große Sammlung von Himmelskarten und Tabellen, mit deren Hilfe man den Stand der Planeten zu verschiedenen Zeitpunkten mit relativ hoher Genauigkeit vorhersagen konnte. Seine Berechnungen beruhten auf der Epizykeltheorie, die ein Meilenstein in der Geschichte der Astronomie war und entwickelt wurde, um die scheinbar komplexen Bewegungen der Himmelskörper zu erklären.

Die klassischen sieben Planeten

Im Weltbild der Antike wurden auch Sonne und Mond als „Wandelsterne“ (griech. ἀστήρ πλανήτης ástēr planētēs, von ἀστήρ ástērSternπλανάομαι planáomai „umherirren, umherschweifen“) angesehen, d. h. als Planeten, was aus geozentrischer Sicht durchaus nachvollziehbar ist. Gemeinsam mit den anderen fünf Wandelsternen, die mit freiem Auge sichtbar sind, bildeten sie die klassische Hebdomas (griech. εβδομάς „Siebenheit“) von Mond, Merkur, Venus, Sonne, Mars, Jupiter und Saturn, die sich um die im Zentrum stehende Erde herumbewegen. Da man in der Antike die Entfernung der Planeten von der Erde noch nicht mit genügender Genauigkeit festellen konnte, blieb ihre Reihenfolge aus irdischer Sicht, insbesondere die von Merkur und Venus, durchaus strittig, wie später noch Nikolaus Kopernikus in De revolutionibus orbium coelestium berichtet:

„Dass die Fixsternsphäre das Höchste von allem Sichtbaren ist, sehe ich Niemanden bezweifeln. Die Reihenfolge der Planeten wollten die alten Philosophen nach ihren Umlaufszeiten bestimmen, indem sie als Grund dafür anführten, dass, wenn mehrere Körper mit gleicher Geschwindigkeit sich bewegen, diejenigen langsamer fortzurücken scheinen, welche weiter entfernt sind, wie dies von Euklid in der Optik[47] bewiesen wird. Deshalb glauben sie, dass der Mond, weil er, als der Erde am nächsten stehend, sich in dem kleinsten Kreise bewegt, seinen Umlauf auch in der kürzesten Zeit vollendet; der Saturn aber, als der höchste, die grösste Bahn in der längsten Zeit durchläuft. Unter diesem steht der Jupiter, darauf folgt der Mars. Ueber Venus aber und Merkur finden sich verschiedene Meinungen, weil sie nicht, wie jene, sich durch alle Grade von der Sonne entfernen. Deshalb stellen Einige dieselben über die Sonne, wie Timäus bei Plato, Andere unter dieselbe, wie Ptolemäus[48] und ein guter Theil der Neueren[49]. Alpetragius[50] setzt die Venus über die Sonne, und den Merkur unter dieselbe. Da nun Diejenigen, welche dem Plato folgen, meinen, dass alle Planeten als sonst dunkle Körper, durch das von der Sonne empfangene Licht leuchten: so müssten jene, wenn sie sich unter der Sonne befänden, wegen ihres eben nicht grossen Abstandes von derselben, halb oder wenigstens nicht völlig rund gesehen werden; denn sie würden das empfangene Licht gewöhnlich seitlich, d. h. nach der Sonne hin, zeigen, wie wir dies beim zu- und abnehmenden Monde sehen. Auch sagen sie, die Sonne müsste durch ihr Dazwischentreten zuweilen verfinstert werden, und das Licht derselben nach Massgabe ihrer Grösse einen Verlust erleiden; da dies nun niemals bemerkt wird, so sind sie der Meinung, dass sie niemals unter der Sonne zu stehen kommen. Dagegen vertheidigen Diejenigen, welche Venus und Merkur unter die Sonne stellen, ihre Ansicht durch die Grösse des Raumes, den sie zwischen Sonne und Mond finden.“

Nikolaus Kopernikus: De Revolutionibus Orbium Coelestium, I. Buch, 10. Capitel [51]

Tatsächlich wurde die Reihenfolge der klassischen sieben Planeten nicht nach ihrer Entfernung, sondern wie von Kopernikus beschrieben nach ihren siderischen Umlaufzeiten festgelegt, von denen man aber annahm, dass sie mit der Entfernung korrespondieren. Damit ergab sich folgende Reihung: Mond (27,3 Tage) – Merkur (88 Tage) – Venus (224,7 Tage) – Sonne (365,25 Tage = 1 Jahr) – Mars (687 Tage) – Jupiter (4332,6 Tage = ca. 12 Jahre) – Saturn (10759,2 Tage = ca. 30 Jahre). Die siderische Umlaufzeit ist dabei jene Zeit, nach der der Planet für die visuelle Beobachtung wieder nahe der selben Fixsterne steht.

Mittelalter

Im Mittelalter setzte sich diese geozentrische Sichtweise fort, die von der christlichen Theologie unterstützt wurde. Die Ideen von Aristoteles und Ptolemäus wurden von Gelehrten wie Thomas von Aquin übernommen und in ein theologisches Weltbild eingebettet.

Der am 1401 in Kues an der Mosel geborene Nikolaus von Kues, auch bekannt als Cusanus, war ein bedeutender Philosoph und Theologe in der Übergangszeit vom Mittelalter zur Renaissance. Sein Werk "De docta ignorantia" wird oft als eines der wichtigsten Werke der Mystik und Philosophie des späten Mittelalters angesehen. In seinen Schriften beschäftigte er sich auch intensiv mit der Kosmologie und entwickelte dabei Konzepte und Theorien, die zum Teil auch heute noch diskutiert werden. Cusanus argumentierte, dass das Universum unendlich groß und unendlich alt sein müsse, da es keinen Raum oder Zeitpunkt geben könne, der das Universum begrenze. Er war damit einer der ersten Philosophen, die die Vorstellung einer unendlichen Welt aufstellten. Diese Idee wurde später von anderen Philosophen und Wissenschaftlern wie Giordano Bruno und Galileo Galilei aufgegriffen und weiterentwickelt.

Ein weiteres wichtiges Konzept seiner Kosmologie ist das der Harmonie. Cusanus glaubte, dass das Universum in einer perfekten Harmonie und Ordnung existiere, die von Gott geschaffen worden sei. Er argumentierte, dass die Ordnung des Universums sich in der Mathematik widerspiegele und dass die Gesetze der Natur mathematisch formulierbar seien. Cusanus war auch ein Pionier der Theorie der Relativität. Er argumentierte, dass es keine absolute Perspektive auf das Universum gebe, sondern dass alles aus einer bestimmten Perspektive betrachtet werde und dass es in einer unendlichen Welt auch keinen eindeutig festgelegten Mittelpunkt geben könne. Diese Idee wurde später von Albert Einstein aufgegriffen und in der Relativitätstheorie weiterentwickelt.

Die kopernikanische Wende und das heliozentrische Modell

Seite aus Kopernikus' Manuskript von De revolutionibus orbium coelestium (1543)
Heliozentrisches Weltbild, Andreas Cellarius: Harmonia Macrocosmica, 1708
Das Tychonische Weltmodell: Im Zentrum der Welt steht die Erde, um die die Sonne und und der Mond kreisen. Die anderen Planeten bewegen sich jedoch um die Sonne.
Handkolorierter Kupferstich der Sternwarte in Stjerneborg von Willem Blaeu (um 1595).
Zwei Fernrohre Galileis
Strahlengang in einem Galilei-Fernrohr
Grafische Veranschaulichung der drei Keplerschen Gesetze:
1. Zwei ellipsenförmige Umlaufbahnen, Brennpunkte ƒ1 und ƒ2 für Planet 1, ƒ1 und ƒ3 für Planet 2. Die Sonne in ƒ1.
2. Die beiden grauen Sektoren A1 und A2, die in derselben Zeit überstrichen werden, haben dieselbe Fläche.
3. Große Halbachsen a1 und a2. Die Gesamtumlaufzeiten der Planeten 1 und 2 verhalten sich wie a13/2 : a23/2.

Im 16. Jahrhundert leitete Nikolaus Kopernikus (1473 - 1543) eine Revolution in der Kosmologie ein, indem er in seinem Hauptwerk De revolutionibus orbium coelestium, das er erst 1543 kurz vor seinem Tod veröffentlichte, ein heliozentrisches Modell des Universums vorschlug, bei dem die Sonne im Zentrum steht und die Erde und die anderen Planeten um sie kreisen. Die rückläufigen Schleifen der Planeten konnte er so durch die Bewegung der Erde erklären. Da er aber wie zuvor schon Ptolemäus von reinen Kreisbahnen ausging, konnte er wie dieser nicht auf das Epizykel-Modell verzichten und seine Berechnungen waren weder einfacher noch genauer und hatten so gesehen keinen überzeugenden praktischen Nutzen. Tatsächlich fand sein Modell zunächst auch wenig Anklang, da es dem unmittelbaren Augenschein widersprach und noch dazu die Erde aus dem Zentrum der Welt rückte und sie, die ewig ruhend scheinende in Bewegung setzte, womit man sich nur schwer abfinden konnte.

Im späten 16. Jahrhundert entwickelte Tycho Brahe (1546-1601), ein dänischer Adliger und Astronom, das später nach ihm benannte Tychonische Weltmodell als Alternative sowohl zum geozentrischen Ptolemäischen System als auch zum heliozentrischen Kopernikanischen System.[52] Brahe betrieb ein privates Observatorium namens Uraniborg (deutsch: Uranienburg) auf der schwedischen Insel Hven im Öresund. Als er bemerkte, dass sein Observatorium nicht groß genug und der sandige Boden nicht stabil genug für seine empfindlichen Instrumente war, ließ er 1586 in der unmittelbaren Nähe die weitgehend unterirdisch angelegte, unterhalb der Sandschichten auf festem Boden ruhende Sternwarte Stjerneborg (deutsch: Sternenburg) errichten, die durch einen unterirdischen Gang mit Uraniborg verbunden war. Dort führte Brahe eine Vielzahl bislang unerreicht genauer astronomischer Beobachtungen durch und erstellte eine umfangreiche Datensammlung über die Positionen von Sternen und Planeten.[53] Aufgrund von Unstimmigkeiten der seit der Antike überlieferten Daten mit seinen eigenen Beobachtungen kritisierte er gleichermaßen das geozentrische als auch das heliozentrische Modell und kombinierte Elemente beider Systeme, wodurch er eine wesentlich bessere Übereinstimmung mit seinen eigenen hochpräzisen Messungen, die er noch ohne Einsatz eines Fernrohrs gewonnen hatte.

In Brahes System steht die Erde im Zentrum des Universums und wird von der Sonne und dem Mond direkt umkreist, während die anderen damals bekannten Planeten - Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn - die Sonne umrunden. Die Sterne betrachtete Brahe dabei in Übereinstimmung mit dem geozentrischen Modell als feststehend und weit entfernt von der Erde. Sie bilden eine große Sphäre, die das gesamte Planetensystem umgibt. Brahes Modell ermöglichte eine wesentlich genauere Vorhersage der Positionen der Planeten und bot somit einen deutlichen Fortschritt gegenüber den bestehenden Modellen seiner Zeit. Obwohl das Tychonische Weltmodell heute als überholt gilt, lieferte es zur damaligen Zeit einen wichtigen Schritt in Richtung einer besseren Beschreibung des Planetensystems und stellte die starren Annahmen des Ptolemäischen Systems in Frage. Sein Modell beeinflusste später wichtige Astronomen wie Johannes Kepler und Galileo Galilei, die beide Brahes Beobachtungen nutzten, um ihre eigenen Theorien weiterzuentwickeln. Insbesondere waren Brahes präzise Beobachtungen der Bewegungen des Mars entscheidend für die Entdeckung von Keplers Gesetzen der Planetenbewegung.[54] Obwohl Brahes Modell die Erde noch im Zentrum des Universums behielt, stärkte es die Idee, dass die Planeten die Sonne umkreisen. Dies ebnete den Weg für die Akzeptanz des heliozentrischen Systems, das schließlich durch die Arbeiten von Kepler, Galilei und später Isaac Newton endgültig etabliert wurde.

Ein großer Fortschritt in der Himmelsbeobachtung geschah, als 1608 das erste Fernrohr von dem niederländischen Brillenmacher Hans Lippershey (auch bekannt als Johann Lippershey) entwickelt wurde. Seit Urzeiten hatte man bis dahin den Sternenhimmel stets nur mit freiem Auge ohne optische Hilfsmittel betrachtet und war damit zu beachtlichen Erkenntnissen gekommen. Mit der Erfindung des Teleskops wurde nun der sinnlichen Erfahrung ein neues, viel weiteres, bisher verborgenes Feld eröffnet, aus dem sich auch viele neue Erkenntnisse gewinnen ließen. Lippershey beantragte am 2. Oktober 1608 ein Patent für seine Erfindung in den Niederlanden. Obwohl das Patent letztendlich nicht gewährt wurde, wurde die Existenz des Fernrohrs schnell weithin bekannt und hatte großen Einfluss auf die Astronomie und die wissenschaftliche Erforschung des Kosmos.

Galileo Galilei baute kurz nach Lippershey 1609 sein eigenes Fernrohr, verbesserte das Design und verwendete es erstmals, um den Himmel zu beobachten. Das Galilei-Fernrohr besteht aus zwei Linsen: einer konvexen Objektivlinse und einer konkaven Okularlinse. Die Objektivlinse sammelt das einfallende Licht und erzeugt ein verkleinertes, aufrechtes Bild des beobachteten Objekts. Die Okularlinse fungiert als Lupe und vergrößert das erzeugte Bild, sodass der Beobachter eine vergrößerte Ansicht des Objekts erhält. Die Vergrößerung errechnet sich aus dem Verhältnis der Brennweiten der Objektiv- und Okularlinse. Durch den Einsatz von Linsen mit verschiedenen Brennweiten kann die Vergrößerung des Fernrohrs angepasst werden

Galileos Beobachtungen revolutionierten das Verständnis des Sonnensystems und des Universums und legten den Grundstein für die moderne Astronomie. Seine Entdeckung der vier größten Jupitermonde, die er als Sidera Medicea – die „Mediceischen Gestirne“ benannte, aber heute nur als Galileische Monde (Io, Europa, Ganymed und Kallisto) bekannt sind, im Jahr 1610 hatte eine bedeutende Auswirkung auf das Weltbild der Astronomie und die wissenschaftliche Gemeinschaft der damaligen Zeit, in der das geozentrische Modell immer noch die vorherrschende Sichtweise. Die Beobachtung von Monden, die um einen anderen Planeten kreisen, zeigte, dass nicht alle Himmelskörper direkt um die Erde kreisen mussten. Dies stellte das geozentrische Modell in Frage und ebnete den Weg für die Akzeptanz des heliozentrischen Weltbildes.

Das heliozentrische Weltmodell wurde in der Folge auch noch durch die mathematischen Gesetze von Johannes Kepler gestützt und verfeinert. Die drei Keplerschen Gesetze wurden von Kepler zwischen 1609 und 1619 auf der Grundlage der genauen Beobachtungen von Tycho Brahe entwickelt. Anders als Kopernikus ging er nicht mehr von Kreisbahnen aus, auf denen sich die Planeten um die Sonne bewegen. Nach Kepler bewegt sich vielmehr jeder Planet auf einer elliptischen Bahn um die Sonne, wobei die Sonne in einem der beiden Brennpunkte der Ellipse liegt (1. Keplersches Gesetz). Dies bedeutet zugleich, dass die Entfernung zwischen dem Planeten und der Sonne im Verlauf seiner Umlaufbahn variiert. Die Fläche, die von der Linie zwischen der Sonne und einem Planeten (Radialvektor) in einer bestimmten Zeitspanne überstrichen wird, ist dabei konstant (2. Keplersches Gesetz). Dies impliziert, dass ein Planet in Sonnennähe schneller und in Sonnenferne langsamer entlang seiner Bahn um die Sonne zieht. Das 3. Keplersche Gesetz besagt schließlich, dass das Verhältnis der Quadrate der Umlaufzeiten von zwei Planeten proportional ist zum Verhältnis der dritten Potenzen ihrer mittleren Entfernungen zur Sonne. Das ganze Sonnensystem erscheint damit als ein harmonisch geordnetes Ganzes.

Isaac Newton und die Gravitation

Die äquivalenten Anziehungskräfte zweier Massen
Veranschaulichung der quadratischen Abnahme der Gravitation mit der Entfernung nach Martin Wagenschein (Der Mond und seine Bewegung)

Die Keplerschen Gesetze waren ein wichtiger Durchbruch in der Astronomie, da sie eine präzise Beschreibung der Planetenbewegung ermöglichten und im späteren 17. Jahrhundert zur Entwicklung der Gravitationstheorie durch Isaac Newton beitrugen. Er ging damit einen bedeutsamen Schritt weiter, denn seine Gravitationsgesetze beschreiben nicht nur die Bewegungen der Himmelskörper, sondern geben auch deren Ursache an, die er in der wechselseitigen Anziehung der Körper sah, die durch die selben Schwerekräfte bedingt seien, durch die etwa auch ein reifer Apfel vom Baum zur Erde fällt. Damit legte er den Grundstein für das moderne mechanistische Verständnis des Universums.

In seinem bahnbrechenden Werk "Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica", das erstmals 1686 erschien, beschrieb Newton die anziehenden Kräfte sphärischer Körper wie folgt: „... wird ein, außerhalb einer sphärischen Oberfläche befindlicher, kleiner Körper durch eine Kraft nach dem Mittelpunkte der Kugel hingezogen, welche Kraft sich umgekehrt wie das Quadrat des Abstandes des kleinen Körpers vom Mittelpunkte verhält.“ (Newton, Principa, S. 192[55])

In moderne Formulierung und mit Einführung der Gravitationskonstante

[56]

beträgt die Kraft zwischen zwei Massepunkten und :

Dass die Anziehungskraft mit dem Quadrat der Entfernung abnimmt, erscheint dadurch anschaulich plausibel, dass sich die Kraft bei doppelter Entfernung der Körper gleichsam auf die vierfache Fläche „verdünnt“ und damit viermal schwächer wird.

In seiner „Principa“ entwickelte Newton nicht nur die Gesetze der klassischen Mechanik und Gravitation, sondern äußerte sich auch zu seinen grundlegende Vorstellungen über Raum und Zeit.

Newtons Vorstellung von Raum basierte auf der Idee eines absoluten Raums, den er als unveränderliche und unabhängige Entität verstand. Laut Newton existiert der Raum unabhängig von den darin enthaltenen Objekten und ist für sich allein real: „Der absolute Raum bleibt vermöge seiner Natur und ohne Beziehung auf einen äußern Gegenstand, stets gleich und unbeweglich.“ (Newton, Principia, S. 25[57]) Diese Auffassung von Raum war eng mit seinem Gravitationsgesetz und der Beschreibung von Bewegung in der klassischen Mechanik verknüpft. Eine besonders interessante Aussage in diesem Zusammenhang ist seine Beschreibung des Raums als "Sensorium Gottes". Sie zeigt, wie eng Newtons physikalisches Weltbild mit seiner tief religiösen unitarischen Überzeugung verknüpft war. Die Idee, den Raum als "Sensorium Gottes" zu bezeichnen, findet sich in einem Brief Newtons an Richard Bentley, einem englischen Theologen und Gelehrten, und im Scholium zu Definitionen in den "Principia". Newton schrieb:

„Es ist sicher, dass der Raum Gott notwendig ist, um die Dinge in ihm zu erfahren. Denn wenn irgendein Teil des Raumes ohne einen Körper ist, der ihn einnimmt (und daher von Gott wahrgenommen wird), so ist dieser Teil des Raums ein bloßer imaginärer Raum und kein Teil des wirklichen Raums. So ist Raum das Sensorium Gottes.“

Isaak Newton: Brief an Bentley, 1692

Parallel zu seiner Vorstellung von Raum, betrachtete Newton auch die Zeit als eine absolute Größe. Für ihn verstrich die Zeit unabhängig von Ereignissen oder Beobachtungen, in einem stetigen und gleichmäßigen Fluss. Die „absolute, wahre und mathematische Zeit verfließt an sich und vermöge ihrer eigenen Natur gleichförmig und ohne Beziehung auf irgendeinen äußeren Gegenstand“ (Newton, Principia, S. 25[57]).

Newtons Ideen über Raum und Zeit wurden im Laufe der Jahrhunderte von vielen Physikern und Philosophen diskutiert und kritisiert. Eine der bekanntesten Kritiken stammt von Gottfried Wilhelm Leibniz, der Newtons Auffassung von absolutem Raum und Zeit ablehnte und stattdessen eine Relationstheorie vertrat. Leibniz argumentierte, dass Raum und Zeit nur in Bezug auf die Beziehungen zwischen Objekten existieren und keine eigenständige Realität haben.

Mit der Entwicklung der speziellen und allgemeinen Relativitätstheorie durch Albert Einstein im frühen 20. Jahrhundert wurde Newtons Konzept von absolutem Raum und Zeit überwunden. Einsteins Relativitätstheorie beschreibt Raum und Zeit als untrennbare Einheit, die Raumzeit, die in Abhängigkeit von Materie und Energie gekrümmt ist. Dieser neue Ansatz führte zu einer grundlegenden Umgestaltung unseres Verständnisses von Raum, Zeit und Gravitation.

Das Olbersche Paradoxon: Warum ist der Nachthimmel dunkel?

Graphische Veranschaulichung zum Olbersschen Paradoxon

Das Olbersche Paradoxon ist ein astronomisches Rätsel, das in den 1820er Jahren vom deutschen Astronomen Heinrich Wilhelm Olbers formuliert wurde. Es beschäftigte sich mit der Frage, warum der Nachthimmel dunkel ist, wenn das Universum, wie damals angenommen, unendlich alt und unendlich groß ist und mit unendlich vielen gleichmäßig verteilten Sternen erfüllt ist.[58] Wenn dies der Fall wäre, müsste jeder Blick in den Nachthimmel auf einen Stern treffen, und der Himmel sollte strahlend hell erleuchtet sein. Das Olbersche Paradoxon hat Astronomen und Astrophysiker über Generationen hinweg fasziniert. Durch den Fortschritt in der Erforschung des Universums und der Entdeckung neuer Erkenntnisse wie dem Urknall, der Expansion des Universums und der Absorption von Licht durch interstellare Materie sind wir jedoch in der Lage, dieses Rätsel zu lösen. Die Kombination dieser Faktoren erklärt, warum der Nachthimmel dunkel bleibt, trotz der unzähligen Sterne, die unser Universum bevölkern.

Die erste mögliche Lösung für das Olbersche Paradoxon liegt in der Annahme, dass das Universum nicht unendlich alt ist. Tatsächlich hat der Urknall, der vor etwa 13,8 Milliarden Jahren stattfand, den Beginn des Universums markiert.[59] Dies bedeutet, dass das Licht von sehr weit entfernten Sternen möglicherweise noch nicht die Erde erreicht hat, wodurch der Nachthimmel dunkel bleibt.

Die Expansion des Universums (→ siehe unten) trägt ebenfalls zur Lösung des Olberschen Paradoxons bei. Laut der Inflationstheorie und der kosmischen Hintergrundstrahlung dehnt sich das Universum seit dem Urknall aus (Guth, 1981).[60] Aufgrund dieser Expansion entfernen sich Sterne und Galaxien voneinander, wodurch das Licht, das sie aussenden, rotverschoben wird und in vielen Fällen unsichtbar für das menschliche Auge wird.

Ein weiterer Faktor, der zum dunklen Nachthimmel beiträgt, ist die Absorption und Streuung von Licht durch interstellaren Staub und Gas. Sterne, die hinter solchen Wolken liegen, sind vom irdischen Beobachter aus schwieriger zu sehen, was ebenfalls dazu führt, dass der Nachthimmel dunkel bleibt.[61]

Die Spektralanalyse und die materielle Konstitution des Kosmos

Die wichtigsten Fraunhoferlinien (Absorbtionslinien) im Spektrum der Sonne.
Historisches Sonnen-Spektroskop mit 6 Prismen (John Browning, um 1890, World Museum Liverpool)
Beugung einer Welle an einer Öffnung, die viermal so breit ist, wie die Wellenlänge.
Beugung am Einfachspalt – Licht längerer Wellenlänge (grün) wird stärker gebeugt als das kürzerer Wellenlänge (z. B. blau), das Beugungsbild ist weiter aufgefächert.
Beugung des Sonnenlichts an einer engen kreisförmigen Lochblende - je kürzer die Wellenlänge, desto geringer werden die entsprechenden Farbanteile gebeugt
Newtonsche Ringe - Interferenzfarben bei einem dünnen Ölfilm auf Wasser

Die Geschichte der Spektroskopie beginnt im 17. Jahrhundert, als Isaac Newton erstmals Licht durch einen engen Spalt durch ein Prisma leitete und entdeckte, dass dabei verschiedenen Farben in Erscheinung traten. Dieses Phänomen wurde später als Spektrum bezeichnet und legte den Grundstein für die Erforschung der Spektroskopie. In seinen 1704 veröffentlichten „Opticks“[62] postulierte Newton auch die Teilchennatur des Lichts. Er stützte sich dabei auf Experimente, bei denen er Licht durch Linsen und Prismen schickte und beobachtete, wie es sich aufspaltete und in verschiedenen Farben sichtbar wurde. Er kam dadurch zu der Ansicht, dass das Licht aus einer Vielzahl winziger Teilchen bestehen müsse, die sich geradlinig und mit konstanter Geschwindigkeit durch den Raum bewegen und unterschiedliche Farben und Eigenschaften haben.

Newtons Theorie stimmte alledings nicht mit den Experimenten und Theorien zur Wellennatur des Lichts überein. Insbesondere konnte Newtons Theorie das Phänomen der Beugung und der Interferenz von Licht nicht erklären, bei dem sich Lichtwellen gegenseitig verstärken oder auslöschen können, wenn sie aufeinander treffen. Die Beugung oder Diffraktion ist ein Phänomen, das entsteht, wenn beliebige physikalische Wellen (z.B. Wasserwellen oder Schallwellen) auf ein Hindernis treffen. Die an den verschiedenen Punkten des Hindernisses sekundär erregten Wellen können sich dabei überlagen. Die dadurch bedingte rhythmisch wechselnde Verstärkung oder Auslöschung der Wellen erzeugt dabei die charakteristischen Interferenzerscheinungen, wie sie etwa in dem zuerst von Robert Hooke 1665 in seiner Micrographia beschrieben und nach Newton benannten Phänomen der Newtonschen Ringe anschaulich wird, das man an jeder Pfütze beobachten kann, auf der ein dünner Ölfilm schwimmt.

Schon 1690 hatte Christiaan Huygens in seiner Schrift "Traité de la Lumière"[63] (Abhandlung über das Licht[64]) die Theorie aufgestellt, dass das Licht eine Wellennatur habe, ähnlich wie Schallwellen oder Wasserwellen. Huygens argumentierte, dass das Licht aus winzigen "Elementarwellen" bestehe, die sich in alle Richtungen ausbreiten und sich überlagern können, um ein Interferenzmuster zu erzeugen (→ Huygenssches Prinzip). Er zeigte auch, wie sich diese Wellenbrechung und Interferenz auf Phänomene wie Reflexion und Brechung von Licht an Oberflächen auswirken kann. Erwähnensswert ist, dass Huygens Theorie auch auf den Grundsätzen der damals neu entstehenden mathematischen Disziplin der Analysis basierte, deren Grundlagen von Newton und Gottfried Wilhelm Leibniz unabhängig voneinander entwickelt worden waren.

Weiteren Auftrieb erhielt die Wellentheorie des Lichts durch Thomas Young, der im Jahr 1801 ein Experiment durchführte, das heute als "Doppelspaltexperiment" bekannt ist und das Licht ebenfalls als Welle beschreibt. Young beobachtete, dass, wenn Licht durch zwei schmale Spalten geschickt wurde, es auf einem Schirm dahinter ein Interferenzmuster erzeugte. Dieses Muster bestand aus hellen und dunklen Streifen, die darauf hinwiesen, dass sich die Lichtwellen gegenseitig verstärken oder auslöschen können, wenn sie auf den Schirm treffen. Young schloss daraus, dass das Licht eine Wellennatur haben muss. Youngs Experiment war ein wichtiger Meilenstein in der Entwicklung der Physik und ebnete den Weg für weitere Entdeckungen und Theorien, die auf der Wellennatur des Lichts basieren, wie z.B. die elektromagnetische Theorie von James Clerk Maxwell und die Quantentheorie des Lichts, die Albert Einstein 1905 zur Erklärung des photoelektrischen Effekts verfassste. Im selben Jahr veröffentlichte Einstein übrigens auch seine Arbeit zur speziellen Relativitätstheorie, die Newtons Konzept des absoluten Raums und der absoluten Zeit über den Haufen warf, und seinen Artikel über die Brownsche Molekularbewegung, der die bis dahin immer noch strittige Existenz der Atome und Moleküle nachhaltig untermauerte. Damit waren auch wesentliche Meilensteine für die moderne Kosmologie gesetzt.

Eine ganz besondere Bedeutung für die Aufklärung der konkreten materiellen Konstitution des Kosmos hatte die Entdeckung der Spektrallinien. Im Jahr 1802 entdeckte der britische Chemiker und Physiker William Hyde Wollaston erstmals dunkle Linien im Spektrum des Sonnenlichts, als er das Licht durch ein Prisma leitete. Wollaston konnte allerdings nicht erklären, warum diese Linien existierten oder welche Bedeutung sie hatten.

Die Erforschung dieser Linien wurde 1814 von Joseph von Fraunhofer, einem deutschen Physiker und Optiker, fortgesetzt. Fraunhofer verbesserte die Qualität der Prismen und entwickelte präzisere Instrumente, um das Sonnenspektrum zu untersuchen. Er entdeckte und katalogisierte Hunderte von dunklen Linien, die später als Fraunhoferlinien bekannt wurden. Fraunhofer bemerkte auch, dass diese Linien in verschiedenen Spektren identisch waren, unabhängig von der Lichtquelle, die sie erzeugte.

Die Bedeutung der Fraunhoferlinien und ihre Verbindung zur chemischen Zusammensetzung der Sonne wurde erst in der zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts verstanden, als Gustav Kirchhoff und Robert Bunsen die Grundlagen der Spektralanalyse entwickelten. Sie entdeckten, dass jedes chemische Element ein charakteristisches Spektrum hat, das aus hellen oder dunklen Linien besteht, die mit den absorbierten oder emittierten Wellenlängen des Lichts korrespondieren. Kirchhoff und Bunsen erklärten die Fraunhoferlinien als Absorptionslinien, die durch die Anwesenheit bestimmter Elemente in der Sonnenatmosphäre verursacht wurden.

Die Spektralanalyse revolutionierte die Astrophysik, da sie es ermöglichte, die chemische Zusammensetzung von Himmelskörpern wie der Sonne und anderen Sternen zu bestimmen, ohne diese direkt zu berühren oder Proben zu nehmen. Diese Methode erlaubt es auch, die physikalischen Eigenschaften wie Temperatur, Druck, Dichte, Magnetfelder zu bestimmen. Die Analyse der Rot- und Blauverschiebung ermöglicht es, die Entfernungen und Geschwindigkeiten von Himmelskörpern und Galaxien zu bestimmen. Die Spektralanalyse hat zu zahlreichen Entdeckungen in der Astrophysik geführt, wie beispielsweise der Entdeckung der interstellaren Materie. Darüber hinaus ist sie ein wichtiges Werkzeug, um die Entstehung und Entwicklung von Sternen und Planeten sowie die Wechselwirkungen zwischen ihnen zu untersuchen. Durch die Analyse der Atmosphärenzusammensetzung unterstützt sie die Suche nach erdähnlichen Exoplaneten und potenziell bewohnbaren Welten und hilft, die Entstehung und Evolution von chemischen Verbindungen bzw. Molekülen im interstellaren Medium und in protoplanetaren Scheiben zu erforschen, um unsere Vorstellung von chemischen Prozessen im Universum und der Entstehung des Lebens zu erweitern.

Die Spektroskopie entwickelt sich ständig weiter, und zukünftige Fortschritte in Technologie und Methodik könnten unser Verständnis der Astrophysik und Astrochemie und damit auch der Kosmologie in näherer Zukunft weiter vertiefen. Zu nennen sind sind insbesondere folgende Punkte:

  • Neue und leistungsfähigere Teleskope, wie das James Webb Space Telescope (JWST), sollen es ermöglichen, noch detailliertere Spektren von fernen Himmelskörpern und Exoplanetenatmosphären zu erfassen und so unser Wissen über die Chemie des Universums zu erweitern.
  • Verbesserungen in der Spektroskopie im infraroten, ultravioletten und Röntgenbereich sollen dazu beitragen, bisher noch unerforschte Aspekte der Astrophysik und Astrochemie zu untersuchen.
  • Fortschritte in der Theorie und Modellierung von Spektren sollten es ermöglichen, genauere Rückschlüsse auf die physikalischen Eigenschaften von Himmelskörpern und interstellaren Wolken zu ziehen.
  • Die fortschreitende Zusammenarbeit zwischen verschiedenen wissenschaftlichen Disziplinen, wie Astronomie, Physik, Chemie und Biologie, kann dazu beitragen, ein umfassenderes Verständnis der chemischen Prozesse im Universum und ihrer Bedeutung für die Entstehung der materiellen Grundlage des Leben zu erlangen.

Was ist Licht und wie schnell bewegt es sich?

Goethes Farbenlehre - Eine Einführung

Wenn wir die Natur des Lichts ergründen wollen, so stehen wir vor einem merkwürdigen Paradoxon. Denn streng genommen können wir Licht sinnlich gar nicht direkt sehen. Was wir tatsächlich wahrnehmen, sind nur die Wirkungen des Lichts, das von leuchtenden Objekten emittiert oder von anderen reflektiert wird und anschließend auf unsere Augen trifft. In Wahrheit sehen wir nur Leuchtendes oder Beleuchtetes, aber nicht das Licht selbst. Zurecht beschreibt Goethe im Vorwort „Zur Farbenlehre“ die Farben, die wir sehen als Taten und Leiden des Lichts:

„Denn eigentlich unternehmen wir umsonst, das Wesen eines Dinges auszudrücken. Wirkungen werden wir gewahr, und eine vollständige Geschichte dieser Wirkungen umfasste wohl allenfalls das Wesen jenes Dinges. Vergebens bemühen wir uns, den Charakter eines Menschen zu schildern; man stelle dagegen seine Handlungen, seine Taten zusammen, und ein Bild des Charakters wird uns entgegentreten.

Die Farben sind Taten des Lichts, Taten und Leiden. In diesem Sinne können wir von denselben Aufschlüsse über das Licht erwarten. Farben und Licht stehen zwar untereinander in dem genausten Verhältnis, aber wir müssen uns beide als der ganzen Natur angehörig denken: denn sie ist es ganz, die sich dadurch dem Sinne des Auges besonders offenbaren will.“

Johann Wolfgang von Goethe: Zur Farbenlehre, S. 9[65]

Licht und Sehen

Verschaffen wir uns zunächst einen kurzen Überblick darüber, wie Sehen und Licht miteinander zusammenhängen, welche Theorien darüber im Lauf der Zeit entworfen wurden und zu welcher Einschätzung man dabei bezüglich der Lichtgeschwindigkeit kam.

Bezüglich des Sehens standen seit der Antike einander zwei gegensätzliche Theorien gegenüber:

Die Emissionstheorie, auch Extramissionstheorie genannt, ging davon aus, dass das Sehen dadurch zustande kommt, dass Sehstrahlen von den Augen ausgehen und auf die Objekte treffen und diese gleichsam abtasten, so wie etwa ein Blinder die Gegenstände mit seinem Blindenstock abtastet. Vielfach ging man davon aus, dass das Auge selbst Licht bzw. Feuer aussendet und dadurch die Gegenstände sichtbar macht. Diese Theorie wurde von vielen antiken Philosophen vertreten, darunter Platon (427-347 v. Chr.)[66][67][68] und Euklid (ca. 300 v. Chr.)[69]. Selbst noch in der Renaissance wurden die Prinzipen der Perspektive teils von dieser Theorie abgeleitet. Darin liegt auch etwas durchaus Berechtigtes, den die Form der Gegenstände erkennen wir tatsächlich nur dadurch, dass wir unseren Blick auf diese fokusieren und sie, ohne dass uns das bewusst wird, durch unsere Blickbewegungen abtasten und so gleichsam nachzeichnen.

Die Intromissionstheorie besagt hingegen, dass das Sehen aufgrund von Strahlen (Lichtstrahlen) zustande kommt, die von den Objekten ausgehen und auf die Augen treffen. Diese Theorie wurde namentlich von Aristoteles (384-322 v. Chr.) und seinen Schülern entwickelt und kommt der heute akzeptierten wissenschaftlichen Vorstellung vom Sehen schon ziemlich nahe und war sehr einflussreich. Er agumentierte auch, dass Licht eine unendliche Geschwindigkeit haben müsse, da wir die Gegenstände sofort ohne die geringste Verzögerung sehen, wenn sie beleuchtet werden.[70]

Zuvor schon hatte der griechische Philosoph Empedokles (ca. 490-430 v. Chr.)[71] behauptet, dass Licht aus kleinen Partikeln bestehe, die er "Effluvien" nannte. Diese Effluvien, so meinte er, breiten sich mit hoher Geschwindigkeit im Raum aus und treffen auf das menschliche Auge. Obwohl er keine genaue Geschwindigkeit für das Licht angab, legen seine Ideen nahe, dass er die Lichtgeschwindigkeit für endlich hielt.[72] Nach Empedokles besteht das Auge aus allen vier klassischen Elementen (Erde, Wasser, Luft und Feuer), wobei Feuer die entscheidende Rolle spielt. Er glaubte, dass im Auge ein inneres Feuer oder Licht existiert, das er als „Augenfeuer“ bezeichnete. Dieses Augenfeuer interagiere mit den Effluvien und ermögliche so das Sehen. Auf diese Weise kombinierte Empedokles die Emissionstheorie mit der Intromissionstheorie.[73] Empedokles Theorie des Lichts und des Sehens war zu seiner Zeit revolutionär, da sie sowohl die Natur des Lichts bzw. Feuers als auch die Rolle des Auges im Sehvorgang berücksichtigte. Platon griff später diese Theorie auf und integrierte sie in sein philosophsches System.[74]

Der christliche Philosoph Johannes Philoponos (490-570) widersprach der Ansicht von Aristoteles, dass Licht eine unendliche Geschwindigkeit habe. Er argumentierte, dass die Geschwindigkeit des Lichts endlich, jedoch so groß sei, dass sie für menschliche Beobachter von einer unendlichen Geschwindigkeit nicht zu unterscheiden wäre.[75]

Aufbauend auf Aristoteles entwickelte der arabische Gelehrte Alhazen (965-1040), mit vollem Namen Abu Ali al-Hasan Ibn al-Haitham (arab. أبو علي الحسن بن الهيثم‎) genannt, in seinem Buch "Kitab al-Manazir" (Buch der Optik) eine detaillierte Theorie des Sehens, in der er davon ausging, dass Licht von Objekten reflektiert und von den Augen wahrgenommen wird. Anders als Aristoteles sah er allerdings die Lichtgeschwindigkeit als endlich an.[76]

Johannes Kepler (1571-1630) beschreibt in seinem Werk „Astronomia nova“ (1609)[77], dass Licht, das von der Sonne abstrahlt, sich in Form von Wellen oder "Pulsen" ausbreite, ähnlich wie die Schallwellen in der Luft, und erwähnt dabei beiläufig, dass das Licht eine endliche Geschwindigkeit haben könnte. Sein Werk trug dazu bei, die Idee einer endlichen Lichtgeschwindigkeit in wissenschaftlichen Kreisen zu etablieren. Diese Idee wurde später von Galileo Galilei und schließlich von Ole Rømer weiterverfolgt, der die erste erfolgreiche Messung der Lichtgeschwindigkeit vornahm.

René Descartes (1596-1650) vertrat in seinem Werk „La Dioptrique“ (1637)[78] die Ansicht, dass Licht sich in geraden Linien ausbreitet und dass diese Strahlen von Korpuskeln getragen werden, die keine Zeit benötigen, um von einem Punkt zum anderen zu gelangen und mithin die Lichtgeschwindigkeit unendlich sei.

Die Messung der Lichtgeschwindigkeit

Verfinsterung beim Umlauf des Mondes Io um den Jupiter.
Abberation des Lichts: Bewegt sich der Beobachter (links) oder der beobachtete Stern (rechts), so muss das Fernrohr leicht gekippt werden, damit der Lichtstrahl die Objektiv-Mitte und später das Okular trifft (Kippwinkel in der Skizze stark übertrieben).

Der erste bekannte Versuch, die Lichtgeschwindigkeit zu messen, wurde um 1600 von dem italienischen Astronomen, Physiker und Philosophen Galileo Galilei (1564-1642) unternommen.[79] Er positionierte sich dazu mit einer Signallampe versehen auf einem Hügel und seinen Assistenten, ebenfalls mit einer Signallampe bewaffnet, auf einem zweiten Hügel, dessen Entfernung vom ersten Hügel genau vermessen war. Dann sandte er seinem Assistenten ein Signal, das dieser umgehend mit einem weiteren Signal beantworten sollte. Daraus sollte sich die Lichtgeschwindigkeit grob abschätzen lassen, wie es Galilei schon bei der Ermittlung der Schallgeschwindigkeit gelungen war. Beim Licht hingen war das Ergebnis enttäuschend, da abzüglich der unvermeidlichen Reaktionszeit des Assistenten keine signifikante und reproduzierbare Zeitdifferenz übrigblieb. Galilei zog daraus den Schluss, dass Licht sich entweder mit einer sehr hohen Geschwindigkeit oder unendlich schnell ausbreiten müsse.

Ole Rømer (1644-1710), ein dänischer Astronom, war der erste Wissenschaftler, der eine erfolgreiche Messung der Lichtgeschwindigkeit durchführte. Rømer stützte seine Messung auf Beobachtungen der Bewegung des Jupitermondes Io, einem der vier Galileischen Monde, die Galilei 1610 erstmals mit dem von ihm gebauten Teleskop beobachten konnte. Rømer bemerkte, dass die Zeiten, zu denen Io hinter Jupiter verschwand (sogenannte Okkultationen) und wieder auftauchte, abhängig von der Position der Erde auf ihrer Umlaufbahn um die Sonne variierten. Wenn die Erde sich von Jupiter wegbewegte, schienen die Okkultationen länger zu dauern, während sie kürzer zu sein schienen, wenn die Erde sich auf Jupiter zubewegte. Rømer ermittelte dabei eine maximale Differenz von 22 Minuten (= 1320 s), die genau der Lichtlaufzeit entspricht, die das Licht benötigt, um den ganzen Erdbahndurchmesser zu durchqueren (die Strecke von E nach H in der nebenstehenden Zeichnung).[80]

Rømers Deutung von der Endlichkeit der Lichtgeschwindigkeit wurde schon bald von Isaac Newton, John Flamsteed, Edmond Halley und Christiaan Huygens akzeptiert. Nachdem Rømer seine Arbeit 1676 veröffentlicht hatte, berechnete daraus Huygens 1678 die Lichtgeschwindigkeit zu etwa 212.000 km/s, was dem heute anerkannten Wert von 299.792,458 km/s angesichts der technischen Einschränkungen seiner Zeit schon bemerkenswert nahe kommt.[81] In dieser Arbeit entwickelte Huygens auch seine Theorie, die auf der Idee beruht, dass Licht aus Wellen besteht, die sich in einem ätherischen Medium ausbreiten.

Obwohl Rømers Arbeit heute als bahnbrechend angesehen wird, stieß sie aber zunächst auch auf einige Skepsis und Kritik. Einige Wissenschaftler seiner Zeit, wie der italienische Astronom Giovanni Domenico Cassini (1625 -1712), bezweifelten Rømers Ergebnisse und hielten weiterhin an der Idee einer unendlichen Lichtgeschwindigkeit fest.[82] Cassini warf Rømer vor, das er versäumt hätte, die Beobachtung der drei anderen damals bekannten Jupitermonde als Beleg für seine These herangezogen zu haben und argumentierte, dass die Variationen in den Beobachtungen von Io auf andere Faktoren wie atmosphärische Refraktion zurückzuführen sein könnten.

Erst nachdem James Bradley (1693 - 1762) die Aberration des Lichts 1729 entdeckt und begründet hatte[83], wurde die Endlichkeit der Lichtgeschwindigkeit allgemein anerkannt.[84] Die Aberration des Lichts tritt auf, weil das Licht, das von einem Stern emittiert wird, eine endliche Zeit benötigt, um die Erde zu erreichen. Während dieser Zeit bewegt sich die Erde auf ihrer Bahn um die Sonne. Diese kombinierten Effekte führen dazu, dass der Beobachter auf der Erde den Stern in einer leicht verschobenen Position wahrnimmt. Die Größe dieser Verschiebung hängt von der Winkelgeschwindigkeit der Erde und der Lichtgeschwindigkeit ab. Die Aberration des Lichts kann in zwei Hauptkomponenten unterteilt werden: die jährliche Aberration und die tägliche Aberration. Die jährliche Aberration ist auf die jährliche Bewegung der Erde um die Sonne zurückzuführen und führt zu einer elliptischen Verschiebung der scheinbaren Position der Sterne. Die tägliche Aberration ist auf die tägliche Rotation der Erde um ihre Achse zurückzuführen und führt zu einer kleineren, kreisförmigen Verschiebung. Da die Aberration bei allen Himmelskörpern auftritt, zeigte Bradley nicht nur, dass die Lichtgeschwindigkeit konstant und unabhängig von der jeweiligen Lichtquelle und deren Richtung und Entfernung ist, sondern er lieferte damit zugleich auch die erste handfeste Bestätigung, dass sich die Erde tatsächlich um die Sonne bewegt, wie es das heliozentrische Weltbild von Kopernikus fordert.

Naturgesetze und Naturkonstanten: Die feste Grundlage in einem dynamisch sich entwickelnden Universum

Naturgesetze sind grundlegende Prinzipien, die das Verhalten der in der Natur auftretenden Phänomenen beschreiben. Naturkonstanten sind unveränderliche Werte, die in diesen Gesetzen auftreten und charakteristisch für die physikalischen Eigenschaften des Universums sind.

Naturgesetze

Die frühesten bekannten Versuch, die Naturphänomene rational zu erklären, stammen aus der Antike (ca. 600 v.Chr. - 300 n.Chr.). Griechische Philosophen wie Thales von Milet, Anaximander, Anaximenes, Heraklit, Demokrit, Empedokles und Aristoteles erforschten Naturphänomene und postulierten verschiedene Gesetze.[85] Über Ptolemäus und das von ihm entworfene geozentrische Weltbild, das bis in die Neuzeit hinein maßgebend blieb, wurde oben schon gesprochen.

Während des ganzen Mittelalters blieb Aristoteles in allen philosophischen und naturwissenschaflichen Fragen die maßgebende Autorität. Auf dieser Grundlage wurde das Naturgeschehen hauptsächlich durch Gelehrte wie Avicenna und Alhazen aus der islamischen Welt sowie von christlichen europäischen Denkern wie Thomas von Aquin und Roger Bacon untersucht, der als einer der ersten Verfechter empirischer Methoden gilt.[86][87] Über die Bedeutung der Erfahrung und des Experiments sagte Bacon:[88]

„In den Naturwissenschaften kann man ohne Erfahrung und Experiment nichts Zureichendes wissen. Das Argument aus der Autorität bringt weder Sicherheit, noch beseitigt es Zweifel. [...] Mittels dreier Methoden können wir etwas wissen: durch Autorität, Begründung und Erfahrung. Die Autorität nützt nichts, wenn sie nicht auf Begründung beruht: Wir glauben einer Autorität, sehen aber nichts ihretwegen ein. Doch auch die Begründung führt nicht zu Wissen, wenn wir nicht ihre Schlüsse durch die Praxis (des Experiments) überprüfen. [...] Über allen Wissenschaften steht die vollkommenste von ihnen, die alle anderen verifiziert: Es ist das die Erfahrungswissenschaft, die die Begründung vernachlässigt, weil sie nichts verifiziert, wenn nicht das Experiment ihr zu Seite steht. Denn nur das Experiment verifiziert, nicht aber das Argument.“

Die wissenschaftliche Revolution (ca. 1543 - 1687), die mit der Neuzeit einsetzte, führte zu bedeutenden Fortschritten im Verständnis von Naturgesetzen. Galileo Galilei entwickelte das Gesetz des freien Falls, während Johannes Kepler die Gesetze der Planetenbewegung formulierte und sich erstmals von dem Dogma löste, dass diese sich auf Kreisbahnen bewegen müssten. Isaac Newton veröffentlichte seine Gesetze der Bewegung und das Gravitationsgesetz in seinen "Mathematischen Prinzipien der Naturphilosophie" (1687).[89]

Im 19. Jahrhundert wachsen Technik und Naturwissenschaft immer enger zusammen. Infolge der Erfindung der Dampfmaschine entwickelten Rudolf Clausius und William Thomson (Lord Kelvin) die Gesetze der Thermodynamik, welche die Beziehung zwischen Wärme, physikalischer Arbeit und Energie beschreiben.[90] Michael Faraday und James Clerk Maxwell trugen wesentlich zur Entwicklung der Gesetze des Elektromagnetismus bei, was die Entwicklung elektrisch betriebener Maschinen vorantrieb. Maxwells Gleichungen beschreiben die grundlegenden Gesetze von Elektrizität und Magnetismus, die auch für die moderne Kosmologie von zentraler Bedeutung sind.[91]

Die größte wissenschaftliche Revolution wurde mit Anbruch des 20. Jahrhunderts eingeläutet. 1905 veröffentlichte Albert Einstein die spezielle Relativitätstheorie und 1915 die allgemeine Relativitätstheorie.[92][93] Seine Theorien revolutionierten unser Verständnis von Raum, Zeit und Gravitation. Zu dieser Zeit enstand auch die Quantenmechanik aus den Arbeiten von Max Planck, Albert Einstein, Niels Bohr, Werner Heisenberg, Erwin Schrödinger, Wolfgang Pauli und vielen anderen. Sie beschreibt das Verhalten von Teilchen auf mikroskopischer Ebene und führte zur Entwicklung von Gesetzen wie dem Unbestimmtheitsprinzip von Heisenberg und der Schrödinger-Gleichung, die unser Verständnis vom Wesen der Materie und Energie grundlegend veränderte.

Was ist ein Naturgesetz eigentlich?

Galileo Galilei – Porträt von Justus Sustermans, 1636
Galileis Unterschrift
Galileis Unterschrift
Walter Heitler (1904-1981), war ein deutscher Physiker und Professor für theoretische Physik in Zürich. Er arbeitete hauptsächlich an der quantenmechanischen Beschreibung chemischer Bindungen und veröffentlichte auch eine Reihe naturphilosophischer und wissenschaftskritischer Bücher, in denen er die Gefahren einer einseitig mechanistisch-reduktionistischen Weltsicht aufzeigte.
Wolfgang Pauli (1900-1958)

Bei den Naturgesetzen geht es zunächst um den begrifflichen Zusammenhang der Wahrnehmungen, der sich durch das Denken aus der Naturbeobachtung und den sich daran anschließenden Experimenten enthüllt. „Ein echtes Naturgesetz ist nichts anderes als der Ausdruck eines Zusammenhanges im gegebenen Weltbilde, und es ist ebenso wenig ohne die Tatsachen da, die es regelt, wie diese ohne jenes da sind.“[94] Naturgesetze sind in diesem Sinn nicht willkürlich frei erfunden, sondern werden durch die Tätigkeit des Denken, das sich streng an den Tatsachen orientiert, vorgefunden. Selten gelingt das auf einen Schlag, sondern das Denken muss sich langsam Schritt für Schritt vorantasten, damit sich der ideelle Zusammenhang dem Bewusstsein offenbart, der sich in den beobachteten Naturerscheinungen geheimnisvoll verbirgt. So wie man sich in unbekanntem Gelände erst nach und nach orientieren muss und dabei manche Umwege macht, um den rechten Weg zum Gipfel zu finden, von dem aus man das unter einem liegende Land überschauen kann, so führt der Pfad zur Erkenntnis über zahlreiche Spekulationen und Hypothesen, bis schließlich der Moment wirklicher Einsicht kommt, in dem man den wahren Zusammenhang der Erscheinungen schlagartig überschaut. Um diese Einsichten klar und nachvollziehbar zu formulieren, bedient man sich heute in den Naturwissenschaften überwiegend der präzisen Sprache der Mathematik. Um diese anwenden zu können, muss allerdings die reiche Fülle der Naturphänomene auf mehr oder weniger abstrakte Zahlen reduziert werden. Das gelingt, wenn die unmittelbare sinnliche Wahrnehmung durch ein geeignet konstruiertes Messinstrument ersetzt wird.

Einer der bedeutensten Wegbereiter der neuzeitlichen Naturwissenschaft war Galileo Galilei (1564-1642), dem der bekannte Ausspruch: „Messen, was messbar ist, und messbar machen, was noch nicht meßbar ist“ (→ Messbarmachung) zugesprochen wird, der zwar in seinen Schriften in dieser Form nicht nachweisbar ist, aber seine Grundhaltung als Forscher treffend wiedergibt, die auf die Formulierung quantitativ erfasster Naturgesetze abzielt, die in mathematischen Formeln ausgedrückt werden können.

Naturgesetze sind, wie viele Physiker betonen, etwas Geistiges, da sie sich nur der geistigen Tätigkeit des Menschen erschließen, die über das bloße sinnliche Betrachten hinausgeht, weshalb der deutsche Physiker Walter Heitler (1904-1981) zurecht schrieb:

„Ein mathematisch formuliertes Gesetz ist etwas Geistiges. Wir können es so nennen, weil es menschlicher Geist ist, der es erkennt. Der Ausdruck Geist mag heute, wo ein überbordender Materialismus und Positivismus seine zum Teil recht üblen Blüten treibt, nicht sehr populär sein. Aber eben deshalb müssen wir uns darüber klar werden, was Naturgesetz und Naturerkenntnis ist. Die Natur folgt also diesem nicht-materiellen geistigen Element, dem Gesetz. Folglich sind auch geistige Elemente in der Natur selbst verankert. Zu diesen gehört die Mathematik, die zur Formulierung des Gesetzes nötig ist, sogar hohe und höchste Mathematik. Anderseits ist der Forscher der begnadet ist, eine Entdeckung zu machen in der Lage, eben dieses die Natur durchdringende geistige Element zu durchdringen. Und hier zeigt sich die Verbindung zwischen dem menschlichen, erkennenden Geist und den in der Natur existierenden transzendenten Elementen. Am besten sehen wir die Sache, wenn wir uns der Platonischen Ausdrucksweise bedienen, obwohl Plato diese Art von Naturgesetz noch nicht kannte. Demnach wäre das Naturgesetz ein Urbild, eine «Idee» - im Sinne des griechischen Wortes Eidea - dem die Natur folgt und die der Mensch wahrnehmen kann. Das ist es dann, was man den Einfall nennt. Durch dieses Urbild ist der Mensch mit der Natur verbunden. Der Mensch, der es erkennen kann, die Natur, die ihm als Gesetz folgt.“ (Lit.: Walter Heitler: Naturwissenschaft ist Geisteswissenschaft, S. 14f.[95])

Diese Ansicht teilten viele Quantenphysiker, wie etwa Werner Heisenberg, Erwin Schrödinger und insbesondere Wolfgang Pauli. Sie waren aus eigener Erfahrung davon überzeugt, dass der rationale Verstand, den sie alle meisterhaft beherrschten und ihnen ein notwendiges und wertvolles Werkzeug war, alleine nicht hinreicht, um zu wirklich neuen Erkenntnissen über die Natur zu kommen, sondern dass es dazu einer tieferen Erkenntnis bedarf, einer geistigen Wahrnehmung der in der Natur wirksamen Archetypen, die Ideen, wie sie schon Platon in seiner Ideenlehre angedeutet hat. Der österreichische Physiker und Mitbegründer der Quantentheorie Wolfgang Pauli (1900-1958) hat davon sehr deutlich etwas geahnt, wenn er in einem Brief an den Physiker Markus Fierz (1912-2006), in dem er sich auf dessen 1948 im Eranos-Jahrbuch veröffentlichten Vortrag "Zur physikalisehen Erkenntnis" bezieht, schreibt:

„Die in Ihrem Vortrag formulierten Ideen haben viele Berührungspunkte mit meinen, z. B. Komplementarität und Universalität, bzw. Physik und Psychologie, vielleicht sind da aber auch einige Unterschiede. Mein Ausgangspunkt ist, welches die Brücke sei zwischen den Sinneswahrnehmungen und den Begriffen. Zugestandenermaßen kann die Logik eine solche Brücke nicht geben oder konstruieren. Wenn man die vorbewußte Stufe der Begriffe analysiert, findet man immer Vorstellungen, die aus "symbolischen" Bildern mit im allgemeinen starkem emotionalen Gehalt bestehen. Die Vorstufe des Denkens ist ein malendes Schauen dieser inneren Bilder, deren Ursprung nicht allein und nicht in erster Linie auf die Sinneswahrnehmungen (des betreffenden Individuums) zurückgeführt werden kann, sondern die durch einen "Instinkt des Vorstellens" produziert und bei verschiedenen Individuen unabhängig, d. h. kollektiv reproduziert werden. {Dazu paßt, was Sie Seite 12 und 13 über den Zahlbegriff gesagt haben.} Der frühere archaisch-magische Standpunkt ist nur ein klein wenig unter der Oberfläche; ein geringes abaissement du niveau mental genügt, um ihn völlig "nach oben" kommen zu lassen. Die archaische Einstellung ist aber auch die notwendige Voraussetzung und die Quelle der wissenschaftlichen Einstellung. Zu einer vollständigen Erkenntnis gehört auch diejenige der Bilder, aus denen die rationalen Begriffe gewachsen sind.

Nun kommt eine Auffassung, wo ich vielleicht mehr ein Platonist bin als die Psychologen der Jungschen Richtung. Was ist nun die Antwort auf die Frage nach der Brücke zwischen den Sinneswahrnehmungen und den Begriffen, die sich uns nun reduziert auf die Frage nach der Brücke zwischen den äußeren Wahrnehmungen und jenen inneren bildhaften Vorstellungen. Es scheint mir - wie immer man es auch dreht, ob man vom "Teilhaben der Dinge an den Ideen" oder von "an sich realen Dingen" spricht - es muß hier eine unserer Willkür entzogene kosmische Ordnung der Natur postuliert werden, der sowohl die äußeren materiellen Objekte als auch die inneren Bilder unterworfen sind. (Was von beiden historisch das frühere ist, dürfte sich als eine müßige Scherzfrage erweisen - so etwa wie "Was war früher: das Huhn oder das Ei?") Das Ordnende und Regulierende muß jenseits der Unterscheidung von physisch und psychisch gestellt werden - so wie Platos "Ideen" etwas von "Begriffen" und auch etwas von "Naturkräften" haben (sie erzeugen von sich aus Wirkungen). Ich bin sehr dafür, dieses "Ordnende und Regulierende" "Archetypen" zu nennen; es wäre aber dann unzulässig, diese als psychische Inhalte zu definieren. Vielmehr sind die erwähnten inneren Bilder ("Dominanten des kollektiven Unbewußten" nach Jung) die psychische Manifestation der Archetypen, die aber auch alles naturgesetzliche im Verhalten der Körperwelt hervorbringen, erzeugen, bedingen müßten. Die Naturgesetze der Körperwelt wären dann die physikalische Manifestation der Archetypen.“ (Lit.: Meyenn, S 496f)

Naturkonstanten

Naturkonstanten sind wesentliche Bestandteile der Naturgesetze. Ihre Konstanz ist ein grundlegendes Prinzip der Physik, das jedoch immer wieder auf den Prüfstand gestellt wird. Einige der Hauptgründe, warum Wissenschaftler glauben, dass die Naturkonstanten konstant sind und sich nicht im Laufe der Zeit verändern, basieren auf experimentellen Beobachtungen und theoretischen Überlegungen:

  1. Astronomische Beobachtungen: Eine Möglichkeit, die Konstanz der Naturkonstanten über große Zeit- und Entfernungsskalen zu überprüfen, besteht darin, astronomische Beobachtungen von weit entfernten Objekten im Universum zu analysieren. Beispielsweise ermöglichen Spektroskopie-Daten von Quasaren, die mehrere Milliarden Lichtjahre entfernt sind, die Untersuchung der Feinstrukturkonstante im frühen Universum. Bisherige Beobachtungen haben keine signifikanten Abweichungen von der Konstanz dieser Konstante gezeigt.[96]
  2. Laboruntersuchungen: In Laborexperimenten werden präzise Messungen der Naturkonstanten über Jahre oder Jahrzehnte hinweg durchgeführt, um mögliche zeitliche Variationen zu erkennen. Beispielsweise wurden Atomuhren verwendet, um die Konstanz der Feinstrukturkonstante und der Protonen-Elektronen-Masse-Verhältnisse im Laufe der Zeit zu überprüfen. Bisher haben diese Experimente keine signifikanten Variationen dieser Konstanten festgestellt.[97]
  3. Theoretische Überlegungen: Eine Veränderung der Naturkonstanten im Laufe der Zeit hätte weitreichende Auswirkungen auf die Struktur und die Eigenschaften des Universums. Eine Variation der Gravitationskonstante würde beispielsweise die Dynamik der kosmischen Expansion und die Entwicklung von Strukturen wie Galaxien und Sternen beeinflussen. Eine Änderung der Feinstrukturkonstante hätte Auswirkungen auf die kernphysikalischen Prozesse, die zur Bildung von leichten Elementen im frühen Universum führen. Bisherige Beobachtungen und theoretische Modelle zeigen jedoch keine Anzeichen für solche Effekte.[98]

Obwohl die bisherigen Belege für die Konstanz der Naturkonstanten stark sind, bleibt die Frage nach möglichen zeitlichen oder räumlichen Variationen der Konstanten ein aktives Forschungsgebiet.

Es gibt auch Theorien, die vorschlagen, dass sich bestimmte Naturkonstanten im Laufe der Zeit verändern könnten. So legen etwa einige theoretische Modelle aus der Stringtheorie, der Quantengravitation oder einige kosmologische Modelle nahe, dass bestimmte Naturkonstanten wie die Feinstrukturkonstante zeitabhängig sein könnten.[99] Solche Theorien sind jedoch spekulativ und ließen sich bisher nicht zweifelsfrei bestätigten. Beobachtungen von astronomischen Objekten wie Quasaren können dazu verwendet werden, die mögliche zeitliche Variation der Feinstrukturkonstante zu untersuchen. Einige Studien haben Hinweise auf geringfügige Variationen von α über kosmologische Zeitskalen gefunden.[96] Andere Untersuchungen haben jedoch keine signifikante Veränderung gefunden.[100]

Bis heute gibt es keine allgemein anerkannte theoretische Begründung für die tatsächlichen Werte der Naturkonstanten. In den meisten Fällen müssen wir die Werte dieser Konstanten als gegebene Größen akzeptieren, die durch experimentelle Messungen bestimmt werden. Diese Werte sind sogenannte "kontingente" Größen, weil sie nicht aus grundlegenden Prinzipien der Physik abgeleitet werden können.

Dennoch versuchen einige theoretische Ansätze, die Werte der Naturkonstanten aus grundlegenderen Theorien abzuleiten oder zumindest zu erklären, warum sie die Werte haben, die wir beobachten. Beispiele dafür sind:

  1. Vereinheitlichungstheorien: Theorien wie die Große vereinheitlichte Theorie (GUT) oder die Stringtheorie versuchen, die verschiedenen fundamentalen Kräfte und Teilchen in einem einheitlichen Rahmen zu beschreiben. In solchen Theorien könnten die Werte der Naturkonstanten möglicherweise aus den Eigenschaften der zugrunde liegenden vereinheitlichten Theorie abgeleitet werden.
  2. Anthropisches Prinzip: Das anthropische Prinzip besagt, dass die beobachteten Werte der Naturkonstanten zumindest teilweise durch die Tatsache bestimmt sind, dass wir in einem Universum leben, das die Entstehung von Leben und intelligenten Beobachtern ermöglicht. In einem Multiversum, in dem verschiedene Universen unterschiedliche Werte für die Naturkonstanten haben, könnten wir nur in denjenigen Universen existieren, in denen die Konstanten Werte haben, die die Entstehung von komplexen Strukturen, Leben und Bewusstsein erlauben. Das anthropische Prinzip hat allerdings keinen heuristischen Wert, sondern bekräftigt nur dir Tatsache, dass wir offenbar in einem so gearteten Universum leben, ohne aber dafür eine weitere Begründung geben zu können.

Einige bekannte Naturkonstanten sind:

  1. Gravitationskonstante (G): Erstmals von Henry Cavendish im Jahr 1798 experimentell bestimmt, gibt diese Konstante die Stärke der Gravitationskraft zwischen zwei Massen an.[101]
  2. Lichtgeschwindigkeit (c): Die Geschwindigkeit des Lichts im Vakuum ist eine fundamentale Naturkonstante. Ihre genaue Messung wurde erstmals 1849 von Armand Fizeau[102] und später von Albert A. Michelson durchgeführt.[103]
  3. Plancksches Wirkungsquantum (h): Max Planck stellte 1900 das Plancksche Wirkungsquantum vor, eine fundamentale Konstante, die in vielen Bereichen der Quantenphysik auftaucht.[104]
  4. Elementarladung (e): Die Elementarladung ist die elektrische Ladung eines Protons. Ihre genaue Messung erfolgte durch Robert A. Millikan im Jahr 1909 (Millikan, R.A., 1913. On the Elementary Electrical Charge and the Avogadro Constant. Physical Review.).
  5. Feinstrukturkonstante (α): Diese Konstante ist ein Maß für die Stärke der elektromagnetischen Wechselwirkung zwischen geladenen Teilchen. Sie wurde erstmals von Arnold Sommerfeld im Jahr 1916 eingeführt.[105]
  6. Boltzmann-Konstante (k): Die Boltzmann-Konstante verbindet die mikroskopische und makroskopische Welt der Thermodynamik und wurde von Ludwig Boltzmann im späten 19. Jahrhundert eingeführt.[106]
  7. Avogadro-Konstante (NA): Die Avogadro-Konstante gibt die Anzahl der Teilchen (Atome, Moleküle, Ionen) in einem Mol einer Substanz an. Sie wurde nach Amedeo Avogadro benannt und im 19. Jahrhundert durch Johann Josef Loschmidt[107] und Stanislao Cannizzaro bestimmt[108].

Der Urknall: Ursprung von Raum und Zeit, Materie und Energie

Albert Einstein, 1921, Fotografie von Ferdinand Schmutzer
Georges Lemaître um 1935

Die Urknall-Theorie ist ein fundamentales Konzept der Kosmologie und bildet die Grundlage für unser modernes Verständnis von der Entstehung und Entwicklung des mit naturwissenschaftlichen Methoden erfassbaren Universums. Seit ihrer ersten Formulierung hat die Urknalltheorie viele Veränderungen und Verbesserungen erfahren, und ihre Entwicklung ist geprägt von bahnbrechenden wissenschaftlichen Entdeckungen und theoretischen Fortschritten. Das Grundkonzept besteht jedenfalls darin, dass gleichsam aus dem Nichts - oder vorsichtiger ausgedrückt aus einem physikalisch nicht Fassbaren - zugleich Raum, Zeit und Energie entstanden bzw. in Erscheinung getreten sind. Nach gegenwärtigem Wissensstand geschah dies vor rund 13,8 Milliarden Jahren.

Obwohl die Urknall-Theorie unser Verständnis des Universums erheblich verbessert hat, bleiben dennoch viele offene Fragen und Herausforderungen. Die Natur der Dunklen Materie und Dunklen Energie bleibt eines der größten Rätsel in der modernen Physik.

Entwicklung der Urknall-Theorie

Die Anfänge der Urknall-Theorie gehen auf das frühe 20. Jahrhundert zurück. 1915 formulierte Albert Einstein seine allgemeine Relativitätstheorie[109], die eine neue Beschreibung der Schwerkraft lieferte und das Fundament für die moderne Kosmologie schuf. Die von ihm entwickelten Feldgleichungen besagten allerdings, das ein materieerfülltes Universum notwendigerweise expandieren oder kollabieren müsste. Damit war Einstein höchst unzufrieden, denn damals ging man allgemein noch von einem statischen Universum aus. Darum führte er 1917 als Ad-hoc-Hypothese eine sogenannte kosmologische Konstante ein, die die Expansion oder Kontraktion des Universums verhindern sollte. Doch erwies sich diese statische Lösung als höchst instabil. Es zeigte sich nämlich, dass selbst kleinste Abweichungen von der idealen gleichförmigen Materieverteilung das Universum dennoch wieder je nach Vorzeichen der Störung kollabieren oder expandieren lassen würden.

Als der russische Physiker und Mathematiker Alexander Alexandrowitsch Friedmann (1922, 1924) und unabhängig davon der belgische katholische Priester und Astrophysiker Georges Lemaître (1927) passende Lösungen der Einsteinschen Feldgleichungen eines expandierende Universums formulierten und das später nach beiden benannte Friedmann-Lemaître-Modell entwickelten und außerdem 1929 Edwin Hubble die Expansion des Universums anhand der Galaxienflucht entdeckte, verwarf Einstein die Idee der kosmologischen Konstante und bezeichnete diese angeblich als die „größte Eselei meines Lebens“.[110]

Die beschleunigte Expansion des Universums

1998 entdeckten unabhängig voneinander zwei Forscherteams[111][112] durch Beobachtungen der Helligkeit bzw. Rotverschiebung von weit entfernen Typ-Ia-Supernovae, dass das Universum nicht nur expandiert, sondern sich diese Expansion sogar im Laufe der Zeit beschleunigt. Das war durchaus überraschend, den eigentlich hatte man erwartet, dass die Expansion aufgrund der Schwerkraft allmählich verlangsamt wird.

Dunkle Energie

Um die beschleunigte Expansion des Universums erklären zu können, postulierte man eine bis dahin unbekannte Form der Energie, die diese Expansion vorantreiben könnte: Die geheimnisvolle Dunkle Energie, die nach heutigen Schätzungen um die 70% der gesamten Energiemasse des Universums ausmachen müsste[113] und als allgegenwärtige Kraft der Gravitation entgegenwirkt und das Universum dazu bringt, sich immer schneller auszudehnen.

Dunkle Energie und Dunkle Materie sind die beiden größten ungelösten Rätsel in der Kosmologie. Obwohl sie unterschiedliche Funktionen im Universum haben, ist es möglich, dass sie auf einer tieferen Ebene miteinander verbunden sind. Einige Theorien schlagen vor, dass sie möglicherweise aus demselben Teilchen oder Feld stammen.[114]

Da die Dunkle Energie nicht direkt beobachtet werden kann, ist es schwierig, ihre Eigenschaften zu erforschen. Zukünftige Beobachtungen von Supernovae, Gravitationslinsen, Galaxienhaufen und der kosmischen Hintergrundstrahlung könnten jedoch dazu beitragen, unser Verständnis der Dunklen Energie weiter zu vertiefen.[115]

Der einfachster Weg, um die Eigenschaften dieser unsichtbaren Energiequelle zu beschreiben, ist die von Albert Einstein verworfene kosmologische Konstante (Λ), die damit eine eine späte Renaissance erlebte, wenn auch anders als von Einstein gedacht, denn er wollte damit ursprünglich ein statisches Universum ermöglichen. Sie erwies sich aber auch als gut geeignet, die beschleunigte Expansion des Universums zu beschreiben und ist heute Bestandteil des erfolgreichen Lambda-CDM-Modells, des Standardmodells der Kosmologie.

Eine weitere Möglichkeit ist, dass man der Dunklen Energie eine negative Druckkraft, also gleichsam eine Saugkraft zuweist. Nach der Zustandsgleichung der Dunklen Energie führt eine konstante positive Vakuumenergiedichte zu negativem Druck , der die beschleunigte Expansion des Universums vorantreibt:

Sie wirkt der Gravitation entgegen und kann in diesem Sinn als Antigravitation angesehen werden.

Ein vielversprechendes Modell, das zu Erklärung der Dunklen Energie von R. R. Caldwell, Rahul Dave und Paul J. Steinhardt 1998 vorgeschlagen wurde, ist die sogenannte "Quintessenz".[116] Dabei handelt es sich im Gegensatz zur kosmologischen Konstante, die eine feste Größe in der Raumzeit ist, um ein homogenes dynamisches Skalarfeld, das sich mit der Zeit ändern und je nach kosmologischer Epoche unterschiedliche Werte annehmen kann.[117][118] Die Quintessenz erzeugt einen negativen Druck, der entgegen der Schwerkraft wirkt und somit zur beschleunigten Expansion des Universums beiträgt. Die genaue Natur des zugrunde liegenden Skalarfeldes ist vorerst unbekannt. Es gibt verschiedene Kandidaten für solche Felder, die aus der Teilchenphysik stammen, aber bisher wurde noch kein eindeutiger Nachweis erbracht.[119]

Da die Natur der Dunklen Materie und der Quintessenz noch unverstanden ist, bleibt es offen, ob es mögliche Wechselwirkungen zwischen diesen beiden Phänomenen gibt. Einige theoretische Modelle untersuchen solche Wechselwirkungen, aber bisher gibt es noch keine experimentellen Beweise dafür.[120]

Um die Quintessenz als realistisches Modell der Dunklen Energie zu bestätigen oder auszuschließen, sind genauere Beobachtungsdaten und Tests erforderlich. Zukünftige Experimente und Beobachtungen, wie das Large Synoptic Survey Telescope (LSST)[121] oder das Euclid-Weltraumteleskop der Europäischen Weltraumorganisation (ESA)[122], könnten dazu beitragen, das Verhalten der Dunklen Energie im Universum genauer zu bestimmen und die Quintessenz-Theorie zu prüfen.[123]

Die Rolle der Dunklen Energie bei der Expansion des Universums wirft auch Fragen über die langfristige Entwicklung und das Schicksal des Universums auf. Die Zukunft des Universums hängt davon ab, wie sich die Dunkle Energie im Laufe der Zeit verhält. Szenarien reichen von einem kontinuierlichen Ausdehnen[124] bis hin zu einem möglichen "Big Rip", bei dem die Expansion so stark beschleunigt wird, dass sie letztendlich sogar Atome auseinanderreißt.[125]

Die Planck-Ära: Der Anfang von Raum und Zeit

Die Planck-Ära war die früheste Phase des Universums, die unmittelbar nach dem Urknall begann. In dieser Phase waren die vier fundamentalen Kräfte der Natur - Gravitation, elektromagnetische Kraft, starke Kernkraft und schwache Kernkraft - wahrscheinlich in einer einzigen vereinigten Kraft vereint. Die Planck-Ära dauerte bis etwa 10-43 Sekunden nach dem Urknall und ist derzeit jenseits unseres theoretischen Verständnisses.[126] Als mögliche Kandidaten zur Erklärung dieser frühesten Phase des Universums gelten die M-Theorie und die Schleifenquantengravitation.[127]

Große vereinheitlichte Theorie (GUT-Ära)

Die Inflationstheorie (siehe folgenden Abschnitt) ist eng verbunden mit der sogenannten Großen vereinheitlichten Theorie, kurz auch GUT-Ära (Grand Unified Theory Era) genannt. Die GUT-Ära bezieht sich auf eine Phase im frühen Universum, als die elektromagnetische, schwache und starke Kernkraft zu einer einzigen vereinheitlichten Kraft bzw. Wechselwirkung (gemäß dem Newtonschen Wechselwirkungsprinzip von „Actio und Reactio“) verschmolzen waren. Dieser Zeitraum wird auf etwa 10-43 bis 10-36 Sekunden nach dem Urknall geschätzt.[128] In diesem winzigen Zeitfenster soll laut Theorie ein Phasenübergang stattgefunden haben, bei dem das vereinheitlichte Inflatonfeld, das für die Inflation verantwortlich war, in einen niedrigeren Energiezustand überging. Das soll zu einer enormen Freisetzung von Energie geführt haben, die eine abstoßende Gravitation verursachte, die für die extrem schnelle Expansion des Universums verantwortlich war.

Die Inflationstheorie kann einige Probleme der GUT-Ära, wie das Horizontproblem und das Flachheitsproblem, lösen. Das Horizontproblem bezieht sich auf die Tatsache, dass weit voneinander entfernte Regionen des Universums die gleiche Temperatur haben, obwohl sie nie in kausalem Kontakt gewesen sein könnten. Die Inflationstheorie erklärt dieses Phänomen durch die rasche Ausdehnung des Universums, die dazu führte, dass diese Regionen zuvor in Kontakt standen, bevor sie auseinandergerissen wurden.[129]

Das Flachheitsproblem bezieht sich auf die Tatsache, dass die beobachtete Raumkrümmung des Universums sehr nahe an Null liegt, was bedeutet, dass das Universum nahezu flach ist. Die Inflationstheorie erklärt dies, indem sie besagt, dass die schnelle Expansion des Universums die Raumkrümmung geglättet hat, ähnlich wie das Aufblasen eines Ballons eine gekrümmte Oberfläche glättet.[130]

Die Kosmologische Inflationstheorie

Zeitlicher und räumlicher Ablauf der Ausdehnung des Universums, nicht maßstabsgetreu. Man beachte die Inflationsphase am linken Rand des gelben Bereichs.
Alan Guth entwickelte um 1980 die Inflationstheorie.
Temperaturschwankungen in der Hintergrundstrahlung, aufgenommen durch die Raumsonde WMAP (Mission 2001–2010)

Die kosmologische Inflationstheorie ist ein bedeutender Teil der modernen Kosmologie und liefert eine plausible Erklärung für die Entstehung des Universums. Sie baut auf der Urknall-Theorie auf, geht aber in entscheidenden Punkten über diese hinaus. Sie besagt, dass das Universum in einem extrem kurzen Zeitraum eine extrem schnelle Expansion erlebt hat. Obwohl sich innerhalb des Universums nach heutiger Kenntnis nichts schneller als das Licht bewegen kann, so kann sich gemäß der Inflationstherie der Raum selbst mit praktisch unbegrenzter Geschwindigkeit ausbreiten, ohne damit in Konflikt mit der Relativitätstheorie zu kommen.

Dieses Konzept, das zuerst von Alan Guth im Jahr 1980 vorgeschlagen wurde[131], bietet Antworten auf einige der fundamentalen Fragen zur Entstehung des Universums und hat seither zahlreiche experimentelle Belege erhalten, die sehr viel besser mit den tatsächlichen Beobachtungen übereinstimmen.

Die kosmologische Inflationstheorie behauptet, dass das Universum vor etwa 13,8 Milliarden Jahren aus einem extrem heißen und dichten Zustand entstanden ist[132] und in den ersten 10-36 bis 10-32 Sekunden nach dem Urknall eine Ausdehnung um das Billionenfache seiner ursprünglichen Größe erfahren habe.[133] Diese extrem schnelle Expansion hätte dazu geführt, dass das Universum von einer Größe, die kleiner als ein Proton war, auf eine makroskopische Skala anschwillt.

Der Hintergrund dieser Theorie ist die Annahme eines sogenannten Inflatonfeld, das für die Inflation verantwortlich war.[130] Das Inflatonfeld ist ein skalares Feld und hat eine Zustandsgleichung mit negativem Druck. Nach der allgemeinen Relativitätstheorie führt das zu einer abstoßenden Kraft und damit zu einer Ausdehnung des Universums. Die Zustandsänderung des Feldes während der inflationären Phase ist mit einem Phasenübergang 1. Ordnung vergleichbar. In einigen Theorien wird das Higgs-Feld, das im Standardmodell der Teilchenphysik für die Masse der Teilchen verantwortlich ist, als Inflatonfeld vorgeschlagen.[134] In solchen Szenarien könnte das Higgs-Feld während der Inflation ein extrem hohes Energieniveau erreicht haben, das zu einer exponentiellen Ausdehnung des Universums führte. Die experimentelle Bestätigung dieser Idee erfordert jedoch weitere Untersuchungen wie zum Beispiel noch präzisere Messungen von Gravitationswellen.[135]

Eine Reihe von Beobachtungen und Entdeckungen unterstützen die Inflationstheorie. Eine der wichtigsten ist die kosmische Hintergrundstrahlung (CMB), die von Arno Penzias und Robert Wilson 1964 entdeckt wurde.[136] Diese Strahlung, die als Überbleibsel des Urknalls betrachtet wird, zeigt ein sehr gleichmäßiges Muster, das auf eine einheitliche Ausdehnung des Universums in den frühesten Stadien seiner Existenz hindeutet.

Ein wichtiger Beleg für die Inflationstheorie ist, dass dieses Muster dennoch winzige richtungsabhängige Schwankungen in der Größenordnung von etwa 1 Teil in 100.000 aufweist, die sogenannte Anisotropie der CMB. In der Kosmologie sind mit der Anisotropie ganz allgemein kleine Variationen in der Temperatur, Dichte oder anderen physikalischen Eigenschaften des Universums in verschiedenen Richtungen gemeint. Im Zusammenhang mit der kosmischen Hintergrundstrahlung (CMB) bezieht sich die Anisotropie speziell auf die kleinen Temperaturschwankungen, die in den CMB-Messungen beobachtet werden.

Die kosmische Hintergrundstrahlung (CMB) ist eine allgegenwärtige elektromagnetische Strahlung, die als Überbleibsel des Urknalls gilt und eine nahezu homogene Temperatur von etwa 2,7 Kelvin aufweist.[137] Diese Strahlung fällt in das Mikrowellenbereich des elektromagnetischen Spektrums und ist in allen Richtungen im Raum bis auf die genannten kleinen Schwankungen gleichmäßig verteilt.

Diese kleinen Variationen sind das Ergebnis von Dichteschwankungen im frühen Universum, die schließlich zur Bildung von Galaxien, Sternen und anderen Strukturen führten. Es gibt einen interessanten Zusammenhang zwischen der kosmischen Hintergrundstrahlung und dem "weißen Rauschen" bei alten Fernsehern. Etwa 1% des statischen Rauschens, das auf einem alten Fernsehbildschirm nach Programmschluss zu sehen ist, stammt tatsächlich von der CMB.[138] Dies liegt daran, dass die Antennen und Empfänger von alten Fernsehgeräten in der Lage sind, elektromagnetische Strahlung aus dem Mikrowellenbereich aufzunehmen, und somit einen kleinen Teil der CMB als Rauschen wahrnehmbar machen. Es ist bemerkenswert, dass die kosmische Hintergrundstrahlung auf diese Weise unbeabsichtigt "entdeckt" wurde, bevor sie von den Wissenschaftlern Arno Penzias und Robert Wilson 1964 offiziell entdeckt wurde.

Die Anisotropie der CMB wurden erstmals im Jahr 1992 vom COBE-Satelliten gemessen[139] und später von den WMAP- und Planck-Satelliten weiter verfeinert.[140] [141]Die gemessenen Anisotropiewerte stimmen gut mit den Vorhersagen der Inflationstheorie überein und bieten somit wichtige Bestätigungen für das Modell.

Die Ära der elektroschwachen Symmetriebrechung und die Entstehung der Elementarteilchen

Die Elementarteilchen des Standardmodells: Quarks (violett), Leptonen (grün), Eichbosonen (rot), Higgs-Boson (gelb)

Nach der Inflationsphase, etwa 10-12 Sekunden nach dem Urknall, trennten sich die elektromagnetische Kraft und die schwache Kernkraft voneinander, ein Prozess, der als elektroschwache Symmetriebrechung bezeichnet wird. In dieser Phase begannen sich die ersten elementaren Teilchen, wie Quarks, Leptonen und ihre Antiteilchen, zu bilden.[142]

Zu beachten ist, dass die Protonen und Neutronen, die später den Atomkern aufbauen, nicht zu den Elementarteilchen gezählt werden, da sie ihrerseits durch je drei Quarks der ersten Generation (→ siehe Tabelle rechts) gebildet werden.

Asymmetrie zwischen Materie und Antimaterie

Ein noch nicht befriedigend gelöstes Problem ist die im Universum beobachtete Asymmetrie zwischen Materie und Antimaterie, genauer die sogenannte Baryonenasymmetrie. Die Baryonenasymmetrie stützt sich auf mehrere Beobachtungen und Messungen, die darauf hindeuten, dass im beobachtbaren Universum deutlich mehr Materie als Antimaterie vorhanden ist. Baryonen sind wichtige Komponenten der sichtbaren Materie im Universum, da sie direkt an der Bildung von Atomen beteiligt sind und den größten Teil ihrer Masse ausmachen. Die bekanntesten Baryonen sind Protonen und Neutronen, die zusammen den Atomkern bilden. Protonen bestehen aus zwei Up-Quarks und einem Down-Quark, während Neutronen aus einem Up-Quark und zwei Down-Quarks bestehen.[143]

Einige der wesentlichsten Beobachtungen, die für einen Baryonenasymmetrie sprechen, sind:

  1. Kosmische Hintergrundstrahlung (eng. cosmic microwave background, kurz CMB): Die CMB ist eine elektromagnetische Strahlung, die als Überbleibsel des Urknalls angesehen wird und Informationen über das frühe Universum enthält.[137] Die Analyse der CMB zeigt, dass das Universum hauptsächlich aus Materie besteht, da eine gleichmäßige Verteilung von Materie und Antimaterie zu einer kontinuierlichen Vernichtung und daraus resultierenden Gammastrahlen führen würde, die in der CMB beobachtbar wären. Solche Signale wurden jedoch nicht beobachtet.
  2. Helium-4-Abundanz: Die primordiale Nukleosynthese ist ein Prozess, der kurz nach dem Urknall stattfand und bei dem die ersten Atomkerne aus Protonen und Neutronen gebildet wurden. Die Beobachtungen des primordialen Helium-4, das während der Nukleosynthese erzeugt wurde, stimmen gut mit den theoretischen Vorhersagen überein, die auf ein überwiegend aus Materie zusammengesetztes Universums hinweisen.[144]
  3. Galaxien und großräumige Strukturen: Die Beobachtung von Galaxien und großräumigen Strukturen im Universum zeigt, dass dieses hauptsächlich aus Materie bestehen. Wäre eine signifikante Menge an Antimaterie vorhanden, würde sie mit Materie in Kontakt kommen und zu einer Vernichtungsstrahlung führen, die nicht beobachtet wird.[145]
  4. Experimentelle Beobachtungen: In Teilchenbeschleunigern und anderen Experimenten zur Erzeugung von Antimaterie wurde festgestellt, dass die erzeugte Antimaterie mit der laut Theorie (siehe nachstehend) erwarteten Menge übereinstimmt, was darauf hindeutet, dass es im Universum eine inhärente Asymmetrie zwischen Materie und Antimaterie gibt.[146]

Während die Inflationstheorie und die kosmische Hintergrundstrahlung unser Verständnis des frühen Universums erweitert haben, erklären sie nicht direkt die beobachtete Materie-Antimaterie-Asymmetrie. Um die Asymmetrie zu erklären, benötigen wir zusätzliche physikalische Prozesse und Mechanismen, die im frühen Universum stattgefunden haben und zur heutigen beobachteten Asymmetrie geführt haben.

Eine der führenden Ideen zur Erklärung der Baryonenasymmetrie stammt vom russischen Physiker Andrei Sacharow, der 1967 drei notwendige Bedingungen, die nach ihm benannten Sacharowkriterien, für die Erzeugung der Materie-Antimaterie-Asymmetrie aufstellte[147]:

  1. Baryonenzahlverletzung: Damit die Baryonenasymmetrie entstehen kann, müssen Prozesse existieren, die die Baryonenzahl verletzen, sodass ein Ungleichgewicht zwischen Materie und Antimaterie entstehen kann.
  2. C- und CP-Verletzung: Die Asymmetrie muss auch auf eine Verletzung der Ladungskonjugation (C) und der kombinierten Ladungs- und Paritätskonjugation (CP) zurückzuführen sein. Das bedeutet, dass die Physik in bestimmten Prozessen zwischen Teilchen und ihren Antiteilchen unterscheiden kann.
  3. Nichtgleichgewichtsbedingungen: Die Asymmetrie muss in einem System auftreten, das sich nicht im thermischen Gleichgewicht befindet, da sonst die vorhandene Baryonasymmetrie durch die inversen Reaktionen der betrachteten Teilchenzerfälle zwangsläufig wieder ausgelöscht würden.

Die genauen Mechanismen, die zur Materie-Antimaterie-Asymmetrie geführt haben, sind allerdings noch nicht vollständig verstanden. Es gibt zwar mehrere theoretische Modelle, die versuchen, dieses Rätsel zu lösen, doch ist weiterer experimenteller und theoretischer Fortschritt notwendig, um diese Frage befriedigend beantworten zu können.

Hadron-Ära und Lepton-Ära

Als das Universum weiter abkühlte, begann die Hadron-Ära etwa 10-6 Sekunden nach dem Urknall und dauerte bis etwa 1 Sekunde nach dem Urknall. In dieser Phase wurden Quarks und Gluonen zu Hadronen, wie Protonen und Neutronen, gebunden (6). Das Universum kühlte weiter ab und machte den Übergang in die Lepton-Ära, die bis etwa 10 Sekunden nach dem Urknall dauerte. In der Lepton-Ära dominierten Leptonen, wie Elektronen und Neutrinos, die Teilcheninteraktionen.[148]

Primordiale Nukleosynthese

Schon bald manifestierte sich ein Teil der aus hochenergetischen Photonen bestehenden Energie in Form erster Elementarteilchen. Als etwa eine Sekunde nach dem Urknall das Universum durch seine rasche Expansion ausreichend abgekühlt war, um Protonen und Neutronen zu bilden, konnte innerhalb der nächsten Minuten der Aufbau der ersten Atomkerne durch die sogenannte primordiale Nukleosynthese beginnen. Dabei entstanden aber nur nur die leichtesten Kerne. Der dabei gebildete Wasserstoff (1H) macht knapp 75% der baryonischen Masse des Universums aus, gefolgt von den Helium-Isotopen 4He (≈ 25%) und ganz wenig 3He, sowie das Wasserstoffisotop 2H (Deuterium), das etwa 0,03% ausmacht, und zuletzt noch in sehr geringen Mengen Lithium, insbesondere 7Li.

Nach dieser primordialen Nukleosynthese wurden keine weiteren Elemente in signifikanten Mengen gebildet, bis die ersten Sterne entstanden und die stellare Nukleosynthese begann. In Sternen werden schwerere Elemente als Helium durch Kernfusion gebildet.

Die Entkopplung von Strahlung und Materie

Etwa 380.000 Jahre nach dem Urknall erreichte das Universum eine Temperatur von etwa 3000 Kelvin, bei der Wasserstoffatome stabil genug waren, um Elektronen einzufangen und neutrale Atome zu bilden.[149] Zu diesem Zeitpunkt konnte die kosmische Hintergrundstrahlung, die während des gesamten frühen Universums mit Materie wechselwirkte, frei durch das Universum strömen, ohne ständig von geladenen Teilchen gestreut zu werden. Das Universum wird erstmals durchsichtig für für elektromagnetische Strahlungen aller Art. Dieser Prozess wird als Entkopplung von Strahlung und Materie bezeichnet und markiert das Ende der sogenannten Rekombinationsära.

Mit der Entkopplung von Strahlung und Materie wurde die kosmische Hintergrundstrahlung, die wir heute als kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung (CMB) beobachten, im Wesentlichen zu einem "Fossil" des frühen Universums, das wertvolle Informationen über die Bedingungen und Prozesse in dieser Zeit enthält.[150]

Die Struktur des Kosmos: Von den größten bis zu den kleinsten Dimensionen

Die Struktur des Kosmos umspannt den riesigen Bereich von den gigantischen Dimensionen des beobachtbaren Universums bis hin zu den kleinsten Teilchen, aus denen die Materie aufgebaut ist und offenbart eine unglaubliche Vielfalt an einzigartigen und immer wieder überraschenden Phänomenen. Basierend auf dem Urknall-Modell hat sich nach heutiger Ansicht die Struktur des Kosmos dabei hierarchisch vom Kleinsten zum Größten entwickelt, von den Elementarteilchen bis zu den Galaxiensuperhaufen und dem kosmischen Netzwerk der Filamente und Voids.

Größenordnungen

Die nachstehende Liste gibt einen Überblick der Strukturen des Universums, geordnet nach Größe, von den größten bis zu den kleinsten, wobei allerdings die Größensklalen einander überlappen:

  1. Beobachtbares Universum: Das beobachtbare Universum ist die Gesamtheit aller Strukturen, die wir mit unseren Teleskopen beobachten können. Es hat einen Durchmesser von etwa 93 Milliarden Lichtjahren (28,5 Gigaparsec).[151]
  2. Kosmische Filamente und Voids: Diese großräumigen Strukturen bilden das kosmische Netz und erstrecken sich über Hunderte von Millionen Lichtjahren.[152]
  3. Superhaufen: Superhaufen sind Ansammlungen von Galaxienhaufen und erstrecken sich über etwa 10 bis 100 Millionen Lichtjahre (30 bis 300 Megaparsec).[153]
  4. Large Quasar Groups: Die LQGs sind Ansammlungen von Dutzenden bis Hunderten von Quasaren, die sich über Entfernungen von etwa 20 bis 700 Millionen Lichtjahren (6 bis 200 Megaparsec), teils sogar über mehrere Milliarden Lichtjahren erstrecken.
  5. Galaxienhaufen und Galaxiengruppen: Galaxienhaufen sind Ansammlungen von Hunderten bis Tausenden von Galaxien und erstrecken sich über etwa 2 bis 10 Millionen Lichtjahre (2 bis 30 Megaparsec)[154] und haben eine Gesamtmasse von bis zu 1015 (1 Billiarde) Sonnenmassen. Galaxiengruppen sind kleinere Strukturen, die normalerweise zwischen etwa 10 und 50 Galaxien enthalten und in der Regel Durchmesser von einigen Hunderttausend bis zu ein paar Millionen Lichtjahren und Massen im Bereich von 1012 (1 Billion) bis 1013 Sonnenmassen haben. Die Lokale Gruppe, zu der unsere Milchstraße und die benachbarte Andromeda-Galaxie gehören, ist ein typisches Beispiel für eine Galaxiengruppe und enthält ungefähr 54 Galaxien.[155]
  6. Galaxien: Galaxien sind Ansammlungen von Milliarden von Sternen und erstrecken sich über etwa 1.000 bis 100.000 Lichtjahre (0,3 bis 30 Kiloparsec).[156]
  7. Sternhaufen: Sternhaufen sind Ansammlungen von Sternen und können in zwei Haupttypen unterteilt werden: Kugelsternhaufen und Offene Sternhaufen. Kugelsternhaufen sind dichte Ansammlungen von zehntausenden bis zu einer Million alter Sterne, die in einer kugelförmigen Struktur angeordnet sind. Sie haben typischerweise Durchmesser von etwa 10 bis 150 Lichtjahren (3 bis 46 Parsec).[157] Offene Sternhaufen sind weniger dichte Ansammlungen von einigen Dutzend bis zu einigen Tausend jüngeren Sternen. Sie haben typischerweise Durchmesser von etwa 1 bis 30 Lichtjahren (0,3 bis 9 Parsec).[158][159]
  8. Planetensysteme: Unser Sonnensystem hat z. B. einen Durchmesser von etwa 300 Astronomische Einheiten (AE) = 41 Lichtstunden
  9. Sterne: Sterne sind Kugeln aus Plasma, die sich über etwa 0,000015 bis 15 Lichtjahren (0,005 bis 5.000 Astronomischen Einheiten) erstrecken.[160]
  10. Planeten: Planeten sind Himmelskörper, die Sterne umkreisen, und erstrecken sich über etwa 4.000 bis 140.000 Kilometer.[161]
  11. Monde: Die Größe von Monden variiert erheblich, abhängig von ihrer Zusammensetzung und Entstehungsgeschichte. In der Größenordnung liegen Monde zwischen den kleinsten Planeten und den größten Asteroiden. Der kleinste bekannte Mond in unserem Sonnensystem ist der Marsmond Deimos, der einen Durchmesser von etwa 12 Kilometern hat. Der Jupitermond Ganymed ist mit einem Durchmesser von etwa 5.268 Kilometern der größte Mond in unserem Sonnensystem.
  12. Asteroiden und Kometen: Asteroiden sind felsige oder metallische Himmelskörper, die sich hauptsächlich im Asteroidengürtel zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter befinden. Ihre Größe reicht von einigen Metern bis zu etwa 1.000 Kilometern im Durchmesser. Der größte bekannte Asteroid im Sonnensystem ist Ceres, der heute als Zwergplanet klassifiziert ist und einen Durchmesser von etwa 940 Kilometern hat. Kometen sind eisige Himmelskörper, die aus Staub und gefrorenen Gasen bestehen und normalerweise sehr gestreckte elliptische Umlaufbahnen haben, die sie weit von der Sonne entfernt und dann wieder in ihre Nähe bringen. Die Größe von Kometenkernen variiert von einigen Hundert Metern bis zu etwa 40 Kilometern im Durchmesser. Der Komet Hale-Bopp, einer der größten bekannten Kometen, hat einen geschätzten Durchmesser von etwa 60 Kilometern.
  13. Meteoroiden: Meteoroiden sind kleine Himmelskörper, die aus dem Weltraum auf die Erde fallen und dabei in der Erdatmosphäre verglühen. Ihre Größe variiert in der Regel zwischen einigen Millimetern und mehreren Metern im Durchmesser. Meteoroiden, die größer als etwa 10 Meter im Durchmesser sind, werden als Asteroiden klassifiziert.
  14. Kosmischer Staub: Auch als interstellarer Staub bezeichnet, besteht aus winzigen festen Partikeln, die sich in interstellaren und interplanetaren Räumen befinden. Die Größe von kosmischen Staubpartikeln variiert, sie sind jedoch in der Regel zwischen einigen Nanometern (10-9 m) und einigen Mikrometern (10-6 m) groß.[162]
  15. Atome: Atome sind die Grundbausteine der Materie und bestehen aus Protonen, Neutronen und Elektronen. Sie haben einen Durchmesser von etwa 10-10 bis 5·10-10 m = 0,1 bis 0,5 nm.[163]
  16. Atomkerne: Atomkerne sind die zentralen Teile von Atomen und bestehen aus Protonen und Neutronen. Sie haben einen Durchmesser von etwa 1 Femtometer (1·10-15 m).[164]
  17. Elementarteilchen: Elementarteilchen sind die kleinsten bekannten Teilchen und umfassen Quarks, Leptonen, Eichbosonen und das Higgs-Boson. Ihre Größe ist nicht genau bekannt, aber sie gelten als punktförmig, was bedeutet, dass sie im Vergleich zu anderen Strukturen eine unbedeutende Größe haben.[165]

Das beobachtbare Universum

Künstlerische Darstellung des beobachtbaren Universums in logarithmischer Skalierung und Zentrierung auf das Sonnensystem. Abgebildet sind die inneren und äußeren Planeten des Sonnensystems, der Kuipergürtel, die Oortsche Wolke, Alpha Centauri, der Perseusarm, die Milchstraße, der Andromedanebel, Nachbargalaxien, Filamente und Voids, die kosmische Hintergrundstrahlung und der Plasmazustand kurz nach dem Urknall.

Das beobachtbare Universum ist der Teil des Universums, den wir von der Erde aus prinzipiell direkt wahrnehmen können. Es besteht aus einer riesigen Ansammlung von Galaxien, die sich in einer Vielzahl von Formen und Größen präsentieren. Diese Galaxien sind in Clustern und Superclustern angeordnet, die durch kosmische Netzwerke aus sichtbarer und dunkler Materie und dunkler Energie miteinander verbunden sind.[166] Ein prominentes Beispiel für ein solches kosmisches Netzwerk ist der Laniakea-Supercluster, der unsere eigene Milchstraße beherbergt.[153]

Die Größe des beobachtbaren Universums wird durch die sogenannte kosmische Lichtlaufzeit berechnet, die sich auf die maximale Entfernung bezieht, die das Licht in der Zeit seit dem Urknall zurücklegen konnte. Um diese Größe zu berechnen, werden verschiedene Faktoren berücksichtigt, wie die Expansionsgeschichte des Universums, die Geschwindigkeit des Lichts und das Alter des Universums. Begrenzt ist das beobachtbare Universum durch den sogenannten Beobachtungshorizont, auch Partikelhorizont Fehler beim Parsen (SVG (MathML kann über ein Browser-Plugin aktiviert werden): Ungültige Antwort („Math extension cannot connect to Restbase.“) von Server „https://wikimedia.org/api/rest_v1/“:): {\displaystyle r_p} oder Teilchenhorizont genannt, der den Teil des Universums umfasst, von dem uns seit dem Urknall Licht bzw. Informationen erreicht haben können.

Die Berechnung der Größe des beobachtbaren Universums basiert auf dem Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) Modell der Kosmologie[167], das die homogene und isotrope Struktur des Universums beschreibt. Dieses Modell verwendet den Skalenfaktor , der die Ausdehnung des Universums im Laufe der Zeit beschreibt. Im Prinzip hat er die Dimension einer Länge, wird aber heute meist dimensionslos angesetzt, d. h. . Da sich durch die Expansion des Universums der Raum selbst ausdehnt, entspricht der Partikelhorizont nicht einfach dem Alter des Universums multipliziert mit der Lichgeschwindigkeit, was 13,8 Milliarden Lichtjahren entspräche, sondern ist wesentlich größer. Er errechnet sich vielmehr aus dem Integral über dem Kehrwert der Skalenfunktion[168][169]:

Nach dem Standardmodell errechnet sich so der Partikelhorizont zu 46,6 Milliarden Lichtjahren, entsprechend einem Durchmesser des beobachtbaren Universums von 93,2 Milliarden Lichtjahren. De facto ist er sogar noch etwas kleiner, da in den ersten 380.000 Jahren nach dem Urknall das Universum wegen der Kopplung von Strahlung und Materie noch völlig undurchsichtig war und uns daher kein Licht aus dieser Zeit erreichen kann.

Filamente und Voids

Die aus Filamenten gebildete großräumige Struktur des Universums (Computersimulation eines würfelförmigen Ausschnitts).
Das Universum in einer Ausbreitung von einer Milliarde Lichtjahren (307 Mpc) um die Erde herum mit lokalen Superhaufen und Voids.

Filamente und Voids spielen eine wichtige Rolle bei der großräumigen Struktur des Kosmos. Filamente sind langgestreckte Strukturen, die aus Galaxienhaufen und dunkler Materie bestehen und ein großes kosmisches Netzwerk bilden. Voids hingegen sind riesige, nahezu leere kugelförmige oder ellipsoide Räume zwischen den Filamenten, die nur wenige oder keine Galaxien enthalten.[155][170]

Filamente und Superhaufen sind beide großräumige Strukturen im Universum, aber sie unterscheiden sich in ihrer Größe, Form und Zusammensetzung. Filamente sind langgestreckte, dünne Strukturen aus Galaxien und dunkler Materie, die das kosmische Netz bilden. Sie sind in der Regel kleiner und weniger massereich als Superhaufen und haben eine längliche, linienförmige Struktur, während Superhaufen aus dichten Ansammlungen von Galaxienhaufen und Galaxiengruppen bestehen und eine komplexere und weniger geordnete dreidimensionale Struktur aufweisen.

Die Größe von Voids variiert, aber sie haben typischerweise Durchmesser von etwa 20 bis 50 Millionen Lichtjahren (6 bis 15 Mpc). Es gibt jedoch auch größere Voids, die Durchmesser von mehr als 100 Millionen Lichtjahren (etwa 30 Mpc) erreichen können.[171][172] Die Ausdehnung von Filamenten kann ebenfalls variieren, aber sie sind typischerweise schmaler und länger als Voids. Filamente können einige Millionen Lichtjahre breit sein und sich über Distanzen von bis zu mehreren hundert Millionen Lichtjahren erstrecken.[152]

Die Geschwindigkeiten, mit der sich Galaxien innerhalb der Voids bewegen, können variieren, abhängig von der Größe des Voids, der Masse der Galaxie und der Verteilung der umgebenden Materie. Generell sind Galaxien in Voids weniger beeinflusst von den Gravitationskräften anderer Galaxien und Massenansammlungen, da Voids Regionen mit einer geringeren Dichte an Galaxien sind. Typischerweise bewegen sich Galaxien in Voids mit Geschwindigkeiten im Bereich von einigen hundert bis einigen tausend Kilometern pro Sekunde.[173][174]

Unsere Milchstraße ist Teil eines größeren Filaments. Sie ist ein Mitglied der Lokalen Gruppe, einer Ansammlung von etwa 54 Galaxien, die sich in einer Region mit einem Durchmesser von etwa 10 Millionen Lichtjahren (3 Mpc) erstreckt.[173] Die Lokale Gruppe ist wiederum Teil eines größeren Filaments, das als Lokales Filament bezeichnet wird und seinerseits Teil einer noch größeren Struktur ist, die als Laniakea-Superhaufen bekannt ist. Der Laniakea-Superhaufen hat einen Durchmesser von etwa 520 Millionen Lichtjahren (160 Megaparsec) und enthält mehr als 100.000 Galaxien.[153] Innerhalb des Laniakea-Superhaufens gibt es viele Filamente, die Galaxienhaufen und Gruppen miteinander verbinden. Die Milchstraße und die Lokale Gruppe befinden sich in einem dieser Filamente innerhalb des Laniakea-Superhaufens.

Filamente und Voids sind das Ergebnis der Gravitationskräfte und der Expansion des Universums. In den frühen Phasen des Universums gab es Dichteschwankungen in der Materieverteilung, die durch die Gravitationskräfte verstärkt wurden. Dunkle Materie spielte hierbei eine entscheidende Rolle, indem sie die Bildung von Strukturen wie Filamenten und Voids förderte.[175]

Abhängig von ihrer Dichte, ihrer Zusammensetzung und der Art der darin enthaltenen Galaxien können verschiedene Typen von Filamenten unterschieden werden:

  1. Dichteabhängige Typen: Filamente können in unterschiedlichen Dichtebereichen existieren. Einige Filamente sind dichter und enthalten größere Ansammlungen von Galaxien und dunkler Materie, während andere weniger dichte Regionen aufweisen. Dichtere Filamente haben tendenziell stärkere Gravitationswechselwirkungen und sind dadurch stabiler.
  2. Zusammensetzung: Filamente können sich in ihrer Zusammensetzung aus dunkler Materie, normaler (baryonischer) Materie, und dunkler Energie unterscheiden. Die relative Menge dieser Komponenten in einem Filament beeinflusst seine Struktur und Entwicklung.
  3. Galaxientypen: Filamente können auch nach den Typen der darin enthaltenen Galaxien unterschieden werden. Einige Filamente enthalten vorwiegend ältere, elliptische Galaxien, während andere hauptsächlich jüngere, spiralförmige oder irreguläre Galaxien enthalten. Die Galaxientypen innerhalb eines Filaments können Informationen über die Entstehungs- und Entwicklungsprozesse der beteiligten Galaxien liefern.

Zu beachten ist dabei, dass diese Klassifizierung nicht absolut ist und dass es Überschneidungen zwischen den verschiedenen Typen geben kann. Filamente sind dynamische Strukturen, die sich im Laufe der kosmischen Zeit entwickeln, und ihre Eigenschaften können sich ändern, wenn sie mit anderen Strukturen im kosmischen Netz interagieren.

Die Anordnung von Filamenten und Voids im sogenannten kosmischen Netzwerk ist ein entscheidender Faktor für die Entstehung und Entwicklung von Galaxien und Galaxienhaufen. Filamente fungieren als "Brücken", über die Materie und Galaxien fließen können, um größere Strukturen im Universum zu bilden. Voids beeinflussen indirekt die Entstehung und das Wachstum von Galaxien, indem sie den Materiefluss in die Filamente und Galaxienhaufen lenken.[152][176]

Superhaufen von Galaxien: Gewaltige Strukturen des Universums

Karte von Supergalaxienhaufen und Voids innerhalb einer Entfernung von einer Milliarde Lichtjahren von der Milchstraße, Laniakea in Gelb
Der Virgo-Superhaufen und die Lage der Lokalen Gruppe in Relation zum zentralen Virgo-Haufen
Karte des Shapley Superclusters
Perseus-Pisces-Superhaufen nach dem Principal Galaxies Catalogue
Die Große Mauer umfasst den Cluster Hercules, Coma und Leo auf der rechten Seite dieser Ansicht des lokalen Universums.
Zentrum des Norma-Galaxienhaufens. Mittig sind die Riesengalaxien ESO 137-8 (links) und ESO 137-6 (rechts) zu sehen.

Superhaufen, auch Supercluster genannt, zählen zu den größten bekannten Strukturen im Universum. Sie bestehen aus dichten Ansammlungen von Galaxienhaufen und Galaxiengruppen. Sie repräsentieren die größte Skala der Materieverteilung im Kosmos und spielen eine entscheidende Rolle beim Verständnis der großräumigen Struktur und Entwicklung des Universums. Superhaufen entstehen durch die Gravitationskräfte der dunklen Materie und der in ihnen enthaltenen Galaxien, die im Laufe der kosmischen Zeit viele Galaxienhaufen und -gruppen anziehen und verbinden[154] und die massiven Knotenpunkte in dem gigantischen kosmischen Netzwerk von Filamenten und Voids bilden (→ siehe unten).

Die Größe und Masse von Superhaufen können erheblich variieren, aber sie erstrecken sich typischerweise über Distanzen von mehreren hundert Millionen Lichtjahren (100 bis 200 Mpc) und enthalten Hunderte bis Tausende von Galaxienhaufen.[170] Hier einige Beispiele:

  • Der Laniakea-Superhaufen ist ein prominentes Beispiel für einen Superhaufen. Er hat einen Durchmesser von etwa 520 Millionen Lichtjahren (160 Mpc) und enthält mehr als 100.000 Galaxien, zu denen auch unsere Milchstraße zählt. Der Name „Laniakea“ kommt aus dem Hawaiischen und bedeutet „unermesslicher Himmel“,[177] zusammengesetzt aus Lani für „Himmel“ und akea für „unermesslich, riesig“.[153]
  • Der Virgo-Superhaufen, auch als Lokaler Superhaufen bezeichnet, ist eine große Ansammlung von Galaxien, die sich im Bereich des Sternbilds Jungfrau befindet. Er ist Teil des Laniakea-Superhaufens und erstreckt sich über eine Entfernung von etwa 110 Millionen Lichtjahren (34 Mpc) und ist etwa 50 bis 60 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt.[178] Er enthält mehrere Galaxienhaufen und -gruppen, wobei der Virgo-Haufen (Abell 1201) die größte und massereichste Struktur in dieser Region ist. Der Virgo-Haufen enthält etwa 1300 bis 2000 Galaxien, darunter die bekannte elliptische Riesengalaxie M 87.[179] Unsere Milchstraße und ihre benachbarten Galaxien, die Lokale Gruppe, sind am Rand des Virgo-Superhaufens gelegen. Die Schwerkraft des Virgo-Superhaufens zieht die Lokale Gruppe und andere nahegelegene Galaxiengruppen in Richtung des Virgo-Haufens, wodurch ein Phänomen entsteht, das als "Virgocentric flow" bezeichnet wird.[180] Seine Gesamtmasse wird durch die Beobachtung der gravitativen Effekte auf die Bewegung der einzelnen Galaxien auf über 1015 Sonnenmassen geschätzt. Da die gemessene Leuchtkraft des Virgo-Superhaufens für diese Masse zu gering ist, sieht man darin einen Hinweis auf die Existenz der Dunklen Materie.[181]
  • Der Coma-Superhaufen ist eine große Ansammlung von Galaxien, die sich im Sternbild Haar der Berenike (lat. Coma Berenices) befindet. Er besteht aus zwei bedeutenden Galaxienhaufen, dem Coma-Haufen (Abell 1656) und dem Leo-Haufen (Abell 1367), sowie mehreren kleineren Galaxiengruppen. Der Coma-Superhaufen erstreckt sich über eine Entfernung von etwa 20 Millionen Lichtjahren und ist etwa 300 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt.[182] Der Coma-Haufen ist einer der dichtesten bekannten Galaxienhaufen und enthält Tausende von Galaxien.
  • Der Shapley-Superhaufen ist einer der massereichsten und am dichtesten besiedelten Superhaufen im nahen Universum. Er erstreckt sich über eine Entfernung von etwa 200 Millionen Lichtjahren (60 Mpc) und enthält mehrere Galaxienhaufen und -gruppen.[183]
  • Der Herkules-Superhaufen ist ein weiterer bemerkenswerter Superhaufen, der aus mehreren dicht besiedelten Galaxienhaufen besteht. Er ist Teil der Großen Mauer (siehe unten) und erstreckt sich über etwa 330 Millionen Lichtjahre (100 Mpc) und ist von der Erde aus in Richtung des Sternbilds Herkules zu sehen.[184]
  • Der Perseus-Pisces-Superhaufen ist eine große Struktur, die sich über etwa 260 Millionen Lichtjahre (80 Mpc) erstreckt und mehrere Galaxienhaufen und -gruppen enthält. Er ist von der Erde aus in Richtung der Sternbilder Perseus und Fische zu sehen[185] und ist rund 250 Millionen Lichtjahre entfernt.
  • Die Große Mauer ist eine gigantische Galaxienfilamentstruktur, die sich über etwa 700 Millionen Lichtjahre erstreckt. Sie wurde erstmals in den 1980er Jahren entdeckt und besteht aus mehreren Galaxienhaufen und Galaxiengruppen, die entlang der Filamente angeordnet sind.[186] Die Große Mauer ist eines der größten bekannten Strukturen im Universum und ein anschauliches Beispiel für das kosmische Netz, das Galaxienhaufen und -gruppen miteinander verbindet. Das Zentrum der Großen Mauer ist der Coma-Superhaufen. Computersimulationen auf der Grundlage des ΛCDM-Modells stimmen gut mit der Struktur der Großen Mauer überein. Eine der bekanntesten Simulationen ist das Millennium Run-Projekt, das von der Max-Planck-Gesellschaft für Astrophysik durchgeführt wird.[187] Dieses Projekt verwendete eine hochauflösende Simulation, um die Verteilung von dunkler Materie im Universum und die Entwicklung von großräumigen Strukturen wie der Großen Mauer zu untersuchen. Die Simulationen zeigen, dass die Entstehung von Filamenten und großräumigen Strukturen wie der Großen Mauer auf die Gravitationswirkung der dunklen Materie und der sichtbaren Materie in Galaxien zurückzuführen ist. Diese Ergebnisse unterstützen das derzeitige Verständnis der Entstehung und Entwicklung des Universums und bieten wertvolle Einblicke in die Mechanismen, die zur Bildung solcher Strukturen führen.
  • Der Große Attraktor ist eine massive, nur schwer fassbare Struktur im Universum, die eine enorme Gravitationswirkung auf die umgebenden Galaxien und Galaxienhaufen ausübt, einschließlich unserer eigenen Milchstraße. Der Große Attraktor befindet sich etwa 150 bis 250 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt. Das Schwerkraftzentrum liegt im Norma-Galaxienhaufen südlich des Sternbilds Skorpion, der aber schwer zu beobachten ist, da er von der Erde aus gesehen fast ganz in der Ebene der Milchstraße verborgen liegt.[188] Es wird angenommen, dass der Große Attraktor aus einer dichten Konzentration von Galaxienhaufen, dunkler Materie und möglicherweise noch größeren Strukturen besteht, die alle zur starken Gravitationsanziehung in dieser Region beitragen. Der genaue Ursprung und die Natur des Großen Attraktors sind jedoch immer noch Gegenstand von Untersuchungen und Debatten.[189]

Zukünftige Forschung und Beobachtungen

Zukünftige Beobachtungen und Simulationen werden dazu beitragen, das Wissen über die Entstehung, Entwicklung und die Wechselwirkungen von Superhaufen im kosmischen Netz zu erweitern.[170][154] Neue Teleskope und Beobachtungstechniken, wie das James Webb Space Telescope (JWST) und das Large Synoptic Survey Telescope (LSST), sollen es ermöglichen, Superhaufen und ihre Mitgliedsgalaxien mit größerer Genauigkeit und Empfindlichkeit zu untersuchen.[190][191] Diese Beobachtungen können dazu beitragen, unser Verständnis der großräumigen Struktur des Universums zu verbessern und die Rolle der dunklen Materie und der dunklen Energie in der kosmischen Entwicklung zu klären.

Dieser Panoramablick auf den Himmel im nahen Infrarot zeigt die Lage der wichtigsten Cluster und Supercluster. Der Große Attraktor wird durch den langen blauen Pfeil angezeigt, der am rechten unteren Bildrand beginnt.

Large Quasar Groups

Falschfarbenbild der nahen Radiogalaxie Centaurus A: Radiostrahlung rot, Infrarot grün, Röntgenstrahlung blau. Der doppelte Jet, den der aktive Kern der Galaxie aussendet, ist deutlich sichtbar.
Die Spiralgalaxie Messier 77 (auch als NGC 1068 bezeichnet), in der Edward Fath erstmals Emissionslinien entdeckte.
Grafische Darstellung der 73 Quasare in Huge-LQG (U1.27)

Large Quasar Groups (LQGs) sind Ansammlungen von Quasaren, die über große Entfernungen im Universum verteilt sind und eine beachtliche räumliche Ausdehnung haben, im Allgemeinen aber kleiner als Superhaufen sind.

Quasare sind extrem leuchtkräftige, aktive galaktische Kerne, die von supermassereichen Schwarzen Löchern angetrieben werden.[192][193] Sie sind von großer Bedeutung für das Verständnis der Entwicklung und Evolution von Galaxien.

Aktive galaktische Kerne

Die ersten Objekte, die heute aktive galaktische Kerne (von eng. active galactic nucleus, kurz AGN) genannt werden, wurden bereits zu Beginn des 20. Jahrhunderts entdeckt. 1909 berichtete der amerikanische Astronom Edward A. Fath über seine Beobachtungen der Spektrallinien von Spiralgalaxien. Er verwendete dazu das Teleskop des Lick-Observatoriums der der University of California, um die Spektren von sechs Spiralgalaxien zu untersuchen, darunter M81, M101 und M51. Dabei stellte er fest, dass ihre Spektren denen von Sternen ähnelten und Absorptionslinien aufwiesen, was darauf hindeutet, dass diese Galaxien aus Sternen bestehen. Er setzte damit einen der ersten Schritte, den Aufbau der Galaxien zu enträtseln. Darüber hinaus berichtete er aber auch über Emissionslinien im Spektrum Spiralgalxie NGC 1068. Diese Beobachtung war zu seiner Zeit höchst bemerkenswert und rätselhaft, da die meisten anderen untersuchten Spiralgalaxien hauptsächlich Absorptionslinien aufwiesen, die auf Sterne hinweisen. Die Emissionslinien, die Fath in NGC 1068 (M 77) beobachtete, deuteten hingegen auf ionisiertes Gas hin, das durch hochenergetische Strahlung oder Schockwellen angeregt wurde. In den 1940er Jahren wurden derartige Galaxien mit einem sehr hellen aktiven Galaxienkern von Carl Seyfert als Seyfertgalaxien bezeichnet.[194] In den 1960er und 1970er Jahren identifizierte man weitere Kategorien von AGN, darunter Quasare, Radiogalaxien und Blazare.[195][196][197] Quasare haben spektrale Eigenschaften, die denen von Seyfert-Galaxien ähneln, aber ihre Helligkeit übertrifft sie um Größenordnungen.

Das Herz eines AGN wird von einem supermassiven Schwarzen Loch (SMBH) dominiert, dessen Masse Millionen bis Milliarden Sonnenmassen beträgt.[198] Materie, die in das SMBH fällt, bildet eine Akkretionsscheibe, in der sie durch Reibung erhitzt wird und Röntgen- und Ultraviolettstrahlung abgibt.[199] Der Prozess der Akkretion ist der Hauptmechanismus, durch den AGN ihre enorme Leuchtkraft erzeugen. Da AGN in verschiedenen Wellenlängenbereichen strahlen, sind sie mit Teleskopen im optischen, infraroten, Röntgen- und Radiobereich beobachtbar. Das Hubble-Weltraumteleskop, das Chandra-Röntgenobservatorium und das Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) sind nur einige der Observatorien, die zur Untersuchung von AGN eingesetzt werden.[200]

Die Aktivität von AGN kann signifikante Auswirkungen auf ihre Wirtsgalaxien haben. Die von AGN ausgesandte Strahlung und Materie in Form von Jets können das interstellare Medium der Galaxie beeinflussen, indem sie Sternentstehungsgebiete verdrängen, Gas ausstoßen oder sogar neue Sternentstehung anregen.[201]

Darüber hinaus gibt es Hinweise darauf, dass die Masse eines SMBH eng mit der Masse der zentralen Region seiner Wirtsgalaxie korreliert ist.[202][203] Diese Beziehung legt nahe, dass AGN und ihre Wirtsgalaxien gemeinsam wachsen und evolvieren. Durch die Erforschung von AGN können Astronomen wichtige Erkenntnisse über die Rolle von supermassiven Schwarzen Löchern, Akkretionsscheiben und der Wechselwirkung zwischen AGN und ihren Wirtsgalaxien gewinnen.

Die gewaltigen Dimensionen der LQGs

LQGs können aus mehreren Dutzend bis zu mehreren Hundert Quasaren bestehen und sich über Hunderte von Millionen oder sogar über mehrere Milliarden Lichtjahren erstrecken und damit die größten bekannten Strukturen in unserem Universum bilden.[204]

Ein bemerkenswertes Beispiel für eine LQG ist die sogenannte Huge-LQG[204], die aus 73 Quasaren besteht. Sie hat eine maximale Ausdehnung von etwa 4 Milliarden Lichtjahren (1200 Mpc) und einen mittleren Durchmesser von 1,5 Milliarden Lichtjahren (500 Mpc).[205] Ob sie tatsächlich gravitativ zusammenhängend ist oder ob ihre Teile nur zufällig die gleiche Rotverschiebung haben, ist noch unklar. Umstritten ist auch, ob eine solche Superstruktur noch mit dem kosmologischen Prinzip vereinbar wäre, das von einem homogenen und isotropen Aufbau des Universums auf den größten Skalen ausgeht.[206][207]

Galaxiengruppen und Galaxienhaufen

Die kompakte Galaxiengruppe HCG 87
Galaxienhaufen Abell 1689, mit durch Gravitationslinsenwirkung zu Bögen verzerrten Hintergrundgalaxien
Montage aus verschiedenen Ansichten des Bullet-Clusters: Im Hintergrund im sichtbaren Spektrum aufgenommene Bilder von Magellan-Teleskop und Hubble-Weltraumteleskop. Diesem sind in pink die vom Chandra-Weltraumteleskop aufgenommene Röntgenemission der intergalaktischen Gaswolken und in blau die aus Gravitationslinseneffekten berechnete Masseverteilung überlagert.

Galaxiengruppen und Galaxienhaufen sind beide Ansammlungen von Galaxien, die durch ihre gegenseitige Gravitationsanziehung miteinander verbunden sind. Sie unterscheiden sich jedoch hauptsächlich in Größe, Masse und Anzahl der enthaltenen Galaxien:

  • Größe und Masse: Galaxienhaufen sind die größten gravitativ gebundenen Strukturen im Universum. Sie können Durchmesser von mehreren Millionen Lichtjahren erreichen und eine Gesamtmasse von bis zu 1015 Sonnenmassen haben. Ein Großteil ihrer Masse besteht aus Dunkler Materie, die sich in Form kugelförmiger Halos um die Galaxien herum befindet.[208] Galaxiengruppen sind hingegen kleinere Ansammlungen von Galaxien und haben typischerweise Durchmesser von einigen Hunderttausend bis zu ein paar Millionen Lichtjahren und Massen im Bereich von 1012 bis 1013 Sonnenmassen.
  • Anzahl der Galaxien: Während Galaxienhaufen aus Hunderten oder sogar Tausenden von Galaxien bestehen können, sind Galaxiengruppen kleinere Strukturen, die normalerweise zwischen etwa 10 und 50 Galaxien enthalten. Die Lokale Gruppe, zu der die Milchstraße und die Andromeda-Galaxie gehören, ist ein Beispiel für eine Galaxiengruppe und enthält ungefähr 54 Galaxien.
  • Dynamik und Umgebung: Die Dynamik und Umgebung innerhalb von Galaxienhaufen und Galaxiengruppen können sich ebenfalls unterscheiden. In Galaxienhaufen ist das Intracluster-Medium (ICM) – ein heißes, dünnes Gas, das Röntgenstrahlung aussendet – allgegenwärtig. In Galaxiengruppen ist das intergalaktische Medium im Allgemeinen kühler und weniger dicht. Galaxien in Haufen sind auch stärker von Gravitationswechselwirkungen und Umgebungseinflüssen betroffen, die ihre Entwicklung beeinflussen können, während Galaxien in Gruppen in der Regel stärker durch interne Prozesse gesteuert werden.
  • Hierarchische Strukturbildung: Galaxiengruppen und Galaxienhaufen sind Teil der hierarchischen Strukturbildung im Universum, die ein zentrales Element der modernen kosmologischen Theorien, wie zum Beispiel dem ΛCDM-Modell.[209] Galaxiengruppen können im Laufe der Zeit durch gravitative Anziehung fusionieren und größere Strukturen wie Galaxienhaufen bilden. In diesem Sinne sind Galaxiengruppen oft Vorläufer von Galaxienhaufen in der kosmischen Evolution.

Die Erforschung von Galaxienhaufen geschieht über verschiedene Methoden. Eine wichtige Methode ist die Beobachtung der sichtbaren Galaxien durch optische und Infrarot-Teleskope, wie zum Beispiel das Hubble-Weltraumteleskop oder das Sloan Digital Sky Survey (SDSS).[210] Die Verteilung und Dynamik der dunklen Materie in Galaxienhaufen kann indirekt durch Gravitationslinseneffekte untersucht werden.[211] Schließlich können Röntgen- und Radioastronomie verwendet werden, um das ICM und die Aktivität von Galaxienkernen zu analysieren.[212][213]

Galaxienhaufen spielen eine zentrale Rolle bei der Bestimmung wichtiger kosmologischer Parameter, wie zum Beispiel der Hubble-Konstante, der Massendichte des Universums und der Dunklen Energie. Ihre Verteilung und Entwicklung im Universum hängen eng mit diesen Parametern zusammen und ermöglichen es Astronomen, Modelle der kosmischen Entwicklung zu testen und zu verfeinern.[214] Trotz des enormen Fortschritts in der Erforschung von Galaxienhaufen in den letzten Jahrzehnten gibt es immer noch viele offene Fragen. Dazu gehört die genaue Natur der Dunklen Materie und der Dunklen Energie, die Rolle von Galaxienhaufen bei der Entstehung und Entwicklung von Galaxien und die Wechselwirkung zwischen ICM und den Galaxien in den Galaxienhaufen.

Einige der bekanntesten Galaxienhaufen sind:

  • Der Virgo-Galaxienhaufen ist der nächstgelegene große Galaxienhaufen zur Milchstraße und enthält etwa 1.300 bis 2.000 Galaxien. Er befindet sich etwa 54 Millionen Lichtjahre von uns entfernt.[215]
  • Der Coma-Galaxienhaufen (Abell 1656) ist einer der am besten untersuchten Galaxienhaufen und liegt etwa 320 Millionen Lichtjahre entfernt. Er enthält mehr als 1.000 Galaxien und ist ein wichtiges Labor für die Untersuchung von Galaxienentwicklung und Haufendynamik.[216]
  • Der Perseus-Galaxienhaufen (Abell 426) befindet sich etwa 240 Millionen Lichtjahre entfernt und enthält Hunderte von Galaxien. Er ist bekannt für seine ausgeprägte Röntgenstrahlung, die von heißem Gas im Haufen ausgeht.[217]
  • Der Fornax-Galaxienhaufen ist ein relativ kleiner, aber gut untersuchter Galaxienhaufen, der etwa 62 Millionen Lichtjahre entfernt liegt. Er enthält etwa 60 Galaxien, darunter die elliptische Riesengalaxie NGC 1399.[218]
  • Der Bullet Cluster (1E 0657-558) ist ein bemerkenswertes Beispiel für einen Galaxienhaufen, bei dem zwei Haufen kollidieren. Er liegt etwa 3,7 Milliarden Lichtjahre entfernt und ist ein wichtiger Beleg für das Vorhandensein von Dunkler Materie.[219]
Logarithmische Darstellung des beobachtbaren Universums mit den gegenwärtig bekannten astronomischen Objekten. Von links nach rechts sind die Himmelskörper nach ihrer Nähe zur Erde angeordnet. Am linken Rand sind die Erde und erdnahe Objekte abgebildet. Am rechten Rand werden die am weitesten entfernten beobachteten Objekte dargestellt, darunter Gammastrahlenausbrüche, Quasare, Galaxien und die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung. Himmelskörper wurden teilweise ähnlich (logarithmisch) vergrößert, um dort auch mehr Einzelheiten abzubilden.

Galaxien: Welteninseln im Kosmos

Zwei Hilfsteleskope am Paranal-Observatorium in Chile beobachten den Nachthimmel mit der deutlich sichtbaren Milchstraße.

Die Entdeckung der Galaxien und der Expansion des Universums

Die Andromeda-Galaxie ist die der Milchstraße am nächsten gelegene Spiralgalaxie
Das Ultra-Deep-Field zeigt rund 10.000 Galaxien in einem dreizehnmillionsten Teil des Himmels

Die Entdeckung der Galaxien war ein langwieriger Prozess, der sich über mehrere Jahrhunderte erstreckte. Der Name „Galaxis“ leitet sich vom griechischen Wort „galaxias“ (γαλαξίας) ab, das „milchig“ oder „Milchstraße“ bedeutet. Mit diesem Name wurde ursprünglich unsere heimatliche Milchstraße bezeichnet, die sich als in klaren Nächten gut sichtbares milchig-weißes Band über volle 360° des Sternenhimmels erstreckt. Diese Bezeichnung geht auf die antike Sage zurück, wonach es sich dabei um die Milch (γάλα gála) der Göttermutter handelt. Der griechische Philosoph Demokrit (ca. 460–370 v. Chr.) war einer der ersten, der die Milchstraße als Ansammlung von Sternen beschrieb. Bewiesen wurde das allerdings erst durch Galileo Galilei, der diese mit bloßem Auge nicht sichtbaren Sterne erstmals 1609 durch durch das von ihm weiterentwickelte Fernrohr betrachtete.[220]

Der englische Philosoph, Astronom und Architekt Thomas Wright hatte schon in seinem 1750 veröffentlichten Hauptwerk „An Original Theory or New Hypothesis of the Universe[221] seine damals höchst originelle und bahnbrechende Theorie über die Struktur des Universums vorgestellt. Er übernahm die zuvor schon von Giordano Bruno geäußerte Idee eines erweiterten Kopernikanischen Systems, wonach die Sonne nur eine von vielen in einem von unzähligen Sonnen und Planeten bevölkerten unendlichen Universum sei - eine Ketzerei, für die Giordano Bruno noch im Jahr 1600 in Rom mit dem Tod auf dem Scheiterhaufen bestraft worden war.[222] Die Milchstraße beschrieb Wright als flache Scheibe aus Sternen und stellte die Hypothese auf, dass die Sonne und unser gesamtes Sonnensystem Teil dieser Scheibe seien. Er vermutete, dass die Sterne in der Milchstraße nicht gleichmäßig verteilt sind, sondern sich in einem schalenförmigen System um ein zentrales Kraftzentrum herum anordnen. Diese Idee widersprach damals der gängigen Meinung, dass die Sterne im unendlichen Universum gleichmäßig verteilt sind. Wright ordnete damit das Sonnensystem in einen viel größeren Kontext ein.

Obwohl Wrights bahnbrechende Theorie seiner Zeit weit voraus war, oder vielleicht gerade deswegen, stieß sie nur auf gemischte Reaktionen. Einige Gelehrte, wie der französische Philosoph Denis Diderot, begrüßten Wrights Ideen, während andere sie als spekulativ und unzureichend begründet ablehnten. Trotz der Kontroverse beeinflusste Wrights Werk die späteren Astronomen und Kosmologen, darunter Immanuel Kant und Wilhem Herschel. Kant griff Wrights Ideen in seinem Werk "Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels" (1755) auf und entwickelte sie weiter. Er argumentierte, dass sich andere Milchstraßen, die er "Inseluniversen" nannte, im gesamten Universum befinden müssten. Alexander von Humboldt sprach von ihnen als „Welteninseln“.[223]

1771 erstellte der französische Astronom Charles Messier (1730–1817) einen heute noch für die Praxis bedeutsamen Katalog von 110 „nebulösen Objekten & Sternhaufen“, von denen einige später tatsächlich als Galaxien identifiziert wurden.[224]

Der deutsch-britische Astronom William Herschel (1738-1822), der 1781 den Uranus entdeckte, untersuchte die Struktur der Milchstraße, aufbauend auf den Annahmen von Thomas Wright, den er als Pionier auf diesem Gebiet bezeichnete. In seinem Werk „On the Construction of the Heavens“ aus dem Jahr 1785 präsentierte Herschel eine Karte der Milchstraße, die auf seinen genauen Beobachtungen der Sterndichte am Himmel basierte und vermutete, dass die Sterne in der Milchstraße in einer flachen, scheibenförmigen Struktur angeordnet sind, die sich in der Mitte verdickt.

Mittels seines großen Teleskops „Leviathan“ entdeckte der irische Astronom William Parsons, 3. Earl of Rosse, 1845 erstmals die Spiralstruktur in der Whirlpool-Galaxie (M 51). Dies war der erste direkte Hinweis auf die Spiralstruktur von Galaxien.

1912 analysierte der amerikanische Astronom Vesto Melvin Slipher (1875-1969) am Lowell-Observatorium in Flagstaff, Arizona das Spektrum des Lichts verschiedener „nebliger Objekte“ am Himmel, die später als Galaxien bezeichnet wurden, und stellte fest, dass die Spektrallinien bei vielen dieser nebeligen Objekte verschoben waren, in den meisten Fällen in Richtung des roten Endes des Spektrums. Diese Beobachtung wurde als Rotverschiebung bezeichnet. Sie beruht auf dem optischen Doppler-Effekt und zeigt, dass diese Galaxien sich von uns weg bewegen. Slipher konnte auf diesem Weg auch erstmals die Radialgeschwindigkeit eines „Spiralnebels“ messen.

Aufgrund der noch unzureichenden Leistung der astronomischen Teleskope gelang es lange nicht, die „Spiralnebel“ in einzelne Sterne aufzulösen. Unklar blieb auch bis in die frühen 1920er-Jahre, ob sie innerhalb oder außerhalb unserer Milchstraße liegen. Berühmt wurde die „große Debatte“ die Harlow Shapley (1885-1972) und Heber D. Curtis (1872-1942), zwei bedeutende Astronomen ihrer Zeit, am 26. April 1920 im National Museum of Natural History in Washington, D.C. führten und ihre kontroversen Argumente vor Fachleuten und der interessierten Öffentlichkeit präsentierten. Shapley vertrat die Ansicht, dass die Spiralnebel Teil der viel größer zu denkenden Milchstraße seien und unsere Sonne nicht in deren Zentrum stehe.[225] Curtis hingegen vertrat die Meinung, dass die Spiralnebel eigenständige Sternsysteme seien, die außerhalb unserer Milchstraße lägen.[226] Trotz des lebhaften Meinungsaustauschs konnten keine abschließenden Ergebnisse erzielt werden, da die verfügbaren Daten noch nicht ausreichten, um eine der beiden Ansichten eindeutig zu bestätigen.[227] Die Shapley-Curtis-Debatte von 1920 war dennoch ein Schlüsselmoment in der Geschichte der Astronomie. Sie zeigte die Bedeutung von wissenschaftlichen Debatten und dem offenen Austausch von Ideen, um unser Verständnis des Universums zu erweitern. Obwohl keine der beiden Parteien aus der Debatte als klarer Gewinner hervorging, trug sie dazu bei, den Weg für zukünftige Forschungen zu ebnen und die Astronomie in neue Richtungen zu lenken.

Schon wenig später führten die Beobachtungen von Edwin Hubble (1889-1953) schließlich zu einer grundlegenden Neubewertung der Größe und Struktur des Universums und bestätigten die Ansicht, dass Spiralnebel tatsächlich eigenständige Galaxien außerhalb der Milchstraße sind und diese nur eine von vielen ist. Darüber hinaus entdeckte Hubble auch, dass sich alle diese Galaxien von uns wegbewegen, was auf eine Expansion des Universums hindeutet. Diese Entdeckungen führten zur Entwicklung der Urknalltheorie, die besagt, dass das Universum aus einem extrem heißen und dichten Anfangszustand entstanden ist.

Dunkle Materie und die Halos der Galxien

Tatsächliche Rotationskurve der Spiralgalaxie Messier 33 (gelbe und blaue Punkte mit Fehlerbalken) und eine aufgrund der Verteilung sichtbarer Materie vorhergesagte (gestrichelte, graue Linie). Die Abweichung zwischen den zwei Kurven kann mit einem, die Galaxie umgebenden, Halo aus Dunkler Materie erklärt werden.[228][229][230][231]
Links: Animation einer Galaxie mit einer Rotationskurve, wie sie ohne Dunkle Materie zu erwarten wäre. Rechts: Galaxie mit einer flachen Rotationskurve ähnlich der Rotationskurve real beobachteter Galaxien.

Dunkle Materie ist eines der größten ungelösten Rätsel in der modernen Astrophysik und Kosmologie. Es handelt sich dabei um eine hypothetische Form von Materie, die nicht direkt beobachtet werden kann, aber dennoch einen beträchtlichen Einfluss auf das Universum hat. Auf ihre Spur kam man, als man die Bewegungen der Galaxien genauer untersuchte. Trotz der vielfältigen Belege, die man mittlerweile für ihre Existenz gefunden hat, bleibt die Natur dieser unsichtbaren Substanz aber vorerst noch ein Mysterium.

Die Rotation der Galaxien ist nicht nur ein Schlüsselelement für das Verständnis der Dynamik und Entwicklung von Galaxien, sondern liefert auch wichtige Informationen über die Verteilung der Dunklen Materie im Universum. 1927 bestätigte der niederländische Astronom Jan Hendrik Oort (1900-1992) gemeinsam mit seinen Kollegen die ursprünglich schon von Immanuel Kant vorgeschlagene Rotation der Milchstraße und entwickelte dazu die nach ihm benannten Oortschen Rotationsformeln, welche die differentielle Rotation der Milchstraße beschreiben. Bei seiner Untersuchung der Bewegungen der Sterne in der Milchstraße und bemerkte er, dass die Geschwindigkeiten höher waren als erwartet, wenn man nur die sichtbare Materie in Betracht zieht.[232] 1932 folgerte er daraus, dass es eine zusätzliche, unsichtbare Masse geben müsse, um die beobachteten Geschwindigkeiten zu erklären. Obwohl Oorts Untersuchungen noch nicht direkt auf die Dunkle Materie abzielten, wie wir sie heute kennen, trug seine Arbeit zur Entstehung des Konzepts eine unsichtbaren Masse bei, die schließlich zur Entwicklung der Idee der Dunklen Materie führte.

Ebenfalls noch in den 1930er-Jahren stellte der schweizerisch-amerikanische Astronom Fritz Zwicky fest, dass die Geschwindigkeiten, mit denen sich Galaxien in Galaxienhaufen bewegen, viel höher waren, als aufgrund der sichtbaren Masse zu erwarten. Dies führte schließlich zur Hypothese der Dunklen Materie, die einen Großteil der Masse in Galaxien ausmacht und deren Gravitationseinfluss den Haufen zusammenhält.[233]

In den späten 1970er Jahren untersuchte die amerikanische Astronomin Vera Rubin und ihr Team die Rotationskurven von Galaxien. Gemessen wird die Rotation von Galaxien, indem man die Radialgeschwindigkeiten von Sternen und Gas in verschiedenen Abständen von deren galaktischen Zentren untersucht. Die Doppler-Verschiebung von Spektrallinien ermöglicht es, die Geschwindigkeiten und Rotationskurven der Galaxien zu bestimmen. Die so ermittelten Rotationskurven zeigten, dass die Geschwindigkeit der Sterne in den äußeren Regionen der Galaxien nicht wie erwartet abnimmt, sondern konstant bleibt oder sogar leicht ansteigt. Das steht im Widerspruch zu den Vorhersagen der Newtonschen Gravitationstheorie, wenn man nur von der sichtbaren Materie ausgeht, und deutet darauf hin, dass es in Galaxien eine zusätzliche unsichtbare Masse geben muss, die für die beobachteten Rotationskurven verantwortlich ist. Das war ein weiterer Befund, der die Existenz von Dunkler Materie stützte und zeigte, dass diese in den Halos von Galaxien offenbar weit verbreitet ist.[234]

Halos

Der Halo (von altgriech. ἅλως hálōs ‚Lichthof‘) einer Galaxie ist eine ausgedehnte, kugelförmige Region, die größer als die Galaxie selbst ist und in deren Zentrum die Galaxie eingebettet ist. Im Halo befinden sich wenige, vorwiegend alte Sterne, Gas, und Dunkle Materie. Galaxienhalos sind wichtige Bestandteile von Galaxien und spielen eine entscheidende Rolle bei der Entwicklung und Dynamik dieser kosmischen Strukturen.

Sterne in galaktischen Halos sind typischerweise älter und metallärmer als die Sterne, die in den Scheiben von Spiralgalaxien oder den zentralen Regionen von elliptischen Galaxien zu finden sind.[235] Diese Sterne können sowohl als Population II Sterne in Kugelsternhaufen als auch als Einzelsterne vorkommen. Galaxienhalos enthalten auch Gas, das sowohl aus neutralem Wasserstoff als auch aus ionisiertem Gas bestehen kann. Dieses Gas kann durch Akkretion aus dem intergalaktischen Medium in die Galaxie gelangen oder durch Sternwind und Supernova-Explosionen aus der Galaxie selbst stammen.[236]

Es wird angenommen, dass Dunkle Materie den Hauptanteil der Masse in galaktischen Halos ausmacht und die Gravitationsstruktur bildet, die die Entstehung und Stabilität von Galaxien unterstützt.[237] Da die Dunkle Materie unsichtbar ist und folglich nicht direkt beobachtet werden kann, ist die Größe der Halos nur schwer zu bestimmen. Man bedient sich dabei indirekter Methoden, wie der Analyse der Bewegung von Sternen und Gas innerhalb der Galaxien, sowie numerischer Simulationen.[238]

Die Schätzungen für den Radius des Halos unserer Milchstraße variieren, liegen aber typischerweise in der Größenordnung von etwa 100 bis 200 Kiloparsec (kpc). Eine Studie von Deason et al. (2014) schätzt den Virialradius (eine Größe, die die Grenze des Halo definiert) der Milchstraße auf etwa 150 kpc.[239] Die Masse ihres Halos wird auf etwa 1 bis 2 · 1012 Sonnenmassen geschätzt. Eine Studie von Watkins et al. (2018) schätzt die Gesamtmasse der Milchstraße innerhalb eines Radius von 125 Kiloparsec (kpc) auf 0,96 · 1012 Sonnenmassen, wobei der Großteil der Masse im Halo enthalten ist.[240]

Auch die Angaben für den Halo der Andromeda-Galaxie (M 31) variieren. Eine Studie von Tollerud et al. (2012) schätzt den Virialradius von M 31 auf etwa 200 kpc, basierend auf der Analyse der Satellitengalaxien, die M 31 umkreisen.[241] Kafle et al. (2018) schätzen die Gesamtmasse von M31 innerhalb eines Radius von 200 kpc auf 1,5 · 1012 Sonnenmassen, wobei ebenfalls der größte Teil der Masse im Halo enthalten ist.[242]

Die rätselhafte Natur der Dunklen Materie

Die genaue Natur der Dunklen Materie ist bis heute nicht vollständig verstanden, und verschiedene Theorien wurden entwickelt, um ihre Existenz zu erklären. Eine der populärsten Hypothesen ist die Existenz von WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles), die durch schwache Wechselwirkungen mit normaler Materie gekennzeichnet sind.[243] Andere Modelle schlagen exotischere Partikel wie Axionen[244] und Sterile Neutrinos[245] vor. Es gibt auch alternative Gravitationstheorien wie die Modifizierte Newtonsche Dynamik (MOND)[246], die jedoch Schwierigkeiten haben, alle Beobachtungen zu erklären.

Mehrere experimentelle und beobachtende Ansätze wurden entwickelt, um Dunkle Materie zu detektieren oder ihre Eigenschaften zu untersuchen. Zu diesen zählen:

  1. Direkte Detektion: In Experimenten wie XENON1T[247] und LUX[248] wird versucht, Dunkle Materie-Teilchen direkt durch ihre Wechselwirkung mit normaler Materie in hochsensitiven Detektoren zu erfassen.
  2. Indirekte Detektion: Experimente wie Fermi-LAT[249] und H.E.S.S.[250] suchen nach Hinweisen auf Dunkle Materie durch die Untersuchung von hochenergetischen kosmischen Strahlen und Gammastrahlen, die bei der Annihilation von Dunkler Materie entstehen könnten.
  3. Gravitationslinsen: Beobachtungen von Gravitationslinsen, bei denen das Licht von weit entfernten Galaxien durch die Gravitation von Vordergrundmassen abgelenkt wird, ermöglichen es Astronomen, die Masseverteilung im Universum zu kartieren und so auf die Existenz von Dunkler Materie zu schließen.[251]
  4. Kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung (CMB): Die Analyse der CMB, insbesondere durch Experimente wie WMAP[252] und Planck[253], liefert Informationen über die Zusammensetzung des Universums und bestätigt das Vorhandensein von Dunkler Materie.

Die Forschung zur Dunklen Materie geht weiter, mit neuen Experimenten und Beobachtungsstrategien, die entwickelt werden, um unser Verständnis dieses rätselhaften Phänomens zu verbessern. Einige der neuesten und vielversprechendsten Projekte sind:

  1. Das Dark Energy Survey (DES)[254] ist ein groß angelegtes, astrophysikalisches Projekt, das darauf abzielt, die Verteilung von Dunkler Materie und die Natur der Dunklen Energie im Universum zu untersuchen.
  2. Das Large Synoptic Survey Telescope (LSST)[255] wird in der Lage sein, den gesamten Himmel mehrmals pro Woche abzubilden, um Gravitationslinseneffekte und die großräumige Struktur des Universums zu untersuchen, um unser Verständnis von Dunkler Materie weiter zu vertiefen.
  3. Das DarkSide-20k Experiment[256] ist ein geplanter, flüssig-Argon-basierter Dunkle-Materie-Detektor, der darauf abzielt, die Detektionsgrenzen für WIMP-Dunkle-Materie-Wechselwirkungen weiter zu verbessern.

Entstehung und Entwicklung von Galaxien

Galaxien sind riesige Welteninseln im Kosmos, die aus unzähligen Sternen, Planeten, Monden, Gasnebeln, Staubwolken, und anderen kosmischen Objekten bestehen, die durch die Gravitation aneinander gebunden sind. An ihrer Entstehung und Entwicklung sind mehrere Faktoren beteiligt.

Dichtefluktuationen

Die Entstehung der Galaxien ist eng verbunden mit den Dichtefluktuationen, die im frühen Universum kurz nach dem Urknall auftraten. Diese Fluktuationen, die in der kosmischen Hintergrundstrahlung beobachtet wurden, zeigen, dass das frühe Universum nicht perfekt gleichmäßig war, sondern geringe Dichteunterschiede aufwies.[257] Diese winzigen, durch die Gesetze der Quantenphysik bedingten Dichteunterschiede hatten bedeutende Auswirkungen auf die Entwicklung des Universums. Gemäß der Theorie der Gravitationsinstabilität führten diese Dichtefluktuationen dazu, dass Regionen mit etwas höherer Dichte begannen, zusätzliche Materie aus ihrer Umgebung anzuziehen. Im Laufe der Zeit führte dieser Prozess zur Bildung von immer größeren Strukturen, beginnend mit den ersten Sternen und schließlich den ersten Galaxien.[258] Mit der Zeit fusionierten diese ersten Galaxien und bildeten größere Strukturen, was zum heutigen kosmischen Netzwerk von Galaxien, Galaxienhaufen und -superhaufen führte.[259]

Dunkle Materie

In den frühen Stadien des Universums spielten insbesondere Dichtefluktuationen in der Dunklen Materie, die nach heutiger Kenntnis mehr als 23% der Masse des Universums ausmacht, eine entscheidende Rolle bei der Strukturbildung. Die Dunkle Materie begann aufgrund ihrer eigenen Gravitation in größeren Strukturen zusammenzuklumpen, die als Dunkle-Materie-Halos bezeichnet werden. Durch ihre Gravitationswirkung innerhalb dieser Halos zog sie die normale, aus Atomen aufgebaute baryonische Materie an und bildete so die Keime für die Entstehung von Sternen und Galaxien.[260][261]

Die Dunkle Materie beeinflusst auch die Evolution von Galaxien. Ihre Gravitation hält Galaxien zusammen und hilft, ihre Rotation zu erklären. Die Geschwindigkeit, mit der Sterne in Galaxien um das Zentrum rotieren, ist oft so hoch, dass sie die Galaxie aufgrund der von der sichtbaren Materie erzeugten Gravitation verlassen sollten. Die Anwesenheit von Dunkler Materie liefert zusätzliche Gravitation, die hilft, die Sterne in der Galaxie zu halten.[262]

Schließlich kann die Dunkle Materie auch dazu beitragen, die Fusion und Interaktion von Galaxien zu erklären. Da Galaxien in Halos aus Dunkler Materie eingebettet sind, können sie aufgrund der Gravitationswirkungen der Dunklen Materie zusammenstoßen und fusionieren.[263]

Schwarze Löcher

Schwarze Löcher, insbesondere supermassive Schwarze Löcher (SMBHs) im Zentrum von Galaxien, haben einen entscheidenden Einfluss auf die Bildung und Evolution von Galaxien.

SMBHs entstehen vermutlich parallel zur Entstehung ihrer Wirtsgalaxien, obwohl die genauen Mechanismen, die zu ihrer Bildung führen, noch Gegenstand aktueller Forschung sind.[264]

Eine der Schlüsselbeobachtungen, die die Bedeutung von SMBHs für Galaxien hervorheben, ist die enge Korrelation zwischen der Masse des zentralen SMBHs und der Masse des Galaxienbulges oder der Geschwindigkeitsdispersion der Sterne in der Galaxie.[265] Diese Beziehung legt nahe, dass das Wachstum des SMBHs und der Galaxie auf irgendeine Weise miteinander verknüpft sind.

SMBHs können auch die Galaxienbildung durch sogenannte aktive galaktische Kerne (AGNs) beeinflussen, in denen Material, das in das SMBH fällt, extrem leuchtende Strahlung erzeugt. Diese Strahlung kann dazu beitragen, das interstellare Medium der Galaxie aufzuheizen und so die Sternentstehung zu unterdrücken.[266]

Zudem können SMBHs auch Jets ausstrahlen - schmale Strahlen von Materie, die sich mit nahezu Lichtgeschwindigkeit bewegen. Diese Jets können Schockwellen in das interstellare Medium der Galaxie senden und ebenfalls die Sternentstehung beeinflussen.[267]

Die Klassifizierung der Galaxien

Es gibt verschiedene Arten von Galaxien im Universum, die aufgrund ihrer unterschiedlichen physikalischen und strukturellen Eigenschaften in verschiedene Kategorien eingeteilt werden. Die Klassifizierung der Galaxien hat eine lange Geschichte, die eng mit der Entwicklung unserer allgemeinen Kenntnisse über das Universum verknüpft ist.

Die Hubble-Sequenz

Die auch als Stimmgabeldiagramm bezeichnete Hubble-Sequenz.

Die wohl bekannteste Klassifizierung von Galaxien stammt von Edwin Hubble (1889-1953), der 1926 seine berühmte Hubble-Sequenz vorstellte, die wegen ihrer Darstellungsform gerne auch als Stimmgabeldiagramm bezeichnet wird.[268] Hubbles Klassifizierungsschema ordnet die „extragalaktischen Nebel“ nach ihrem visuellen Erscheinungsbild in drei Haupttypen ein: elliptische, spiralförmige und irreguläre Galaxien. Innerhalb dieser Kategorien gibt es weitere Unterteilungen basierend auf spezifischen Merkmalen wie der Elongation der Ellipse oder der Prominenz und Anordnung der Spiralarme.

Vorteile der Hubble-Sequenz sind ihre Einfachheit und ihre visuelle Anschaulichkeit, die es ermöglicht, eine Vielzahl von Galaxien in ein verständliches und leicht zu interpretierendes Schema einzuordnen. Zudem stellt Hubbles Klassifizierung eine grundlegende Beobachtung dar: dass Galaxien verschiedene und distinkte Formen aufweisen.

Nachteile sind, dass die Hubble-Sequenz in erster Linie auf der Morphologie basiert und nicht unbedingt die zugrundeliegenden physikalischen Prozesse widerspiegelt, die zu den beobachteten Formen führen. Zudem kann sie das breite Spektrum an Galaxienmorphologien, die im Universum beobachtet werden, nicht vollständig erfassen. Darüber hinaus kann die Hubble-Sequenz Galaxien, die zwischen den Hauptklassen fallen oder ungewöhnliche Merkmale aufweisen, nicht gut behandeln.

De Vaucouleurs-System

Das De Vaucouleurs-System wurde in den 1950er Jahren von Gérard de Vaucouleurs (1918-1995) entwickelt und erweitert Hubbles System, um mehr Galaxientypen zu erfassen.[269] De Vaucouleurs' Klassifizierungsschema umfasst eine detailliertere Unterteilung der Spiral- und elliptischen Galaxien sowie neue Kategorien für linsenförmige Galaxien und solche mit besonderen Merkmalen wie Ringen oder Balken.

Ein Vorteil des De Vaucouleurs-Systems ist, dass es eine größere Vielfalt an Galaxienformen erfasst und dabei feinere Unterschiede in der Morphologie der Galaxien berücksichtigt. Dies macht es besonders nützlich für die Untersuchung spezifischer Fragen über die Morphologie und Struktur von Galaxien.

Nachteile sind, dass das De Vaucouleurs-System komplexer ist als das Hubble-Schema und mehr Expertise und Erfahrung für die korrekte Klassifizierung erfordert. Wie das Hubble-Schema ist auch das De Vaucouleurs-System in erster Linie morphologisch und berücksichtigt nicht unbedingt die physikalischen Prozesse, die zu den beobachteten Formen führen. Zudem kann es sich als problematisch erweisen, Galaxien zu klassifizieren, die mehrere Merkmale aufweisen oder die sich nicht eindeutig in das Schema einordnen lassen.

Automatisierte Klassifizierungsschemata

In den letzten Jahrzehnten wurden aufgrund des Aufkommens von großflächigen Himmelsdurchmusterungen und der Fortschritte in der Datenverarbeitung und Künstlichen Intelligenz auch automatisierte Klassifizierungsschemata entwickelt. Diese Systeme verwenden Algorithmen, um morphologische Merkmale aus Galaxienbildern zu extrahieren und Galaxien basierend auf diesen Merkmalen zu klassifizieren.[270]

Ein Vorteil dieser Schemata ist ihre Fähigkeit, große Mengen an Daten schnell und konsistent zu verarbeiten. Dies macht sie besonders nützlich für die Arbeit mit den riesigen Datensätzen, die moderne Himmelsdurchmusterungen liefern.

Nachteile sind, dass die automatisierten Systeme von der Qualität der Eingangsdaten und der Genauigkeit der Algorithmen abhängen, die zur Extraktion der Merkmale verwendet werden. Zudem können sie Schwierigkeiten haben, ungewöhnliche oder seltene Galaxientypen zu identifizieren, die nicht gut durch die Merkmale erfasst werden, auf die der Algorithmus trainiert wurde.

Zusammenfassend lässt sich sagen, dass kein Klassifizierungsschema für Galaxien perfekt ist, und dass jedes seine Vor- und Nachteile hat. Die Wahl des am besten geeigneten Schemas hängt daher stark von den spezifischen Zielen und Anforderungen der jeweiligen Forschungsaufgabe ab.

Ein Streifzug durch die bunte Vielfalt der Galaxien

Dass sich die vielfältigen Formen der Galaxien nicht in ein einheitliches Schema pressen lassen, soll uns nicht daran hindern, einen Streifzug durch die Wunderwelt der Galaxien zu unternehmen, von denen jede letztlich einzigartig ist. Um die Übersicht nicht zu verlieren, werden wir dabei von der erweiterten Hubble-Sequenz ausgehen und daran anschließend noch weiter spezielle Formen behandeln, die den engen Rahmen dieses Systems sprengen.

Klassifikation nach Hubble

Die elliptische Galaxis Maffei 1 (UGCA 34) im Sternbild Kassiopeia.
Der Herznebel (rechts) und der Seelennebel (links). Die kleine blaue Ellipse unter dem Herznebel ist Maffei 1.
Elliptische Galaxien

Elliptische Galaxien gehören zu den drei Hauptklassen, die von Hubble identifiziert wurden. Sie zeichnen sich durch ihre elliptische Form und ihre relativ gleichmäßige Helligkeitsverteilung aus, wobei sich die Helligkeit von der Mitte der Galaxie nach außen hin abschwächt. In der Hubble-Sequenz werden die elliptischen Galaxien nach ihrer numerischen Exzentrizität in die Klassen E0 (kreisförmig) bis E7 (stark elliptisch) eingeteil, wobei die Zahl hinter dem E die erste Nachkommastelle der Exzentrizität angibt. Beispielsweise hat eine Galaxie der Klasse E7 ungefähr die Exzentrizität 0,7.

Die meisten elliptischen Galaxien sind ausgesprochen groß und enthalten zwischen 105 und 1013 Sonnenmassen. Sie sind oft Teil von Galaxienhaufen und Superhaufen und können manchmal sogar die dominierenden Mitglieder dieser Strukturen sein.[271] Im Gegensatz zu Spiralgalaxien, die einen deutlich definierten Spiralarm-Struktur und eine ausgeprägte Scheibenkomponente aufweisen, haben elliptische Galaxien keine Spiralarme und ihre Sterne sind in einer ungeordneten Art und Weise um das Zentrum herum verteilt. Dies deutet darauf hin, dass die Sternbewegungen in elliptischen Galaxien weitgehend zufällig und weniger durch geordnete Rotation bestimmt sind.[272] Elliptische Galaxien enthalten in der Regel ältere Populationen von Sternen und weisen eine geringe Sternentstehungsrate auf. Sie haben in der Regel eine rote oder gelbliche Farbe, die auf die Dominanz von älteren, roten Riesensternen hinweist.[273] Es gibt mehrere Theorien zur Entstehung von elliptischen Galaxien. Eine der gängigsten Theorien ist, dass sie das Ergebnis von Galaxienverschmelzungen sind, insbesondere von Verschmelzungen von Spiralgalaxien.[274]

Einige der bekanntesten elliptischen Galaxien sind M 49, M 87 und M 60 im Virgo-Galaxienhaufen und die Riesengalaxie Maffei 1 im Sternbild Kassiopeia, die die nächstgelegene elliptische Galaxie zur Milchstraße ist und etwa drei bis vier Megaparsec (ca. 9,8 bis 13,1 Millionen Lichtjahre) von dieser entfernt ist. M 87 ist besonders bekannt für sein supermassives Schwarzes Loch, das als eines der ersten jemals im Bild festgehaltenen Schwarzen Löcher gilt.[275]

Da die elliptischen Galaxien vermutlich den Endzustand vieler Galaxienverschmelzungsprozesse darstellen, sind sie für unser Verständnis der Galaxienentwicklung und -evolution besonders wichtig. Außerdem bieten sie eine einzigartige Umgebung zur Untersuchung von Phänomenen wie supermassiven Schwarzen Löchern, galaktischen Kannibalismus und Sternpopulationen im fortgeschrittenen Alter.

Linsenförmige Galaxien
Die linsenförmige Sombrerogalaxie, aufgenommen vom Hubble-Weltraumteleskop. Sie ist zugleich auch eine typische LINER-Galaxie (siehe unten).

Linsenförmige Galaxien, auch lentikuläre Galaxien genannt, sind Galaxien, die Merkmale sowohl von Spiralgalaxien bzw. Balkenspiralgalaxien als auch von elliptischen Galaxien aufweisen. Linsenförmige Galaxien besitzen eine helle, zentrale Bulge-Region, ähnlich wie elliptische Galaxien, umgeben von einer flacheren Scheibe, ähnlich wie Spiralgalaxien. Im Gegensatz zu Spiralgalaxien zeigen linsenförmige Galaxien jedoch keine Spiralstruktur und weisen nicht die hohen Raten an Sternentstehung auf, die in Spiralgalaxien oft beobachtet werden. Daher besteht ihre Sternpopulation hauptsächlich aus älteren, rötlicheren Sternen, ähnlich wie in elliptischen Galaxien.[276] Die Scheibe einer linsenförmigen Galaxie kann Staub und Gas enthalten, obwohl in der Regel weniger als in Spiralgalaxien. Einige linsenförmige Galaxien können einen schwachen Balken aufweisen, ähnlich wie Balkenspiralgalaxien.

Die lentikulären Galaxien repräsentieren eine Zwischenkategorie in der Hubble-Sequenz und werden mit S0 bzw. SB0 gekennzeichnet.[277][278][279] Die Klassen der Lentikulargalaxien ohne Balken sind S01, S02 und S03, wobei die tiefgestellten Zahlen den Grad der Staubabsorption in der Scheibenkomponente angeben; die entsprechenden Klassen für lentikuläre Galaxien mit einem zentralen Balken sind SB01, SB02 und SB03.[280] Um den mehr spiraligen oder mehr elliptischen Charakter zu kennzeichnen, wird auch folgende Klassifizierung verwendet:

  • S0−: Linsenförmige Galaxien, die mehr Merkmale von elliptischen Galaxien aufweisen.
  • S0: Linsenförmige Galaxien, die sich etwa in der Mitte zwischen elliptischen und Spiralgalaxien befinden.
  • S0+: Linsenförmige Galaxien, die mehr Merkmale von Spiralgalaxien aufweisen.

Eine entsprechende Untergliederung erscheint auch für lentikuläre Gaxien mit Balken sinnvoll, wird aber in der Fachliteratur nicht immer verwendet. Die entsprechenden Klassen wären dann: SB0-, SB0 und SB0+.

Die genaue Entstehung und Evolution von linsenförmigen Galaxien ist immer noch ein offenes und aktives Forschungsgebiet. Eine Theorie schlägt vor, dass sie aus Spiralgalaxien entstehen könnten, in denen die Sternentstehung zum Erliegen gekommen ist, möglicherweise durch Wechselwirkungen mit anderen Galaxien oder mit der heißen Gashülle in Galaxienhaufen.[281] Eine andere Theorie besagt, dass linsenförmige Galaxien das Ergebnis von Verschmelzungsprozessen zwischen Galaxien sind, insbesondere von "trockenen" oder "staubarmen" Fusionen, bei denen wenig Gas vorhanden ist, um neue Sterne zu bilden.[282]

Ein bekanntes Beispiel für eine linsenförmige Galaxie ist Messier 84 (M 84), eine der hellsten Galaxien im Virgo-Galaxienhaufen. Sie ist rund 43 Millionen Lichtjahre von der Milchstraße entfernt. Ein weiteres Beispiel ist NGC 3115, auch bekannt als "Spindelgalaxie" (nicht zu verwechseln mit der ebenso genannten Galaxie M 102), die sich in der Nähe des Südhimmels befindet. Bemerkenswert ist auch die rund 31 Millionen Lichtjahre entfernte Sombrerogalaxie (M 104) im Sternbild Jungfrau.

Spiralgalaxien
Die Dreiecksgalaxie (M 33), aufgenommen mit dem 60cm Teleskop der TU Dresden
Die Whirlpool-Galaxie mit Begleiter, aufgenommen vom Hubble-Weltraumteleskop.

Spiralgalaxien gehören zu den am besten untersuchten und bekanntesten Galaxientypen im Universum. Sie zeichnen sich durch ihre ausgeprägten Spiralarme und ihre zentrale Verdickung, den Bulge, aus. Das bekannteste Beispiel ist die Andromedagalaxie (M 31) im Sternbild Andromeda, die mit einer Entfernung von rund 2,5 Millionen Lichtjahren zugleich die uns nächstgelegene Spiralgalaxie ist. Andere bemerkenswerte Spiralgalaxien sind die rund 2,73 Millionen Lichtjahre[283] von uns entfernte Dreiecksgalaxie (M 33) im Sternbild Dreieck und die etwa 23 Millionen Lichtjahre von uns entfernte Whirlpool-Galaxie (M 51) im Sternbild Jagdhunde, die durch ihre markanten und gut definierten Spiralarme bekannt ist.[284] M51 ist auch bemerkenswert, weil sie eine Begleitgalaxie besitzt und das System eine der besten Beispiele für die gravitative Wechselwirkung zwischen Galaxien ist.

Spiralgalaxien können weiter in Balkenspiralgalaxien und normale Spiralgalaxien unterteilt werden. Balkenspiralgalaxien besitzen eine Balkenstruktur, die durch das Zentrum der Galaxie verläuft und an deren Enden die Spiralarme beginnen.[285] Früher sah man auch unsere Milchstraße oft als normale Spiralgalaxie an, aber genauere Untersuchungen in den letzten Jahrzehnten haben gezeigt, dass unsere Galaxie tatsächlich als Balkenspiralgalaxie klassifiziert werden sollte.[286]

Spiralgalaxien sind ausgedehnte Systeme aus Sternen, Gas und Staub, die eine flache, scheibenförmige Struktur mit ausgeprägten Spiralarmen und einem zentralen Bulge (engl. bulge, „Ausbuchtung, Aufwölbung“) aufweisen. Dieser weist eine höheren Dichte von Sternen im Vergleich zur umgebenden galaktischen Scheibe auf und hat oft eine ellipsoide Form. Im Allgemeinen sind die Sterne in Bulges älter und metallreicher (d.h., sie enthalten mehr schwerere Elemente) als die Sterne in der galaktischen Scheibe.[287] Dies deutet darauf hin, dass die Sternentstehung in diesen Regionen in der frühen Phase der Galaxienentwicklung stattgefunden hat. Darüber hinaus rotieren die Sterne in Bulges im Allgemeinen weniger schnell als die Sterne in der Scheibe und haben eher zufällige Umlaufbahnen, was darauf hinweist, dass sie von gravitativen Störungen und Verschmelzungen mit anderen Galaxien beeinflusst wurden.[288] Die Spiralarme sind hingegen Gebiete mit erhöhter Sternentstehungsaktivität und enthalten zahlreiche junge, heiße Sterne, die ihnen ihr charakteristisches bläuliches Leuchten verleihen. Der zentrale Bulge hingegen enthält in der Regel ältere Sterne und leuchtet daher eher rötlich.[279] Allerdings sind nicht alle Bulges gleich. In einigen Galaxien, insbesondere in denen mit aktiver Sternentstehung, können sogenannte "Pseudobulges" beobachtet werden. Diese Regionen ähneln klassischen Bulges, sind aber aus Gas und jungen Sternen in der galaktischen Scheibe entstanden und weisen oft eine ausgeprägte Spiralstruktur oder Balken auf.

In der Hubble-Sequenz werden Spiralgalaxien als Sa, Sb und Sc klassifiziert, wobei diese Unterteilungen auf die Erscheinung und die Eigenschaften ihrer Spiralarme und ihre zentrale Wölbung (Bulge) Bezug nehmen:

  • Sa-Galaxien haben dicht gewundene, enge Spiralarme und eine große, helle zentrale Bulge. Die Spiralarme dieser Galaxien enthalten relativ wenig Gas und Staub, und ihre Sterne sind älter im Vergleich zu den anderen Spiralgalaxien.
  • Sb-Galaxien haben mäßig gewundene Spiralarme und eine mittelgroße Bulge. Sie weisen eine ausgewogene Mischung aus alten und jungen Sternen sowie Staub und Gas auf.
  • Sc-Galaxien haben locker gewundene, offene Spiralarme und eine kleine Bulge. Die Spiralarme dieser Galaxien enthalten reichlich Gas und Staub, was zu hohen Raten der Sternentstehung führt, und ihre Sterne sind tendenziell jünger im Vergleich zu den anderen Spiralgalaxien.

Die Prozesse, die zur Bildung von Spiralgalaxien führen, sind immer noch Gegenstand aktueller Forschung. Es wird angenommen, dass sie sich aus dem Kollaps großer Wolken aus Wasserstoffgas und Dunkler Materie bilden. Während des Kollapses behält die Wolke ihren Drehimpuls bei und bildet eine rotierende Scheibe. Im Laufe der Zeit bilden sich in dieser Scheibe Sterne, wobei die Dichtewellen im Gas und die Gravitationswechselwirkungen dazu führen, dass sich die charakteristischen Spiralarme bilden.[289] Eine andere Theorie zur Entstehung der Spiralstruktur basiert auf der sogenannten Dichtewellentheorie (englisch Density Wave Theory), nach der die Spiralarme gar keine starren Strukturen sind, sondern Dichtewellen, die sich durch das Gas der Galaxienscheibe bewegen und Gebiete der erhöhten Sternentstehung markieren.[290]

Balkenspiralgalaxien
Der zentrale Bereich der Balkenspiralgalaxie NGC 1300, hochaufgelöst aufgenommen mit der ACS-Kamera des Hubble-Weltraumteleskops.

Balkenspiralgalaxien sind eine Unterkategorie der Spiralgalaxien, die sich durch einen zentralen Balken aus Sternen auszeichnen, der durch das Zentrum der Galaxie verläuft und von dem aus die Spiralarme entspringen. Etwa zwei Drittel aller bekannten Spiralgalaxien, einschließlich unserer eigenen Milchstraße, werden als Balkenspiralgalaxien klassifiziert.[291]

In der Hubble-Sequenz werden Balkenspiralgalaxien durch die Buchstaben SB (englisch „Spiral Barred“) gekennzeichnet, gefolgt von einem kleinen Buchstaben (a, b oder c) der die "Enge" der Spiralarme und den relativen Anteil des zentralen Bulge zum gesamten Galaxiendurchmesser angibt[268]:

  • SBa-Galaxien haben einen ausgeprägten zentralen Balken und dicht gewundene Spiralarme, die aus dem Ende des Balkens herauswachsen. Sie haben eine große zentrale Bulge und relativ wenig interstellares Gas und Staub in ihren Armen.
  • SBb-Galaxien haben ebenfalls einen ausgeprägten Balken, aber ihre Spiralarme sind weniger eng gewunden als bei SBa-Galaxien. Die zentrale Bulge ist kleiner, und es gibt mehr Gas und Staub in ihren Armen.
  • SBc-Galaxien haben den lockersten Balken und die am weitesten geöffneten Spiralarme. Sie haben einen kleinen zentralen Bulge und viel interstellares Gas und Staub, was zu aktiver Sternentstehung führt.

Die Balkenstruktur in Spiralgalaxien besteht in der Regel aus einer geraden Linie von Sternen, die das Zentrum der Galaxie durchläuft. Diese Balken können von wenigen Tausend bis zu mehreren Zehntausend Lichtjahren lang sein und beherbergen oft eine hohe Konzentration an älteren, rot leuchtenden Sternen. Die Spiralarme einer Balkenspiralgalaxie beginnen typischerweise an den Enden des Balkens, im Gegensatz zu normalen Spiralgalaxien, wo die Arme in der Regel nahe dem Zentrum beginnen. Die Arme selbst bestehen aus jungen, blauen Sternen und Gas- und Staubwolken, die als Gebiete aktiver Sternentstehung dienen. In vielen Fällen kann der zentrale Balken dazu beitragen, Gas in Richtung des Galaxienzentrums zu kanalisieren, was zur Fütterung eines zentralen supermassereichen Schwarzen Lochs führen kann.[292]

Die genauen Mechanismen, die zur Bildung von Balken in Spiralgalaxien führen, sind immer noch Gegenstand aktueller Forschung. Es wird angenommen, dass die Balken durch instabile Drehbewegungen in der galaktischen Scheibe entstehen, die zu einer Anhäufung von Sternen und Gas in der Mitte der Galaxie führen.[293] Ein weiterer wichtiger Faktor bei der Bildung von Balken könnte die Wechselwirkung und Verschmelzung mit anderen Galaxien sein. Solche Ereignisse können gravitative Störungen verursachen, die zur Bildung von Balken führen.

Neben unserer Milchstraße ist auch die 67 Millionen Lichtjahre entfernte Galaxie NGC 1300 im Sternbild Eridanus am Südsternhimmel eine typische Balkenspiralgalaxie, die oft wegen ihres markanten und gut definierten zentralen Balkens und ihrer ausgeprägten Spiralarme besonders hervorgehoben wird.

Irreguläre Galaxien
Die Kleine Magellansche Wolke auf einer Aufnahme des Weltraumteleskops Gaia. Der links der Galaxie gelegene helle Fleck ist der Kugelsternhaufen 47 Tucanae (NGC 104).
Die Große Magellansche Wolke in einer Aufnahme des ESO

Irreguläre Galaxien haben nicht die geordneten, symmetrischen Strukturen, die in Spiralgalaxien oder elliptischen Galaxien beobachtet werden. Stattdessen zeigen sie oft eine chaotische Anordnung von Sternbildungsregionen, Gas und Staub. Sie machen etwa 4 Prozent aller Galaxien aus[294] und weisen eine Vielzahl von Formen und Größen auf, von sehr kleinen Zwerggalaxien bis hin zu größeren Systemen. Im Allgemeinen haben sie eine niedrigere Gesamtmasse und einen geringeren Anteil an alten Sternen im Vergleich zu Spiralgalaxien oder elliptischen Galaxien.[295]

Irreguläre Galaxien werden in der Hubble-Sequenz als Irr klassifiziert. Allerdings erkannte Hubble schnell, dass nicht alle irregulären Galaxien gleich sind, und führte daher zusätzliche Unterkategorien ein:

  • Irr I Galaxien sind im Allgemeinen gasreich und zeigen Strukturen und Aktivitäten, die auf eine hohe Sternbildung hindeuten. Sie ähneln spiraligen oder magellanschen irregulären Galaxien, jedoch ohne eine klare Spiralstruktur. Die Große und Kleine Magellansche Wolke sind Beispiele für diese Kategorie.
  • Irr II Galaxien hingegen haben unregelmäßige und chaotische Erscheinungen, die keine Spur von Spiralstruktur oder Rotationsachse aufweisen. Sie sind seltener und ihre Eigenschaften variieren stark.

Erwähnenswert ist auch, dass es noch eine andere Kategorie von Galaxien gibt, die als pekuliäre Galaxien (kurz Pec, für "eigenartig, seltsam") bekannt sind. Diese Galaxien zeigen oft Merkmale, die sie von normalen Spiral- oder Ellipsengalaxien unterscheiden, einschließlich Gezeitenströme, Ringe und ungewöhnliche morphologische Merkmale, die oft auf Wechselwirkungen oder Verschmelzungen mit anderen Galaxien hindeuten. Die reiche Vielfalt der pekuliären Galaxien wird weiter unten gesondert behandelt.

Viele irreguläre Galaxien weisen ein hohes Maß an Sternbildungen auf, die in oft sehr dichten Sternentstehungsgebieten stattfindet, die große Mengen an Gas und Staub enthalten und oft die Heimat von jungen, massereichen Sternen sind.

Bezüglich der Entstehung und weiteren Entwicklung irregulärer Galaxien werden verschiedene Szenarien diskutiert. Eine Möglichkeit ist, dass primordiales Gas in einen flachen, von Dunkler Materie erzeugten Potentialtopf fällt, wodurch sich erste kleine chaotische Sternentstehungsgebiete bilden, aus denen kleine blaue Zwerggalaxien entstehen. Eine weitere Möglichkeit ist, dass irreguläre Galaxien durch gravitative Wechselwirkungen oder Verschmelzungen mit anderen Galaxien entstehen.[296] Denkbar ist auch, dass durch extrem massereiche Sternentstehungsgebiete die ursprünglich reguläre Gestalt stark verformt wird.

Zu den bekanntesten Beispielen für irreguläre Galaxien gehören die Große und Kleine Magellansche Wolke, die beide Satellitengalaxien unserer Milchstraße sind. Diese beiden Galaxien sind für ihre aktiven Sternbildungsregionen bekannt und sind nur von der südlichen Hemisphäre der Erde aus sichtbar.

Es gibt eine Reihe weiterer Galxientypen, die sich nicht eindeutig in die Hubble-Sequenz einordnen lassen bzw. Besonderheiten aufweisen, die in diesem Schema nicht berücksichtig werden. Je nach der oder den ins Auge gefassten Eigenschaften kann es dabei zu unterschiedlichen oder auch mehrfachen Zuordnungen zu bestimmten Typen kommen. Nachstehend folgt eine Übersicht über die wichtigsten Typen dieser außergewöhnlichen Galaxien:

Zwerggalaxien

Zwerggalaxien sind die kleinsten und häufigsten Galaxientypen im Universum. Sie weisen typischerweise eine geringe Gesamtmasse, eine geringe Leuchtkraft, niedrige Oberflächenhelligkeiten und einen geringen Anteil an metallischen Elementen auf. Als metallische Elemente werden in der Astrophysik zusammenfassend alle Elementen bezeichnet, die schwerer als Wasserstoff und Helium sind, unabhängig davon, ob es sich dabei tatsächlich um Metalle im herkömmlichen Sinn handelt oder nicht. Die Leuchtkraft einer typischen Zwerggalaxie beträgt weniger als eine Milliarde Sonnenleuchtkräfte, was im Vergleich zu den Hunderten von Milliarden Sonnenleuchtkräften, die eine typische Spiralgalaxie wie unsere Milchstraße aufweist, sehr gering ist.[295]

Zwerggalaxien können als elliptisch, unregelmäßig oder sphäroidal klassifiziert werden, je nach ihrer Struktur und Sternenverteilung. Zwergelliptische und Zwergsphäroidale Galaxien weisen tendenziell eine ältere Sternpopulation auf, während unregelmäßige Zwerggalaxien jüngere Sterne und eine erhebliche Menge an Gas für die weitere Sternentstehung enthalten können.[297]

Es gibt mehrere Theorien zur Entstehung von Zwerggalaxien. Eine davon ist, dass sie als Überreste der ersten Generation von Galaxien überlebt haben, die sich im Universum bildeten.[298] Eine andere Theorie schlägt vor, dass einige Zwerggalaxien durch Interaktionen und Kollisionen von größeren Galaxien entstanden sein könnten. Solche Ereignisse können Gas und Sterne aus den beteiligten Galaxien herausreißen und in kleinere, selbst gravitierende Systeme hineintreiben, die zu neuen Zwerggalaxien werden.[299]

Die bekanntesten Beispiele für Zwerggalaxien sind diejenigen, die Mitglieder unserer Lokalen Gruppe sind und die Milchstraße umkreisen. Dazu gehören die ca. 163.000 Lichtjahre entfernte Große Magellansche Wolke und die etwa 200.000 Lichtjahre entfernte Kleine Magellansche Wolke, die die hellsten und sogar mit bloßem Auge sichtbaren Zwerggalaxien sind. Weitere bekannte Zwerggalaxien nahe der Milchstraße sind die nur 280.000 Lichtjahren entfernte Draco-Zwerggalaxie und am Südhimmel die rund 330.000 Lichtjahren von uns entfernte Carina-Zwerggalaxie im Sternbild Kiel des Schiffs.[295] Mit einem geschätzten Alter von 7 Milliarden Jahren dürfte sie sich erst viele Milliarden Jahre später gebildet haben als die anderen bekannten Satellitengalaxien unserer Milchstraße, die mit 13,6 Milliarden Jahren fast so alt wie das ganze Universum ist.

Pekuliäre Galaxien

NGC 4676 („die Mäuse“): IC 820 (links) und IC 819 sind im Begriff miteinander zu verschmelzen und bilden Gezeitenarme.
Hoags Objekt, eine Ringgalaxie im Sternbild Schlange.
Die Wagenradgalaxie, eine typische Polarring-Galaxie.
Die aktive Galaxie NGC 7742 hat einen sehr hellen Kern.
M 82, auch als „Zigarrengalaxie“ bekannt, ist eine Starburstgalaxie.

Pekuliäre Galaxien sind eine Klasse von Galaxien, die durch ungewöhnliche Formen und Strukturen gekennzeichnet sind, die sich von den typischen Eigenschaften von Spiral-, Elliptischen-, und Irregulären Galaxien unterscheiden. Der Begriff "Pekuliäre Galaxie" ist eher deskriptiv und nicht strikt formalisiert, da er eine breite Palette von Galaxientypen abdeckt. Zwischen fünf und zehn Prozent der bekannten Galaxien werden als pekuliär eingestuft[300], weil sie nicht in die traditionellen Klassen der Hubble-Sequenz passen.

Die Erforschung pekuliärer Galaxien begann mit dem Astronomen Halton Arp (1927-2013) in den 1960er Jahren. Arp führte eine systematische Untersuchung von Fotografien des Palomar Observatory Sky Survey durch und stellte einen Katalog von 338 "Pekuliären Galaxien" zusammen, den berühmten Atlas of Peculiar Galaxies.[301] Die darin verzeichneten Galaxien weisen ungewöhnliche Merkmale auf, wie Jets, Gezeitenarme, Ringe und andere unregelmäßige Strukturen, die vermutlich auf gravitative Wechselwirkungen mit anderen Galaxien zurückzuführen sind. Astronomen haben dabei zwei Arten von pekuliären Galaxien identifiziert: wechselwirkende Galaxien und aktive galaktische Kerne (AGN).[302]

Wechselwirkende Galaxien

Wechselwirkende Galaxien sind Begegnungen zweier oder mehrerer Galaxien. Da man je nach Stadium der Wechselwirkung unterschiedliche Kerne und auch Gezeitenarme beobachten kann, können auch diese Systeme nicht in das Klassifikationsschema von Hubble eingeteilt werden.

  • Gezeitenarm-Galaxien (englisch Tidal Dwarf Galaxies, kurz TDG) sind Galaxien, die bei der Wechselwirkung zweier gasreicher Galaxien in langen Gezeitenarmen aus Gas und Staub entstehen.
  • Ringgalaxien sind eine besondere Art von Galaxien, die durch ihre einzigartige ringförmige Struktur auffallen. Sie bestehen aus einem hellen äußeren Ring aus Sternen und interstellarem Medium, der einen weniger dichten, oft fast leeren zentralen Bereich umgibt. Diese ungewöhnliche Struktur ist in der Regel das Ergebnis dramatischer galaktischer Kollisionen und Interaktionen.[303] Die gängigste Theorie zur Entstehung von Ringgalaxien, bekannt als "Kollisionshypothese", besagt, dass sie sich bilden, wenn eine kleinere Galaxie, wie z.B. eine Zwerggalaxie, durch das Zentrum einer größeren Scheibengalaxie hindurchgeht. Diese Kollision verursacht eine Welle von hoher Dichte, die sich von der Mitte der größeren Galaxie ausbreitet und zu einer Periode intensiver Sternbildung führt. Dieser Prozess ist auch als "Starburst" bekannt und führt zur Bildung des hellen äußeren Ringes.[304] Es gibt verschiedene Arten von Ringgalaxien, darunter Resonanzringgalaxien, Polarring-Galaxien und kollidierende Ringgalaxien. Resonanzringgalaxien, wie z.B. die Lindblad-Resonanz-Ring-Galaxie M 94, sind das Ergebnis von Schwingungen innerhalb der galaktischen Scheibe selbst.[305] Ein bemerkenswertes Beispiel für eine Ringgalaxie ist Hoags Objekt, das etwa 600 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Schlange liegt. Polar-Ring-Galaxien, wie z.B. NGC 4650A, sind Galaxien, die einen äußeren Ring von Gas und Sternen besitzen, der senkrecht zur Hauptgalaxie orientiert ist.[306]
  • Polarring-Galaxien sind ein spezieller Typ von Ringgalaxien, die als recht seltenes Ergebnisse der Verschmelzung zweier Galaxien entstehen. Durch gravitative Wechselwirkung kamen sich hierbei zwei Galaxien so nahe, dass oftmals der masseärmere Wechselwirkungspartner zerrissen wurde und dessen Sterne, Gas und Staub im Schwerefeld der anderen Galaxie eingefangen werden. Dabei ergibt sich, abhängig von der Orientierung des Zusammenstoßes, mitunter auch ein Ring aus Sternen, der wie ein zusätzlicher Spiralarm eine Galaxie umgibt. Da dieser Ring meistens senkrecht zur Galaxienhauptebene ausgerichtet ist, spricht man von Polarring-Galaxien (Beispiel: Wagenradgalaxie). Es gibt Anzeichen dafür, dass unsere Galaxis ebenfalls einen solchen Polarring besitzt.
Aktive galaktische Kerne

Aktive galaktische Kerne (englisch Active Galactic Nucleus, kurz AGN) sind die extrem leuchtenden Regionen im Zentrum einiger Galaxien, die eine übermäßige Menge an Strahlung über das gesamte elektromagnetische Spektrum abgeben - von Radiowellen bis zu Röntgen- und Gammastrahlen. Sie gelten als einige der energiereichsten und hellsten Objekte im Universum. Diese hohe Leuchtkraft deutet sehr wahrscheinlich auf ein aktives massereiches Schwarzes Loch im Zentrum der Galaxie hin. Zu dieser Gruppe zählen:

  • Radiogalaxien strahlen sehr viel Synchrotronstrahlung im Bereich der Radiowellen ab und werden daher auch mit Hilfe der Radioastronomie untersucht. Oft beobachtet man bei den Radiogalaxien bis zu zwei Materieströme, so genannte Jets. Beispiele für starke Radiogalaxien sind: Centaurus A, Perseus A, Cygnus A und M 87 im Sternbild Jungfrau.
  • Seyfertgalaxien haben einen sehr hellen, punktförmigen Kern und zeigen im Bereich des visuellen Spektrums prominente Emissionslinien. Etwa ein Prozent der Hauptgalaxien gehören zu dieser Kategorie.
  • BL Lacertae-Objekte sind aktive Galaxien, deren Spektrum keine Absorptions- und Emissionslinien aufweist. Obwohl sie teilweise sehr hell sind, kann ihre Rotverschiebung daher schlecht bestimmt werden. Ihre Helligkeit ist stark variabel. BL-Lac-Objekte gehören neben den Quasaren zu den leuchtstärksten bekannten Objekten.
  • Quasare sind die Objekte mit der größten absoluten Helligkeit, die beobachtet werden. Aufgrund der großen Entfernung dieser Objekte konnte man ursprünglich nur deren kompakten, punktförmigen Kern beobachten, daher der Name Quasar (von englisch: Quasi Stellar Object).

Weitere besondere Arten von Galaxien

  • LINER-Galaxien (von englisch: low-ionization nuclear emission-line region „Region mit Emissionslinien geringen Ionisationsgrades“) weisen überwiegend Emissionslinien von neutralen bzw. schwach ionisierten Atomen auf, wie O, O+, N+ und S+. Das deutet darauf hin, dass die ionisierende Strahlungsquelle eine geringere Energie aufweist als in Quasaren und Seyfert-Galaxien. Der Begriff wurde 1980 von Timothy Heckman geprägt. LINERs machen einen großen Anteil aller nahegelegenen Galaxien aus und sind häufig in großen elliptischen Galaxien zu finden. Ein typisches Beispiel ist die Sombrerogalaxie (M 104). Die Natur der Energiequelle, die diese LINER-Eigenschaften verursacht, ist noch nicht vollständig geklärt. Es wird angenommen, dass sie entweder durch aktive galaktische Kerne (AGN) oder durch Prozesse im Zusammenhang mit der Sternentstehung und Entwicklung erzeugt werden könnten.
  • Starburstgalaxien sind Galaxien mit einer sehr hohen Sternentstehungsrate und der daraus folgenden intensiven Strahlung. Eine gut erforschte Starburstgalaxie ist M 82 im Sternbild Großer Bär, die auch „Zigarrengalaxie“ genannt wird.
  • Ultradiffuse Galaxien sind Galaxien von geringer Leuchtkraft. Zu diesem weit gefassten Typ zählen massereiche Galaxien wie Dragonfly 44 im Coma-Galaxienhaufen, die einen extrem hohen Anteil an Dunkler Materie aufweist. Ihre Masse liegt nahe an derjenigen unserer Milchstraße, ihre Lichtemission ist aber um den Faktor 100 niedriger. Daneben gibt es ultradiffuse Galaxien, denen es an Dunkler Materie fast völlig zu mangeln scheint. Ein Beispiel hierfür ist die fast durchsichtige Galaxie NGC 1052-DF2. Deren Ausdehnung ist mit der unserer Milchstraße vergleichbar, sie besitzt aber rund 200 Mal weniger Sterne als diese.[307][308]
Die Milchstraße vom irdischen Himmel aus gesehen. Fotos von der gesamten Himmelskugel wurden zusammengefügt und in ein Panoramabild umgewandelt. Die ersten Fotos wurden größtenteils von den ESO Observatorien La Silla und Paranal in Chile aufgenommen. Das endgültige Panoramabild kondensiert 120 Stunden Beobachtungen, die sich über mehrere Wochen erstreckten.[309]

Sternhaufen: Schmuckstücke des Kosmos

Sternhaufen sind faszinierende, oft prächtig erscheinende kosmische Gebilde, die wertvolle Einblicke in die Entstehung, Entwicklung und das Schicksal von Sternen ermöglichen. Es gibt verschiedene Arten von Sternhaufen, von denen die bekanntesten offene Sternhaufen und Kugelsternhaufen sind. Daneben gibt es auch andere Arten von Sterngruppierungen wie Sternassoziationen, Bewegungshaufen und Sternströme.

Offene Sternhaufen - Fenster zur Sternentstehung und -entwicklung

NGC 604 im Dreiecksnebel ist ein sehr schwerer offener Sternhaufen. Er ist umgeben von einem H-II-Gebiet, in dem neue Sterne entstehen können.

Offene Sternhaufen sind Ansammlungen von Sternen, die sich in der Scheibe unserer Milchstraße sowie in anderen Galaxien befinden. Sie bestehen in der Regel aus einigen Dutzend bis einigen Tausend Mitgliedern bestehen und erstrecken sich über ein Gebiet mit einen Durchmesser von etwa 1 bis 30 Lichtjahren. Trotz ihrer vergleichsweise kurzen Lebensdauer bieten sie wichtige Einblicke in die Prozesse der Sternentstehung und -entwicklung, da ihre Mitgliedersterne aus der gleichen molekularen Gaswolke entstanden sind und ein ähnliches Alter haben.

Der Orionnebel (M 42), ist eine bekannte H-II-Region und ein offener Sternhaufen im Sternbild Orion. Er ist etwa 1.344 Lichtjahre von der Erde entfernt und enthält einige der jüngsten und massereichsten Sterne in unserer Galaxie.[310] Der Orionnebel ist ein aktives Sternentstehungsgebiet und eröffnet einen Einblick in die Prozesse der Sternbildung und -entwicklung.[311]

Die schon seit alten Zeiten bekannten Plejaden (M 45), auch die Sieben Schwestern genannt, sind ein offener Sternhaufen im Sternbild Stier. Sie sind etwa 444 Lichtjahre von der Erde entfernt und enthalten mehrere hundert Sterne, von denen die hellsten leicht mit bloßem Auge sichtbar sind.[312] Die Plejaden sind ein junger Sternhaufen mit einem geschätzten Alter von etwa 100 Millionen Jahren und bieten Astronomen wertvolle Informationen über die Dynamik und Entwicklung von offenen Sternhaufen.[313]

Die Hyaden (von griech. hyein, „regnen lassen”), auch Regengestirn, Taurus-Strom oder die Schweinchen (lat. Suculae) genannt, sind der uns am nächsten gelegene offene Sternhaufen und sind in Mitteleuropa von September bis April am nördlichen Sternhimmel sichtbar. Sie befinden sich ebenfalls im Sternbild Stier, etwa 153 Lichtjahre von der Erde entfernt.[314] Sie sind die zentrale Gruppe von Sternen, die das "V" des Stiers bilden und direkt am Hauptstern des Stiers, des roten Riesen Aldebaran, leicht zu finden. Aldebaran gehört allerdings nicht zu den Hyaden, sondern steht von uns aus gesehen weit vor diesen. Die Hyaden bestehen aus etwa 200-300 Mitgliedssternen, von denen die hellsten leicht mit bloßem Auge sichtbar sind.[315] Die Hyaden haben ein geschätztes Alter von etwa 625 Millionen Jahren und sind ein wichtiges Labor für das Studium der Dynamik und Entwicklung von offenen Sternhaufen.[316]

Offene Sternhaufen entstehen aus molekularen Gaswolken, die unter dem Einfluss der Schwerkraft kollabieren und sich in dichtere Regionen aufteilen, in denen Sterne entstehen.[317] Die Sterne in diesen Haufen sind oft in verschiedenen Entwicklungsstadien, was darauf hindeutet, dass die Sternentstehung über einen längeren Zeitraum stattfindet. Die jungen Sterne innerhalb des Sternhaufens interagieren gravitativ miteinander und können im Laufe der Zeit aufgrund interner und externer Faktoren wie Gezeitenkräften und Störungen durch benachbarte Massenansammlungen auseinandergetrieben werden. Schließlich lösen sich die meisten offenen Sternhaufen auf und ihre Mitgliedersterne verteilen sich in der Galaxie.[318]

Offene Sternhaufen haben einige bemerkenswerte Eigenschaften, die sie von anderen Sternsystemen unterscheiden. Sie sind im Allgemeinen jünger als Kugelsternhaufen, mit einem Alter von weniger als einer Milliarde Jahren[319] und haben eine höhere Metallizität als Kugelsternhaufen, was darauf hindeutet, dass sie aus interstellarem Material mit einem höheren Anteil an schweren Elementen gebildet wurden.[320] Im Gegensatz zu den kugelförmigen Kugelsternhaufen sind sie oft unregelmäßig geformt. Ihre Form kann durch Wechselwirkungen mit der interstellaren Materie und den gravitativen Einflüssen innerhalb der Galaxie beeinflusst werden.[321]

Da die Sterne in einem offenen Sternhaufen zur gleichen Zeit und aus dem gleichen Material entstanden sind, stellen sie ausgezeichnete Labore für das Studium der Sternentwicklung dar. Unterschiede in der Helligkeit und Farbe der Sterne können direkt auf Unterschiede in der Masse zurückgeführt werden, was es Astronomen ermöglicht, detaillierte Modelle der Sternentwicklung zu erstellen.[322] Die Verteilung und Bewegung von offenen Sternhaufen innerhalb einer Galaxie können dazu beitragen, die Struktur und Dynamik der Galaxie zu verstehen.[323]

Kugelsternhaufen - Geheimnisvolle Kostbarkeiten des Universums

M13 im Sternbild Herkules ist der hellste Kugelsternhaufen des Nordhimmels, leicht auffindbar und in klaren, dunklen Nächten schon mit bloßem Auge zu sehen.
Der Kugelsternhaufen M 3 im nördlichen Sternbild Jagdhunde.

Kugelsternhaufen sind dichte Ansammlungen von Sternen, die sich in einer kugelförmigen Struktur anordnen. Sie enthalten in der Regel zwischen 10.000 und mehreren Millionen Sterne und erstrecken sich über einen Durchmesser von etwa 10 bis 300 Lichtjahren.[324] Sie zählen zu den ältesten bekannten Strukturen im Universum. Schätzungen, deuten darauf hin, dass sie zwischen 10 und 13 Milliarden Jahre alt sind.[325]

Der Herkules-Kugelsternhaufen (M 13), ist einer der bekanntesten und am besten sichtbaren Kugelsternhaufen am Nachthimmel. Er befindet sich im Sternbild Herkules und enthält etwa 300.000 Sterne.[326] M13 ist etwa 25.000 Lichtjahre von der Erde entfernt und hat einen Durchmesser von etwa 145 Lichtjahren.[324] Messier 3 (M 3), ist ein Kugelsternhaufen im Sternbild Jagdhunde. Es ist einer der bekanntesten und am besten untersuchten Kugelsternhaufen, sowohl in Bezug auf seine Struktur als auch auf seine stellare Population. M3 ist etwa 34.000 Lichtjahre von der Erde entfernt und hat einen Durchmesser von etwa 180 Lichtjahren. Er enthält mehr als 500.000 Sterne, von denen viele älter als unser Sonnensystem sind.[327] M3 ist bekannt für seine große Anzahl an veränderlichen Sternen, einschließlich RR-Lyrae-Sternen und Cepheiden, die aufgrund ihrer strengen Perioden-Leuchtkraft-Beziehung als Standardkerzen verwendet werden, um Entfernungen innerhalb der Galaxie zu bestimmen.[328]

Die Entstehung von Kugelsternhaufen ist nach wie vor ein Rätsel. Eine der vorherrschenden Theorien besagt, dass sie in den frühen Phasen der Galaxienbildung entstanden sind, als das Universum nur wenige hundert Millionen Jahre alt war.[329] Sie bildeten sich aus Gaswolken, die unter dem Einfluss der Schwerkraft kollabierten und sich verdichteten, um große Ansammlungen von Sternen zu bilden.[330]

Die Sterne sind in Kugelsternhaufen extrem dicht gepackt und in ihrem Zentrum nur wenige Lichtjahre voneinander entfernt.[331] Kugelsternhaufen haben eine geringe Metallizität, was bedeutet, dass sie im Vergleich zu jüngeren Sternen einen niedrigeren Anteil an schweren Elementen wie Eisen enthalten.[332] Da sie sehr alte Sternpopulationen enthalten, können sie dazu verwendet werden, die Entwicklung von Sternen zu studieren und die Lebensdauer verschiedener Sterntypen zu bestimmen.[333]

Einige Studien legen nahe, dass Dunkle Materie eine Rolle bei der Bildung und Stabilität von Kugelsternhaufen spielen könnte.[334] Sie können daher dazu beitragen, das Rätsel der Dunklen Materie zu lösen. Als markante kosmische Leuchtbojen können sie auch helfen, die die Dynamik von Galaxien und die Wechselwirkungen zwischen ihnen aufzeigen.[335]

Sternassoziationen

Sternassoziationen sind lockere Gruppen von Sternen, die gemeinsam entstanden sind und sich mit ähnlichen Geschwindigkeiten durch den Raum bewegen. Sie sind weniger dicht als offene Sternhaufen und bestehen meist aus jungen, massereichen Sternen. Sie enthalten oft heiße, leuchtkräftige Sterne, die das umgebende Gas ionisieren und damit H-II-Regionen erzeugen. Diese Regionen sind leuchtende Wolken, die durch die Anregung von Wasserstoffatomen entstehen. Sternassoziationen bilden sich in großen molekularen Wolken und lösen sich im Laufe der Zeit aufgrund der dynamischen Wechselwirkungen der Sterne und externer Störungen auf.[336] Sie sind wichtig für das Studium der Sternentstehung und -entwicklung, insbesondere massereicher Sterne, die das umgebende interstellare Medium stark beeinflussen.

Bewegungshaufen

Sternströme im Milchstraßensystem, entdeckt im Jahr 2007

Bewegungshaufen entstehen durch die Auflösung von offenen Sternhaufen oder Sternassoziationen. Sie bilden Gruppen von Sternen, die eine gemeinsame Ursprungsgeschichte haben und sich mit ähnlichen Geschwindigkeiten und in ähnlichen Bahnen durch den Raum bewegen. Oft sind sie weniger dicht als offene Sternhaufen und können sich über größere Entfernungen erstrecken. Die Bewegungshaufen können aus verschiedenen Typen von Sternen bestehen, die ähnliche Alters- und Metallizitätsmerkmale aufweisen und sind oft Teil von größeren Strukturen wie Sternströmen.[337]

Sternströme

Sternströme sind ausgedehnte Strukturen von Sternen, die sich weit über den Himmel erstrecken und oft entlang der Bahnen von Galaxien oder in den Außenbereichen von Galaxien liegen. Gekennzeichnet sind sie durch ihre elongierte Form und die Tatsache, dass ihre Sterne ähnliche Geschwindigkeiten und Bahnen aufweisen. Sie können aus verschiedenen Typen von Sternen bestehen, wobei einige eine gemeinsame Ursprungsgeschichte haben.[338]

Sternströme können durch die Gezeitenwechselwirkung zwischen Galaxien, die Verschmelzung von Galaxien oder die Auflösung von Sternhaufen entstehen.[338] Sie liefern dadurch wertvolle Informationen über die Dynamik von Galaxien, die Entstehung und Entwicklung von Sternsystemen und die Verteilung von Dunkler Materie in Galaxien.[339]

Entstehung und Entwicklung von Sternen

Wie fix sind die Fixsterne?

Seit alters her war man davon überzeugt, dass die „himmlische Welt“, der ganze Kosmos und die in ihm beheimateten Sterne ewig und unvergänglich seien und in perfekter Harmonie zueinander stünden, weshalb die Sterne ja auch als Fixsterne bezeichnet wurden. Nur die Erde selbst mit den auf ihr lebenden Wesen galt als Ort der Vergänglichkeit.

Frühe Astronomen wie Ptolemäus (ca. 100 - 170 n. Chr.) beschrieben bereits mit relativ hoher Genauigkeit die scheinbaren Bewegungen der Planeten, Sonne und Mond am Himmel. Das ganze Himmelsgewölbe drehte sich zwar augenscheinlich täglich einmal um die als Mittelpunkt des ganzen Kosmos gedachte Erde herum, jedoch schienen dabei die Sterne selbst in einem ewig unverückbaren Verhältnis zu stehen.[340]

Die Erfahrung hat uns eines Besseren belehrt. Wie schon oben beschrieben, ist das Universum keineswegs statisch, sondern in ständiger (expansiver) Bewegung begriffen, und auch die Sterne selbst bewegen sich relativ zueinander. Ja mehr noch, die Sterne entstehen und vergehen, werden geboren und sterben und sind während ihres langen Lebens in ständiger Entwicklung begriffen.

1718 entdeckte der englische Astronom Edmond Halley (1656-1742), nach dem der berühmte Halleysche Komet benannt ist, die Eigenbewegung von Sternen, indem er die Positionen von Sternen wie Sirius, Arktur und Aldebaran mit den Angaben von früheren Astronomen verglich. Dies war der erste Nachweis, dass sich Sterne durch den Raum bewegen.[341]

Der deutsche Astronom Friedrich Wilhelm Bessel (1784-1846) führte 1838 die erste erfolgreiche Messung der Parallaxe eines Sterns durch, nämlich des Sterns 61 Cygni. Die Parallaxenmessung ermöglichte es nicht nur, die Entfernung von Sternen zu bestimmen, sondern auch ihre Bewegung im Raum besser zu verstehen.

Die Untersuchung von Doppelsternen und die Entwicklung der Spektroskopie ermöglichte es, die orbitalen Bewegungen von Sternen und ihre Radialgeschwindigkeiten zu messen.[342]

Mit der Entwicklung von Radioteleskopen und der Entdeckung der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung im 20. Jahrhundert begannen Astronomen, die Bewegung von Sternen im Kontext unserer Milchstraße und letztlich des gesamten beobachtbaren Universums zu untersuchen.[343] Die Erforschung der Bewegung von Sternen hat sich seitdem rasch weiterentwickelt, wobei moderne Teleskope und Satelliten wie das Hubble-Weltraumteleskop[344] und die Gaia-Mission der Europäischen Weltraumorganisation (ESA)[345] dabei helfen, immer genauere Messungen der Positionen und Bewegungen von Sternen in unserer Galaxie und anderen Galaxien durchzuführen. Die Entdeckung von Exoplaneten um ferne Sterne wurde durch die Messung der Sternbewegungen möglich, insbesondere durch die Radialgeschwindigkeitsmethode und die Transitmethode. Das Kepler-Weltraumteleskop spielte eine wichtige Rolle bei der Entdeckung Tausender Exoplaneten.

Wie sich die Sterne bewegen

Die Eigenbewegung μ der Sterne im Verhältnis zur Tangential- und Radialgeschwindigkeit aus heliozentrischer Sicht.
Animation der Bewegung von Barnards Pfeilstern. Die Einzelbilder wurden 2001, 2004, 2007 und 2010 aufgenommen.

Die Sterne bewegen sich auf vielfältige Weise im Raum. Die wichtigsten Bewegungsarten sind:

  • Eigenbewegung (eng. proper motion): Die scheinbare jährliche Verschiebung eines Sterns aufgrund seiner tatsächlichen Bewegung durch den Raum. Ein Beispiel ist Barnards Pfeilstern im Sternbild Schlangenträger, der die größte bekannte Eigenbewegung eines Sterns von rund 10,4 Bogen­sekunden pro Jahr bzw. eine Geschwindigkeit von etwa 140 km/s relativ zur Sonne aufweist. Seine rasche Bewegung wurde 1916 von dem US-amerikanischen Astronomen Edward Barnard (1857-1923) entdeckt, der einer der Pioniere der Astrofotografie war.[346] Bis dahin galt Kapteyns Stern, der 1897 vom niederländischen Astronomen Jacobus C. Kapteyn (1851-1922) fotometrisch entdeckt worden war, als der sich am schnellsten bewegende Stern. Mit einer Entfernung von knapp 6 Lichtjahren ist Barnards Pfeilstern nach Proxima Centauri (Entfernung ca. 4,247 Lichtjahre) der zweitnächste Nachbarstern unserer Sonne. Bis zum Jahr 11.800 n. Chr. wird er sich der Sonne bis auf 3,8 Lichtjahre angenähert haben.[347][348] Als Roter Zwerg der Spektralklasse M4 hat Barnards Stern aufgrund seiner geringen Masse und langsamen Kernfusion eine sehr lange Lebensdauer. Sein Alter wird auf rund 7–12 Milliarden Jahre geschätzt, womit er fast oder sogar mehr als doppelt so alt wie unsere Sonne ist.[349]
  • Radialgeschwindigkeit: Die Geschwindigkeit, mit der sich ein Stern entlang der Sichtlinie des Beobachters bewegt, gemessen durch die Rot- oder Blauverschiebung des Sterns.[350]
  • Rotationsbewegung: Die Bewegung eines Sterns um seine eigene Achse. Die Rotationsperiode kann bei jungen Sternen wenige Stunden betragen, während sie bei älteren Sternen in die Tage oder sogar Monate gehen kann.[351]
  • Orbitale Bewegung: Die Bewegung von Sternen innerhalb eines Doppel- oder Mehrfachsternsystems, bei denen die Sterne umeinander kreisen.[352]
  • Galaktische Rotation: Die Bewegung von Sternen innerhalb einer Galaxie aufgrund der Gravitation. In der Milchstraße bewegen sich Sterne in unterschiedlichen Geschwindigkeiten und Bahnen um das galaktische Zentrum. Die beobachtete Umlaufgeschwindigkeit von Sternen ist in den Außenbereichen von Galaxien höher, als auf Basis der sichtbaren Materie zu erwarten ist, was zur Hypothese der unsichtbaren Dunklen Materie geführt hat.

Weißt du, wie viel Sternlein stehen?

Diese Frage, die das bekannte Volkslied aufwirft, ist nicht leicht zu beantworten. Die Schätzung der Anzahl von Sternen im gesamten Universum ist eine schwierige Aufgabe, die auf der Extrapolation von Beobachtungen basiert. Die aktuelle Schätzung basiert auf der Annahme, dass es etwa 2 Billionen (2·1012) Galaxien im beobachtbaren Universum gibt. Diese Schätzung stammt aus einer Studie, die 2016 von Christopher J. Conselice und Kollegen durchgeführt wurde.[353]

Die Anzahl der Sterne innerhalb einer Galaxie variiert erheblich. Unsere eigene Galaxie, die Milchstraße, enthält etwa 100 bis 400 Milliarden Sterne. Wenn man konservativ schätzt und annimmt, dass jede Galaxie im Durchschnitt 100 Milliarden (1011) Sterne enthält, ergibt sich eine Gesamtschätzung von ungefähr 2·1023 (= 200 Trilliarden) Sternen im beobachtbaren Universum. Die Autoren der genannten Studie sehen durch ihre Ergebnisse auch das schon erwähnte Olberssche Paradoxon als gelöst an, d.h. die Frage, warum der Himmel in der Nacht dunkel ist.

Eine frühere Studie von Simon Driver et al (2003) von der Australian National University, basierend auf dem Millennium Galaxy Catalogue[354], kam zu einer Schätzung von etwa 70 Trilliarden Sterne.[355] Eine Studie von Pieter van Dokkum und Charlie Conroy aus dem Jahr 2010, basierend auf ihren Untersuchungen von elliptischen Galaxien, kommt auf ca. 3·1023 (= 300 Trilliarden) Sterne.[356]

Die Schätzungen liegen also breit gestreut, lassen aber jedenfalls ahnen, wie reichhaltig und vielfältig unser Universum ist. Wichtig zu beachten ist, dass diese Schätzungen nur für das von uns beobachtbare Universum gelten, da das gesamte Universum möglicherweise unendlich groß ist und jedenfalls weit über das hinausgeht, was wir aufgrund der endlichen Lichtgeschwindigkeit jemals beobachten können.

Wie weit sind die Sterne entfernt?

Die Messung der Entfernung der Sterne und anderer Himmelskörper hat im Laufe der Geschichte eine entscheidende Rolle für das Verständnis des Universums gespielt.

Die Sonne: Der Stern, der uns am nächsten steht

Die durch den Sonnenwind gebildete Heliosphäre der Sonne mit den Bahnen der Planeten und des Pluto, begrenzt durch die Helio­pause und umgeben vom inter­stellaren Medium.
Die Sonne
Die Sonne mit Sonnenflecken. Die zwei kleinen Sonnenflecken in der Mitte haben ungefähr den gleichen Durchmesser wie unser Erde.
Seitenansicht der Sonne mit idealisiertem Dipolfeld zu einem Sonnenfleckenminimum: die Feldlinien des Sonnenmagnetfelds (blau) und die Sonnenwindströmung (rot). In gelb gestrichelt die heliosphärische Stromschicht.
Die heliosphärische Stromschicht in Gestalt einer Parker-Spirale.
Polarlicht über der Kirche in Vík í Mýrdal in Island.
Mehrfarbiges Polarlicht
Eintritt von Magnetosphären­plasma­partikeln über die polaren Trichter
Polarlichter auf dem Saturn (UV-Licht)
Schnittdiagramm der Sonne:
1. Kern
2. Strahlungszone
3. Konvektionszone
4. Photosphäre
5. Chromosphäre
6. Korona
7. Sonnenfleck
8. Granulation
9. Protuberanz
Detailaufnahme eines Sonnenflecks und der ihn umgebenden Sonnenoberfläche. Das dichte Muster von Zellen (die nichts mit dem Sonnenfleck zu tun haben) ist die Granulation; die einzelnen Zellen heißen Granule.
Die Sonnenkorona und die rosafarbene Chromosphäre bei der totalen Sonnenfinsternis vom 11. August 1999.

Die Sonne ist das Zentrum unseres Sonnensystems und die Quelle von Licht und Wärme, die das Leben auf der Erde ermöglicht. Aus astrophysikalischer Sicht ist sie ein gigantischer Ball aus Plasma, das hauptsächlich aus ionisiertem Wasserstoff und Helium besteht. Die Sonne hat ein komplexes Magnetfeld, das durch die Konvektionsströmungen im Plasma und den sogenannten Sonnendynamo erzeugt wird.[357] Das Magnetfeld ist für die Entstehung von Sonnenflecken, solaren Flares und koronalen Massenauswürfen verantwortlich, die alle einen bedeutenden Einfluss auf das Weltraumwetter und die Aktivität in der Erdatmosphäre haben können.[358]

Die Sonne hat eine Masse von etwa 1,989 · 1030 Kilogramm und einen Durchmesser von rund 1,391 Millionen Kilometern.[359] Damit ist sie etwa 109-mal größer als die Erde und macht etwa 99,86% der Gesamtmasse unseres Sonnensystems aus.[360] Sie rotiert um ihre eigene Achse, wobei die Rotationsperiode an ihrem Äquator etwa 24,5 Tage beträgt, während sie an den Polen etwa 35 Tage dauert. Diese Differenz in der Rotationsperiode wird als differentielle Rotation bezeichnet und ist auf die Tatsache zurückzuführen, dass die Sonne kein fester Körper ist, sondern ein riesiger Ball aus Plasma.

Das Magnetfeld der Sonne und die Heliosphäre

Das Magnetfeld der Sonne entsteht durch den sogenannten solaren Dynamo, der das Ergebnis der Konvektion des Plasmas und der Rotation der Sonne ist. Der solare Dynamo entsteht durch die komplexen magnetohydrodynamischen (MHD) Prozesse, die im Inneren der Sonne wirken und durch die Bewegung der elektrisch geladenen Teilchen im Plasma magnetischen Felder erzeugen.[361] Die Sonne besteht hauptsächlich aus strömenden ionisiertem Gas (Plasma), das elektrische Ströme erzeugt. Diese gewaltigen Ströme erzeugen ihrerseits, ähnlich wie bei einem Elektromagneten, starke magnetische Felder. Im Wesentlichen wird die dabei Energie der Plasmaströmung in magnetische Energie umgewandelt. Diese Theorie wurde erstmals von Eugene N. Parker in den 1950er Jahren vorgeschlagen und hat seitdem viele Erweiterungen und Verbesserungen erfahren.[362]

Das solare Magnetfeld ist nicht gleichmäßig verteilt, sondern bildet verschiedene Strukturen wie Sonnenflecken, aktive Regionen, und koronale Massenauswürfe (CMEs). Sonnenflecken sind dunkle Bereiche auf der Sonnenoberfläche, in denen starke Magnetfelder herrschen.[363] Aktive Regionen sind Bereiche mit intensiven Magnetfeldern, die solare Aktivitäten wie Flares und CMEs verursachen können.[364]

Die Sonne durchläuft einen etwa 11-jährigen Zyklus, in dem sich das Magnetfeld umkehrt. Das bedeutet, dass sich die Polarität der magnetischen Felder im Laufe dieses Zyklus ändert. Der Aktivitätszyklus ist gekennzeichnet durch das Auftreten von Sonnenflecken, die in Häufigkeit und Position auf der Sonnenoberfläche variieren.[365]

Das Magnetfeld der Sonne erstreckt sich weit über ihre sichtbare Oberfläche hinaus. Es beeinflusst den gesamten Heliosphärenbereich, der das gesamte Sonnensystem umfasst. Der Sonnenwind, ein kontinuierlicher Strom von Plasma, der von der Sonne ausgestoßen wird, trägt das Magnetfeld in den interplanetaren Raum und erzeugt das interplanetare Magnetfeld (IMF).[366] Das interplanetare Magnetfeld weist eine komplexe Struktur auf, die sich ständig ändert. Dies führt zu Phänomenen wie der magnetischen Rekonnexion, bei der gegenüberliegende Magnetfeldlinien brechen und eine neue Verbindung eingehen. Dieser Prozess kann zu plötzlichen Freisetzungen von Energie führen und das Weltraumwetter beeinflussen.[367]

Die Heliosphäre ist eine schützende Blase, die von der Wechselwirkung des solaren Magnetfelds und des Sonnenwinds mit dem interstellaren Medium (ISM) geformt wird. Die Heliosphäre erstreckt sich bis zur sogenannten Heliopause. Die Heliopause ist die Grenze, an der der Druck des Sonnenwinds und des interstellaren Mediums im Gleichgewicht steht.[368] Die Entfernung von der Sonne zur Heliopause wird auf etwa 120 Astronomische Einheiten (AE) geschätzt, wobei 1 AE der mittleren Entfernung zwischen Erde und Sonne entspricht (ca. 150 Millionen Kilometer).

Die heliosphärische Stromschicht (HCS) ist eine dünne, gewundene Schicht, die sich im interplanetaren Raum ausbreitet und die Sonnenwindsektoren trennt, in denen das solare Magnetfeld nach außen oder nach innen gerichtet ist. Innerhalb der HCS fließt ein kleiner elektrischer Strom. Die HCS ist von besonderer Bedeutung, da sie das interplanetare Magnetfeld (IMF) und das Weltraumwetter beeinflusst.

Die HCS entsteht durch das solare Magnetfeld, das von der rotierenden Sonne weggeführt wird. Da die Sonne eine differentielle Rotation aufweist, führt dies zu einer Verwirbelung des Magnetfelds, die als Parker-Spirale bekannt ist und in idealisierter Form einer archimedischen Spirale gleicht.[369] Die HCS ist der Bereich, in dem sich die Polarität des Magnetfelds ändert, wobei die Feldlinien in einem bestimmten Sektor radial nach außen und im benachbarten Sektor radial nach innen gerichtet sind.

Die HCS erstreckt sich weit in den interplanetaren Raum und folgt einer gewundenen Form, die der Parker-Spirale ähnelt. Sie ist in der Regel nahe der Sonnenäquatorebene am stärksten ausgeprägt und wird während des Sonnenzyklus beeinflusst. Während des Sonnenminimums ist die HCS einfacher und regelmäßiger, während sie während des Sonnenmaximums komplexer und unregelmäßiger wird.[370]

Die HCS beeinflusst das Weltraumwetter und die kosmische Strahlung, da sie eine Barriere für energiereiche Teilchen darstellt.[371] Die Interaktion von kosmischen Strahlen mit der HCS kann zu einer Modulation der kosmischen Strahlungsintensität im Sonnensystem führen.[372]

Das Magnetfeld der Sonne hat weitreichende Auswirkungen auf das Sonnensystem und die Erde. Es beeinflusst das Weltraumwetter, das wiederum Satelliten, Raumfahrzeuge, Kommunikationssysteme und das irdische Stromnetz beeinträchtigen kann.[373] Darüber hinaus ist das Verständnis der Dynamik des solaren Magnetfelds entscheidend für die Erforschung der Sternentwicklung, der Astrophysik und der kosmischen Strahlung.

Das Magnetfeld der Sonne und das interplanetare Magnetfeld (IMF) beeinflussen das Erdmagnetfeld und haben auch Auswirkungen auf das Leben auf der Erde. Es wird durch solare Aktivitäten, wie koronale Massenauswürfe (CMEs) und Sonnenwinde, beeinflusst. Diese Ereignisse können das Erdmagnetfeld komprimieren und verzerren, was zu geomagnetischen Stürmen führt.[374] Geomagnetische Stürme können auch durch magnetische Rekonnexion ausgelöst werden, wenn das interplanetare Magnetfeld eine südliche Komponente hat und auf das Erdmagnetfeld trifft.[367] Geomagnetische Stürme können erhebliche Auswirkungen auf technologische Systeme haben. Sie können Kommunikationssatelliten stören, GPS-Navigationssysteme beeinträchtigen und in extremen Fällen sogar das elektrische Stromnetz beschädigen.[373]

Die Auswirkungen des solaren Magnetfelds und der damit verbundenen Phänomene auf das Leben auf der Erde sind vielfältig. Einerseits schützt das Erdmagnetfeld die Erde vor energiereichen Partikeln, die durch solare Aktivitäten freigesetzt werden, und hält die schädliche kosmische Strahlung in Schach.[375] Andererseits können geomagnetische Stürme und damit verbundene Änderungen der Ionosphäre Auswirkungen auf Zugvögel haben, die sich möglicherweise auf das Erdmagnetfeld zur Navigation verlassen.[376]

Eine der auffälligsten und faszinierendsten Auswirkungen des solaren Magnetfelds auf die Erde sind die in den nördlichen und südlichen Polarregionen gut sichtbaren Polarlichter (Aurora Borealis und Aurora Australis). Sie entstehen, wenn energiereiche Partikel, die von der Sonne stammen, in die Erdatmosphäre eindringen und mit den Gasen der oberen Atmosphäre interagieren, wodurch Licht in verschiedenen Farben und Mustern erzeugt wird.[377] Meist dominiert die grüne Farbe (Wellenlänge 557,7 nm), die durch angeregten Sauerstoff in gut 100 km Höhe entsteht. In der dünneren Atmosphäre in etwa 200 km Höhe emittiert der Sauerstoff auch rotes Licht (630,3 und 636,3 nm). Bei starken magnetischen Störungen leuchtet auch der Stickstoff der Luft in violetten bis blauen Farbtönen (391,4 nm und 427,8 nm) auf.[378]

Auch auf anderen Planeten unseres Sonnensystems, wie beispielsweise auf dem Saturn, können Polarlichter erscheinen, sofern diese Planeten über ein eigenes Magnetfeld und eine Atmosphäre verfügen.

Aufbau der Sonne

Die Sonne gliedert sich in verschiedene Schichten, die jeweils unterschiedliche Eigenschaften und Funktionen aufweisen:[360]

  • Der Kern der Sonne erstreckt sich etwa bis zu einem Viertel des Sonnenradius.[360] Hier finden Kernfusionsreaktionen statt, bei denen Wasserstoffatome zu Heliumatomen verschmelzen - das sogenannte Wasserstoffbrennen. Dieser Prozess setzt enorme Mengen an Energie in Form von Licht und Wärme frei, die als Sonnenstrahlung bezeichnet wird. Die Temperatur und der Druck im Sonnenkern sind extrem hoch. Die Kerntemperatur beträgt etwa 15 Millionen Grad Celsius, und der Druck ist etwa 265 Milliarden Mal größer als der Druck an der Erdoberfläche.[379]
  • Die Strahlungszone erstreckt sich vom Kern bis zu etwa 70% des Sonnenradius. In diesem Bereich wird die Energie, die im Kern erzeugt wird, hauptsächlich durch Strahlungstransport in Form von Photonen weitergeleitet.[360]
  • Die Konvektionszone erstreckt sich vom Strahlungsbereich bis zur sichtbaren Oberfläche der Sonne, der Photosphäre. In dieser Schicht wird die Energie durch Konvektion transportiert, bei der heiße Plasmamassen aufsteigen und kühleres Plasma absinkt.[360]
  • Die Photosphäre ist die sichtbare Oberfläche der Sonne, von der aus das Licht und die Wärme, die im Kern erzeugt werden, in den Weltraum abgestrahlt werden.[360] Die Temperatur der Photosphäre beträgt etwa 5.500 Grad Celsius.[359] Auf der Sonnenoberfläche kann ein Zellmuster beobachtet werden, das als Granulation bezeichnet wird. Diese zellulären Strukturen sind das Ergebnis von Konvektionsströmungen, bei denen heißes Plasma aus dem Inneren der Sonne aufsteigt, Wärme abgibt und wieder abkühlt, bevor es in das Innere zurückkehrt.[380] Die Granulationszellen haben typischerweise einen Durchmesser von etwa 1.000 Kilometern und sind von dunkleren, schmaleren interganularen Linien (eng. Intergranular Lanes) umgeben.[381] Die hellen Zentren der Granulationszellen sind heißer und daher heller, während die dunkleren intergranularen Linien kühleres und abgesunkenes Plasma enthalten. Die Lebensdauer der Granulationszellen beträgt etwa 5 bis 10 Minuten, bevor sie sich auflösen und durch neue Zellen ersetzt werden.[381] Die kontinuierliche Bewegung von aufsteigendem und absinkendem Plasma sorgt für eine ständige Erneuerung der Granulationsmuster auf der Sonnenoberfläche. Die Granulation der Sonnenoberfläche kann mit Teleskopen und speziellen Instrumenten wie Spektrographen beobachtet werden. Die Untersuchung der Granulation ist wichtig, um ein besseres Verständnis der Konvektionsprozesse in der Sonne zu erlangen, die für den Transport von Energie von ihrem Kern zur Oberfläche verantwortlich sind.[380]
  • Die Chromosphäre ist eine dünne Schicht, die sich zwischen der Photosphäre und der Korona der Sonne erstreckt. Sie hat eine Dicke von etwa 2.000 Kilometern und ist für ihre spektakulären Erscheinungen wie Protuberanzen und Spikulen bekannt.[382] Protuberanzen sind große, bogenförmige Strukturen aus Plasma, die aus der Chromosphäre in die Korona hinausragen. Sie können über viele Stunden oder sogar Tage stabil sein, bevor sie sich plötzlich destabilisieren und ins Sonnensystem hinausgeschleudert werden, oft als Teil eines koronalen Massenauswurfs.[383] Die Spikulen, die erstmals 1877 von dem italienischen Jesuiten, Physiker und Astronomen Angelo Secchi (1818-1878) beobachtet wurden, sind kurze, haarähnliche bzw. röhrenartige Strukturen, die aus der Chromosphäre herausragen und sich mit hohen Geschwindigkeiten von bis zu 100 km/s in die Korona erstrecken.[384] Sie haben eine Lebensdauer von wenigen Minuten und entstehen wahrscheinlich durch Magnetfelder und Wellenphänomene.[385] Die Chromosphäre ist aufgrund ihrer geringen Dichte und Helligkeit schwer zu beobachten. Sie ist jedoch während einer totalen Sonnenfinsternis als schmaler, rosafarbener Ring um die verdeckte Sonnenscheibe sichtbar. Spektroskopische Beobachtungen und hochauflösende Teleskope haben es ermöglicht, wichtige Erkenntnisse über die Chromosphäre zu gewinnen, aber viele ihrer Eigenschaften und Phänomene sind noch nicht vollständig verstanden.[382]
  • Die Korona ist die äußerste Schicht der Sonne und besteht aus extrem dünnem, hochenergetischem Plasma. Sie ist vor allem während einer totalen Sonnenfinsternis als leuchtender Lichthof (Halo) um die verdunkelte Sonnenscheibe sichtbar. Die Korona erstreckt sich über Millionen von Kilometern in den Weltraum und geht in den Sonnenwind über, der kontinuierlich ins Sonnensystem strömt. Eine der erstaunlichsten Eigenschaften der Korona ist ihre extrem hohe Temperatur. Obwohl die Temperatur der Photosphäre etwa 5.500 Grad Celsius beträgt, erreicht die Korona Temperaturen von 1 bis 3 Millionen Grad Celsius.[386] Die genaue Ursache für die extrem hohe Temperatur der Korona ist immer noch Gegenstand wissenschaftlicher Untersuchungen, aber es wird vermutet, dass Magnetfelder und Wellen eine wichtige Rolle spielen.[387] Koronale Massenauswürfe (eng. Coronal Mass Ejection, kurz: CME) sind gewaltige Ausstöße von Plasmawolken, die von der Sonne ins Sonnensystem geschleudert werden. Sie entstehen, wenn das Magnetfeld der Sonne instabil wird und sich plötzlich neu organisiert, wodurch große Mengen an Plasma und Energie freigesetzt werden.[388] CMEs können erhebliche Auswirkungen auf das Weltraumwetter und die Erdatmosphäre haben, insbesondere wenn sie mit der Erde interagieren und geomagnetische Stürme auslösen, die zu Polarlichtern, Kommunikationsstörungen und Stromausfällen führen können.[389]
  • Sonnenflecken sind temporäre, dunkle Gebiete auf der Sonnenoberfläche, die durch Magnetfelder verursacht werden, die aus dem Inneren der Sonne aufsteigen und die Konvektion im Plasma unterdrücken. Sonnenflecken sind oft die Quelle von solaren Flares, die plötzliche Freisetzungen von Energie in Form von Licht, Röntgenstrahlen und Partikeln sind.[390] Solare Flares können ebenfalls das Weltraumwetter beeinflussen und sind oft mit koronalen Massenauswürfen verbunden.

Entwicklung der Sonne

Die Sonne ist ein mittelgroßer Stern der Spektralklasse G2V, der vor etwa 4,6 Milliarden Jahren entstanden ist.[359] Sie hat eine vermutliche Lebensdauer von etwa 10 Milliarden Jahren, von der sie bereits knapp die Hälfte hinter sich gebracht hat. Ihre Entwicklung kann in verschiedene Phasen unterteilt werden:

  • Entstehung: Die Sonne entstand durch den Kollaps einer interstellaren Gas- und Staubwolke, die sich unter dem Einfluss der Schwerkraft verdichtete. Dieser Prozess führte zur Bildung eines rotierenden Protosterns, der schließlich genügend Masse und Druck erreichte, um die Kernfusion, das Wasserstoffbrennen, im Inneren zu starten.[391]
  • Hauptreihenphase: Die Sonne befindet sich derzeit in der sogenannten Hauptreihenphase, in der sie ihre Energie hauptsächlich durch die Fusion von Wasserstoff zu Helium im Kern erzeugt. Diese Phase dauert insgesamt etwa 10 Milliarden Jahre, und die Sonne hat bereits etwa die Hälfte dieser Zeit durchlaufen.[359]
  • Roter Riese: In etwa 5 Milliarden Jahren wird die Sonne ihren Wasserstoffvorrat im Kern erschöpft haben und sich in einen Roten Riesenstern verwandeln. Während dieser Phase wird sie ihren Radius dramatisch vergrößern und möglicherweise sogar die inneren Planeten unseres Sonnensystems verschlingen, einschließlich der Erde.[392]
  • Weißer Zwerg und Endstadium: Nach der Roten Riesenphase wird die Sonne ihre äußeren Schichten abstoßen und als Weißer Zwerg zurückbleiben. Ein Weißer Zwerg ist ein extrem dichter und heißer Überrest eines Sterns, der langsam abkühlt und schließlich zu einem Schwarzen Zwerg wird, wenn er nicht mehr in der Lage ist, Licht abzustrahlen.[393]

Das Paradoxon der schwachen jungen Sonne - Eine Analyse des klimatischen Rätsels der Erde

Entwicklung von Leuchtkraft (rot), Radius (blau) und effektiver Temperatur (grün) der Sonne während ihres Daseins als Hauptreihenstern in Einheiten der heutigen Werte. Die Leuchtkraft war vor drei bis vier Milliarden Jahren 20 bis 25 % geringer als jetzt.
Rekonstruktion des mittleren Temperatur- und Niederschlagverlaufs der Erde vom Archaikum bis zur Gegenwart

Das Paradoxon der schwachen jungen Sonne bezieht sich auf eine Diskrepanz zwischen der angenommenen Helligkeit und Temperatur der frühen Sonne und den geologischen Beweisen dafür, dass die Erde dennoch ein warmes und lebensfreundliches Klima aufwies. Diese Theorie wurde 1972 von den Astronomen Carl Sagan und George Mullen vorgeschlagen und seither diskutiert.[394]

Nach unserem Verständnis der Sternentwicklung sollte die Sonne, als sie vor etwa 4,6 Milliarden Jahren entstand, nur etwa 70% so hell und damit weniger heiß gewesen sein als heute. Damit wäre die Erde eigentlich zu kalt für flüssiges Wasser gewesen, was jedoch im Widerspruch zu geologischen Beweisen steht, die zeigen, dass auf der Erde schon vor 3,8 Milliarden Jahren flüssiges Wasser vorhanden war.[395]

Seit der Formulierung des Paradoxons wurden mehrere Hypothesen aufgestellt, um diese Diskrepanz zu erklären. Die Lösungsansätze umfassen verstärkte Treibhausgase in der Atmosphäre, höhere Wolkenbedeckung, geringere Albedo und Veränderungen in der Sonnenaktivität.

  1. Verstärkte Treibhausgase: Eine Hypothese ist, dass die Atmosphäre der frühen Erde wesentlich mehr Treibhausgase wie Kohlendioxid oder Methan enthalten haben könnte, was zu einem stärkeren Treibhauseffekt geführt hätte.[396]
  2. Höhere Wolkenbedeckung: Eine andere Hypothese besagt, dass eine dichtere Wolkenbedeckung in der frühen Erde mehr Sonnenlicht eingefangen und so die Oberflächentemperaturen erhöht hätte.[397]
  3. Geringere Albedo: Es wurde auch vorgeschlagen, dass eine geringere Albedo, also eine geringere Reflexion von Sonnenlicht durch die Erdoberfläche, zu höheren Temperaturen hätte führen können.[398]
  4. Veränderungen in der Sonnenaktivität: Ein anderer Ansatz bezieht sich auf mögliche Veränderungen in der Sonnenaktivität selbst. Die Sonne könnte in ihrer Jugend eine höhere Aktivität aufgewiesen haben, die zu einer größeren Helligkeit führte.[399]

Die meisten dieser Hypothesen haben gewisse Schwierigkeiten, alle Beweise zu erklären, und es ist wahrscheinlich, dass eine Kombination von Faktoren anstatt einer einzigen Lösung das Paradoxon der schwachen jungen Sonne aufklärt. Die Suche nach einer umfassenden Lösung des Paradoxons wird durch die Unsicherheiten in der Rekonstruktion der frühen Erdatmosphäre und die Begrenztheit des fossilen Datensatzes erschwert.

Die anhaltende Forschung zu diesem Thema ist wichtig, um unser Verständnis des Klimasystems der Erde zu vertiefen und um Einsichten in die Möglichkeit von Leben auf anderen Planeten zu gewinnen. Zum Beispiel könnte das Verständnis, wie die Erde trotz einer schwächeren Sonne warm bleiben konnte, helfen, die Bedingungen für Leben auf Exoplaneten zu bewerten, die ihre eigenen Sterne in unterschiedlichen Entfernungen umkreisen.

Die Klangfiguren der Sonne

Ein computergeneriertes Bild des Profils der P-Wellen-artigen akustischen Oszillation der Sonne im Inneren und an der Oberfläche. Mit größerer Tiefe nimmt die Schallgeschwindigkeit und damit auch die Wellenlänge zu.

Die Sonne tönt nach alter Weise“, schrieb bereits Goethe in seinem „Faust“ - und traf damit den Nagel auf den Kopf! Tatsächlich ist die Sonne ein in unzähligen Schwingungsmoden erklingendes Gebilde. Diese Eigenschwingungen entstehen durch Schallwellen, die sich wie Erdbebenwellen in der Sonne ausbreiten und an ihrer Oberfläche ähnlich den Chladnischen Klangfiguren sichtbar werden. Das Schwingungsmuster der Sonne setzt sich aus Millionen einzelner Schwingungsformen zusammen, die gleichzeitig ertönen und einander zu einem höchst komplexen, unregelmäßig erscheinenden Muster überlagern.[400] Die Erforschung dieser Schwingungen ist Aufgabe der Helioseismologie.

Die Wurzeln der Helioseismologie reichen zurück bis in die 1960er Jahre, als der US-amerikanische Physiker Robert B. Leighton (1919-1997) erstmals die Schwingungen auf der Sonnenoberfläche mit Hilfe des Doppler-Effekts an einer festgelegten Stelle der Sonnenscheibe beobachtete und dabei die Grundschwingung der Sonne mit einer Periode von etwa fünf Minuten entdeckte.[401] In den 1970er Jahren wurden die ersten globalen Schwingungsmoden der Sonne identifiziert, was den Weg für detailliertere Untersuchungen der Sonnenstruktur ebnete.[402] Seitdem haben Fortschritte in Beobachtungstechniken und Computermodellen zu einer Fülle von Informationen über die innere Struktur und Dynamik der Sonne geführt.[403]

Die Helioseismologie hat zu einem besseren Verständnis der verschiedenen Schichten der Sonne geführt, einschließlich des Kerns, der Strahlungszone, der Konvektionszone und der Photosphäre.[403] Sie hat auch gezeigt, dass die Sonne in verschiedenen Tiefen und Breitengraden unterschiedliche Rotationsgeschwindigkeiten aufweist, ein Phänomen, das als differentielle Rotation bezeichnet wird.[404] Durch helioseismologische Untersuchungen wurde bestätigt, dass der Großteil der Sonnenenergie im Kern durch Kernfusion erzeugt wird. Diese Erkenntnisse haben unser Verständnis der Energieumwandlungsprozesse in der Sonne verbessert und die Genauigkeit von Modellen zur Berechnung von Kernreaktionen erhöht.[405] Helioseismologische Daten wurden verwendet, um Modelle der Sonnenstruktur und der Neutrino-Produktion zu verfeinern, was schließlich zur Lösung des sogenannten Sonnenneutrino-Problems führte - eine jahrzehntelange Diskrepanz zwischen der gemessenen Anzahl von Neutrinos aus der Sonne und der Anzahl, die von Theorien vorhergesagt wurde.[406] Die Beobachtung der Sonnenschwingungen hat auch unser Verständnis der Magnetfelder in der Sonne und deren Veränderungen im Laufe des 11-jährigen Sonnenzyklus verbessert. Dies ist wichtig für die Vorhersage von Sonnenaktivitäten wie Sonnenflecken, solaren Flares und koronalen Massenauswürfen, die Auswirkungen auf die Erde und unser Weltraumwetter haben können.[407]

Bewegungen der Sonne

Die ungefähre Position der Sonne im Orionarm der Milchstraße und der Verlauf ihres galaktischen Orbits
Der im Sternbild Herkules gelegene Sonnenapex, auf den sich unsere Sonne zubewegt.

Wie alle Sterne bewegt sich auch unsere Sonne beständig durch den Raum und beeinflusst dadurch nicht nur die Bewegungen der Planeten und anderen Himmelskörper unseres Sonnensystems, sondern auch die Dynamik unserer Galaxis. Ähnlich wie bei anderen Sternen lassen sich dabei verschiedene Bewegungsformen unterscheiden, die sich überlagern. Um diese zu erfassen, wird ein lokales Ruhesystem (eng. Local Standard of Rest, kurz LSR) definiert, das seinen Ursprung am gegenwärtigen Ort der Sonne hat, der sich mit der mittleren Geschwindigkeit der Sterne in der Sonnenumgebung auf einer schwach elliptischen, nahezu kreisförmigen Bahn mit einer Exzentrizität ε < 0,1 und einem Radius von etwa 8,34 kpc (≈ 27.188 Lichtjahre) im Uhrzeigersinn (aus galaktisch Nord gesehen) mit einer Geschwindigkeit von etwa 220 km/s um das das galaktische Zentrum bewegt. Es dauert etwa 225 bis 250 Millionen Jahre, um eine vollständige Umlaufbahn um das galaktische Zentrum zu vollenden, ein Zeitraum, der als galaktisches Jahr bezeichnet wird.[408] Zusätzlich zu ihrer Bewegung um das galaktische Zentrum bewegt sich die Sonne auch in einer vertikalen Oszillation relativ zur galaktischen Scheibe. Diese Bewegung hat eine Amplitude von etwa 80 Lichtjahren und eine Periode von etwa 60 bis 90 Millionen Jahren.[409]

Darüber hinaus hat die Sonne noch eine Eigenbewegung, durch die sie sich relativ zum LSR mit einer Geschwindigkeit von knapp 20 km/s in Richtung des Sonnenapex (von lat. apex „Spitze, Kuppe, Helm“; abgekürzt: Ap) bewegt, der im Sternbild Herkules nahe des hellen Sterns Wega im benachbarten Sternbild Leier liegt (siehe Grafik rechts oben).[410] Der Sonnenapex ist der Fluchtpunkt der Bewegung unserer Sonne um das Zentrum der Milchstraße. Mit der Sonne bewegt sich auch das ganze Planetensystem mit. Die Erde und die anderen Planeten durchlaufen daher in Wahrheit keine elliptische Bahnen um eine als feststehend angenommene Sonne, sondern führen, indem sie der Sonnenbewegung folgen bzw. voraus eilen, kompliziertere Schrauben- bzw. Schleifenbewegungen aus. Erste Berechnungen des Apex wurden bereits 1783 von Wilhelm Herschel durchgeführt. Dennoch ist die genaue Bestimmung des Sonnenapex und der Bewegung der Sonne bleibt ein aktives Forschungsgebiet, wobei die Hauptschwierigkeit in der anisotropen Eigenbewegung der benachbarten Bezugssterne liegt.[411][412] Weltraummissionen wie die Gaia-Mission der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) und das Large Synoptic Survey Telescope (LSST) sollen genauere Messungen der Positionen und Bewegungen der Sonne und anderer Sterne ermöglichen und dadurch zu einem noch besseren Verständnis des Sonnenapex und der Dynamik der Milchstraße führen.

Die Geburt eines Sterns: Molekülwolken und Gravitationskollaps

Falschfarbenbild des Orionnebels, zusammengesetzt aus verschiedenen Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops aus den Jahren 2004 und 2005. Links oberhalb der Bildmitte ist der De Mairans Nebel zu sehen. Norden ist oben.
Kräfte bzw. Drücke in einer kosmischen Gaswolke. Das Jeans-Kriterium gibt an, ab welcher Masse der Gravitationsdruck den durch die Teilchenbewegung bedingten Druck überwindet.
Der Carinanebel, aufgenommen im Infrarotlicht mit der HAWK-I-Kamera am Very Large Telescope des European Southern Observatory (ESO).
Der Adlernebel mit den berühmten berühmten "Säulen der Schöpfung" im Zentrum, aufgenommen am ESO.
Die Säulen der Schöpfung im Adlernebel.
Mehrere Millionen junger Sterne wetteifern auf diesem Bild des Hubble-Weltraumteleskops um die Aufmerksamkeit in dieser turbulenten stellaren Brutstätte von 30 Doradus, im Herzen des Tarantelnebels.
Schematische Übersicht der Lebensphasen eines Sternes

Die Entstehung eines Sterns beginnt in einer interstellaren Molekülwolke, die hauptsächlich aus molekularem Wasserstoff (H2) und Helium (He) besteht, aber auch Spuren anderer Elemente enthält. Diese Wolken sind kalt (10 bis 30 Kelvin = -263 °C bis -243 °C) und diffus und haben eine höhere Dichte (≈ 103−105 Moleküle/cm²) als das umliegende interstellare Medium.[413][414] Wenn die Wolke unter dem Einfluss der Schwerkraft kollabiert, verdichtet sie sich um einen Faktor von etwa 1018 bis 1020 und die Temperatur steigt an. Bei ausreichender Verdichtung entsteht so ein prästellarer Kern als besonders dichte Region innerhalb der Molekülwolke, in der die Gravitationskraft die Gas- und Staubteilchen zusammenzieht und die Bildung eines neuen Sterns einleitet.[415] Diese prästellaren Kerne sind die frühesten beobachtbaren Stadien im Prozess der Sternentstehung. Sie entstehen, wenn lokale Instabilitäten in einer Molekülwolke dazu führen, dass sich Materie ansammelt und verdichtet, bis sie schließlich dicht genug ist, um unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammenzufallen.[416]

Der Zeitpunkt der Entstehung eines prästellaren Kerns hängt von verschiedenen Faktoren ab, wie der Dichte und Temperatur der Molekülwolke, den vorhandenen Magnetfeldern und der kinetischen Energie der Teilchen in der Wolke.[417] Die Bildung von prästellaren Kernen kann über Zeiträume von einigen zehntausend bis zu einigen Millionen Jahren stattfinden.

Wenn die Schwerkraft innerhalb des prästellaren Kerns die inneren Druckkräfte überwindet, beginnt die Materie in der Region zusammenzufallen und sich zu verdichten.[418] Durch diesen gravitativen Kollaps erhöht sich die Temperatur und Dichte im Zentrum des Kerns, wodurch sich schließlich ein Protostern bildet.[419] Der Zeitraum, in dem ein prästellarer Kern zu einem Protostern wird, hängt von den Eigenschaften des Kerns, der Größe der Molekülwolke und den Umgebungsbedingungen ab. Im Allgemeinen dauert dieser Prozess jedoch etwa 10.000 bis 100.000 Jahre.[417]

Das Jeans-Kriterium

Das Jeans-Kriterium ist von zentraler Bedeutung für das Verständnis der Sternentstehung, da es die grundlegenden Bedingungen für den Beginn des Kollapses einer Gaswolke und die Entstehung von Protosternen beschreibt.[420] Das Kriterium spielt auch eine wichtige Rolle bei der Untersuchung der Stabilität und Dynamik von Gaswolken und der Entstehung von Sternhaufen.[421] Es wurde nach dem britischen Physiker Sir James Jeans benannt, der es in den frühen 1900er Jahren entwickelte.

Das Jeans-Kriterium gibt die kritische Masse und Größe einer Gaswolke an, bei der der Gravitationsdruck die innere thermische Energie der Wolke überwindet, was zum Kollaps der Wolke und letztendlich zur Bildung von Sternen führt. Die Jeans-Masse und die Jeans-Länge hängen von der Dichte und Temperatur der Gaswolke ab.[422] Wenn eine Wolke eine Masse hat, die größer ist als die Jeans-Masse, wird sie instabil und beginnt zu kollabieren.

H-II-Gebiete

H-II-Gebiete sind wichtige Indikatoren für Sternentstehungsprozesse. Sie sind eng mit den Molekülwolken verbunden, da sie in diesen dichten, kalten Gas- und Staubwolken entstehen.[423] H-II-Gebiete sind interstellare Wolken aus ionisiertem Wasserstoff.[424] Diese Regionen entstehen, wenn heiße, massive Sterne (hauptsächlich Sterne der Spektralklasse O und B) ihre Umgebung mit energiereicher UV-Strahlung durchdringen, die die Elektronen von den Wasserstoffatomen trennt und ionisiertes Gas erzeugt.[425] H-II-Gebiete sind oft leuchtend und farbenfroh, da die angeregten Elektronen bei der Rekombination mit Protonen, den Kernen der Wasserstoffatome, Licht in verschiedenen Wellenlängen abgeben.[426]

H-II-Gebiete sind bevorzugte Beobachtungsobjekte, um Sternentstehungsprozesse zu untersuchen. Ihre räumliche Verteilung und ihre Morphologie können Informationen über die Dynamik der Sternentstehung und die Wechselwirkungen zwischen neu gebildeten Sternen und ihrem umgebenden Gas liefern.[427] Darüber hinaus beeinflussen die massiven Sterne, die H-II-Gebiete erzeugen, die Sternentstehungsaktivität in ihrer Umgebung, indem sie Strahlungsdruck, Sternwinde und sogar Supernova-Explosionen erzeugen, die das interstellare Medium aufheizen und komprimieren und weitere Sternentstehung induzieren oder unterdrücken können.[428]

Einige prominente Beispiele für H-II-Gebiete, die oft in der astronomischen Literatur diskutiert werden, sind:

  • Orionnebel (M42): Der Orionnebel ist eines der bekanntesten und am nächsten gelegenen H-II-Gebiete, das etwa 1.344 Lichtjahre von der Erde entfernt ist.[429] Er befindet sich im Sternbild Orion und ist ein aktives Gebiet der Sternentstehung, das mehrere massereiche Sterne und viele Protosterne enthält.[430]
  • Carinanebel (NGC 3372): Der Carinanebel ist ein großes H-II-Gebiet in der südlichen Hemisphäre, etwa 7.500 Lichtjahre von der Erde entfernt.[431] Er ist bekannt für seine aktive Sternentstehungsaktivität und beherbergt den massereichen Stern Eta Carinae, der eine Leuchtkraft von etwa 4 Millionen Sonnen besitzt.[432]
  • Adlernebel (M16): Der Adlernebel ist ein weiteres prominentes H-II-Gebiet, das etwa 7.000 Lichtjahre von der Erde entfernt ist.[433] Er enthält die berühmten "Säulen der Schöpfung", die durch das Hubble-Weltraumteleskop im Jahr 1995 fotografiert wurden und als ikonische Bilder der Astronomie gelten.[434]
  • Tarantelnebel (30 Doradus, NGC 2070): Der Tarantelnebel, auch bekannt als 30 Doradus, ist ein großes H-II-Gebiet in der Großen Magellanschen Wolke, einer benachbarten Zwerggalaxie der Milchstraße.[435] Frühe Astronomen gaben dem Nebel den Spitznamen, weil seine glühenden Fäden an Spinnenbeine erinnern. 30 Doradus ist die hellste sichtbare Sternentstehungsregion in einer benachbarten Galaxie und beherbergt die massereichsten Sterne, die je gesehen wurden. Der Nebel befindet sich in 170.000 Lichtjahren Entfernung in der Großen Magellanschen Wolke, einer kleinen Satellitengalaxie unserer Milchstraße. Kein bekanntes Sternentstehungsgebiet in unserer Galaxie ist so groß und so ergiebig wie 30 Doradus. Er ist ein aktives Sternentstehungsgebiet und enthält einige der massereichsten Sterne, die bisher entdeckt wurden.[436]

Der Protostern: Die Vorstufe eines Sterns

Ein Protostern ist ein embryonaler Stern, der sich noch in der frühen Phase seiner Entwicklung befindet. Während der Protosternphase setzt sich der gravitative Kollaps fort, und der Protostern wächst durch die Akkretion von Materie aus der umgebenden Molekülwolke.[437] Dieser Akkretionsprozess kann zusätzliche 100.000 bis 1 Million Jahre dauern, bis der Protostern genügend Masse erreicht hat. Während dieser Zeit erhitzt sich der Kern des Protosterns aufgrund der anhaltenden Kontraktion und Verdichtung.[438] Bei Protosternen kann das Deuteriumbrennen, das bereits bei 1 Million Kelvin einsetzt, eine signifikante Energiequelle darstellen.[437] Wenn die Temperatur und der Druck im Kern hoch genug werden, beginnt bei etwa 10 Millionen Kelvin das Wasserstoffbrennen, durch das der Wasserstoff zu Helium zu fusionieren beginnt.[437] Der Protostern entwickelt sich dadurch zu einem Hauptreihenstern.[439]

Hauptreihensterne

Ein Hauptreihenstern ist ein Stern, der genügend Energie durch Wasserstofffusion im Kern erzeugt, um der Schwerkraft entgegenzuwirken.[440] Hauptreihensterne verbringen den größten Teil ihrer Lebenszeit in dieser Phase. Unsere Sonne ist ein typischer Hauptreihenstern und befindet sich in dieser Phase seit etwa 4,6 Milliarden Jahren.[441] Die Lebensdauer eines Hauptreihensterns hängt von seiner Masse ab: Je massereicher ein Stern ist, desto kürzer ist seine Lebensdauer.[442] Der Grund dafür liegt in der höheren Kerntemperatur und dem schnelleren Wasserstoffbrennen bei massereichen Sternen, was zu einer höheren Leuchtkraft und einem schnelleren Verbrauch des Wasserstoffs im Kern führt.[440]

Ein Beispiel für diesen Zusammenhang ist die Sonne, ein mittelgroßer Stern mit einer Masse von etwa 1 Sonnenmasse (M☉). Die Sonne hat eine geschätzte Lebensdauer von etwa 10 Milliarden Jahren auf der Hauptreihe.[441]

Ein massereicher Stern mit einer Masse von etwa 10 M☉ (zehnmal massereicher als die Sonne) hat eine deutlich kürzere Lebensdauer von nur etwa 20 Millionen Jahren.[442] Diese Sterne verbrennen ihren Wasserstoffvorrat viel schneller und entwickeln sich rasch zu Riesensternen, bevor sie als Supernovae explodieren.

Ein massearmer Stern mit einer Masse von etwa 0,1 M☉ (zehnmal weniger massereich als die Sonne) hat hingegen eine extrem lange Lebensdauer von etwa 10 Billionen Jahren.[443] Diese Sterne haben niedrigere Kerntemperaturen und verbrennen Wasserstoff viel langsamer als massereichere Sterne, was zu einer längeren Lebensdauer auf der Hauptreihe führt.

Rote Riesen und Weiße Zwerge: Das Schicksal kleinerer Sterne

Schalenbrennen: Schichten von Fusionsprozessen in einem Stern mit genügend großer Masse; von oben nach unten; weiß: Schicht ohne Fusionsprozesse; grau: Schicht mit Fusionsprozessen; sonstige in dem jeweiligen Prozess erzeugte Elemente in () 1: Wasserstoffbrennen: H → He2: Heliumbrennen: He → C (Be) 3: Kohlenstoffbrennen: C → O (Mg, Na, Ne)4: Neonbrennen: Ne → O (Mg) 5: Sauerstoffbrennen: O → Si (Mg, Ne, P, S)6: Siliciumbrennen: Si → Fe (Co, Ni)

Ein Roter Riese entsteht, wenn ein Stern mit einer Masse ähnlich der Sonne seinen Wasserstoffvorrat verbraucht hat.[444] Dadurch gewinnt zunächst die Gravitation die Oberhand, wodurch der Stern schrumpft, bis Druck, Dichte und Temperatur ausreichen, um außerhalb des Kerns, in dem sich kein Wasserstoff mehr befindet, im sogenannten Schalenbrennen die Fusion von Helium zu schwereren Elementen wie Kohlenstoff und Sauerstoff zu zünden. In der Folge expandiert der Stern zu einem Riesenstern. Schließlich stößt der Rote Riese seine äußeren Schichten ab und hinterlässt einen heißen, dichten Kern, der als Weißer Zwerg bezeichnet wird.[445]

Weiße Zwerge sind extrem dichte, mit 7000 bis 14.000 km Radius der Größe nach erdähnliche, der Masse nach aber sternähnliche Objekte, die langsam ihre verbleibende Wärme abgeben und schließlich, wie hypothetisch angenommen wird, zu "Schwarzen Zwergen" erkalten, die praktisch unsichtbar sind.[446] Dieser Prozess dauert jedoch extrem lange, und es wird angenommen, dass bisher noch kein Schwarzer Zwerg im Universum entstanden ist.

Die Metallizität von Sternen: Einblicke in die chemische Zusammensetzung des Universums

Die Metallizität von Sternen ist ein in der Astronomie verwendeter Begriff, der alle chemischen Elementen in Sternen umfasst, die schwerer sind als Wasserstoff und Helium.

Die Metallizität eines Sterns gibt Aufschluss über dessen Alter, Entstehungsgeschichte und Umgebung. Sterne mit einer geringen Metallizität, also einem geringen Anteil an Elementen jenseits von Wasserstoff und Helium, sind in der Regel älter und stammen aus den frühen Epochen des Universums. Diese sogenannten Population-II-Sterne (siehe unten) entstanden aus den Überresten der ersten Sterngeneration, den hypothetisch angenommenen Population-III-Sternen.[447]

In jüngeren Sternen, wie unserer Sonne, die zur Population-I gehört, sind die Elemente schwerer als Wasserstoff und Helium reichlicher vorhanden.[448] Die Metallizität spielt eine entscheidende Rolle bei der Entstehung von Planeten, da sie die Menge an schweren Elementen in der protoplanetaren Scheibe bestimmt, aus der Planeten entstehen.[449]

Die Metallizität von Sternen kann mithilfe von spektroskopischen Analysen gemessen werden. Dabei wird das Licht eines Sterns in seine einzelnen Wellenlängen zerlegt, um die Absorptions- und Emissionslinien der verschiedenen Elemente zu identifizieren.[450] Eine wichtige Größe bei der Bestimmung der Metallizität ist das Verhältnis von Eisen zu Wasserstoff, das als [Fe/H] ausgedrückt wird. Eisen ist ein leicht nachweisbares Element und dient als Indikator für die allgemeine Metallizität eines Sterns.

Die Metallizität beeinflusst die Entwicklung eines Sterns auf mehreren Ebenen. Zum einen beeinflusst sie die Opazität des Sterns, das heißt, wie leicht oder schwer Licht durch das Sternmaterial hindurchdringt.[451] Eine höhere Metallizität führt zu einer höheren Opazität, was wiederum dazu führt, dass der Stern weniger effizient Energie abstrahlt und somit eine geringere Leuchtkraft aufweist. Zum anderen wirkt sich die Metallizität auf die Kernfusion aus. Sterne mit einer höheren Metallizität haben mehr schwere Elemente im Kern, was den Druck und die Temperatur im Inneren erhöht und somit den Fusionsprozess beschleunigt. Dies führt dazu, dass Sterne mit einer höheren Metallizität in kürzerer Zeit mehr Energie erzeugen und schneller altern.[452][453]

Die Metallizität von Sternen kann auch dazu verwendet werden, um die chemische Entwicklung von Galaxien zu untersuchen. Im Laufe der Zeit nimmt die Metallizität von Sternen in einer Galaxie zu, da schwerere Elemente durch Kernfusion und Supernova-Explosionen erzeugt werden.[454] Die Untersuchung der Metallizität von Sternen in verschiedenen Galaxien kann daher dazu beitragen, unser Verständnis für die Geschichte der Galaxienentwicklung und die Entstehung von chemischen Elementen im Universum zu verbessern.[455]

Die Erforschung der Metallizität von Sternen hat auch Implikationen für die Suche nach Exoplaneten. Untersuchungen haben gezeigt, dass Sterne mit einer höheren Metallizität eine größere Wahrscheinlichkeit haben, Planeten zu besitzen, insbesondere Gasriesen wie Jupiter.[456] Die Metallizität eines Sterns kann somit als Indikator dafür verwendet werden, wie wahrscheinlich es ist, dass in seiner Umgebung Planeten existieren.

Sternpopulationen: Ein Überblick

Als Sternpopulationen oder kurz Populationen werden in der Astronomie Gruppen von Sternen bezeichnet, die ähnliche physikalische Eigenschaften aufweisen, wie z.B. Alter, Metallizität und kinematische Eigenschaften. Die Erforschung von Sternpopulationen ist ein zentrales Thema der Astrophysik, da sie das Verständnis der Entstehung, Entwicklung und Struktur von Galaxien ermöglicht.

Haupttypen von Sternpopulationen

Sternpopulationen werden üblicherweise in zwei Hauptkategorien unterteilt: Population I und Population II. Diese Klassifikation wurde vom deutschen Astronomen Walter Baade begründet und basierte auf seinen Beobachtungen der Andromeda-Galaxie und anderer Galaxien.[457] Darüber hinaus wird heute eine hypothetische Population III von sehr alten Sternen angenommen, die sich aus dem primordialen Gas gebildet haben sollen, das nach dem Urknall entstanden ist.

  • Population I Sterne sind jüngere Sterne, die reich an schweren Elementen sind, also eine hohe Metallizität besitzen. Sie befinden sich hauptsächlich in den Spiralarmen von Spiralgalaxien und in den Scheiben von Balkenspiralgalaxien.[458] Diese Sterne sind typischerweise mit Gas- und Staubwolken verbunden, aus denen sie entstanden sind. Typische Beispiele für Population I Sterne sind unsere Sonne und ihre benachbarten Sterne.
  • Population II Sterne sind im Gegensatz dazu älter und weisen eine geringere Metallizität auf. Sie sind hauptsächlich im galaktischen Halo und in den Kugelsternhaufen zu finden.[459] Da sie aus früheren Generationen von Sternen stammen, sind sie Zeugen der frühen Entwicklung von Galaxien.
  • Population III Sterne sind hypothetische Sterne, die aus der ersten Generation von Sternen im Universum stammen. Sie werden als die ersten Sterne angesehen, die sich aus dem primordialen Gas gebildet haben, das nach dem Urknall entstanden ist. Im Gegensatz zu Population I und Population II Sterne, die Metalle enthalten (Elemente schwerer als Helium), würden Population III Sterne nahezu ausschließlich aus Wasserstoff, Helium und geringen Mengen von Lithium bestehen. Diese Sterne hätten extrem geringe Metallizitäten, da sie noch keine schweren Elemente durch frühere Sternengenerationen erhalten hätten.[460] Population III Sterne sind bisher noch nicht zweifelsfrei direkt beobachtet worden, aber es gibt deutliche Hinweise auf ihre Existenz[461], die auch theoretisch vorhergesagt wurde. Es wird angenommen, dass diese Sterne sehr massereich und leuchtkräftig gewesen wären, mit Massen von einigen hundert Sonnenmassen oder mehr. Aufgrund ihrer hohen Massen hätten sie ihren nuklearen Brennstoff sehr schnell verbraucht und wären in relativ kurzer Zeit, in der Größenordnung von einigen Millionen Jahren, als Supernovae explodiert. Diese Supernova-Explosionen hätten zur Entstehung von schweren Elementen beigetragen, die dann von nachfolgenden Generationen von Sternen aufgenommen wurden, um Population I und Population II Sterne zu bilden.[460][462] Wenn Population III Sterne in der frühen Phase des Universums existiert haben, könnten zukünftige Beobachtungen mit extrem leistungsfähigen Teleskopen, wie dem James Webb Space Telescope, möglicherweise dazu beitragen, ihre Existenz zu bestätigen und ihre Eigenschaften zu untersuchen.

Beobachtung und Analyse von Sternpopulationen

Die Erforschung von Sternpopulationen erfordert eine Kombination von Beobachtungen und theoretischen Modellen.

  • Die Spektroskopie ist ein grundlegendes Werkzeug zur Untersuchung von Sternpopulationen. Durch die Analyse der Spektren von Sternen können Wissenschaftler ihre Metallizität, Temperatur, Leuchtkraft und andere wichtige Eigenschaften bestimmen.[463]
  • Farben-Helligkeits-Diagramme bzw. Hertzsprung-Russell-Diagramme sind eine weitere wichtige Methode zur Untersuchung von Sternpopulationen. Sie zeigen die Beziehung zwischen der Farbe und Helligkeit von Sternen und ermöglichen es, die verschiedenen Entwicklungsstadien von Sternen zu unterscheiden.[464][465]
  • Numerische Modelle sind entscheidend für das Verständnis der Entstehung und Entwicklung von Sternpopulationen. Sie ermöglichen es Astrophysikern, die beobachteten Eigenschaften von Sternen und Galaxien mit theoretischen Vorhersagen zu vergleichen.[466][467] Solche Modelle verwenden komplexe Algorithmen, die die physikalischen Prozesse der Sternentstehung, -entwicklung und -interaktion simulieren. Sie berücksichtigen Faktoren wie die Anfangsmassenfunktion, die Sternentstehungsrate und die chemische Evolution von Galaxien.

Bedeutung der Erforschung von Sternpopulationen

Die Erforschung von Sternpopulationen hat weitreichende Auswirkungen auf unser Verständnis des Universums.

  • Die Untersuchung von Sternpopulationen ermöglicht es, die Entwicklung von Galaxien über die kosmische Zeit hinweg zu verfolgen. Sie liefert Einblicke in die Entstehung und das Wachstum von Galaxien sowie in die Rolle von Dunkler Materie und Dunkler Energie bei der Entwicklung des Universums.[468]
  • Sternpopulationen sind wichtige Bausteine der kosmischen Entfernungsleiter, die dazu dient, Entfernungen im Universum genau zu bestimmen. Insbesondere sind Population II Sterne, wie z.B. Cepheiden und RR-Lyrae-Sterne, wichtige Standardkerzen, die Astronomen verwenden, um Entfernungen zu Galaxien und die Expansion des Universums zu messen.[469][470]
  • Die Erforschung von Sternpopulationen trägt auch zum Verständnis der Entstehung von Elementen im Universum bei. Die verschiedenen Elemente, die in Sternen gefunden werden, sind das Produkt von Kernfusionsreaktionen und Supernova-Explosionen. Durch das Studium von Sternpopulationen können Forscher die Geschichte der chemischen Evolution des Universums rekonstruieren.[471]

Novae: Wenn Sterne plötzlich hell aufleuchten

Eine Nova ist ein astronomisches Phänomen, bei dem ein Stern plötzlich an Helligkeit zunimmt, bevor er langsam wieder zu seiner ursprünglichen Helligkeit zurückkehrt. Der Name leitet sich von dem lateinischen Ausdruck „stella nova“ (neuer Stern) ab, der von Tycho Brahe geprägt wurde. Brahe beobachtete am 11. November 1572 eine ungewöhnlich helle Erscheinung am Nachthimmel. Wie sich später herausstellte, handelte es sich dabei aber nicht um eine Nova, sondern um eine Supernova (→ siehe unten) , die später als Supernova SN 1572 oder Tycho's Supernova bezeichnet wurde. Sie erschien im Sternbild Cassiopeia und war für etwa zwei Wochen sichtbar, auch am Tageshimmel. Sie erreichte eine Helligkeit von etwa -4 mag, was sie vergleichbar mit der Helligkeit des Planeten Venus machte .[472] Vermutlich handelte es sich um eine Typ Ia Supernovae, möglicherweise aber auch um die Kollision von zwei Weißen Zwergen.

Tycho's Supernova war die letzte Supernova, die in unserer Milchstraße mit bloßem Auge sichtbar war und die ausführlich dokumentiert wurde.[473] Tycho Brahe veröffentlichte seine Beobachtungen und Analysen dieser Erscheinung in seinem Werk "De nova stella" (1573), in dem er beschrieb, wie er die Position und Helligkeit des "neuen Sterns" über einen Zeitraum von mehreren Monaten verfolgte. Er bemerkte auch, dass die Supernova im Gegensatz zu den Planeten keine tägliche Parallaxe zeigte, was darauf hindeutete, dass sie weit entfernt und nicht Teil des Sonnensystems war. Dies war ein wichtiger Schritt, um das damalige geozentrische Weltbild in Frage zu stellen.[474] Denn bis dahin war man davon ausgegangen, das sich Veränderung nur auf der Erde ereignen, während im Himmel alles nach ewigen Gesetzen immer gleich abliefe, wie es schon Aristoteles in seiner Schrift „Über den Himmel“ beschrieben hatte.

Geschichte der Entdeckung und Beobachtung von Novae

Die Beobachtung von Novae begannn nicht erst mit Tycho Brahe, sondern reicht weit in die Geschichte der Astronomie zurück. Die chinesischen Astronomen des Altertums beobachteten und dokumentierten bereits 100 v.Chr. "Gaststerne", bei denen es sich um Supernovae oder Novae handelte.[475]

Im 20. Jahrhundert wurden Novae weiter untersucht, und verschiedene Typen von Novae wurden identifiziert. Die Klassifikationen basieren auf den spektralen Eigenschaften und der Geschwindigkeit der Helligkeitsabnahme nach dem Maximum.[476] Mit der Entwicklung von Teleskopen und der Raumfahrt konnten Astronomen die Entstehung, Entwicklung und das Verhalten von Novae immer genauer untersuchen, was zu einem besseren Verständnis ihrer physikalischen Prozesse führte.[477]

Entstehung, Eigenschaften und Klassifikation von Novae

Rein phänomenologisch betrachtet ist eine Nova eine astronomische Erscheinung, bei der ein bereits vorhandener, oft sehr lichtschwacher und freiäugig nicht sichtbarer Stern plötzlich stark an Helligkeit zunimmt, bevor er dann langsam wieder zu seiner ursprünglichen Helligkeit zurückkehrt. Novae entstehen in Doppelsternsystemen, in denen ein Weißer Zwerg in enger Umlaufbahn um einen Begleitstern kreist.[478] Der Weißer Zwerg akkretiert Materie von seinem Begleitstern, meist einem Roten Riesen oder einem Hauptreihenstern, und zieht sie in eine Akkretionsscheibe um sich herum.[479] Wenn genügend Materie auf der Oberfläche des Weißen Zwergs gesammelt wird, kommt es zu einer thermonuklearen Explosion, die Wasserstoff zu Helium fusioniert und eine enorme Menge an Energie in Form von Licht und Strahlung freisetzt.[480] Diese plötzliche Zunahme der Helligkeit ist das charakteristische Merkmal einer Nova.

Die Klassifikation von Novae basiert auf ihren spektralen Eigenschaften und der Geschwindigkeit der Helligkeitsabnahme nach dem Maximum. Die wichtigsten Kategorien von Novae sind:

  1. Schnelle Novae (NA): Diese Novae zeichnen sich durch eine schnelle Abnahme ihrer Helligkeit aus. Die Helligkeit nimmt innerhalb von etwa 25 Tagen um 3 Größenordnungen ab.[481] Schnelle Novae haben in der Regel glatte Spektren, die durch Wasserstoff-Balmer-Linien und schwache Metalllinien geprägt sind.[478]
  2. Langsame Novae (NB): Im Gegensatz zu schnellen Novae verläuft die Helligkeitsabnahme bei langsamen Novae über einen längeren Zeitraum. Die Helligkeit nimmt innerhalb von 150 Tagen oder mehr um 3 Größenordnungen ab.[481] Langsame Novae zeigen komplexe Spektren mit starken Emissionslinien von Wasserstoff, Helium und Metallen.[478]
  3. Sehr langsame Novae (NC): Diese Novae haben eine noch längere Helligkeitsabnahmezeit als langsame Novae und können mehrere Jahre oder sogar Jahrzehnte dauern, um ihre ursprüngliche Helligkeit wiederzuerlangen.[482] Sehr langsame Novae zeigen starke Emissionslinien von Wasserstoff, Helium und Metallen sowie P Cygni-Profile.[478]
  4. Wiederkehrende Novae (NR): Wiederkehrende Novae sind eine seltene Klasse von Novae, die mehrere Ausbrüche im Laufe der Zeit zeigen. Die Wiederkehrzeiten können zwischen 10 und 100 Jahren.[483] Wiederkehrende Novae sind besonders interessant für Astronomen, da sie Informationen über die Evolution von Doppelsternsystemen und die Akkretionsprozesse liefern.[484]

Supernovae und Neutronensterne: Das Schicksal massereicher Sterne

Entwicklung der Vorgänger zur Typ Ia Supernova
(von links n. rechts und von oben n. unten)
Kernkollaps-Supernova:
a) entwickelte Schichten von Elementen, Eisenkern im Zentrum
b) Eisenkern beginnt zu kollabieren, schwarze Pfeile: äußere Schichten mit Überschallgeschwindigkeit, weiße Pfeile: innerer Kern mit Unterschallgeschwindigkeit
c) Umwandlung des Kerns in Neutronen, Abstrahlung der Bindungsenergie in Form von Neutrinos
d) einfallende Materie wird am Kern reflektiert, rot: resultierende, nach außen laufende Schockwelle
e) Energieumwandlung in nuklearen Prozessen, Schockwelle läuft aus, Neutrinos beschleunigen Masse erneut
f) äußere Materie wird ausgeworfen, entarteter Überrest verbleibt

Sterne mit einer Masse von mehr als etwa 8 Sonnenmassen haben ein dramatischeres Ende.[485] Wenn sie ihren Kernbrennstoff verbraucht haben, kollabiert der Kern unter der enormen Schwerkraft und verursacht eine gigantische Explosion, die als "Supernova" bezeichnet wird.[486] Supernovae sind kurzlebige, aber extrem helle Ereignisse, die für kurze Zeit heller als eine ganze Galaxie leuchten können.[487]

Im Zuge einer Supernova-Explosion kann der Kern des massereichen Sterns zu einem Neutronenstern komprimiert werden, einem extrem dichten Objekt, das hauptsächlich aus Neutronen besteht, weil die negativ geladenen Elektronen der Atomhülle in den Kern gedrückt werden und sich dort mit den positiv geladenen Protonen zu Neutronen verbinden.[488] Neutronensterne haben Durchmesser von etwa 20 Kilometern, aber Massen von bis zum Doppelten der Sonnenmasse.[489]

Es gibt zwei Haupttypen von Supernovae: Typ Ia und Typ II. Beide Typen spielen eine entscheidende Rolle bei der Entstehung schwerer Elemente im Universum.[486]

Der sogenannte Kernkollaps ist ein entscheidender Faktor bei der Entstehung von Supernovae, insbesondere für Typ II Supernovae. Der Kernkollaps tritt auf, wenn ein massereicher Stern (mindestens etwa 8 Sonnenmassen) seinen Wasserstoffvorrat im Kern verbraucht hat und in weiteren Fusionsprozessen schwerere Elemente bis hin zum Eisen produziert hat.[490] Eisen ist das am stärksten gebundene Element, und die Fusion von Eisenkernen verbraucht Energie anstatt sie freizusetzen. Daher kann der Sternkern nicht mehr genügend Energie erzeugen, um der Gravitation entgegenzuwirken.

Der Kernkollaps beginnt, wenn der massereiche Stern keine weiteren Fusionsreaktionen durchführen kann, um genügend Strahlungsdruck zu erzeugen, der den Stern im Gleichgewicht hält. Unter diesen Bedingungen beginnt der Kern des Sterns unter seiner eigenen Schwerkraft zu kollabieren.[491] Die Dichte und Temperatur des Kerns steigen während des Kollapses dramatisch an.

Der Kernkollaps führt zu einem Rückprall des Kerns, wenn die Dichte und der Druck im Kern so hoch werden, dass sie den Kollaps stoppen und die äußeren Schichten des Sterns nach außen schleudern (Bethe & Wilson, 1985).[491] Diese gewaltige Explosion setzt enorme Mengen an Energie und Neutrinos frei.

Während der Supernova-Explosion entstehen schwere Elemente durch Kernreaktionen und Neutroneneinfang.[492][493] Die gewaltige Energie der Explosion schleudert diese schweren Elemente in das interstellare Medium, wo sie zur Bildung neuer Sterne, Planeten und letztendlich auch von Leben beitragen können.

Typ Ia Supernovae

Typ Ia Supernovae treten auf, wenn ein Weißer Zwerg – das Endstadium eines massearmen Sterns – Materie von einem nahen Begleitstern akkretiert. Wenn die Masse des Weißen Zwergs eine kritische Grenze, die sogenannte Chandrasekhar-Grenze, überschreitet, kommt es zu einer thermonuklearen Explosion, die den gesamten Weißen Zwerg zerstört.[494] Typ Ia Supernovae sind für die Entstehung von Elementen wie Eisen und Nickel verantwortlich.[495]

Die Chandrasekhar-Grenze ist eine theoretische Masseobergrenze für Weiße Zwerge, die nach dem indischen Astrophysiker Subrahmanyan Chandrasekhar benannt ist, der 1983 den Nobelpreis für Physik für seine Arbeit über die Massengrenze erhielt.[496] Die Chandrasekhar-Grenze liegt bei etwa 1,4 Sonnenmassen[497] und gibt die maximale Masse an, die ein Weißer Zwerg haben kann, während er durch den Druck des sogenannten entarteten Elektrongases stabilisiert wird. Das Elektronengas ist ein Modell, das ein System von Elektronen beschreibt, die sich frei und unabhängig von den Atomkernen bewegen können. Das Elektronengas-Modell wird in der Festkörperphysik und der Plasmaphysik häufig verwendet, um das Verhalten von Elektronen in diesen Systemen zu beschreiben. Da die Energiezustände der Elektronen quantisiert sind, bilden sich diskrete Energiebänder, die aus vielen eng beieinander liegenden Energiezuständen bestehen.

Der Entartungsdruck, der in dem Elektronengas entsteht, beruht auf dem Pauli-Prinzip, das besagt, dass zwei Fermionen (Teilchen mit halbzahligem Spin, wie Elektronen, Neutronen und Protonen) nicht zur gleichen Zeit den gleichen Quantenzustand einnehmen können. In diesem Zustand sind die Elektronenenergieniveaus dicht besetzt, und das System ist von den üblichen thermodynamischen Gesetzen entkoppelt. Der Druck, der in einem entarteten Elektronengas auftritt, ist unabhängig von der Temperatur und hängt nur von der Dichte der Elektronen ab. Er wirkt der Schwerkraft entgegen und verhindert, dass die Materie weiter zusammenfällt.

Wenn ein Weißer Zwerg genügend Materie akkretiert und seine Masse die Chandrasekhar-Grenze überschreitet, wird der entartete Elektronendruck, der der Schwerkraft entgegenwirkt, unzureichend, um den Weißer Zwerg stabil zu halten.[497] In diesem Fall kommt es zu einer gravitativen Instabilität, die zu einer thermonuklearen Explosion führen kann, wie sie bei Typ Ia Supernovae beobachtet wird.[498]

Typ II Supernovae

Typ II Supernovae treten auf, wenn ein massereicher Stern (mindestens 8 Sonnenmassen) seinen Wasserstoffvorrat im Kern verbraucht hat und in weiteren Fusionsprozessen schwerere Elemente bis hin zum Eisen produziert[490]. Da die Energieerzeugung durch die Fusion von Eisenkernen Energie verbraucht anstatt sie freizusetzen, kollabiert der Kern des Sterns unter seiner eigenen Schwerkraft und bildet entweder einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. Die äußeren Schichten des Sterns werden dabei in einer gewaltigen Explosion ins All geschleudert.[491]

Typ-II-Supernovae sind von besonderer Bedeutung für die Entstehung schwerer Elemente, da sie die sogenannten r-Prozess-Elemente (rapid neutron-capture process) produzieren. Während der Supernova-Explosion entstehen extrem neutronenreiche Umgebungen, in denen Kerne schnell Neutronen einfangen und so zu Elementen führen, die schwerer als Eisen sind, wie etwa Kupfer, Silber, Gold, Platin und Uran.[492][493][499][500]

Historisch belegte Novae und Supernovae

Krebsnebel im Sternbild Stier, der Rest der Supernova SN 1054, aufgenommen vom Hubble-Weltraumteleskop
  1. SN 185 (Supernova): Beobachtet im Jahr 185 n. Chr. von chinesischen Astronomen. Sie erschien im Sternbild Zentaur.[475]
  2. SN 1006 (Supernova): Beobachtet im Jahr 1006 n. Chr. von chinesischen, japanischen, irakischen und europäischen Astronomen. Sie erschien im Sternbild Lupus.[501]
  3. SN 1054 (Supernova): Beobachtet im Jahr 1054 n. Chr. von chinesischen und arabischen Astronomen. Sie führte zur Entstehung des bekannten Krebsnebels (M1) im Sternbild Stier.[502]
  4. SN 1572 (Tycho's Supernova): Beobachtet im Jahr 1572 von Tycho Brahe im Sternbild Cassiopeia.[472]
  5. SN 1604 (Kepler's Supernova): Beobachtet im Jahr 1604 von Johannes Kepler im Sternbild Schlangenträger.[503]
  6. Nova Cygni 1600 (Nova): Beobachtet im Jahr 1600 von Wilhelm Fabritius im Sternbild Schwan.[504]
  7. Nova Ophiuchi 1848 (Nova): Beobachtet im Jahr 1848 von John Russell Hind im Sternbild Schlangenträger.[505]
  8. Nova Persei 1901 (GK Persei): Beobachtet im Jahr 1901 von Thomas David Anderson im Sternbild Perseus.[506]

Dies ist keine erschöpfende Liste, aber sie enthält einige der bekanntesten historischen Novae und Supernovae. Es gibt viele weitere dokumentierte Fälle, insbesondere in den letzten Jahrhunderten, da die Beobachtungstechniken und -instrumente immer präziser wurden.

Braune Zwerge: Himmelskörper an der Grenze zwischen Sternen und Planeten

Größen- und Temperaturvergleich von Planeten, Braunen Zwergen und Sternen. Geschätzte relative Größen von Jupiter und den Braunen Zwergen WISE1828, Gliese 229B und Teide 1 im Vergleich zur Sonne und einem Roten Zwerg. (Quelle: MPIA/V. Joergens)

Braune Zwerge sind Himmelskörper, die die Grenze zwischen Sternen und Planeten verschwimmen lassen. Sie sind größer als Planeten, aber kleiner als Sterne und besitzen nicht genug Masse, um in ihrem Kern eine Wasserstofffusion zu zünden.

Die Idee von Braunen Zwergen wurde erstmals 1963 von dem Astronomen Shiv S. Kumar vorgeschlagen.[507] Die ersten konkreten Beobachtungen gelangen jedoch erst in den 1990er Jahren, als Astronomen wie Jill Tarter und Ben R. Oppenheimer sie endlich direkt nachweisen konnten.[508][509] Die International Astronomical Union (IAU) definiert Braune Zwerge als Himmelskörper mit einer Masse zwischen 13 und 80 Jupitermassen.[510]

Braune Zwerge liegen in ihrer Masse zwischen Gasriesen wie Jupiter und der kleinsten Klasse von Sternen, den Roten Zwergen. Da sie nicht genug Masse haben, um Wasserstoff im Kern zu fusionieren, erzeugen sie ihre Energie hauptsächlich durch die Fusion von Deuterium und Lithium.[511] Die Oberflächentemperaturen von Braunen Zwergen variieren zwischen 200 und 3000 Kelvin, und ihre Größen liegen in der Regel zwischen dem Durchmesser von Jupiter und dem kleinsten Roten Zwerg.[511]

Braune Zwerge werden nach ihrer Spektralklasse klassifiziert, die auf ihrer Temperatur und den in ihrem Spektrum sichtbaren Absorptionslinien basiert. Es gibt drei Hauptklassen von Braunen Zwergen: L-, T- und Y-Zwerge. L-Zwerge haben Temperaturen zwischen 2000 und 3000 Kelvin, während T- und Y-Zwerge bei niedrigeren Temperaturen liegen, etwa 700 bis 2000 Kelvin oder sogar bei weniger als 700 Kelvin.[512][513]

Braune Zwerge entstehen ähnlich wie Sterne durch den Kollaps von Gaswolken. Sie sind jedoch weniger massereich und können daher nicht genug Druck und Temperatur im Kern erreichen, um die Wasserstofffusion einzuleiten.[514] Braune Zwerge können als "gescheiterte Sterne" betrachtet werden, da sie nicht in der Lage sind, genügend Energie zu produzieren, um ihre eigene Gravitation auszugleichen und somit ein stabiles Gleichgewicht zu erreichen.

Obwohl Braune Zwerge keine stabile Wasserstofffusion aufrechterhalten können, tragen sie dennoch zur chemischen Anreicherung des interstellaren Mediums bei. Sie emittieren Strahlung und weisen starke Magnetfelder auf, die zur Entstehung von Jets und Scheiben beitragen.[515] Darüber hinaus können Braune Zwerge auch als Laboratorien für die Untersuchung von Planetenatmosphären dienen, da ihre Atmosphären ähnliche chemische Zusammensetzungen und Druck-Temperatur-Verhältnisse aufweisen wie jene von Exoplaneten.[516]

Eine bedeutsame Rolle bei der Entstehung von Braunen Zwergen spielen die Deuteriumfusion und die Lithiumfusion. Schon ab mindestens 13 Jupitermassen bzw. einer Kerntemperatur von 1 Million Kelvin kann die Deuteriumfusion beginnen, während die Lithiumfusion erst ab etwa der 65-fachen Jupitermasse bzw. bei Kerntemperaturen über 2 Millionen Kelvin startet.

Die Deuteriumfusion kann sich auf verschiedenen Wegen vollziehen[517], wobei die ersten beiden Prozesse am bedeutsamsten sind[511]:

  •  : Durch die Fusion von zwei Deuteriumkernen (²H) wird ein Helium-3 (³He) Nuklid und ein Neutron (n) produziert.
  • Fehler beim Parsen (SVG (MathML kann über ein Browser-Plugin aktiviert werden): Ungültige Antwort („Math extension cannot connect to Restbase.“) von Server „https://wikimedia.org/api/rest_v1/“:): {\displaystyle {}^{2}\mathrm{H} + {}^{2}\mathrm{H} \rightarrow {}^{3}\mathrm{H} + \mathrm{p} + 4{,}03 \; \mathrm{MeV}}  : In dieser Reaktion verschmelzen ebenfalls zwei Deuteriumkerne, aber sie erzeugen ein Tritium (³H) Nuklid und ein Proton (p).
  •  : Hier fusioniert ein Deuteriumkern mit einem Tritiumkern, wodurch ein Helium-4 (⁴He) Nuklid und ein Neutron (n) entstehen.
  •  : Ein Deuteriumkern verschmilzt mit einem Helium-3-Kern, wodurch ein Helium-4 (⁴He) Nuklid und ein Proton entstehen.

Die Lithiumfusion in Braunen Zwergen ist ein wichtiger Prozess, der zur Unterscheidung von Braunen Zwergen und Sternen beiträgt. Die Lithiumfusion in Braunen Zwergen tritt auf, weil sie nicht genug Masse besitzen, um die Wasserstofffusion im Kern aufrechtzuerhalten, wie es bei normalen Sternen der Fall ist. Stattdessen finden in Braunen Zwergen unter bestimmten Bedingungen Kernreaktionen statt, bei denen Lithiumkerne (Lithium-7) mit Protonen (1H) verschmelzen, um zwei Helium-4-Kerne zu bilden.[518] Der intermediär gebildete instabile Beryllium-8-Kern (8Be) zerfällt dabei weiter in zwei Helium-4-Kerne (⁴He):

Die Lithiumfusion in Braunen Zwergen ist ein temperaturabhängiger Prozess. Sie beginnt wie bereits erwähnt bei Temperaturen von etwa 2 Millionen Kelvin (K) im Kern.[511] In Sternen hingegen wird Lithium bei höheren Kernfusionstemperaturen von etwa 2,5 Millionen K schnell zerstört.[519]

Die Anwesenheit von Lithium in einem Himmelskörper kann daher als Indikator für die Masse und die Entwicklungsgeschichte des Objekts verwendet werden. In Braunen Zwergen tritt die Lithiumfusion aufgrund der niedrigeren Kerntemperaturen langsamer auf, sodass sie über längere Zeiträume nachweisbar bleibt. Die Beobachtung von Lithium in einem Himmelskörper kann daher als Hinweis darauf dienen, dass es sich um einen Braunen Zwerg handelt.[520]

Diskutiert wird auch die Frage, ob Braune Zwerge für die Entstehung von Leben geeignet sein könnten. Obwohl sie nicht so hell sind wie Sterne, könnte die Strahlung von Braunen Zwergen dennoch ausreichen, um eine habitable Zone um sie herum zu erzeugen, in der flüssiges Wasser auf der Oberfläche von Exoplaneten existieren könnte.[521] Es gibt auch Hinweise darauf, dass einige Braune Zwerge von Planeten umkreist werden könnten, was die Möglichkeit von Leben in diesen Systemen noch faszinierender macht.[522]

Die Stabilität der Himmelskörper und ihrer Bahnen

Ehe wir uns mit der Entstehung und den Eigenschaften der Planeten und ihrer Monde beschäftigen, ist es an der Zeit, dass wir uns Gedanken über die Kriterien für ihre Stabilität und ihrer Bahnen machen. Zwei verschiedene, aber verwandte Konzepte, die beide die Stabilität und Dynamik von Himmelskörpern beeinflussen, spielen dabei eine wesentliche Rolle: Die Roche-Grenze und die Hill-Sphäre, die gelegentlich auch als Roche-Sphäre bezeichnet wird. Die Roche-Grenze bezieht sich auf den minimalen Abstand, innerhalb dessen ein Himmelskörper durch die Gezeitenkräfte des größeren Himmelskörpers, den er umkreist, auseinandergerissen werden kann. Die Hill-Sphäre hingegen bezieht sich auf die Region um einen Himmelskörper, innerhalb derer seine Gravitation dominiert und er Objekte, wie Monde oder kleinere Himmelskörper, stabil auf ihrer Bahn halten kann. Eine wichtige Rolle spielen dabei auch die sogennanten Lagrange-Punkte, die zuerst besprochen werden sollen.

Die Lagrange-Punkte: Balancepunkte im Weltraum

Lagrange-Punkte L1 bis L5 (rot) in einem System aus Zentralgestirn (gelb) und Planet (blau): L4 läuft dem Planeten voraus, L5 hinterher.
Konturplot des effektiven Potentials des Systems aus Erde und Sonne. Die Größenverhältnisse entsprechen nicht der Realität. Die Hill-Sphäre der Erde wird annähernd durch die Kreilinie beschrieben, die die Lagrange-Punkte L1 und L2 berührt. Gut zu erkennen sind hier auch die Potentialtöpfe an den Lagrange-Punkten L4 und L5, die als "gravitative Senken" wirken, die dort befindliche Objekte auf ihrer Position festhalten.

Die Lagrange-Punkte sind Stellen im Raum, an denen die Gravitationskräfte zweier großer Körper, die auf einen dritten, kleineren Körper wirken, ausgeglichen sind. Die Zentrifugalkraft, die durch die Umlaufbewegung des kleinsten Körpers entsteht, spielt ebenfalls eine entscheidende Rolle bei der Aufrechterhaltung dieses Gleichgewichts. Ein typisches Beispiele dafür ist das Sonne-Erde-Mond-System oder ein System, das aus Sonne, Erde und einem künstlichen Satelliten gebildet wird, der die Erde umkreist. Benannt sind die Lagrange-Punkte nach dem italienischen Mathematiker Joseph-Louis Lagrange (1736-1813), der 1772 erstmals eine Lösung dieses eingeschränkten Dreiköperproblems vorschlug, bei dem die Wirkung der vergleichsweise geringen Masse des kleinsten Körpers vernachlässigt werden kann.[523] In jedem Dreikörpersystem gibt es fünf Lagrange-Punkte, bezeichnet als L1, L2, L3, L4 und L5.[524][525]

Die Punkte L1, L2 und L3 liegen auf der Linie zwischen den beiden großen Körpern und sind Positionen des instabilen Gleichgewichts. Ein kleiner Stoß oder eine geringe Störung kann ein Objekt aus diesen Punkten vertreiben. Jedoch können Satelliten mit aktiver Steuerung diese Punkte nutzen, um eine relativ stabile Position mit minimalem Treibstoffverbrauch zu halten. Der innere Lagrange-Punkt L1 liegt zwischen den beiden größeren Körpern und ermöglicht es dem dritten Körper, sich in der gleichen Umlaufzeit wie der kleinere der beiden Hauptkörper synchron mit ihnen zu bewegen. L1 wird häufig als Standort für Sonnenobservatorien, wie das Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), verwendet, da es eine ständige Sicht auf die Sonne ermöglicht.[526] Der äußere Lagange-Punkt L2 liegt auf der gegenüberliegenden Seite des kleineren der beiden Hauptkörper und wird oft für Observatorien genutzt, die den Hintergrundhimmel frei vom Erdschein beobachten sollen, wie das James Webb Space Telescope.[527] Die weiter unten noch zu besprechende Hill-Sphäre wird annähernd durch die kreisförmige Linie beschrieben, die die Lagrange-Punkte L1 und L2 berührt.

L3 liegt auf der anderen Seite des größeren Himmelskörpers und ist von der Erde aus gesehen immer der Sonne gegenüber. Dieser Punkt hat hauptsächlich theoretisches Interesse und bisher keine praktische Anwendung gefunden.

Die Punkte L4 und L5 bilden ein gleichschenkliges Dreieck mit den beiden Hauptkörpern und liegen auf der Umlaufbahn des kleineren Körpers. Sie sind besonders bemerkenswert, da sie als "gravitative Senken" wirken und dadurch langfristig stabile Umlaufbahnen ermöglichen. Objekte, die sich in der Nähe dieser Punkte befinden, neigen dazu, sich auf diese zuzubewegen, was sie ideal für die langfristige Platzierung von Satelliten macht. Trojaner, die einem Planeten oder Mond auf seiner Bahn um 60° vorauseilen, besetzen den Lagrange-Punkt L4; solche, die ihm im Winkelabstand von 60° folgen hingegen den Lagrange-Punkt L5. Die Trojaner-Asteroiden von Jupiter sind ein bekanntes Beispiel für natürliche Objekte, die stabil an den Punkten L4 und L5 orbitieren.[528]

Die Stabilität der Umlaufbahnen an den Lagrange-Punkten kann jedoch durch Faktoren wie die Gravitation anderer Planeten, die nichtkugelförmige Form der beteiligten Himmelskörper und Sonnenstrahlungsdruck beeinflusst werden.[529] Daher erfordert die Platzierung und Aufrechterhaltung von Satelliten an diesen Punkten eine sorgfältige Planung und Überwachung.

Roche-Grenze

Simulation eines flüssigen Satelliten, der nur durch seine eigene Gravitation zusammengehalten wird. Weit entfernt von der Roche-Grenze bildet die Masse des Satelliten (rot/blau) praktisch eine Kugel.
Näher an der Roche-Grenze deformiert sich der Satellit durch die Gezeitenkräfte zu einem Ellipsoid.
Innerhalb der Roche-Grenze kann der Körper den Gezeitenkräften nicht mehr widerstehen und löst sich auf.
Teilchen, die dem Hauptkörper näher sind, bewegen sich schneller als solche, die dem Hauptkörper ferner sind (siehe die unterschiedlich langen roten Pfeile).
Nach einiger Zeit entsteht durch diese differentielle Rotation ein Ring.

Die Roche-Grenze (eng. Roche limit) wurde nach dem französischen Astronomen Édouard Albert Roche (1820 - 1883) benannt, der das Konzept im 19. Jahrhundert entwickelte.[530] Roche ging in seinem Modell zunächst von einem plastisch leicht verformbaren flüssigen Himmelskörper aus, der sich, solange er weit genug entfernt von anderen Himmelskörpern und massereich genug ist, sich durch die Wirkung seiner eigenen Schwerkraft infolge des sich ausbildenden hydrostatischen Gleichgewichts zu einer annähernd kugelförmigen Gestalt formt. Bei sehr kleinen, massearmen Körpern, wie das etwa bei Phobos und Deimos, den beiden sehr kleinen Monden des Mars, aber auch bei vielen Monden der großen Gasplaneten der Fall ist, reicht die eigene Masse dazu nicht aus. Sie nehmen daher eine sehr unregelmäßige Form an. Ihr innerer Zusammenhalt ist vorwiegend durch die Kohäsionskräfte der Materialen bedingt, aus denen er entstanden ist.

Die Roche-Grenze kann mithilfe der Dichte und der Größe der beteiligten Himmelskörper berechnet werden. Die Formel für die Roche-Grenze basiert auf der Annahme, dass die auf einen kleineren Himmelskörper einwirkenden Gravitationskräfte durch die Gezeitenkräfte des größeren Himmelskörpers ausgeglichen werden. Für die Roche-Grenze bei flüssigen Körpern (in Kilometern) lautet sie:

(flüssiger Körper)

Hierbei ist die Roche-Grenze, Fehler beim Parsen (SVG (MathML kann über ein Browser-Plugin aktiviert werden): Ungültige Antwort („Math extension cannot connect to Restbase.“) von Server „https://wikimedia.org/api/rest_v1/“:): {\displaystyle R} der Radius des größeren Himmelskörpers, die Dichte des größeren Himmelskörpers und die Dichte des kleineren Himmelskörpers. Wenn ein Himmelskörper innerhalb der Roche-Grenze eines anderen Himmelskörpers liegt, wird er aufgrund der Gezeitenkräfte instabil und kann auseinanderbrechen. „Flüssig“ bedeutet in diesem Zusammenhang, dass sich der kleinere Körper der Verformung durch die Gezeitenkräfte überhaupt nicht widersetzt.

Das andere Extrem ist ein starrer Körper, der sich durch die Gezeitenkräfte überhaupt nicht verformen läßt und daher viel leichter zerbricht. Seine Roche-Grenze ist naturgemäß deutlich kleiner und kann sogar innerhalb des größeren Körpers liegen, wie das etwa bei vielen felsigen Monden der Gasriesen unseres Sonnensystems der Fall ist. Es gilt dann die Formel:

(starrer Körper)

Die tatsächliche Roche-Grenze liegt in der Regel zwischen diesen beiden Extremen.

Ein Beispiel für die Anwendung der Roche-Grenze ist die Untersuchung der Stabilität von Monden in unserem Sonnensystem. Die meisten Monde sind stabil, weil sie sich außerhalb der Roche-Grenze des jeweiligen Planeten befinden. Anders ist das bei dem Saturnmond Prometheus, der eine längliche, unregelmäßige Form hat und sich nahe der Roche-Grenze des Planeten bewegt, was einen größeren Mond in diesem Bereich zum Zerbersten bringen würde. Prometheus bricht vermutlich nur wegen seiner geringen Größe von etwa 126 × 80 × 60 km und seiner geringen Dichte von ca. 0,48 g/cm3 nicht auseinander.

3D-Darstellung des Roche-Potentials eines Doppelsternsystems mit dem Massenverhältnis 2:1, darunter die 2D-Projektion
Schematische Darstellung eines halb-getrennten Doppelsternsystems, bei dem die größere Komponente den Roche-Lappen (schwarze Linie) ausfüllt.

Die Roche-Grenze ist auch für die Entstehung von Planetenringen verantwortlich.[531] Wenn ein Himmelskörper, z.B. ein Mond oder ein Asteroid, innerhalb die Roche-Grenze eines Planeten gerät, kann er durch die Gezeitenkräfte auseinandergebrochen werden. Die Trümmerstücke verteilen sich dann in einer kreisförmigen Bahn um den Planeten und bilden einen Ring. Ein anschauliches Beispiel hierfür ist das Ringsystem des Saturn, das vermutlich durch die Zerstörung eines oder mehrerer ehemaliger Monde oder eingeschlossener Asteroiden entstanden ist. Die Trümmerstücke haben sich dann durch ihre Bahnbewegungen allmählich zu den beeindruckenden Ringstrukturen geformt, die wir heute beobachten können. Befindet sich Material, das sich noch nicht zu einem Einzelkörper zusammengeballt hat, auf einer Umlaufbahn um den Hauptkörper, so wird sich dieses Material innerhalb der Roche-Grenze ebenfalls ringförmig auf dem Orbit verteilen, während es außerhalb der Grenze einen Klumpen bildet.

Die Roche-Grenze ist ein nützliches Konzept zur Beschreibung der Stabilität von Himmelskörpern und der Entstehung von Ringen. Es ist jedoch wichtig zu beachten, dass diese Berechnungen auf vereinfachten Annahmen beruhen, wie zum Beispiel homogenen Himmelskörpern und der Vernachlässigung von Rotation und anderen Kräften. In der Realität können verschiedene Faktoren die Stabilität eines Himmelskörpers beeinflussen, wie etwa die Rotation, die innere Struktur und die Anziehungskräfte anderer Himmelskörper in der Nähe.

Künstlerische Darstellung eines Röntgendoppelsterns mit Akkretionsscheibe und Jet.

Ein weiterer Faktor, der die Anwendung der Roche-Grenze einschränkt, ist die Tatsache, dass sie nur für Himmelskörper gilt, die durch ihre eigene Gravitationskraft zusammengehalten werden. Himmelskörper, die zusätzlich durch chemische Bindungen oder andere Kräfte stabilisiert sind, können widerstandsfähiger gegen Gezeitenkräfte sein und somit näher an einem größeren Himmelskörper existieren, ohne auseinanderzubrechen.

Die Roche-Grenze ist auch für das Verständnis von Doppelsternsystemen bedeutsam, die das gemeinsame Schwerezentrum umrunden. Neben den Gravitationskräften müssen daher auch die Fliehkräfte berücksichtig werden, die durch ein um diese korrigiertes effektives Potential beschrieben werden können. Die Roche-Grenze des Systems, das durch die beiden Sterne gebildet wird, erzeugt dabei zwei tropfenförmigen Äquipotentialflächen, deren Spitzen einander genau im Lagrange-Punkt L1 des Systems berühren und damit gemeinsam die Figur einer asymmetrischen Acht bilden.

Das im Englischen als „Roche Lobe“ (deutsch auch „Roche-Lappen“ oder „Roche-Volumen[532]) bezeichnete Modell wird oft zur Berechnung des Massenaustauschs in engen Doppelsternsystemen verwendet. In solchen Systemen stehen die Sterne so nah beieinander, dass Materie von einem Stern zum anderen übertragen werden kann. Wenn ein Stern in einem solchen Doppelsternsystem Material verliert, weil es seinen Roche-Lappen überfüllt, d. h. das Roche-Volumen überschreitet, spricht man von einem Roche-Lappen-Überlauf (englisch: Roche Lobe Overflow). Das kann z. B. geschehen, wenn einer der beiden Partner ein pulsationsveränderlicher Stern ist oder sich einer der beiden Sterne zu einem Roten Riesen entwickelt. Der Roche-Lappen-Überlauf führt dann zu einem Massentransfer von einem Stern zum anderen und kann verschiedene Phänomene verursachen, wie zum Beispiel die Entstehung von Akkretionsscheiben um den empfangenden Stern mit axial ausgeworfenen Jets, die Entstehung von Röntgendoppelsternen und die Bildung von kataklysmischen Veränderlichen, wie Novae und Zwergnovae.

Hill-Sphäre

Vergleich der Hill-Sphären und der Roche-Grenzen des Systems Sonne-Erde-Mond (nicht maßstabsgetreu), wobei die schattierten Bereiche die stabilen Bahnen der Satelliten der einzelnen Körper kennzeichnen.

Die Hill-Sphäre, auch als Roche-Sphäre bekannt, umschreibt jenes annähernd kugelförmige Gebiet im Raum, in dem die Gravitationskraft eines kleineren Himmelskörpers, etwa eines Planeten, gegenüber der gravitativen Einflusskraft eines größeren Himmelskörpers wie beispielsweise der Sonne dominiert. Weiter innerhalb der Hill-Sphäre kann ein dritter, noch kleiner Körper (Mond) den Planeten auf einer langfristig stabilen Bahn umkreisen, ohne durch die Gravitationswirkung des großen Zentralgestirns aus dieser herausbewegt zu werden. Hills Konzept spielt daher eine entscheidende Rolle bei der Erklärung, warum Monde ihre Planeten umkreisen und nicht direkt von der Sonne eingefangen werden.

Benannt wurde die Hill-Sphäre nach dem amerikanischen Astronomen George William Hill (1838-1914), der sie im 19. Jahrhundert formalisierte, wobei er auf die oben beschriebenen Arbeiten von Édouard Roche aufbaute. Hill richtete dabei seine Aufmerksamkeit aber nicht auf die Formstabilität des kleinsten Körpers, des Mondes, sondern auf die langfristige Stabilität von dessen Umlaufbahn.

Der Radius der Hill-Sphäre, der sogenannte Hill-Radius , hängt von der Masse des größeren Körpers (Zentralgestirn), von der Masse des kleineren Körpers (Planet) und vom mittleren Abstand der beiden Körper ab. Bei genauerer Betrachtung ist auch die Exzentrizität der Kepler-Bahn des Planeten zu berücksichtigen. Der Mond, um dessen Bahnstabilität es dabei eigentlich geht, wird dabei quasi als Testteilchen mit vergleichsweise verschwindender Masse betrachtet. Der Hill-Radius lässt sich dann wie folgt berechnen:

Im günstigsten Fall kann die Exzentrizität der Planetenbahn vernachlässigt werden, wodurch sich die folgende vereinfachte Formel ergibt:

Die Anwendung dieser Formel zeigt, dass der Radius der Hill-Sphäre eines Himmelskörpers mit seiner Masse und dem Abstand zum Zentralkörper zunimmt. Dies erklärt, warum beispielsweise die großen Gasriesen (Jupiter und Saturn) und Eisriesen (Uranus und Neptun) unseres Sonnensystems viele Monde haben, da ihre große Masse und ihr großer Abstand zur Sonne eine große Hill-Sphäre erzeugen, in der sie viele kleine Himmelskörper gravitativ binden können. Erklärlich wird damit auch, warum stark exzentrische Bahnen weniger stabil als nahezu kreisförmige Bahnen sind.

Im äußeren Bereich der Hill-Sphäre ist die Bahn eines Planeten oder Mondes bereits sehr instabil, sodaß er diese wahrscheinlich in verhältnismäßig kurzer Zeit verlassen wird. Für einen prograd, also im gleichen Drehsinn wie der Planet umlaufenden Mond beträgt der stabile Bereich knapp 50 % des Hill-Radius. Bei einem retrograd, also im Gegensinn umlaufenden Mond hingegen knapp 70 % des Hill-Radius. Daher ist es auch nicht verwunderlich, dass die inneren Monde der großen Gasplaneten prograd, die äußeren hingegen retrograd ihren Planeten umlaufen.[533]

Hill-Radius (in km) der Planeten und dreier Zwerg­planeten des Sonnensystems

Die nebenstehende Grafik versucht die wesentlichen Zusammenhänge anhand des Sonne-Erde-Mond-Systems zu veranschaulichen, wobei auch die jeweiligen Roche-Grenzen einbezogen sind, außerhalb derer die betroffenen Himmelskörper nicht durch die Gezeitenkräfte zerrissen werden. Wie man sieht, verläuft die Bahn der Erde weit außerhalb der auf die Sonne bezogenen Roche-Grenze, wodurch die Stabilität des Erdkörpers auch über viele Milliarden Jahre ermöglicht wird. Ähnlich umläuft auch der Mond die Erde weit außerhalb der zugeordneten Roche-Grenze und ist daher ebenfalls ein langfristig stabiler Himmelskörper. Was nun die Umlaufbahnen betrifft, so bewegt sich die Erde weit innerhalb Hill-Sphäre des Sonne-Erde-Systems, wodurch ihre Bahn um die Sonne sehr stabil ist. Ebenso umkreist der Mond die Erde tief innerhalb der Hill-Sphäre des Erde-Mond-Systems, weshalb auch der Mond langfristig an die Erde gebunden ist.

Wichtig zu beachen ist dabei, dass die tatsächliche Stabilität von Monden und anderen kleinen Himmelskörpern von zahlreichen weiteren Faktoren abhängt. Dazu gehören die Störungen durch andere Himmelskörper, die inneren Eigenschaften der beteiligten Objekte und ihre relativen Geschwindigkeiten.[534] Obwohl die Konzepte der Roche-Grenze und der Hill-Sphäre auf vereinfachenden Annahmen beruhen, lieferen es dennoch wichtige Einblicke in die gravitative Wechselwirkung zwischen Himmelskörpern und ermöglichtes, das Verhalten von Monden, Asteroiden und anderen kleinen Objekten im Sonnensystem und darüber hinaus zu erklären. Insbesondere lassen sie sich auch auf die Untersuchung von extrasolaren Planeten und ihren potenziellen Monden anwenden.

Unter Einbeziehung der Bahnexzentrizität ergeben sich die Hill-Radien der Planeten und Zwergplaneten unseres Sonnensystems wie folgt:

Hill-Radien der Planeten und Zwergplaneten
Planet / Zwergplanet Hill-Radius
(Millionen km)
a
(Millionen km)
Exzentrizität Masse (kg)
Merkur 0,1753 57,909 0,2056 3,301 · 1023
Venus 1,0042 108,208 0,0068 4,875 · 1024
Erde 1,4716 149,597 0,0167 5,974 · 1024
Mars 0,9826 227,936 0,0934 6,417 · 1023
Ceres 0,2067 413,94 0,0757 9,394 ⋅ 1020
Jupiter 50,5503 778,412 0,0489 1,899 · 1027
Saturn 61,9239 1.426,725 0,0542 5,683 · 1026
Uranus 66,8205 2.870,972 0,0472 8,683 · 1025
Neptun 114,9660 4.498,252 0,00859 1,0243 · 1026
Pluto 5,7565 5.906 0,2488 1,303 · 1022
Haumea 4,5653 6.475,6 0,192 4,01 · 1021
Makemake 4,6147 6.773,8 0,1654 3,1 ⋅ 1021
Eris 4,7747 10.134 0,4421 1,67 ⋅ 1022

Die Entstehung von Planeten

Die Kant-Laplace-Theorie

Protoplanetare Scheibe um HL Tauri

Im 18. Jahrhundert entwickelten der deutsche Philosoph Immanuel Kant (1755) und der französische Astronom Pierre-Simon Laplace (1796) unabhängig voneinander eine Theorie zur Entstehung von Planetensystemen, die heute als Kant-Laplace-Theorie bekannt ist.[535] Diese Theorie besagt, dass Planetensysteme aus rotierenden Gas- und Staubwolken entstehen, die sich unter dem Einfluss der Schwerkraft zu einer flachen Scheibe zusammenziehen. Im Laufe der Zeit bilden sich im Inneren dieser Scheibe durch Akkretion feste Objekte, die schließlich zu Planeten heranwachsen.

Die Gas- und Staubwolke, aus der sich unser Sonnensystem gebildet hat, wurde früher auch als Sonnennebel oder als solarer bzw. präsolarer Urnebel bezeichnet. Er war nur ein Teil einer viel größeren Urwolke, die vor etwa 4,6 Milliarden Jahren in unserer Milchstraße existiert haben soll und aus der vermutlich noch tausende andere Sternen- bzw. Planetensysteme entstanden sind. In der modernen wissenschaftlichen Literatur werden diese Begriffe jedoch nur mehr selten verwendet. Stattdessen spricht man von "molekularen Wolken" oder "Riesenmolekülwolken", aus denen Sterne und Planetensysteme entstehen.

Die Kant-Laplace-Theorie war bahnbrechend, da sie einen plausiblen Mechanismus für die Entstehung von Planetensystemen lieferte. Sie wurde im 20. Jahrhundert durch die Beobachtung von jungen Sternen und protoplanetaren Scheiben weiter gestützt.

In den letzten Jahrzehnten hat die Entdeckung von Exoplaneten, also Planeten, die Sterne außerhalb unseres Sonnensystems umkreisen, unser Verständnis von Planetensystemen erweitert.[536] Die Analyse dieser fernen Welten hat gezeigt, dass es eine enorme Vielfalt an Planetensystemen im Universum gibt, von denen einige sogar erdähnliche Planeten in der habitablen Zone ihres Sterns beherbergen.[537]

Die Entstehung von Planeten ist eng mit der Entstehung von Sternen verbunden. Wie diese und gemeinsam mit diesen werden sie aus den kalten und verhätnismäßig dichten interstellaren Molekül- und Staubwolken gebildet.[538] Wenn sich eine Region dieser Staub- und Gaswolken unter dem Einfluss der Schwerkraft verdichtet und kollabiert, bildet sich zunächst ein Protostern (→ siehe oben), der von einer Akkretionsscheibe aus Gas und Staub umgeben ist.[539] In dieser Scheibe entstehen später Planeten und andere Himmelskörper.

Geboren aus kosmischem Staub

Kosmischer Staub, auch interstellarer Staub oder kosmische Partikel genannt, besteht aus kleinen Festkörperteilchen, die sich im interstellaren Medium (ISM) verteilen. Dieser Staub hat seinen Ursprung in verschiedenen Quellen, wie beispielsweise auskondensierende Materialien in der äußeren Atmosphäre von Sternen, Supernova-Explosionen oder Kollisionen zwischen Asteroiden und Kometen.[540]

Kosmischer Staub besteht aus Teilchen, die in der Regel eine Größe von einigen Nanometern bis zu einigen Mikrometern aufweisen.[541] Die Partikel sind unregelmäßig geformt und können sowohl amorph als auch kristallin sein.[542] Die chemische Zusammensetzung variiert, jedoch häufig Silikate, Graphit, Wassereis und organische Verbindungen enthalten.[543]

Kosmischer Staub spielt eine wichtige Rolle bei der Bildung von Sternen, da er zur Abkühlung und Kondensation von Gasen im interstellaren Medium beiträgt und somit zur Entstehung von Protosternen führt.[544] Er dient auch als Baustein für die Akkretion von Planetesimalen, von denen die Bildung von Planeten in protoplanetaren Scheiben ausgeht.[539] Darüber hinaus ermöglicht der kosmische Staub chemische Reaktionen auf seinen Oberflächen und beeinflusst somit die chemische Zusammensetzung des interstellaren Mediums.[545] Kosmischer Staub streut und absorbiert Licht, was zu Extinktion und Rotverschiebung führt. Dies muss bei der Interpretation von astronomischen Beobachtungen berücksichtigt werden.[546][547]

Akkretionsscheibe

Eine Akkretionsscheibe ist eine rotierende, abgeplattete Scheibe aus Gas, Staub und anderen Partikeln, die sich um einen massereichen Zentralkörper, wie beispielsweise einen Stern, ein Schwarzes Loch oder einen jungen Protostern, ansammelt. Die in der Scheibe enthaltenen Materialien spiralen langsam nach innen, wobei sie aufgrund der Gravitationskräfte des Zentralkörpers Energie und Drehimpuls verlieren. Dieser Prozess, der als Akkretion bezeichnet wird, führt dazu, dass Materie aus der Scheibe auf den Zentralkörper fällt und somit zu dessen Wachstum beiträgt.[548]

Akkretionsscheiben sind ein wichtiger Bestandteil der Planetenentstehung, da sie als Reservoir für Materialien dienen, aus denen sich Planeten und andere Himmelskörper bilden können.[539] Die Dynamik von Akkretionsscheiben ist ein aktives Forschungsgebiet in der Astronomie, da sie wichtige Erkenntnisse über die Entstehung und Entwicklung von Planetensystemen, Doppelsternsystemen und anderen astrophysikalischen Phänomenen liefert.[549]

Protoplanetare Scheiben aus Gas und Staubkörnern

Protoplanetare Scheiben um junge Sterne im Orionnebel (M42)

Die Entstehung von Planeten beginnt in protoplanetaren Scheiben, die aus Gas und Staub bestehen und sich um junge Sterne bilden.[550] Die Entstehung von protoplanetaren Scheiben ist ein fundamentaler Prozess in der Bildung von Sternen und Planeten. Protoplanetare Scheiben sind dichte, rotierende Strukturen aus Gas und Staub, die sich um junge Sterne bilden. Die Entstehung von protoplanetaren Scheiben beginnt mit dem Kollaps einer interstellaren Wolke aus Gas und Staub, die durch die Gravitation zusammengehalten wird.[551] Dieser Kollaps kann durch verschiedene Mechanismen ausgelöst werden, wie z. B. Schockwellen von Supernova-Explosionen oder Dichtewellen in galaktischen Spiralarmen.[552] Während des Kollapses konserviert die Wolke ihren Drehimpuls, wodurch sie sich abplattet und eine rotierende Scheibe bildet.[553]

Während die interstellare Wolke weiter kollabiert, erhöht sich der Druck und die Temperatur im Zentrum der Wolke, was schließlich zur Bildung eines Protosterns führt.[554] Der Protostern zieht weiterhin Material aus der umgebenden protoplanetaren Scheibe an, die ihm Gas und Staub zuführt.[555] Die protoplanetare Scheibe entwickelt sich im Laufe der Zeit durch verschiedene Prozesse, wie z. B. Akkretion, durch die das Material im Inneren der Scheibe auf den Protostern fällt.[556]

Die Struktur der protoplanetaren Scheibe wird durch verschiedene Faktoren bestimmt, wie z. B. die Temperatur, Dichte und chemische Zusammensetzung des Materials.[550] In der Scheibe können sich auch Instabilitäten bilden, die zur Fragmentierung führen können.[557] Die Staubkörner in der Scheibe können durch Kollisionen und elektrostatische Kräfte zusammenklumpen und somit größere Staubaggregate bilden.[558] Wenn diese Staubaggregate weiter wachsen, können sie zu kilometergroßen Objekten, sogenannten Planetesimalen, heranwachsen.[559]

Bildung von Planetesimalen und Planeten

Jupiter in natürlichen Farben mit Schatten des Mondes Europa, fotografiert von der Raumsonde Cassini
Saturn in natürlichen Farben, fotografiert von der Raumsonde Cassini aus einer Entfernung von 6,3 Millionen km.
Uranus (Aufnahme durch Voyager 2, 1986)
Neptun (Aufnahme von Voyager 2, 25. August 1989)

Gasriesen

Die Planetesimale üben eine Gravitationskraft auf ihre Umgebung aus und können Gas und weitere Planetesimale akkretieren. Im Prozess der Kernakkretion bildet sich ein fester Kern, der später Gas aus der protoplanetaren Scheibe anziehen kann, um einen Gasriesen wie Jupiter oder Saturn zu bilden.[560] Es gibt dazu allerdings auch eine alternative Theorie. In dieser wird angenommen, dass die Bildung von Gasriesen direkt aus der protoplanetaren Scheibe durch das Zusammenwirken von Gasdruck und Gravitation erfolgt. In diesem Szenario bilden sich Gasriesen durch instabile Fragmentation der Scheibe, ohne dass ein massiver fester Kern notwendig ist.[561]

Jupiter, der größte Planet unseres Sonnensystems, ist das Paradebeispiel für einen Gasriesen. Er besteht aus etwa 90% Wasserstoff und 10% Helium, wobei auch kleinere Mengen an Methan, Ammoniak, Wasser und anderen Verbindungen vorhanden sind.[562] Jupiter ist bekannt für seine auffällige, bunte Wolkendecke, die von den starken Jetstreams in der Atmosphäre des Planeten geformt wird.

Saturn, der zweitgrößte Planet unseres Sonnensystems, ähnelt in seiner Zusammensetzung Jupiter, wobei er eine etwas höhere Konzentration an Helium aufweist. Saturn ist vielleicht am bekanntesten für sein eindrucksvolles Ringsystem, das hauptsächlich aus Eispartikeln besteht.[563]

Dank der modernen Astronomie wurden inzwischen auch zahlreiche Gasriesen außerhalb unseres eigenen Sonnensystems entdeckt. Diese sogenannten Exoplaneten stellen ein breites Spektrum an Größen, Massen und Zusammensetzungen dar und haben dazu beigetragen, unser Verständnis von Planetenbildung und -entwicklung zu erweitern. Ein bemerkenswertes Beispiel ist der 1999 entdeckte Exoplanet HD 209458 b, inoffiziell auch "Osiris" genannt, der als erster Exoplanet entdeckt wurde, der eine Atmosphäre besitzt und etwa 160 Lichtjahre entfernt von unserer Sonne um den sonnenähnlichen Stern HD 209458 im Sternbild Pegasus kreist.

Trotz unseres wachsenden Wissens über Gasriesen bleiben noch viele Fragen offen. Zum Beispiel ist es noch nicht gelungen, ein vollständiges Bild davon zu zeichnen, wie Gasriesen sich bilden und entwickeln. Theorien wie die Kern-Aggregations-Hypothese und die Scheiben-Instabilitäts-Hypothese wurden vorgeschlagen, aber jede Theorie hat ihre eigenen Herausforderungen und Unstimmigkeiten.[564]

Außerdem, obwohl wir viele Exoplaneten entdeckt haben, die Gasriesen ähneln, sind viele davon sogenannte "Heiße Jupiter". Sie befinden sich in extrem nahen Umlaufbahnen um ihre Sterne und haben Eigenschaften, die stark von denen der Gasriesen in unserem eigenen Sonnensystem abweichen. Zu verstehen, warum und wie diese heißen Jupiter existieren, bleibt eine der wichtigen Fragen in der Planetenforschung2.[565]

Eisriesen

Eisriesen sind eine besondere Art von Riesenplaneten, die sich von den Gasriesen wie Jupiter und Saturn durch ihre unterschiedliche Zusammensetzung und Struktur unterscheiden. Im Gegensatz zu Gasriesen, die hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium bestehen, bestehen Eisriesen aus schwereren flüchtigen Stoffen, die als "Eis" bezeichnet werden, obwohl sie bei den Temperaturen und Drücken in diesen Planeten nicht als solches vorliegen. Im Sonnensystem sind Uranus und Neptun die beiden als Eisriesen bekannten Planeten.

Uranus ist der siebte Planet von der Sonne und der drittkleinste der vier Riesenplaneten des Sonnensystems. Mit einem Durchmesser von etwa viermal dem der Erde ist er dennoch ein enormer Planet.[566] Sein einzigartiger blaugrüner Farbton ist auf die Methanatmosphäre zurückzuführen, die rotes Licht absorbiert und blaues Licht reflektiert.[567] Im Inneren besteht Uranus hauptsächlich aus Eis (Wasser, Methan und Ammoniak), umgeben von einer Atmosphäre aus Wasserstoff und Helium. Uranus hat das kälteste planetare Atmosphärensystem im Sonnensystem, mit minimalen Temperaturen von -224 Grad Celsius.[568] Eine weitere Besonderheit ist die außergewöhnliche Achsneigung von etwa 98 Grad. Dies bedeutet, dass der Planet fast auf seiner Seite liegt, was zu extremen saisonalen Variationen führt.[569]

Neptun ist der achte und äußerste Planet des Sonnensystems. Trotz seiner etwas geringeren Größe im Vergleich zu Uranus weist er eine größere Masse auf, was auf seine dichtere Zusammensetzung hindeutet.[570] Seine tiefe blaue Farbe ist, ähnlich wie bei Uranus, auf das Methan in seiner Atmosphäre zurückzuführen.[571] Das Innere von Neptun besteht, wie das von Uranus, aus "Eis", aber es wird vermutet, dass tief im Inneren ein solider Kern vorhanden ist. Seine Atmosphäre enthält auch Wasserstoff und Helium, zusätzlich zu Methan und Ammoniak. Eines der bemerkenswertesten Merkmale von Neptun ist sein extrem windiges Wetter, mit den stärksten bekannten Winden im Sonnensystem, die Geschwindigkeiten von bis zu 2100 Kilometer pro Stunde erreichen können.

Die Erforschung von Eisriesen liefert wichtige Informationen über die Prozesse, die zur Entstehung und Entwicklung von Planetensystemen führen. Die genaue Zusammensetzung und Struktur von Uranus und Neptun sind immer noch aktive Bereiche der Forschung, und zukünftige Missionen zu diesen fernen Planeten könnten unser Verständnis ihrer einzigartigen Eigenschaften und der Geschichte unseres Sonnensystems erheblich verbessern.[572] Darüber hinaus wird angenommen, dass Eisriesen in anderen Sternensystemen häufig vorkommen. Daher könnte das Studium von Uranus und Neptun auch dazu beitragen, unser Wissen über die Eigenschaften und Entstehung von Exoplaneten zu erweitern.[573]

Terrestrische Planeten

Aufbau der Erde: Die wichtigsten Schalen und ihre durchschnittliche Tiefe (chemisches und rheologisches Modell vermischt)

Terrestrische Planeten sind Gesteinsplaneten wie die Erde und entstehen ebenfalls durch die Akkretion von Planetesimalen, jedoch in einem inneren, staubreicheren Bereich der protoplanetaren Scheibe, in dem es weniger Gas gibt.[574] Im Laufe der Zeit kollidieren und verschmelzen diese Planetesimale miteinander, wodurch ihre Masse zunimmt und sie schließlich zu erdähnlichen Planeten heranwachsen. Sie bestehen hauptsächlich aus silikatischen Gesteinen und Metallen und sind in der Regel dicht und haben eine feste Oberfläche, im Gegensatz zu Gasplaneten, die aus leichten Elementen wie Wasserstoff und Helium bestehen und keine feste Oberfläche haben. In unserem Sonnensystem fallen in diese Kategorie die vier innersten Planeten: Merkur, Venus, Erde und Mars. Ihre Bildung war nach etwa 10 bis 100 Millionen Jahren abgeschlossen, eine relativ kurze Zeitspanne im Vergleich zum Alter unseres Sonnensystems von etwa 4,6 Milliarden Jahren.[575]

Der innere Aufbau terrestrischer Planeten unterscheidet sich zwar von Planet zu Planet, aber sie teilen alle eine ähnliche grobe Struktur, bestehend aus einem Kern, einem Mantel und einer Kruste.[576] Der Kern ist das innere Zentrum des Planeten und besteht in der Regel aus schweren Metallen wie Eisen und Nickel. Bei der Erde ist der Kern in einen äußeren flüssigen und einen inneren festen Kern unterteilt. Der Mantel umgibt den Kern und besteht hauptsächlich aus silikatischen Mineralien. Bei der Erde ist der Mantel etwa 2.900 Kilometer dick und stellt den größten Teil des Planetenvolumens dar. Die äußerste Schicht ist die Kruste, die aus leichteren silikatischen Mineralien besteht. Auf der Erde ist die Kruste zwischen 5 und 70 Kilometer dick.

Zu den erdähnlichen Himmelskörpern innerhalb unseres Planetensystems zählen heute in der Planetologie neben Pluto aber auch der ähnlich aufgebauten Erdmond, die Jupitermonde Io und Europa sowie die größeren Eismonde wie Ganymed, Kallisto, Titan und Triton. Wenn auch diesen Eismonden der Eisenkern fehlt und an die Stelle des Silikatmantels ein Eismantel tritt, ähneln sie in ihrer Entstehung und Entwicklung den klassischen Gesteinsplaneten sehr.

Plattentektonik
Plattentektonik: Schematische Darstellung der Prozesse entlang der Plattengrenzen und wesentlicher damit einhergehender geologischer Erscheinungen

Die Plattentektonik, der Prozess, bei dem die Erdkruste in verschiedene Lithosphärenplatten gegliedert ist, die sich über den darunter liegenden Mantel bewegen, ist ein entscheidendes Merkmal des geologischen Verhaltens der Erde. Auf anderen terrestrischen Planeten in unserem Sonnensystem ist diese spezifische Art der Tektonik bisher nicht definitiv nachgewiesen worden. Es gibt aber einige Anzeichen dafür, dass der Mars in der Vergangenheit eine Form der Plattentektonik gehabt haben könnte. Forschungen haben jedenfall strukturelle Merkmale identifiziert, die auf eine frühere Plattentektonik hindeuten könnten.[577] Allerdings ist die Evidenz nicht eindeutig, und es gibt noch viele offene Fragen.

Die Venus zeigt zwar Anzeichen von tektonischer Aktivität, aber sie scheint anders zu sein als die Plattentektonik auf der Erde. Aufgrund der dicken und stabilen Kruste von Venus und dem Fehlen von Wasser, das als Schmiermittel in der Plattentektonik der Erde dient, ist es unwahrscheinlich, dass auf Venus eine Plattentektonik wie auf der Erde stattfindet.[578]

Es gibt keine Anzeichen dafür, dass Merkur eine Plattentektonik hat. Die Oberfläche des Planeten ist ähnlich der des Mondes sehr alt und zeigt viele Einschlagskrater, was auf einen Mangel an tektonischer Aktivität hinweist, die solche Merkmale ausgleichen würde.[579]

Ein aktives Forschungsthema ist die Möglichkeit von Plattentektonik auf einzelnen Monden. Europa, einer der größten Monde des Jupiter, ist bekannt für seine eisige Oberfläche. Es gibt Hinweise darauf, dass Europa eine Form der Plattentektonik haben könnte, allerdings mit Eis anstelle von Gestein. Untersuchungen deuten darauf hin, dass es eine Subduktion von Eisplatten geben könnte, ähnlich wie die Subduktion von Gesteinsplatten auf der Erde.[580] Ganymed, ein anderer Jupitermond, hat Anzeichen von tektonischer Aktivität gezeigt, die möglicherweise auf eine Art "Eis"-Plattentektonik hinweist. Allerdings ist die genaue Natur dieser tektonischen Aktivität noch nicht gut verstanden.[581]

Zusammenfassend lässt sich sagen, dass die Plattentektonik bislang ein einzigartiges Merkmal der Erde zu sein scheint. Es ist jedoch möglich, dass zukünftige Forschungen und Entdeckungen dieses Bild verändern könnten.

Exoplaneten

Größenvergleich zwischen der Sonne (links) und dem ultrakühlen Zwerg Trappist-1

Die Entdeckung von Exoplaneten, insbesondere solchen, die erdähnlich sind, ist ein wichtiger Schwerpunkt der modernen Astrophysik. Hier sind einige Beispiele für Exoplaneten, die als terrestrisch gelten und eine potenzielle Ähnlichkeit mit der Erde haben:

Kepler-186f wurde 2014 entdeckt und und liegt vermutlich am äußeren Rand der habitablen Zone seines Sterns, eines kühlen roten Zwergs der Spektralklasse M im nördlichen Sternbild Schwan, den er in einer Entfernung von 52,4 Millionen Kilometern in etwa 130 Erdentage umkreist. Er ist nur wenig größer und massereicher als die Erde. Seine Zusammensetzung und Struktur sind zwar noch nicht vollständig bekannt, aber es wird vermutet, dass er ein terrestrischer Planet sein könnte.[582]

Proxima Centauri b ist ein Exoplanet, der den der Sonne nächstgelegenen, Proxima Centauri, umkreist. Es wird angenommen, dass er eine feste Oberfläche hat und sich in der habitablen Zone seines Sterns befindet, was ihn ebenfalls zu einem Kandidaten für eine mögliche terrestrische Zusammensetzung macht.[583]

Das etwa etwa 40 Lichtjahre von der Erde entfernte TRAPPIST-1-System enthält sieben erdgroße Planeten, von denen drei – TRAPPIST-1e, f und g – in der habitablen Zone ihres Sterns, eines ultrakühlen roten Zwergs, liegen könnten. Basierend auf Schätzungen ihrer Größe und Masse wird angenommen, dass diese Planeten terrestrisch sind.[584]

Die innere Struktur der terrestrischen Planeten des inneren Sonnensystems neben der des Mondes im gleichen Größenverhältnis.

Migration von Planeten

Die planetare Migration spielt eine entscheidende Rolle bei der Entstehung und Entwicklung von Planetensystemen, da sie die Umlaufbahnen von Planeten verändern und somit die Architektur des gesamten Systems beeinflussen kann. Es gibt mehrere Mechanismen, die zur Migration von Planeten führen können, aber die häufigsten sind die Wechselwirkungen mit der protoplanetaren Scheibe und die gravitativen Wechselwirkungen zwischen Planeten.

Die planetare Migration durch Wechselwirkungen mit der protoplanetaren Scheibe wird als Typ-I- oder Typ-II-Migration bezeichnet, abhängig von der Masse des Planeten.[585] Während der Typ-I-Migration interagiert ein Planet mit geringer Masse (z. B. terrestrische Planeten) mit der protoplanetaren Scheibe und erzeugt Spiralwellen, die Drehmoment auf den Planeten ausüben und zu einer Änderung seiner Umlaufbahn führen.[586] Bei der Typ-II-Migration interagiert ein massereicher Planet (z. B. Gasriesen) mit der protoplanetaren Scheibe und erzeugt eine Lücke in der Scheibe, wodurch der Planet mit der Scheibe kohärent migriert.[587]

Die planetare Migration kann einen erheblichen Einfluss auf die Entstehung und Entwicklung von Planetensystemen haben, indem sie die Anordnung und Stabilität der Planeten verändert. Zum Beispiel können Gasriesen, die durch Migration näher an ihren Zentralstern heranrücken, die Bildung von terrestrischen Planeten in der habitablen Zone beeinträchtigen.[588] Die Entdeckung von Exoplaneten-Systemen mit "Hot Jupiters" (Gasriesen in engen Umlaufbahnen um ihre Sterne) hat gezeigt, dass die planetare Migration ein wichtiger Prozess in der Entwicklung von Planetensystemen ist.[589]

Wechselwirkungen mit der protoplanetaren Scheibe

Nach ihrer Entstehung können Planeten durch Wechselwirkungen mit der protoplanetaren Scheibe oder anderen Planeten ihre Umlaufbahnen ändern und somit migrieren.[585] Diese Migration kann dazu führen, dass Planeten näher an ihren Zentralstern oder weiter von ihnen entfernt landen, als ursprünglich gedacht. Dieser Prozess kann auch zur Entstehung von Exoplaneten-Systemen mit "Hot Jupiters" führen, bei denen Gasriesen in engen Umlaufbahnen um ihren Zentralstern kreisen.[589]

Gravitative Wechselwirkungen zwischen Planeten

Die planetare Migration kann auch durch gravitative Wechselwirkungen zwischen Planeten ausgelöst werden, die als planetarische Resonanzen oder Nahbegegnungen bezeichnet werden.[590] Diese Wechselwirkungen können dazu führen, dass Planeten ihre Umlaufbahnen ändern und in instabilen Regionen des Planetensystems migrieren. In einigen Fällen kann dies sogar dazu führen, dass Planeten aus dem System herausgeschleudert werden.[591]

Auflösung der Protoplanetaren Scheibe

Schließlich beginnt sich die protoplanetare Scheibe aufzulösen, was durch verschiedene Mechanismen geschehen kann, wie z. B. Sternwinde, die das Material aus der Scheibe entfernen[592], oder die Bildung von Planeten, die das Material der Scheibe verbrauchen[593]. Die Auflösung der Scheibe markiert das Ende der Hauptphase der Planetenbildung.

Zwergplaneten: Die unterschätzten Bewohner unseres Sonnensystems

Pluto, Aufnahme: Raumsonde New Horizons
Makemake und sein Mond S/2015 (136472) 1 (alias 'MK 2'), Aufnahme: Hubble-Weltraumteleskop
Ceres, Aufnahme: Raumsonde Dawn

Zwergplaneten sind Himmelskörper, die den Planeten in unserem Sonnensystem ähneln, jedoch nicht alle Kriterien erfüllen, die die Internationale Astronomische Union (IAU) zur Definition eines vollwertigen Planeten festgelegt hat. Diese spezielle Klasse von Objekten erhielt ihren Namen durch eine Resolution der IAU im Jahr 2006.[594] Die berühmtesten Beispiele für Zwergplaneten sind wohl Pluto, Eris, Haumea, Makemake und Ceres.

Gemäß der IAU-Definition muss ein Himmelskörper drei Kriterien erfüllen, um als Planet klassifiziert zu werden: Er muss sich auf einer Bahn um die Sonne befinden, genug Masse besitzen, um durch seine eigene Schwerkraft eine nahezu runde Form zu haben, und die Umgebung seiner Bahn von anderen Objekten gereinigt haben. Ein Zwergplanet erfüllt die ersten beiden Bedingungen, hat aber die letzte Bedingung, die Bahnbereinigung, nicht erfüllt.[595]

Die von der IAU beschlossene Unterscheidung von Planeten und Zwergplaneten ist keineswegs unumstritten. Ein zentraler Kritikpunkt ist die dritte Bedingung der IAU-Definition, dass ein Planet seine Umlaufbahn von anderen Objekten "gesäubert" haben muss. Dieses Kriterium ist insofern problematisch, als es nicht präzise definiert ist, was es bedeutet, eine Umlaufbahn zu "säubern". Es gibt keine spezifische Metrik oder einen quantitativen Grenzwert, der festlegt, wann ein Planet seine Bahn genug "gesäubert" hat, um als vollwertiger Planet zu gelten.[596]

Darüber hinaus ist dieses Kriterium auch in Bezug auf die Planeten in unserem eigenen Sonnensystem problematisch. Nach einer strengen Auslegung dieser Regel wären sogar die Erde, Mars, Jupiter und Neptun keine Planeten, da sie Trojaner-Asteroiden auf ihrer Umlaufbahn haben.[597]

Ein weiterer Kritikpunkt ist, dass die IAU-Definition die Rolle der Physik in der Planetendefinition herabsetzt. Einige argumentieren, dass ein Himmelskörper, der groß genug ist, um durch seine eigene Schwerkraft eine runde Form anzunehmen, als Planet betrachtet werden sollte, unabhängig von anderen Faktoren.[598]

Diese Kritikpunkte führten dazu, dass einige Mitglieder der astronomischen Gemeinschaft alternative Definitionen vorschlugen. Eine dieser Definitionen, die von einer Gruppe von Wissenschaftlern unter der Leitung von Alan Stern, dem Hauptforscher der New Horizons-Mission der NASA, vorgeschlagen wurde, bezeichnet als Planet jeden Himmelskörper im Sonnensystem, der durch seine eigene Schwerkraft eine runde Form annimmt. Nach dieser Definition gäbe es weit über 100 Planeten im Sonnensystem, einschließlich der derzeitigen Zwergplaneten und vieler Monde.[599]

Derzeit gibt es fünf offiziel anerkannte Zwergplaneten und darüber hinaus eine Reihe von Zwergplanetenkandidaten (siehe auch → Liste der Zwergplaneten des Sonnensystems).

Die offiziell anerkannten Zwergplaneten

Transneptunische Zwergplaneten (Plutoide)

Der Begriff "Plutoide" wurde von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) im Jahr 2008 eingeführt, um solche Zwergplaneten zu klassifieren, die jenseits der Umlaufbahn des Neptun unsere Sonne umlaufen.

  • Pluto war bis zur IAU-Entscheidung im Jahr 2006 als der neunte Planet unseres Sonnensystems bekannt. Er wurde 1930 entdeckt und ist der größte bekannte Zwergplanet in unserem Sonnensystem. Pluto hat fünf bekannte Monde, der größte davon ist Charon.[600]
  • Eris ist fast so groß wie Pluto und wurde 2005 entdeckt. Sie hat einen bekannten Mond namens Dysnomia. Die Entdeckung von Eris war einer der Auslöser für die Überprüfung der Planetendefinition durch die IAU.[601]
  • Haumea wurde 2004 entdeckt und ist durch ihre längliche Form einzigartig. Sie hat zwei bekannte Monde, Hi'iaka und Namaka. Haumea ist nach einer hawaiianischen Göttin benannt.[602]
  • Makemake ist etwas kleiner als Pluto und wurde 2005 entdeckt. Er hat einen bekannten Mond namens MK 2. Makemake ist nach einem Schöpfungsgott der Rapanui von der Osterinsel benannt.[603]
Zwergplanet im Asteroidengürtel (Ceres)
  • Ceres ist der kleinste der offiziell anerkannten Zwergplaneten und der einzige im Hauptasteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter. Ceres wurde 1801 entdeckt und war lange Zeit als der größte Asteroid bekannt, bevor er 2006 als Zwergplanet reklassifiziert wurde.[604]

Die Erforschung der Zwergplaneten gibt tiefe Einblicke in die Entstehung und Entwicklung unseres Sonnensystems. Mit den Fortschritten in der Technologie und der Weltraumforschung wird es möglich, diese fernen Objekte auch aus nächster Nähe zu untersuchen. Die NASA-Mission "New Horizons", die 2015 an Pluto vorbeiflog,[605] und die Mission "Dawn", die 2015 Ceres erreichte,[606] sind dafür bemerkenswerte Beispiele.

Objekte planetarer Masse (Planemos)

Objekte planetarer Masse, oft als "Planemos" abgekürzt (von englisch planetary-mass objects, kurz PMO), sind Himmelskörper, die eine ähnliche Masse wie Planeten haben. Sie können sich in einer Vielzahl von Umgebungen bilden und unterschiedliche Bahnen haben. Einige sind an Sterne gebunden und ähneln den Planeten in unserem eigenen Sonnensystem, während andere frei im Weltraum schweben. Per Definition sind Planemos größer als Kleinkörper (Asteroiden und Kometen) und annähernd kugelförmig, da sie das hydrostatische Gleichgewicht erreicht haben. Anderseits sind sie kleiner als Braune Zwerge und haben damit weniger als etwa etwa 13 Jupitermassen, die ein Objekt minimal für die Deuteriumfusion benötigt. Das entspricht insgesamt in etwa einer Spannweite von ungefähr 0,001 bis 13 Jupitermassen.[607]

Zu beachten ist, dass nicht alle Planemos als "Planeten" im strengen Sinne betrachtet werden. Die Internationale Astronomische Union definiert einen Planeten als ein Objekt, das eine Umlaufbahn um die Sonne hat, über genug Masse verfügt, um eine runde Form zu erreichen, und das Gebiet um seine Umlaufbahn von anderen großen Körpern "geräumt" hat. Einige Planemos erfüllen diese Kriterien nicht, weil sie nicht an einen Stern gebunden sind oder nicht in einer protoplanetaren Scheibe entstanden sind.[608]

Typen von Planemos

Es gibt viele verschiedene Arten von Planemos, einschließlich, aber nicht beschränkt auf:

Exoplaneten

Exoplaneten sind Planeten, die Sterne außerhalb unseres Sonnensystems umkreisen. Sie variieren stark in Größe, Masse und Zusammensetzung, von erdähnlichen "Super-Erden" bis hin zu gasförmigen "Hot Jupiters". Seit der Entdeckung des ersten Exoplaneten 1995 wurden Tausende solcher Objekte entdeckt.[609]

Vagabundierende Planeten

Diese auch als Rogue- oder Freifliegende Planeten bezeichneten Objekte sind nicht an einen bestimmten Stern gebunden. könnten ursprünglich in einem Sternsystem entstanden sein und wurden dann durch gravitative Wechselwirkungen mit anderen Körpern aus dem System geworfen. Alternativ könnten sie sich unabhängig in interstellaren Wolken gebildet haben, ähnlich wie Sterne und Braune Zwerge.[610] Rogue-Planeten sind schwer zu erkennen, aber es wird angenommen, dass es möglicherweise Milliarden von ihnen in unserer Galaxie gibt.[611]

Sub-Brown Dwarfs
Größenvergleich zwischen unserer Sonne, dem Sub-Brown Dwarf Cha 110913-773444 und dem Riesenplaneten Jupiter.

Sub-Brown Dwarfs sind zu massereich, um als Planeten betrachtet zu werden, haben aber nicht genug Masse, um die Fusion von Deuterium zu unterstützen, die typisch für braune Zwerge ist. Sie bilden eine Art Zwischenstufe zwischen Planeten und Sternen und ähneln in vielerlei Hinsicht Braunen Zwergen und Riesenplaneten, unterscheiden sich jedoch in Bezug auf ihre Bildungsprozesse und manchmal in ihrer Zusammensetzung. Es wird angenommen, dass sich Sub-Brown Dwarfs auf die gleiche Weise bilden wie Sterne, durch den Kollaps einer Gas- und Staubwolke, und nicht durch Akkretion in einer protoplanetaren Scheibe, wie es bei den meisten Planeten der Fall ist.

Sub-Brown Dwarfs können frei im Raum schweben oder sich in Umlaufbahnen um Sterne oder andere Sub-Brown Dwarfs bewegen. Sie können eine Atmosphäre, Magnetfelder und möglicherweise sogar Wolken und Stürme haben, ähnlich wie Gasriesenplaneten. Aufgrund ihrer geringen Masse und geringen Helligkeit sind sie jedoch schwer zu entdecken und zu studieren.

Die genaue Grenze zwischen Sub-Brown Dwarfs und anderen Arten von Objekten ist Gegenstand aktueller Forschung und Debatte. Einige Wissenschaftler argumentieren, dass die Fähigkeit zur Deuteriumfusion eine nützliche Grenze ist, andere schlagen vor, dass Unterschiede in der Bildung und Zusammensetzung berücksichtigt werden sollten.[607]

Entstehung und Eigenschaften von Planemos

Es wird angenommen, dass sich Planemos auf verschiedene Arten bilden können. Einige, insbesondere Exoplaneten, könnten sich in einer protoplanetaren Scheibe aus Gas und Staub gebildet haben, die einen jungen Stern umgibt. Andere könnten sich ähnlich wie Sterne gebildet haben, durch den gravitativen Zusammenbruch einer Wolke aus Gas und Staub. Nach dieser Theorie könnten einige freifliegende Planemos tatsächlich „gescheiterte Sterne“ sein, die nicht genug Masse hatten, um die Fusion von Wasserstoff zu beginnen.[612] Erdähnliche Exoplaneten könnten feste Oberflächen und möglicherweise sogar Ozeane und Leben haben. Rogue-Planeten, die von ihrem Heimstern abgeschnitten sind, könnten dunkel und eiskalt sein, aber einige könnten auch durch geothermische oder Gezeitenheizung eine gewisse innere Wärme behalten.[613]

Obwohl bereits viel über Planemos gelernt wurde, bleiben noch viele Fragen offen. Wie viele freifliegende Planeten gibt es in unserer Galaxie? Wie ähnlich oder unterschiedlich sind vagabundierende Planeten im Vergleich zu Planeten, die Sterne umkreisen? Wie genau bilden sie sich, und wie oft werden sie aus ihren Heimsystemen geworfen? Mit fortlaufender Forschung werden wir hoffentlich immer mehr über diese faszinierenden Objekte lernen.

Es gibt eine Vielzahl von Methoden, um Objekte planetarer Masse zu entdecken und zu studieren, einschließlich direkter Bildgebung, Transitbeobachtungen, Radialgeschwindigkeitsmessungen und Gravitationslinseneffekte.[614] Mit fortschrittlicheren Teleskopen und Beobachtungstechniken wird erwartet, dass in den kommenden Jahren noch mehr Planemos entdeckt und studiert werden können. Trotz der Herausforderungen, die mit der Beobachtung dieser oft dunklen und weit entfernten Objekte verbunden sind, stellt die Erforschung von Planemos eine aufregende neue Grenze in unserem Verständnis des Universums dar. Von den nahegelegenen Exoplaneten bis zu den entfernten freifliegenden Planeten bieten diese Objekte eine Vielzahl von Umgebungen, die neue und unerwartete Phänomene aufdecken könnten. Durch die weitere Untersuchung von Planemos und ähnlichen Körpern können wir unser Verständnis der Prozesse, die zur Bildung und Entwicklung von Planetensystemen führen, weiter verfeinern.

Monde: Die treuen Begleiter der Planeten

Unser Sonnensystem beherbergt nicht nur die acht bekannten Planeten und eine Reihe von Zwergplaneten und Kleinplaneten, sondern auch eine Fülle von Monden, die diese begleiten. Außer den beiden innersten Planeten Merkur und Venus haben alle Planeten einen oder mehrere Begleiter. Der Saturn verfügt nach heutigem Wissensstand (Juni 2023) über nicht weniger als 146 kleinere und größere Monde[615] und Jupiter immerhin über 95.[616] Selbst der Zwergplanet Pluto wird von 5 Trabanten umkreist.[616] Darüber hinaus verfügen alle vier Gasplaneten unseres Sonnensystems über mehr oder weniger stark ausgeprägte Ringsysteme, von denen die Ringe des Saturn am bekanntesten und schon mit kleinen Amateurteleskopen gut zu beobachten sind. Planeten-Mond-Systeme, bei denen die beiden Himmelskörper nach Größe und Masse vergleichbar sind, werden gelegentlich auch als Doppelplanetensysteme bezeichnet, für die es jedoch keine allgemein akzeptierte Definition gibt und die Klassifizierung je nach wissenschaftlicher Gemeinschaft variieren kann. Ursprünglich wurde dieses Bezeichnung aufgrund der ungewöhnlichen Größe useres Mondes für das Erde-Mond-System verwendet. Ein prominentes Beispiel für ein Doppelplanetensystem ist das System Pluto-Charon. Beide Himmelskörper haben eine vergleichbare Größe, und ihr gemeinsamer Schwerpunkt liegt - anders als beim Erde-Mond-System - außerhalb des Körpers von Pluto. Da Pluto nach der Definition der International Astronomical Union (IAU) Pluto ein Zwergplanet ist, werden Pluto und Charon daher (inoffiziell) auch als als "Doppelzwergplaneten" bezeichnet.

Doch beginnen wir nun mit unserem eigenen und einzigen natürlichen Satelliten, dem Mond, der uns nicht nur am nächsten steht, sondern auch von allen Monden unseres Sonnensystems am gründlichsten erforscht ist.

Unser Mond

Unser Mond von der Erde aus gesehen.

Der Erdmond ist der fünftgrößte Mond im Sonnensystem. Seine im reflektierten Sonnenlicht hell silbergräulich erglänzende Oberfläche ist von unzähligen Kratern, Mare (von lat. mare „Meer“) und Bergen markant geprägt. Die Krater sind durch Meteoriteneinschläge entstanden und aufgrund der seit langen Zeiten nur mehr sehr geringeren geologische Aktivität bis heute erhalten geblieben sind. Große Krater haben einen Durchmesser von mehr als 20 km. Wichtige Forschungsmissionen wie die zwischen 1961 und 1972 betrieben Apollo-Missionen der NASA und die von 2009 - 2016 durchgeführte Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO)-Mission haben dazu beigetragen, unser Wissen über Mondkrater zu erweitern. Die erste bemannte Mondlandung erfolgte durch die Apollo-11-Mission am 20. Juli 1969. Nach fünf weiteren erfolgreichen Landungen wurde das Apollo-Programm schließlich mit Apollo 17 aufgrund der enormen Kosten eingestellt.

Durch die Sammlung von Gesteinsproben, die Kartierung der Mondoberfläche und hochauflösende Bilder konnten Wissenschaftler detaillierte Untersuchungen zu den Eigenschaften und der Verteilung von Mondkratern durchführen. Die Analysen beruhen auf dem von den Apollo-Missionen und den unbemannten sowjetischen Luna-Sonden gesammelten Mondgestein, aber auch auf Material, das durch Einschläge aus der Oberfläche des Mondes herausgeschleudert wurde und in Form von Meteoriten auf die Erde fiel. Zukünftige Mond-Missionen, wie das 2019 initiierten Artemis-Programm der NASA, das ab 2026–2028 wieder bemannte Mondlandungen ermöglichen soll, und auch andere internationale Mondmissionen, sind weitere Erkenntnisse über die Entstehung und Klassifizierung von Mondkratern und Mondgesteinen zu erwarten. Mondkrater können verschiedene Formen haben, von einfachen runden Schüsseln bis hin zu komplexeren Strukturen mit zentralen Bergen oder ringförmigen Gebirgszügen. Die Form eines Kraters hängt von verschiedenen Faktoren ab, einschließlich des Winkels des Einschlags, der Geschwindigkeit des Meteoroiden und der Beschaffenheit des Mondgesteins. Die Tiefe von Mondkratern variiert ebenfalls stark. Kleinere Krater können nur wenige Meter tief sein, während größere Becken eine Tiefe von mehreren Kilometern erreichen können. Die genaue Tiefe eines Kraters kann durch Messungen der Schattenwürfe und die Analyse von Oberflächenstrukturen bestimmt werden. Die geologische Altersbestimmung von Mondkratern erfolgt durch verschiedene Methoden, wie zum Beispiel die Anzahl der Überlagerungen von Kratern, sowie Gesteinsdatierungen und die Analyse der geologischen Schichten.

Obwohl es in der Vergangenheit vulkanische Aktivitäten aud dem Mond gab, sind diese heute weitgehend erloschen. Die Mondgesteine weisen im Vergleich zu den Gesteinen der Erde eine geringere Vielfalt auf. Die meisten Mondgesteine bestehen aus Basalt, das bei vulkanischen Aktivitäten entstanden ist. Die Mare sind mit diesem dunklem Basalt gefüllt, was ihnen ihr charakteristisches Erscheinungsbild verleiht. Diese Ebenen wurden durch die vulkanische Aktivitäten vor Milliarden von Jahren gebildet. Während die Erdkruste, die aus verschiedenen tektonischen Platten besteht, die sich gegeneinander bewegen, durch die Plattentektonik geprägt ist, gibt es auf dem Mond keine Plattentektonik.[617] Im Vergleich zur Erde hat der Mond auch keine nennenswerte Atmosphäre. Während die Erdatmosphäre vielfältige Prozesse beeinflusst, wie Erosion, Wetter- und Klimaveränderungen sowie das Vorhandensein von flüssigem Wasser, ist die Oberfläche des Mondes stark von den Auswirkungen des Weltraums und des Sonnenwinds geprägt. Das Fehlen einer Atmosphäre auf dem Mond bedeutet, dass keine Erosion durch Wind oder fließendes Wasser stattfindet und der Mond uns nur ein vergleichsweise starres, totes Antlitz bietet.

Der Mond hat einen Durchmesser von etwa 3.474 Kilometern und eine Masse von rund 7,346 · 1022 kg, was ungefähr 1/81 der Erdmasse (5,974 · 1024 kg) entspricht, und umrundet die Erde in einem mittleren Abstand von nur rund 384.400 Kilometern. Er bewegt sich damit genauer betrachtet immer noch in den verdünntesten Ausläufern der Erdatmosphäre, die nach neueren Messungen mit hochempfindlichen Messinstrumenten etwa 630.000 km weit ins Weltall hinausreicht, was immerhin rund 50 Erddurchmessern oder nahezu der doppelten Entfernung des Mondes entspricht. Die Erdatmosphäre besteht dort nur mehr aus feinsten Spuren von Wasserstoff, der das UV-Licht streut und einen typischen spektralen Fingerabdruck hinterlässt, der auch als Geokorono bezeichnet wird[618][619]. Genau genommen kann man von einer definitiven Grenze der Erdatmosphäre nicht sprechen, da die Gasdichte nach außen hin kontinuierlich abnimmt und gleitend in das Hochvakuum des interplanetaren Raums übergeht.

Das Erde-Mond-System

Das Erde-Mond-System:Erde und Mond kreisen um ihren gemeinsamen Schwerpunkt – nicht maßstabsgetreue Illustration
Die Schlangenlinien der Erde
schwarz: Elliptische Keplerbahn des Schwerpunkts des Erde-Mond-Systems
Schlangenlinien der Erdbahn:
rot: größte Sonnennähe/„Perihel 1989“ am 1. Januar bei abnehmendem Mond.
blau: größte Sonnennähe/„Perihel 2020“ am 5. Januar bei zunehmendem Mond.
Die Abweichungen von der Ellipsenbahn sind 1000-fach vergrößert dargestellt.[620]

Gemeinsam bilden Erde und Mond das Erde-Mond-System, das sich in einer komplexen Dynamik um das gemeinsamen Schwerezentrum bewegt, das seinerseits wieder den komplexen Bewegungen folgt, die unser gesamtes Sonnensystem mit der Sonne als Gravitationszentrum durch den Kosmos führen. Nicht der Erdmittelpunkt, sondern der gemeinsame Schwerpunkt des Erde-Mond-Systems, der noch innerhalb der Erde in einer Tiefe von ca. 1700 km liegt, bewegt sich auf einer elliptischen Kepler-Bahn um die Sonne. Da der Mittelpunkt der Erde im Mittel noch etwa 4670 km tiefer liegt, schwingt er bei seiner Fahrt um die Sonne in einer schlängelnden Linie um die Ellipsenbahn. Die Erde erreicht daher ihre größte Sonnennähe in der Regel nicht genau im Perihel der Keplerbahn, sondern, abhängig von der jeweiligen Mondphase, bei abnehmendem Mond etwas früher und bei zunehmendem Mond etwas später. Bei Halbmond ist die Zeitdifferenz am größten und kann bis zu 32 Stunden betragen. Absolut gemessen erreicht die Erde bei Vollmond, wenn also die Erde genau zwischen Mond und Sonne steht, ihre größte Sonnennähe. Bei Neumond hingegen ist die größte Sonnennähe, die die Erde erreichen kann, vergleichsweise kleiner. [621]

Eine der herausragendsten Dynamiken im Erde-Mond-System sind die Gezeitenkräfte, die aufgrund der gemeinsamen Anziehungskräfte des Mondes und der Sonne entstehen. Sie lassen nicht nur die Wassermassen der Erde rhythmisch steigen und fallen und erzeugen so die Tiden, sondern wirken auch auf die Atmosphäre, den Erdmantel und die Festlandmassen und deformieren sie beständig. Sie verleihen damit den festen, flüssigen und luftförmigen Erdensphären eine durch die wechselnden kosmischen Konstellationen bedingte lebendige Beweglichkeit, die ohne unseren Mond nicht in diesem Maße vorhanden wäre.

Die Gezeitenreibung ist ein weiterer wichtiger Aspekt der Dynamik des Erde-Mond-Systems. Durch die Gezeitenreibung wird die Energie der Gezeitenbewegung in Wärme umgewandelt. Diese Reibungswärme führt zu einer Verlangsamung der Rotation der Erde und einer allmählichen Erhöhung der Umlaufbahn des Mondes. Die Gezeitenreibung hat im Laufe der Zeit zu einer Synchronisation der Umdrehungs- und Umlaufzeiten beider Körper geführt, was dazu führt, dass der Mond immer dieselbe Seite zur Erde zeigt. Dies wird als "gebundene Rotation" bezeichnet. Aufgrund dieser Gezeitenbindung gibt es auf der erdabgewandten Seite des Mondes Gebiete, die noch nie direktes Sonnenlicht gesehen haben und dauerhaft im Schatten liegen.[622]

Der Mond spielt auch eine wichtige Rolle bei der Stabilisierung der Achsneigung der Erde. Die Neigung der Erdachse zur Ekliptik bleibt dank der Schwerkraftwechselwirkungen mit dem Mond relativ konstant, was die Klima- und Jahreszeitenzyklen auf der Erde beeinflusst. Ohne den Mond wären die Schwankungen der Erdachse viel größer, was zu erheblichen Auswirkungen auf das Klima führen könnte.[623]

Die Libration ist ein Phänomen, bei dem der Mond scheinbar eine geringfügige seitliche Bewegung zeigt, wenn er um die Erde kreist. Diese scheinbare Bewegung ist das Ergebnis der elliptischen Umlaufbahn des Mondes und der Tatsache, dass er sich nicht genau in der Äquatorebene der Erde befindet. Die Libration ermöglicht es, geringfügige Einblicke in Bereiche der Mondoberfläche zu erhalten, die normalerweise von der Erde aus nicht sichtbar sind.[624]

Die langfristige Stabilität des Erde-Mond-Systems ist ein weiterer wichtiger Aspekt der Dynamik. Durch numerische Simulationen und Berechnungen konnte gezeigt werden, dass das Erde-Mond-System über Milliarden von Jahren hinweg stabil geblieben ist. Die Wechselwirkungen zwischen der Erde und dem Mond haben sich im Laufe der Zeit entwickelt, wobei die Gezeitenkräfte und die Gezeitenreibung eine entscheidende Rolle spielten. Diese Stabilität ermöglichte es, dass der Mond die Erde weiterhin begleitet und das heutige Erde-Mond-System entstehen konnte.[625]

Entstehung des Mondes

Es gibt mehrere Theorien über die Entstehung des Mondes, von denen einige noch immer diskutiert werden, während andere mittlerweile als überholt gelten.

Kollisionstheorie (Große Kollisionstheorie)

Die Kollisionstheorie, die 1975 von William K. Hartmann und Donald R. Davis 1975 entwickelt wurde[626], ist die derzeit am weitesten akzeptierte Theorie zur Entstehung des Mondes. Sie besagt, dass der Mond vor etwa 4,5 Milliarden Jahren entstand, als ein marsgroßer Himmelskörper namens Theia mit der jungen Erde kollidierte. Diese Kollision führte zur Ablösung von Material von der Erde, das schließlich zu einer Akkretionsscheibe um die Erde führte, aus der der Mond entstand. Diese Theorie wird durch computerbasierte Modelle und geochemische Analysen gestützt.[627]

Schwesterplanet-Theorie

Die Schwesterplanet-Theorie zur Entstehung des Erdmondes ist eine alternative Hypothese zur Entstehung des Mondes. Gemäß dieser Theorie wird angenommen, dass der Mond nicht durch eine Kollision zwischen der frühen Erde und einem anderen Körper entstanden ist, sondern dass er in derselben protoplanetaren Scheibe wie die Erde entstanden ist. Sie wurde schon von Immanuel Kant in seiner 1755 veröffentlichten Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels vertreten. Nach seiner Theorie bildeten sich die Erde und der Mond gleichzeitig aus demselben Material, das Kant als Urnebel bezeichnete. Angenommen wird nach der Schwesterplanet-Theorie, dass die beiden Himmelskörper bereits in ihren Anfangsstadien in ihrer relativen Größe und Zusammensetzung ähnlich waren, wobei die Schwerkraft die Materie ansammelte und die beiden Körper in ihren jeweiligen Bahnen um die Sonne stabilisierte. Unverständlich bleibt nach dieser Theorie, warum sich die Dichte beziehungsweise der Anteil der leichtflüchtigen Elementen sowie von Eisen bei Erde und Mond so stark voneinander unterscheiden. Auch die starke Neigung die Ebene der Mondbahn gegenüber der Ebene der Erdbahn, die immerhin rund 5 Grad beträgt, wird dadurch nicht plausibel. Ebenso findet der hohen Anteil des Bahndrehimpulses des Mondes verglichen mit dem der Erde keine befriedigende Erklärung.[628] Konkret durchgerechnet wurde dieses Modell erstmals von Carl Friedrich von Weizsäcker in seiner 1944 veröffentlichten und damals bahnbrechenden Arbeit „Über die Entstehung des Planetensystems“.[629] Weizsäcker geht in dieser Arbeit davon aus, dass sich in einer um die Sonne rotierenden, stark abgeplatteten Gashülle (der protoplanetaren Scheibe) ein Muster turbulenzbedingter Wirbel gebildet habe. Eine geeignete Kombination der Rechtsdrehung der einzelnen Wirbel mit der Linksdrehung des Gesamtsystems könne dann dazu führen, dass sich einzelne Elemente der Scheibe in Keplerschen Bahnen um die Zentralmasse (die Sonne) bewegen. Die Planeten hätten sich dann durch Zusammenlagerung kleiner Brocken kondensierter schwerer Elemente gebildet. Auf ähnliche Weise würden auch die Monde aus kleineren Gashüllen entstehen, die sich um die Planeten ausbilden.[630]

Abspaltungstheorie

Die Abspaltungstheorie besagt, dass der Mond sich von der noch heißen, zähflüssigen Erde abgespalten hat, als diese sich noch in einem schnellen Rotationszustand befand. Dadurch soll sich ein großer „Tropfen“ aus weniger dichtem Material abgespalten haben, der allmählich abkühlte und sich zu unserem Mond verfestigte. Diese Theorie wurde ursprünglich vorgeschlagen, um die Tatsache zu erklären, dass der Mond eine vergleichsweise geringe Dichte aufweist. Allerdings konnten weitere Untersuchungen zeigen, dass die Rotationsgeschwindigkeit der Erde nicht ausreicht, um diese Spaltung zu erklären. Daher wird diese Theorie heute weitgehend verworfen.[631]

Einfang-Theorie

Die Einfang-Theorie besagt, dass der Mond ursprünglich unabhängig von der Erde im Weltraum existierte und dann durch die Anziehungskraft der Erde eingefangen wurde. Diese Theorie konnte jedoch nicht ausreichend erklären, warum der Mond bei den leichtflüchtigen Elementen und beim Eisen ein Defizit gegenüber der Erde hat. Auch die ähnliche isotopischen Zusammensetzung lässt sich dadurch nicht erklären. Daher wird sie heute ebenfalls nicht mehr als wahrscheinliche Entstehungstheorie angesehen.[632]

Die Monde des Mars: Phobos und Deimos

Farbbild von Phobos, aufgenommen vom Mars Reconnaissance Orbiter am 23. März 2008.
Dieses Computermosaik wurde mit Bildern erstellt, die vom Viking Orbiter 1977 während einer seiner Annäherungen an den kleineren Marsmond Deimos aufgenommen wurden.

Die beiden Marsmonde wurden im Jahr 1877, in dem die Bedingungen zur Beobachtung des Mars besonders günstig waren, von dem amerikanischen Astronomen Asaph Hall (1829-1907) entdeckt.

Phobos

Phobos ist der größere der beiden Marsmonde. Er hat eine unregelmäßige, längliche Form mit Abmessungen von etwa 26,8 km × 22,4 km × 18,4 km und eine mittlere Dichte von 1,887 g/cm3, was wesentlich geringer als die Dichte des Mars ist, die ungefähr 3,933 g/cm3 beträgt. Die Oberfläche von Phobos besteht hauptsächlich aus regolithischem Material, das sich aus Staub, Gesteinsbrocken und Einschlagsmaterial zusammensetzt. Die genaue Zusammensetzung wird durch laufende Forschungsmissionen weiter untersucht. Aufgrund seiner geringen großen Bahnhalbachse von 9378 km umkreist Phobos den Mars in einer sehr geringen Höhe von nur etwa 6.000 Kilometern über der Oberfläche des Planeten. Diese Umlaufbahn ist so niedrig, dass Phobos in absehbarer Zeit aufgrund der Gezeitenkräfte in Richtung Mars stürzen wird. Seine Entstehungsgeschichte ist immer noch Gegenstand wissenschaftlicher Debatten. Eine gängige Theorie besagt, dass Phobos ein eingefangener Asteroid sein könnte, der von der Anziehungskraft des Mars gefangen wurde.

Deimos

Deimos ist kleiner als Phobos und hat eine längliche, unregelmäßige Form mit Abmessungen von rund 15,0 km × 12,2 km × 10,4 km eine noch kleinere mittlere Dichte von 1,471 g/cm³.[633] Deimos umkreist den Mars in einer höheren Umlaufbahn als Phobos, in einer Entfernung von etwa 23.500 Kilometern über der Oberfläche des Planeten. Die große Halbachse seiner Bahn misst etwa 23.459 km. Ähnlich wie Phobos ist auch Deimos von Kratern und Rillen zerfurcht. Auch für Deimos wird vermutet, dass er ein eingefangener Asteroid ist, der von der Anziehungskraft des Mars festgehalten wurde.

Die Ringsysteme der vier äußeren Planeten

Wie schon eingangs erwähnt, verfügen die vier äußeren großen Gasplaneten unseres Sonnensystems über ausgedehnte Ringsysteme und eine Vielzahl von Monden. Planetarische Ringe, die als Scheiben oder Ringe von Staub, Gestein und Eis um Planeten herum zirkulieren, sind eine komplexe Manifestationen der Schwerkraftwirkung und des Drehimpulses unseres Sonnensystems.

Die Entstehung von Planetenringen ist Gegenstand laufender Forschung, doch existieren dazu bereits verschiedene Theorien. Eine populäre Theorie ist, dass die Ringe aus Material bestehen, das niemals Teil eines Mondes wurde, sondern unmittelbar aus der protoplanetaren Scheibe stammt, aus der sich auch der Planet gebildet hat. Eine andere Theorie besagt, dass Ringe durch die Zerstörung eines Mondes entstehen könnten, der zu nahe an den Planeten herankam und durch Gezeitenkräfte auseinandergerissen wurde.[634] Eine weitere Theorie behauptet, dass die Ringe das Ergebnis von Kollisionen zwischen Monden oder zwischen einem Mond und einem Kometen sind.[635] In jedem dieser Szenarien erzeugen die Schwerkraft des Planeten und die durch dessen Rotation bedingte Zentrifugalkraft ein empfindliches Gleichgewicht, das dazu führt, dass das Material in einer Scheibe um den Planeten zirkuliert.

Planetenringe sind in ihrer Zusammensetzung und Struktur unterschiedlich. Das bekannteste und ausgeprägteste Ringsystem - das des Saturns - besteht hauptsächlich aus Eispartikeln mit einem kleineren Anteil von Fels- und Staubpartikeln.[636] Die Ringe des Uranus und Neptuns enthalten mehr Fels- und Staubpartikel.

Eine wichtige Eigenschaft der Ringe ist ihre strukturelle Anordnung. Die Ringe des Saturns beispielsweise sind nicht durchgehend, sondern bestehen aus zahlreichen kleineren Ringen, die durch sogenannte Ringlücken getrennt sind. Diese Lücken können durch die Schwerkraft von kleinen Monden - sogenannten "Hirtenmonden" - erzeugt werden, die innerhalb des Ringsystems zirkulieren.[637]

Eine weitere interessante Eigenschaft ist die Albedo, oder die Reflektivität der Ringe. Die Ringe des Saturns haben eine hohe Albedo, da sie hauptsächlich aus Eis bestehen, das das Sonnenlicht stark reflektiert. Die dunkleren Ringe des Uranus und Neptuns reflektieren weniger Licht, was auf ihren höheren Anteil an dunklen, felsigen Materialien hinweist.

Die Bewegung und Verteilung der Partikel in den Ringen sind ebenfalls von Interesse. Die Partikel in den Ringen bewegen sich in keplerschen Bahnen um ihren Planeten, wobei sich Partikel näher am Planeten schneller bewegen als solche weiter weg. Dies kann zu komplexen Interaktionen und Wellenmustern in den Ringen führen.[638]

Die Dicke der Ringe ist ein weiterer wichtiger Aspekt. Obwohl die Ringe von der Seite aus betrachtet sehr dünn erscheinen, haben sie tatsächlich eine gewisse Dicke. Die genaue Dicke hängt vom spezifischen Ring und seiner Entfernung zum Planeten ab, kann aber im Allgemeinen einige Meter bis einige Kilometer betragen.[639]

Das Studium der planetarischen Ringe ist ein aktives Gebiet der Weltraumforschung. Zukünftige Missionen zu den äußeren Planeten könnten unser Verständnis der Ringe weiter vertiefen und dazu beitragen, einige der ungeklärten Fragen zu beantworten, wie zum Beispiel das genaue Alter der Ringe und die Rolle, die sie bei der Entstehung und Entwicklung von Planetensystemen spielen.

Die Monde Jupiters und sein Ringsystem

Voyager-Sonde mit Scan-Plattform (oben), Parabolantenne (Mitte), Radionuklid-Batterien (darunter, hellblau) und Empfängerantennen für schwache Magnetfelder, Plasma- und Radiowellen
Die Raumsonde Galileio wird für den Start vorbereitet. Aufgenommen am 3. August 1989
Die Tochtersonde von Galileo während der Startvorbereitungen
Jupiter mit seinem berühmten Großen Roten Fleck.

Jupiter, der größte und massereichste Planet unseres Sonnensystems, wird nach aktuellem Wissensstand von 95 Monden begleitet.[616] Die Jupitermonde können nach ihrem Umlaufsinn in zwei Gruppen eingeteilt werden. Die inneren sind prograde (rechtläufige) Monde, die den Jupiter im gleichen Drehsinn wie dessen Rotation um die eigene Achse umrunden, die äußeren retrograde (rückläufige) Monde, die entgegengesetzt dazu umlaufen.

Die genaue Entstehungsgeschichte der Jupitermonde ist noch Gegenstand wissenschaftlicher Untersuchungen. Eine gängige Theorie besagt, dass die galileischen Monde während der frühen Phase des Sonnensystems durch die Akkretion von Material in der protoplanetaren Scheibe um den jungen Jupiter entstanden sind. Es wird angenommen, dass die kleineren Monde des Jupiter entweder eingefangene Asteroiden oder Überbleibsel aus Kollisionen mit anderen Himmelskörpern sind.

Die Erforschung der Jupitermonde begann mit den ersten Vorbeiflügen der Pioneer- und Voyager-Missionen in den 1970er und 1980er Jahren. Diese Missionen lieferten wertvolle Informationen über die Größe, Zusammensetzung und Oberflächeneigenschaften der Monde. Später folgten die Galileo-Mission (1989-2003) und die Juno-Raumsonde, die seit 2016 um den Jupiter kreist.

Die am 18. Oktober 1989 gestartete Galileo-Mission war bahnbrechend für die Erforschung des Jupiter und seiner Monde.[640][641] Galileo nutzte eine Reihe von Swing-by-Manövern, um ihre Flugbahn zum Jupiter zu optimieren und ihre Energieeffizienz zu maximieren. Diese Manöver wurden von einer Reihe von Experten und Navigationsingenieuren sorgfältig geplant, um die genaue Flugbahn der Sonde zu berechnen und sicherzustellen, dass sie die richtige Position für den nächsten Vorbeiflug erreicht. Dies erforderte eine präzise Navigation und Berechnung der Flugbahn unter Berücksichtigung der Gravitationskräfte und der Position der Planeten. Die Manöver basierten auf dem Prinzip der Gravitationsassistenz, bei dem die Schwerkraft eines Planeten genutzt wird, um die Flugbahn und Geschwindigkeit einer Raumsonde zu ändern. Die Swing-by-Manöver der Galileo-Mission wurden geschickt geplant, um die Raumsonde an mehreren Planeten vorbeizuführen, darunter Venus und Erde, um ihre Flugbahn zum Jupiter zu optimieren. Im Februar 1990 nutzte Galileo die Schwerkraft der Venus, um seine Flugbahn zu beeinflussen. Während des Vorbeiflugs an Venus wurde die Geschwindigkeit der Sonde durch die gravitative Anziehung der Venus erhöht, wodurch Galileo seine Flugbahn zur Sonne hin ändern und seine Geschwindigkeit im Hinblick auf den Jupiter erhöhen konnte. Im Dezember 1990 und im Dezember 1992 nutzte Galileio die Erde für weitere Swing-by-Manöver. Bei jedem Vorbeiflug an der Erde wurde die Geschwindigkeit von Galileo erneut durch die Gravitationskraft der Erde erhöht. Diese Manöver halfen, die Flugbahn der Sonde weiter zu optimieren und ihre Geschwindigkeit in Richtung Jupiter zu steigern.

Noch im Anflug auf den Jupiter konnte Galileio aus einer Entfernung von 1,6 AE Bilder von den Trümmern des aufgrund der Gezeitenkräfte innerhalb der Roche-Grenze in 21 Bruchstücke zerfallenen Kometen Shoemaker-Levy 9 übermitteln, die zwischen dem 16. Juli und dem 22. Juli 1994 in die südliche Hemisphäre Jupiters mit einer Geschwindigkeit von 60 km/s einschlugen. Dabei wurde die gewaltige Energiemenge von 50 Millionen Hiroshima-Bomben bzw. 650 Gigatonnen TNT freigesetzt.[642]

Die Galileo-Sonde war mit einer Vielzahl von Instrumenten ausgestattet, um die gesetzten wissenschaftlichen Ziele zu erreichen. Einige der wichtigsten Instrumente waren:

  • Near-Infrared Mapping Spectrometer (NIMS): Ein Spektrometer zur Untersuchung der Zusammensetzung der Atmosphäre und der Oberflächen der Monde.
  • Solid State Imaging (SSI): Eine Kamera zur Erfassung hochauflösender Bilder des Jupiters, seiner Monde und ihrer Oberflächenstrukturen.
  • Magnetometer (MAG): Ein Instrument zur Messung des Magnetfelds des Jupiters und seiner Wechselwirkung mit dem Sonnenwind.
  • Plasma Wave Spectrometer (PWS): Ein Instrument zur Untersuchung von elektromagnetischen Wellen und Partikelströmen in der Umgebung des Jupiters.

Galileio verfügte auch über eine Tochtersonde (Probe Relay Atmospheric Entry Vehicle, kurz: PRAEV), die speziell für den Eintritt in die Atmosphäre des Jupiter entwickelt wurde. Sie war mit einer Reihe von Instrumenten ausgestattet, um verschiedene Aspekte der Atmosphäre zu messen. Dazu gehörten ein Drucksensor, ein Temperatursensor und ein Massenspektrometer, um die Zusammensetzung der Atmosphäre zu analysieren. Die Daten, die von diesen Instrumenten gesammelt wurden, lieferten wertvolle Informationen über die chemischen Elemente, die in der Atmosphäre des Jupiters vorhanden sind, sowie über mögliche Spurengase und atmosphärische Phänomene. Die Tochtersonde half dabei, Einblicke in die vertikale Struktur und die dynamischen Prozesse der Jupiter-Atmosphäre zu gewinnen. Die Orbiter-Sonde empfing die Daten von der Tochtersonde und übermittelte sie zur Erde, wo sie analysiert und ausgewertet wurden. Die Galileo-Mission enthüllte komplexe Wolkenstrukturen und Stürme in der Atmosphäre des Jupiters und lieferte neue Informationen über den berühmten Großen Roten Fleck. Die Messungen des Magnetometers der Galileo-Sonde zeigten die komplexen Wechselwirkungen zwischen dem Magnetfeld des Jupiters und dem Sonnenwind.

Die Galileo-Mission lieferte auch neue Informationen über den Mond Io, der als der vulkanisch aktivste Himmelskörper im Sonnensystem gilt. Die Raumsonde entdeckte zahlreiche aktive Vulkane auf Io und beobachtete Eruptionen von vulkanischer Lava und Gasen, die die Oberfläche formen und eine dünne Atmosphäre um den Mond erzeugen. Darüber hinaus identifizierte Galileio den Ozean unter der eisigen Oberfläche von Europa und entdeckte Hinweise auf flüssiges Wasser auf Ganymed und Kallisto.

Am Ende ihrer Mission wurde die Galileo-Sonde gezielt in die Jupiteratmosphäre gelenkt, um dort zu verglühen. Man wollte damit verhindern, dass die Sonde eventuell auf den Mond Europa stürzt und dessen Oberfläche möglicherweise mit irdischen Mikroorganismen verseucht. Diese hätte die künftige Suche nach Spuren nativen Lebens auf Europa erschwert.

Die am 5. August 2011 gestartete Juno-Mission („JUpiter Near-polar Orbiter“[643]), die seit 2016 um den Jupiter kreist, konzentriert sich hauptsächlich auf die Untersuchung des Jupiter selbst, hat aber auch wertvolle Daten über die Jupitermonde geliefert. Juno hat hochauflösende Bilder von Io und Ganymed aufgenommen und deren magnetische Felder und Atmosphären analysiert.

Die Europa Clipper-Mission der NASA, die voraussichtlich 2024 starten wird, soll sich auf die Untersuchung von Europa konzentrieren und versuchen, die Existenz eines unterirdischen Ozeans und potenziell lebensfreundlicher Umgebungen zu bestätigen.

Die Mondgruppen Jupiters

Das Jupitersystem ist nicht nur für seinen gewaltigen Gasplaneten bekannt, der mit einer Masse von 1,899 · 1027 kg das 2,47-fache der Masse aller übrigen Planeten ausmacht, sondern auch für seine beeindruckende Anzahl von derzeit 95 bekannten Monden, die sich in einem Abstand von etwa 128.800 (Metis) bis 32.519.000 (Kore) Kilometern um den Jupiter bewegen. Diese Monde sind in verschiedenen Gruppen organisiert, die jeweils einzigartige Eigenschaften und Entstehungsgeschichten aufweisen. Darüber hinaus gibt es aber auch einzelne Monde, die sich keiner dieser Gruppen zuordnen lassen, wie z. B. Themisto, die in einer mittleren Entfernung von 7.284.000 km den Jupiter umrundet.

Nachfolgend werden diese Monde und Mondgruppe gereiht nach ihrer zunehmenden Entfernung von Jupiter besprochen.

Amalthea-Gruppe

Die Amalthea-Gruppe, benannt nach ihrem größten Mitglied, besteht aus vier Monden, die alle innerhalb der Umlaufbahn von Io den Jupiter umkreisen. Die Monde der Amalthea-Gruppe wurden erstmals im Jahr 1892 von dem Astronomen Edward Emerson Barnard entdeckt, der auch für die Entdeckung des nach ihm benannten schnellläufigen Pfeilsterns bekannt ist. Barnard entdeckte zunächst den Mond Amalthea und identifizierte später drei weitere Mitglieder der Gruppe. Die Monde wurden nach Figuren aus der griechischen Mythologie benannt, die mit dem Kult um Zeus (Jupiter) in Verbindung stehen.

Die Jupitermonde der Amalthea-Gruppe wurden mittels der Raumsonde Galileo, die von 1989 bis 2003 um den Jupiter kreiste, intensiv erforscht. Die Galileo-Mission lieferte wertvolle Informationen über die Größe, Form, Zusammensetzung und Umlaufbahnen dieser Monde. Die Bilder und Messungen der Galileo-Mission enthüllten die unregelmäßigen Oberflächenstrukturen, Krater und andere geologische Merkmale der Mitglieder der Amalthea-Gruppe. Durch spektrale Analysen konnte auch etwas über die Zusammensetzung dieser Monde abgeleitet werden, obwohl die genaue Zusammensetzung noch nicht vollständig geklärt ist.

Eine interessante Entdeckung im Zusammenhang mit der Amalthea-Gruppe ist die Existenz eines Ringsystems um den Jupiter. Der Hauptbeitrag zu diesem Ringsystem stammt wahrscheinlich von den Staubpartikeln, die durch Kollisionen und Ablagerungen von Material von den Monden der Amalthea-Gruppe erzeugt werden. Dieses Ringsystem, das als Amalthea-Gossamer-Ring bezeichnet wird, wurde ebenfalls von der Galileo-Mission entdeckt und untersucht. Die Erforschung der Amalthea-Gruppe hat wichtige Erkenntnisse über die Entstehung und Entwicklung von Monden im Jupiter-System geliefert. Die unregelmäßigen Formen und die geologischen Merkmale der Mitglieder der Amalthea-Gruppe deuten darauf hin, dass sie wahrscheinlich durch Kollisionen und Ablagerungen von Material entstanden sind. Darüber hinaus haben die Beobachtungen des Amalthea-Gossamer-Ringsystems dazu beigetragen, unser Verständnis der Dynamik und Wechselwirkungen zwischen den Monden und dem Ringsystem des Jupiters zu verbessern.

Die Amalthea-Gruppe: Stand Juni 2023 (Daten der Epoche 1. Januar 2000)
Name Große Halbachse a [km] Exzentrizität e Bahnneigung i [Grad] Umlaufdauer T [Tage] Durchmesser D [km] Masse M [kg] entdeckt
Metis 128.000 0,000 0,000 0,29 44 9.6e16 1979
Adrastea 129.000 0,002 0,054 0,30 16 1.9e16 1979
Amalthea 181.400 0,003 0,380 0,50 168 2.1e18 1892
Thebe 221.900 0,018 1,1 0,68 98 7.6e17 1979
Methis

Metis wurde erstmals im Jahr 1979 von dem Astronomen Stephen Synnott anhand von Bildern entdeckt, die von der Raumsonde Voyager 1 aufgenommen wurden, während sie den Jupiter passierte. Synnott identifizierte den Mond als einen bis dahin unbekannten Begleiter des Jupiters und nach der aus der griechischen Mythologie bekannten Titanin Metis , der ersten Gattin des Zeus. Metis ist mit einem geschätzten Durchmesser von etwa 44 Kilometern ein verhältnismäßig kleiner Mond. Er hat eine annähernd runde Form und umkreist den Jupiter in einer relativ engen und kreisförmigen Umlaufbahn. Aufgrund seiner geringen Größe und Entfernung zum Jupiter wurde Metis bisher nur begrenzt erforscht. Informationen über diesen Mond stammen hauptsächlich aus Beobachtungen und Analysen, die mit erdgebundenen Teleskopen und Weltraumteleskopen wie dem Hubble Space Telescope durchgeführt wurden. Seine Oberfläche weist eine hohe Albedo auf und reflektiert folglich viel Sonnenlicht. Dies deutet darauf hin, dass die Oberfläche von Metis möglicherweise mit eisigen Materialien bedeckt ist. Metis ist auch aufgrund seiner Interaktionen mit anderen Monden des Jupiter interessant. Studien haben gezeigt, dass Metis eine enge Wechselwirkung mit dem Mond Adrastea hat und periodische Bahnveränderungen aufgrund ihrer Gravitationskräfte auftreten.[644]

Adrastea

Adrastea wurde erstmals im Jahr 1979 durch die Raumsonde Voyager 2 entdeckt. Der Mond wurde nach der jungfräuliche Bergnymphe Adrasteia benannt, die nach der griechischen Mythologie eine der Beschützerinnen des jungen Zeus war. Ihr Name bedeutet "die Unausweichliche" oder "die Unerbittliche". Adrastea ist einer der innersten und mit einem Durchmesser von ungefähr 16 Kilometern auch einer der kleinsten Monde des Jupiter und zeigt keine erkennbare Kugelgestalt. Aufgrund der begrenzten Daten und Beobachtungen sind die spezifischen Oberflächenmerkmale von Adrastea nicht im Detail bekannt. Es wird vermutet, dass die Oberfläche des Mondes von Einschlagskratern und möglicherweise von Schichtungseffekten geprägt sein könnte. Als einer der innersten Monde des Jupiter liefert Adrastea wertvolle Hinweise auf die Entstehung von Monden in einem Gasriesen-System. Studien über Adrastea helfen dabei, Modelle zur Akkretion und Entstehung von Monden zu entwickeln und zu verfeinern.[645]

Amalthea

Amalthea ist der fünftgrößte Mond des Jupiter und der größte der Amalthea-Gruppe und wurde, wie schon oben beschrieben, im Jahr 1892 von Edward Emerson Barnard entdeckt. Er hat eine unregelmäßige, längliche Form, die durch seine Rotationsbewegung verursacht wird. Die Oberfläche von Amalthea weist verschiedene Merkmale auf, darunter Krater, Hügel und einige glatte Regionen. Aufgrund der Nähe des Mondes zum Jupiter ist seine Oberfläche auch von Strahlungs- und Partikeleinflüssen betroffen. Das bietet die Möglichkeit, die Wechselwirkungen zwischen dem Mond und dem magnetischen und strahlungsreichen Umfeld des Jupiter besser zu verstehen. Amalthea hat eine auffällige rotbraune Färbung aufgrund der Absorption des Sonnenlichts durch eisenhaltige Materialien auf seiner Oberfläche. Es wird vermutet, dass er aus einem porösen Material besteht. Obwohl Amalthea im Vergleich zu einigen anderen Jupitermonden relativ klein ist, deuten Untersuchungen darauf hin, dass der Mond geologisch aktiv sein könnte. Die Beobachtung von Hügeln und glatten Regionen auf seiner Oberfläche legt nahe, dass es in der Vergangenheit möglicherweise geologische Prozesse wie Bruchtektonik oder Einschlagereignisse gegeben hat. Eine weitere wichtige Bedeutung der Erforschung von Amalthea besteht darin, mögliche Zusammenhänge mit dem Ringsystem des Jupiters zu untersuchen. Amalthea befindet sich in der Nähe des Gossamer-Rings des Jupiter, einem diffusen Ringsystem, das hauptsächlich aus Staubpartikeln besteht. Die Untersuchung von Amalthea kann dabei helfen, die Herkunft und die Dynamik des Ringsystems besser zu verstehen.[646]

Thebe

Thebe wurde im Jahr 1979 von dem Astronomen Stephen P. Synnott anhand von Aufnahmen der Raumsonde Voyager 1 entdeckt. Er ist mit einem Durchmesser von etwa 98 km der zweitgrößte Mond der Amalthea-Gruppe. Er hat ebenfalls eine unregelmäßige Form und seine Oberfläche weist zahlreiche Krater und Rillen auf. Durch die Analyse von Bildern und Daten, die während der Vorbeiflüge der Raumsonden Voyager 1 und Galileo gesammelt wurden, konnten einige grundlegende Erkenntnisse über die Oberfläche von Thebe gewonnen werden. Es wird angenommen, dass Thebe von Einschlagkratern, Rillen und möglicherweise von glatten Bereichen geprägt ist. Die genaue Natur und Zusammensetzung der Oberfläche sowie mögliche geologische Aktivitäten sind jedoch noch Gegenstand weiterer Untersuchungen.[647]

Galileische Monde

Die vier größten und bekanntesten Monde des Jupiter werden als "galileische Monde" bezeichnet, da sie erstmals von Galileo Galilei am 7. Januar 1610 entdeckt wurden. Nur einen Tag später wurden sie unabhängig davon auch von dem deutschen Astronom Simon Marius entdeckt - was ihm einen Plagiatsvorwurf Galileis einbrachte. Die Monde, um die es dabei ging, sind Io, Europa, Ganymed und Kallisto, gereiht nach ihrer Entfernung vom Jupiter. Abgesehen von Io handelt es sich dabei um typische Eismonde, die hauptsächlich aus Wassereis und anderen gefrorenen Materialien wie Methan, Ammoniak und Stickstoff bestehen. Diese Monde sind oft in den äußeren Regionen des Sonnensystems zu finden, wo sehr niedrige Temperaturen herrschen. Ihre eisigen Oberflächen sind oft von Kratern, Rissen und anderen geologischen Merkmalen geprägt. Aufgrund ihrer kalten Umgebung bleiben die Oberflächen dieser Monde fest und eisig. Unter der normalerweise relativ dünnen Eiskruste wird flüssiges Wasser vermutet, insbesondere bei Europa.

Durch die am 14. April 2023 von der ESA gestartete Jupitersonde JUICE (Jupiter Icy Moons Explorer; deutsch Jupiter-Eismond-Erkunder) sollen weitere Erkenntnisse über die galileische Monde gewonnen werden. Diese Mission wird detaillierte Untersuchungen dieser Monde, ihrer Oberflächen, Atmosphären und ihrer Wechselwirkungen mit dem Jupiter-System durchführen. Insbesondere soll auch untersucht werden, ob auf diesen Monden geeignete Bedingungen für die Entstehung und Entwicklung von Leben gegeben sind.

Galileische Monde: Stand Juni 2023 (Daten der Epoche 1. Januar 2000)
Name Große Halbachse a [km] Exzentrizität e Bahnneigung i [Grad] Umlaufdauer T [Tage] Durchmesser D [km] Masse M [kg] entdeckt
Io 421.800 0,004 0,036 1,77 3643 8.9e22 1610
Europa 671.100 0,009 0,466 3,55 3122 4.8e22 1610
Ganymed 1.070.400 0,001 0,177 7,16 5262 1.5e23 1610
Kallisto 1.882.700 0,007 0,192 16,69 4821 1.1e23 1610
Io
Ein Bildmosaik von Jupiters Mond „Io“, aufgenommen von der NASA-Raumsonde Galileo“ am 3. Juli 1999.
Europa, aufgenommen aus einer Entfernung von 677.000 km von der Raumsonde Galileo“ am 7. September 1996
Ganymed, aufgenommen von der Raumsonde Juno im Juni 2021
Kallisto, aufgenommen von der Raumsonde Galileo“ im Mai 2001

Io ist mit einem Durchmesser von rund 3643 km etwas größer als unser Mond (3476 km) und hat mit 3,56 g/cm3 auch eine etwas höhere Dichte als dieser (3,341 g/cm3). Durch seine Albedo von 0,61 reflektiert er wesentlich mehr Licht als unser Mond mit einer Albedo von 0,12. Mit einer großen Halbachse von 421.800 km ist Io der innerste der galileischen Monde und zeichnet sich durch die intensivste vulkanische Aktivität innerhalb unseres Sonnensystems aus und hat eine farbenfrohe Oberfläche aus Schwefelverbindungen und zahlreiche Seen aus geschmolzenem Schwefel. Im Gegensatz zu den anderen Galileischen Monden gibt es auf Io praktisch kein Wasser.

Die durch die ganzzahligen Verhältnissen der Umlaufzeiten bedingten Bahnresonanzen mit den beiden nächstfolgenden Monden Europa (2:1) und Ganymed (4:1) spielen eine entscheidende Rolle bei der Entstehung des intensiven Vulkanismus auf Io. Die gravitative Wechselwirkung mit diesen beiden Monden erzeugt eine periodische Verformung der Oberfläche von Io, die als Gezeitenhebung bekannt ist und die innere Hitze des Mondes aufgrund von Reibungseffekten erhöht. Diese Tidalheizung sorgt für eine ständige Energiequelle, die den starken Vulkanismus aufrechterhält. Es wird geschätzt, dass Io hunderte aktiven Vulkane hat, die regelmäßig Lavaströme, Gasausbrüche und vulkanische Wolken erzeugen. Die Eruptionen auf Io sind extrem energiereich und erzeugen hohe Lavafontänen und ausgedehnte Vulkanplumes. Die Oberfläche von Io unterliegt deshalb beständigen Veränderungen und ist im Ganzen, im Gegensatz zu der unseres Mondes, nur wenige Millionen Jahren alt und hat auch praktisch keine Einschlagkrater. Darüber hinaus gibt es auch bis zu 9 km hohe Berge, die nicht vulkanischen Ursprungs sind, sondern vermutlich durch tektonische Prozesse entstanden sind.

Europa

Europa umrundet den Jupiter in einer mittleren Entfernung von 671.100 km, hat einen Durchmesser von 3122 km und ist bekannt für seine eisige Oberfläche, auf der die Temperatur maximal −130 °C erreicht. Als typischer Eismond reflektiert Europa mit einer Albedo von 0,68 auch sehr viel Licht. Unter der mehrere Kilometer mächtigen Wassereishülle wird allerdings ein etwa 100 km tiefer Ozean aus flüssigem Wasser vermutet. Europa gilt darum als vielversprechender Kandidat für das Vorhandensein von Lebensformen außerhalb der Erde.

Ganymed

Ganymed ist mit einem mittleren Durchmesser von 5262,4 km der größte Mond des Sonnensystems und sogar größer als der Planet Merkur. Er umkreist den Jupiter in einer mittleren Entfernung von 1.070.400 km und steht in Resonanz mit seinen beiden inneren Nachbarn Europa (1:2) und Io (1:4), was zu den relativ großen Exzentrizitäten von deren Bahnen beiträgt. Ganymed weist eine differenzierte Struktur auf, mit einem eisenreichen Kern, einer eisigen Mantelschicht und einer kraterbedeckten Oberfläche. Als einziger Jupitermond hat Ganymed auch ein ausgeprägtes Magnetfeld. Die genauen Ursachen dafür sind noch nicht geklärt, doch gibt es dazu einige Vermutungen. Eine Theorie besagt, dass das Magnetfeld von Ganymed durch den Einfluss des Magnetfelds des Jupiters induziert wird. Gemäß dieser Theorie wirkt das starke Magnetfeld des Jupiters auf den metallischen Kern von Ganymed, der durch die Gezeitenkräfte des Jupiters in Bewegung gehalten wird. Diese Bewegung erzeugt elektrische Ströme im Kern, was wiederum ein Magnetfeld erzeugt. Dieses induzierte Magnetfeld von Ganymed würde schwächer sein als das Magnetfeld des Jupiters.[648] Eine alternative Theorie besagt, dass Ganymed ein eigenes Magnetfeld erzeugt, ähnlich wie der Erdmond. Gemäß dieser Theorie besteht Ganymed aus einem differenzierten Inneren mit einem flüssigen, leitfähigen Mantel und einem eisenreichen Kern. Die Konvektion im Mantel aufgrund von Wärmeabgabe und gezeitenbedingten Bewegungen könnte elektrische Ströme erzeugen und so ein eigenes Magnetfeld generieren.

Kallisto

Kallisto ist mit einem mittleren Durchmesser von 4820,6 km der zweitgrößte und mit einer großen Halbachse von 1.882.700 km der am weitesten vom Jupiter entfernte galileische Mond und hat eine geologisch vielfältige Oberfläche mit Kratern, Bergen und Ebenen.

Himalia-Gruppe

Die Himalia-Gruppe besteht aus fünf äußeren irregulären Monden, die sich auf stark exzentrischen Bahnen mit relativ großer Bahnneigung in weitem Abstand um den Jupiter bewegen. Sie haben meist sehr unregelmäßige Formen und zeigen eine größere Vielfalt in Bezug auf ihre Größe, Zusammensetzung und Oberflächenmerkmale im Vergleich zu den regelmäßigen Monden. Die Monde der Himalia-Gruppe laufen prograd (rechtläufig) auf ähnlich gearteten Umlaufbahnen und sind vermutlich eingefangene Asteroiden. Gereiht nach zunehmender Entfernung vom Jupiter sind dies:[649]

Die Himalia-Gruppe: Stand Juni 2023 (Daten der Epoche 1. Januar 2000)
Name Große Halbachse a [km] Exzentrizität e Bahnneigung i [Grad] Umlaufdauer T [Tage] Durchmesser D [km] Masse M [kg] entdeckt
Leda 11.146.400 0,162 28,6 240,93 18 1.1e16 1973
Himalia 11.440.600 0,160 28,1 250,6 160 6.7e18 1904
Lysithea 11.700.800 0,117 27,2 259,2 38 6.3e16 1938
Elara 11.712.300 0,211 27,9 259,6 78 8.7e17 1905
Dia 12.260.300 0,232 29,0 287,21 4 9.0e13 2000
Leda

Leda, benannt nach der bekannten Geliebten des Zeus, ist ein vergleichsweise kleiner Mond mit einem geschätzten Durchmesser von etwa 18 Kilometern. Entdeckt wurde Leda am 14. September 1974 von dem amerikanischen Astronomen Charles T. Kowal (1940-2011) bei der Auswertung von Fotoplatten, die mit dem Mount Palomar-Observatorium in Kalifornien belichtet worden waren.[650] Leda umkreist in einem mittleren Abstand von rund 11.146.400 Kilometern den Jupiter in einer mit 28,6° stark gegenüber der lokalen Laplace-Ebene geneigten prograden Umlaufbahn. Über die weiteren Eigenschaften von Leda liegen erst sehr begrenzte Daten vor. Aufgrund seiner Dichte von 2,6 g/cm3 wird vermutet, dass Leda aus silikatischem Gesteinsmaterial besteht und wegen seiner geringen Größe möglicherweise eine unregelmäßige Form aufweist. Die Oberfläche ist mit einer Albedo von 0,04 sehr dunkel. Weitere Untersuchungen sind notwendig, um genauere Informationen über die Zusammensetzung und Struktur des Mondes zu erhalten. Die weitere Erforschung von Leda kann zu einem besseren Verständnis der Dynamik des Jupitermondsystems beitragen. Insbesondere die Wechselwirkungen zwischen Leda und den anderen Monden des Jupiter, einschließlich der Einflüsse des Jupiter selbst, sind von großem Interesse, da sie neue Erkenntnisse über die Stabilität des Mondsystems und die Entstehung von Bahnresonanzen liefern könnten. Die Untersuchung von Leda kann auch wertvolle Informationen über die Zusammensetzung, die geologischen Prozesse und die Bedingungen für die Entstehung von Monden in den äußeren Regionen des Jupitersystems liefern.[651]

Himalia

Himalia ist mit einem Durchmesser von etwa 160 Kilometern der größte Mond der Himalia-Gruppe und deshalb auch ihr Namensgeber. Entdeckt wurde Himalia am 3. Dezember 1904 von dem amerikanischen Astronomen Charles Dillon Perrine (1867-1951) bei Beobachtungen am Lick-Observatorium in Kalifornien. Benannt ist der Mond nach der zyprische Nymphe Himalia, die nach Diodor mit Zeus drei Söhne hatte. Himalia umkreist den Jupiter in einer exzentrischen (e = 0,160 ) und stark geneigten prograden Umlaufbahn (28,1°) in einem mittleren Abstand von 11.440.600 Kilometern. Ähnlich Leda dürfte auch Himalia hauptsächlich aus Gesteinsmaterial bestehen. Obwohl detaillierte Informationen über seine Zusammensetzung und Struktur nur begrenzt vorhanden sind, deuten Beobachtungen auf eine poröse Oberfläche hin, was zugleich darauf hindeutet, dass er geologisch aktiv sein könnte. Himalia interagiert gravitativ mit anderen Jupitermonden, insbesondere mit den umliegenden Monden Leda und Lysithea. Diese Wechselwirkungen können zu Resonanzen und Störungen führen, die die Umlaufbahnen der Monde beeinflussen und Auswirkungen auf ihre langfristige Stabilität haben könnten.

Lysithea

Lysithea ist ein relativ kleiner Mond mit einem geschätzten Durchmesser von etwa 38 Kilometern. Entdeckt wurde er am 6. Juli 1938 von dem amerikanischen Astronomen Seth Barnes Nicholson am Mount-Wilson-Observatorium in Kalifornien. Benannt wurde er nach Lysithea, einer Tochter des Okeanos und Geliebten des Zeus. Lysithea umläuft den Jupiter in einem mittleren Abstand von rund 11.700.800 Kilometern auf einer exzentrischen (e = 0,117), stark geneigten prograden Umlaufbahn (27,2°) in etwa 259,2 Tagen. Seine Bahn liegt zwischen den Orbits der größeren Jupitermonde Himalia und Elara. Über Lysitheas Zusammensetzung ist noch wenig bekannt, aber aufgrund seiner Dichte von 2,6 g/cm3 dürfte sich auch hier um einen hauptsächlich aus silikatischem Gestein bestehenden Mond handeln, der aber aufgrund seiner geringen Größe und seines geringen Innendrucks vermutlich nicht geologisch aktiv ist. Mit einer Albedo von 0,04 ist die Oberfläche von Lysithea sehr dunkel. Es wird angenommen, dass Lysithea während der frühen Bildungsphase des Jupitersystems durch Akkretion von Materie entstanden ist.[652][653]

Elara

Elara ist mit einem Durchmesser von ungefähr 78 Kilometern nach Himalia der zweitgrößte Mond der Himalia-Gruppe und umkreist den Jupiter auf einer um 27,9° geneigten exzentrischen (e = 0,21) prograden Bahn in einer mittleren Entfernung von 11.712.300 Kilometern. Entdeckt wurde er am 5. Januar 1905[654] von Charles Dillon Perrine am Lick-Observatorium und benannt nach der Nymphe Elara, die ebenfalls eine Geliebte des Zeus war. Die relativ hohe Dichte von 2,6 g/cm³ deutet darauf hin, dass er vorwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut ist und wegen seiner Größe möglicherweise auch geologisch aktiv ist. Die Oberfläche ist mit einer Albedo von nur 0,03 äußerst dunkel.

Dia

Dia, benannt nach der gleichnamigen Gestalt aus der griechischen Mythologie, ist ein sehr kleiner Mond mit einem Durchmesser von etwa 4 Kilometern. Entdeckt wurde er am 30. November 2000 von einer Gruppe von Astronomen unter der Leitung von Scott S. Sheppard durch Beobachtungen am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaii. Seine Dichte dürfte wie bei den anderen Monden der Himalia-Gruppe bei etwa 2,6 g/cm3 liegen, weshalb er vermutlich ebenfalls überwiegend aus silikatischem Gestein besteht. Die Oberfläche ist auch hier mit einer Albedo von 0,04 sehr dunkel. Dia umläuft den Jupiter in einer mittleren Entfernung von 12.260.300 Kiliometern. Die prograde Umlaufbahn ist stark exzentrisch (e = 0,232) und um 29° gegenüber der lokalen Laplace-Ebene geneigt.

Ananke-Gruppe

Die Ananke-Gruppe besteht aus mehreren kleinen Monden, die auf ähnlichen Umlaufbahnen um den Gasriesen Jupiter kreisen. Die Zuordnung ist noch schwankend. Gemeinhin werden 8 bis 16 Monde zur Ananke-Gruppe gezählt. Ihre mittlere Entfernung liegt zwischen 19,3 und 22,7 Millionen km. Die Bahnneigungen liegen zwischen 145,7° und 154,8°, was bedeutet, dass sie sich auf retrograden Bahnen bewegen. Die bekanntesten Mitglieder sind: Ananke, Praxidike, Harpalyke, Iocaste, Mneme, Euanthe, Thyone, Hermippe, Thelxinoe, Helike, Orthosie, Euporie, Sponde, Kale, Pasithee, Hegemone, Aoede und andere. Sie sind nach weiblichen Gestalten aus der griechischen Mythologie benannt.

Ananke, der mit einem mittleren Durchmesser von 28 Kiliometern größte Mond, ist der Namensgeber dieser Gruppe. Seine mittlere Dichte von 2,6 g/cm3 und seine dunkle Färbung mit einer Albedo von 0,04 sprechen dafür, dass auch dieser Mond vorwiegend aus silikatischem Gestein besteht. Die große Halbachse seiner Bahn liegt bei 21.034.500 km mit einer Exzentrizität von 0,237 und einer Bahnneigung von 147,6°. Entdeckt wurde Ananke am 28. September 1951 von dem Astronomen Seth Barnes Nicholson (1891-1963) am Mount-Wilson-Observatorium in Kalifornien und benannt nach Ananke (griech. ανάγκη „Bedürfnis, Zwangsläufigkeit“), die in der griechischen Mythologie für die unausweichliche Notwendigkeit des Schicksals steht und als Schicksalsgöttin der Heimarmene (griech. εἱμαρμένη) gleichgesetzt wird.

Auswahl der Monde unseres Sonnensystems, mit der Erde zum Größenvergleich.

Das Ende des Universums

Es gibt mehrere Theorien darüber, wie das Universum enden könnte, so es denn enden sollte. Diese hochgradig spekulative Theorien basieren auf unserem derzeitigen Verständnis der Kosmologie und der zugrunde liegenden physikalischen Gesetze. Zukünftige Entdeckungen und Erkenntnisse könnten unser Verständnis dieser Szenarien und die damit verbundenen Vorhersagen ändern.

Wärmetod-Theorie oder Big Chill

Die Wärmetod-Theorie, die auch als Big Chill („Die große Kühle“, von eng. chill „kühlen, abkühlen“; steht in dem aus der englisch-amerikanischen Sprechweise übernommenen Begriff der Jugendsprache bekanntlich auch für „sich beruhigen, sich entspannen, rumhängen, abhängen“), Big Freeze („Das große Einfrieren“) oder Big Whimper („Das große Wimmern“) bezeichnet wird, geht nach den Gesetzen der Thermodynamik davon aus, dass sich das Universum aufgrund der immer weiter fortschreitenden Expansion immer mehr abkühlt und asymptotisch dem absoluten Nullpunkt und dem finalen thermodynamischen Gleichgewicht annähert. Durch die beständige Zunahme der Entropie strebt das Universum unaufhaltsam einem Zustand gestaltloser Gleichförmigkeit und minimaler nutzbarer Energie zu[655], der ob seiner äußeren Ereignislosigkeit an einen tiefen kosmischen „Weltenschlaf“ gemahnt.

Die Wärmetod-Theorie hat ihren Ursprung im 19. Jahrhundert in der Arbeit von Physikern wie William Thomson (Lord Kelvin) und Rudolf Clausius, die das Konzept der Entropie und den zweiten Hauptsatz der Thermodynamik entwickelten.[656] Diese grundlegenden Ideen führten zur Vorstellung, dass das Universum einem Prozess der thermodynamischen Degradation unterliegt, bei dem nutzbare Energie in Wärme umgewandelt wird und sich gleichmäßig im Raum verteilt.

Mit der Entdeckung der kosmischen Hintergrundstrahlung[657] und der bestätigten Expansion des Universums durch Edwin Hubble wurde die Wärmetod-Theorie weiter gestärkt.[658] Die Idee, dass das Universum einem unausweichlichen Wärmetod entgegensteuert, hat in der modernen Kosmologie eine zentrale Rolle eingenommen. In den letzten Jahrzehnten haben kosmologische Beobachtungen gezeigt, dass die Expansion des Universums beschleunigt stattfindet, was auf die Existenz einer geheimnisvollen Dunklen Energie hindeutet.[659] Diese Erkenntnisse haben zur Entwicklung des ΛCDM-Modells geführt, das das Universum als ein System aus Dunkler Materie, Dunkler Energie und normaler Materie beschreibt und das Schicksal des Universums in Form eines ewig expandierenden und abkühlenden Kosmos darstellt.

Obwohl die Wärmetod-Theorie in der wissenschaftlichen Gemeinschaft weitgehend akzeptiert ist, gibt es einige Einwände und alternative Theorien. Ein Haupteinwand ist unser noch mehr als unvollständiges Verständnis der Dunklen Energie. Es ist daher möglich, dass zukünftige Entdeckungen unser Verständnis der kosmischen Expansion und ihrer Auswirkungen auf das Schicksal des Universums noch wesentlich ändern könnten.

Einige Wissenschaftler haben vorgeschlagen, dass Quantenfluktuationen im extrem kalten und diffusen Universum am Ende der kosmischen Expansion dazu führen könnten, dass neue Regionen erhöhter Dichte entstehen, was möglicherweise die Bildung neuer Strukturen im Universum ermöglicht. Quantenfluktuationen sind kurzzeitige, zufällige Änderungen in Energie und Teilchenzahlen auf subatomarer Ebene, die durch die grundlegenden Unbestimmtheit der Quantenmechanik verursacht werden. Sie können als vorübergehende Abweichungen von den erwarteten Energiezuständen eines Quantensystems betrachtet werden und spielen eine wichtige Rolle in Phänomenen wie der Vakuumenergie und der Entstehung des Universums. Diese würde das Universum in einem Zustand ewiger Veränderung halten, anstatt in einem statischen Wärmetod zu enden.[660]

Die Idee des Multiversums und der ewigen Inflation[661] stellt die Möglichkeit in den Raum, dass unser Universum Teil eines größeren kosmischen Systems ist, in dem ständig neue Universen entstehen. In diesem Szenario könnte das Schicksal unseres Universums weniger bedeutsam sein, da es ständig von neuen Universen ersetzt wird, die sich ausdehnen und kollabieren.

Roger Penrose hat eine alternative Theorie vorgeschlagen, die konforme zyklische Kosmologie (→ siehe weiter unten), die besagt, dass das Universum eine unendliche Abfolge von Zyklen durchläuft, wobei jeder Zyklus aus einer Expansion, gefolgt von einer Kontraktion, besteht.[662]

Big Crunch

Die Theorie des Big Crunch („Das große Zusammenkrachen“) besagt, dass das Universum aufgrund der Anziehungskraft der Gravitation irgendwann aufhören wird, sich auszudehnen, und stattdessen wieder in sich selbst kollabieren wird. Dies würde in einem Umkehrpunkt der Expansion resultieren und schließlich zu einem einzigen Punkt unendlicher Dichte führen, ähnlich dem Urknall.[663] Die Geschwindigkeit und das Verhalten der kosmischen Expansion hängen von verschiedenen Faktoren ab, wie der Gesamtmenge an Materie und Energie im Universum und der geometrischen Krümmung des Raums. Das Schicksal des Universums – ob es ewig expandiert, in einem Big Crunch endet oder ein anderes Schicksal erleidet – hängt von diesen Faktoren ab. Aufgrund der beobachteten beschleunigten Expansion des Universum und der als Ursache postulierten Dunklen Energie gehen, wie schon oben beschrieben, die aktuellen kosmologischen Modelle, insbesondere das ΛCDM-Modell, allerdings davon aus, dass das Universum auch weiterhin expandieren und in einen Zustand des Wärmetods übergehen wird.[664] Dennoch schließen diese Modelle die Möglichkeit eines Big Crunch nicht vollständig aus, insbesondere wenn zukünftige Beobachtungen oder Entdeckungen zu einem besseren Verständnis der Dunklen Energie und ihrer Eigenschaften führen sollten.

Big Rip

Der Big Rip („Das große Zerreißen“) ist eine hypothetische kosmologische Theorie, die das mögliche Ende des Universums durch eine extreme Form der Dunklen Energie beschreibt. In diesem Szenario reißt die abstoßende Kraft der Dunklen Energie das Universum auseinander, indem sie Galaxienhaufen und Galaxien, Sterne, Planeten und letztendlich sogar Atomen und subatomaren Teilchen zerreißt.

Der Big Rip wurde erstmals von Robert R. Caldwell, Marc Kamionkowski und Nevin N. Weinberg im Jahr 2003 in einem wissenschaftlichen Artikel mit dem Titel "Phantom Energy and Cosmic Doomsday" vorgeschlagen.[665] In dieser Theorie geht man davon aus, dass das Universum von einer speziellen Art Dunkler Energie durchdrungen ist, der sogenannten Phantom-Energie, die einen negativen Wert des Zustandsparameters () aufweist, der kleiner als -1 ist. Diese Phantom-Energie führt zu einer beschleunigten kosmischen Expansion, die immer stärker wird, bis das Universum in einem endgültigen katastrophalen Ereignis, dem Big Rip, auseinandergerissen wird. Wenn man sich die Dunkle Energie, auch ohne ihre wahre Natur zu kennen, als ideales Gas vorstellt, kann man dafür folgende Zustandsgleichung formulieren:

Darin ist der Druck, die Dichte, die Lichtgeschwindigkeit und gemäß der von Albert Einstein postulierten Äquivalenz von Masse und Energie die Energiedichte der Dunklen Energie. Da der Parameter kleiner als -1, also negativ ist, bedeutet das, dass der Druck der Dunklen Energie negativ ist, während ihre Energiedichte positiv bleibt. Wir haben es hier demnach mit einem negativen Druck, also eigentlich mit einer Saugkraft anstatt einer Druckkraft zu tun - und eben diese bewirkt die Expansion.

Am häufigsten wird die Dunkle Energie mit der kosmologischen Konstante in Zusammenhang gebracht, die von Einstein in seine allgemeine Relativitätstheorie eingeführt wurde.[666] Die kosmologische Konstante hat einen konstanten Wert für den Zustandsparameter von = -1. Im Gegensatz dazu hat die Phantom-Energie, die für den Big Rip verantwortlich gemacht wird, einen Zustandsparameter von < -1, was bedeutet, dass ihre Energiedichte mit der Ausdehnung des Universums zunimmt. Diese Zunahme führt zu einer immer stärker werdenden abstoßenden Kraft, die schließlich die Schwerkraft überwindet und das Universum auseinanderreißt. Der Theorie gemäß erfolgt dieses Auseinanderreißen schrittweise von außen nach innen. Ein hypothetischer Beobachter, der lange genug lebte, könnte diesen apokalyptischen[667] Prozess mitverfolgen. Er würde zuerst die entferntesten Galaxien verschwinden sehen, dann die eigene Milchstraße, schließlich die Sonne mit ihren Planeten und Monden und zuletzt die Erde mit ihm selbst.[668]

Big Bounce

Die Theorie des Big Bounce („Großer Rückprall“ oder auch Urprall[669]) stellt sich das Universum als zyklisch vor, wobei der Big Crunch von einem neuen Urknall gefolgt wird, der ein neues Universum hervorbringt.[670] Die Idee eines zyklischen Universums, das durch wiederkehrende Phasen von Expansion und Kontraktion geht, ist jedoch nicht neu, sondern hat eine lange Tradition, deren Wurzeln in verschiedenen Kulturen und philosophischen bzw. religiösen Traditionen liegen. AuchiIn der modernen wissenschaftlichen Kosmologie wurden im 20. Jahrhundert verschiedene zyklische Modelle entwickelt. Nach diesen Theorien könnte das Universum eine unendliche Abfolge von Expansionen und Kontraktionen durchlaufen, wie es auf andere Weise auch Roger Penrose beschrieben hat (→ siehe den nachstehenden Abschnitt).

Der russische Physiker und Mathematiker Alexander Friedmann war einer der ersten, der ein zyklisches Universum auf der Grundlage der allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein vorschlug. In den 1920er Jahren entwickelte Friedmann mathematische Modelle, die zeigten, dass das Universum in Abhängigkeit von seiner Dichte expandieren, kontrahieren oder oszillieren könnte.[671] Obwohl Friedmanns Arbeit nicht direkt auf den Begriff des Big Bounce abzielte, legte sie wichtige Grundlagen für spätere Theorien.

Das Big Bounce-Konzept wurde später von verschiedenen Wissenschaftlern in unterschiedlichen Kontexten aufgegriffen. In den 1960er Jahren schlug der britische Astronom Fred Hoyle eine zyklische Version der Urknalltheorie vor, die als "Oszillierendes Universum" bezeichnet wurde.[672] In den 1980er Jahren haben Physiker wie Robert Brandenberger und Cumrun Vafa das Konzept des Big Bounce im Rahmen der Stringtheorie untersucht.[673]

In den 2000er Jahren wurde das Big Bounce-Modell weiterentwickelt, um Probleme in der klassischen Kosmologie zu lösen, insbesondere im Kontext der Schleifenquantengravitation. Der Physiker Martin Bojowald entwickelte Modelle, die darauf hindeuten, dass das Universum einem zyklischen Prozess aus Expansion und Kontraktion unterliegt, bei dem ein vorheriges Universum in einem Big Crunch kollabiert und ein neues Universum im Big Bounce entsteht.[670]

Konforme zyklische Kosmologie

Die von Roger Penrose vorgeschlagene Konforme zyklische Kosmologie (CCC) ist eine alternative Theorie zum Ende und Anfang des Universums. Im Gegensatz zu den oben genannten Szenarien schlägt die CCC vor, dass das Universum eine unendliche Abfolge von Zyklen durchläuft, wobei jeder Zyklus aus einer Expansion, gefolgt von einer Kontraktion, besteht.

Laut der CCC-Theorie nähert sich das Universum in jedem Zyklus einem Zustand der maximalen Entropie (ähnlich dem Wärmetod). Wenn das Universum diesen Zustand erreicht, werden die Größenverhältnisse der Raumzeit so verzerrt, dass Zeit und Raum sich auf eine Art "löschen", die eine konforme Transformation ermöglicht. Dies führt zu einem neuen Anfangspunkt, der einem Urknall ähnelt, und das Universum beginnt einen neuen Zyklus der Expansion und Kontraktion. Die Idee der CCC basiert auf mathematischen Konzepten und stellt eine Alternative zu den gängigen kosmologischen Modellen dar. Allerdings gibt es in der wissenschaftlichen Gemeinschaft einige Skepsis bezüglich der CCC, da es noch keine direkten experimentellen Belege für diese Theorie gibt und einige ihrer Annahmen schwer zu überprüfen sind.[662]

Aktuelle Forschungsgebiete der modernen Kosmologie

In den letzten Jahrzehnten hat die Kosmologie enorme Fortschritte gemacht, insbesondere durch die Entdeckung der kosmischen Hintergrundstrahlung und die Entwicklung von Theorien wie der Inflation und der Dunklen Materie und Dunklen Energie. Neue Beobachtungstechniken, wie zum Beispiel Teleskope im Weltraum und Gravitationswellendetektoren, haben zu einem tieferen Verständnis der Struktur und Entwicklung des Universums geführt. Aktuelle Forschungsthemen sind u. a.:

  1. Die Natur der Dunklen Materie und Dunklen Energie: Trotz ihrer zentralen Rolle im Universum ist die Natur der Dunklen Materie und Dunklen Energie noch weitgehend unbekannt. Die Suche nach diesen mysteriösen Komponenten und das Verständnis ihrer Eigenschaften sind zentrale Ziele der aktuellen Forschung.
  2. Die Entstehung von Strukturen im Universum: Kosmologen untersuchen, wie sich aus den ursprünglichen Dichtefluktuationen im Universum die heutigen Strukturen, wie Galaxien und Galaxienhaufen, gebildet haben. Hierbei spielen sowohl die Gravitation als auch die Eigenschaften der Dunklen Materie eine entscheidende Rolle.
  3. Die Kosmische Inflation: Die Inflationstheorie postuliert, dass das Universum in seinen ersten Momenten eine extrem schnelle Expansion erlebt hat. Diese Theorie hilft, einige Rätsel der Kosmologie zu lösen, wie etwa das Horizontproblem und das Flachheitsproblem.
  4. Das frühe Universum: Forscher interessieren sich für die Physik des frühen Universums, insbesondere für die ersten Sekundenbruchteile nach dem Urknall. In dieser Zeit entstanden die ersten Teilchen und Kräfte, und das Verständnis dieser Prozesse ist entscheidend für das Verständnis des Universums als Ganzes.
  5. Die Neutrino-Kosmologie: Neutrinos sind schwach wechselwirkende Teilchen, die in vielen astrophysikalischen Prozessen entstehen. Sie tragen wichtige Informationen über das Universum und seine Entwicklung. Die Untersuchung der kosmischen Neutrinohintergrundstrahlung und die Rolle von Neutrinos bei der Strukturbildung sind wichtige Forschungsgebiete der Kosmologie.
  6. Gravitationswellen: Gravitationswellen sind Verzerrungen der Raumzeit, die durch extreme kosmische Ereignisse erzeugt werden, wie zum Beispiel den Zusammenstoß von Neutronensternen oder Schwarzen Löchern. Sie bieten eine einzigartige Möglichkeit, das Universum zu erforschen und Informationen über Ereignisse zu gewinnen, die sonst schwer zu beobachten wären.
  7. Multiversum und Stringtheorie: Einige Theorien gehen davon aus, dass unser Universum nur eines von vielen in einem "Multiversum" ist. Diese Idee ist eng mit der Stringtheorie verknüpft, einer Theorie der Elementarteilchen, die den Grundbausteinen der Materie eine eindimensionale Struktur zuschreibt. Die Erforschung des Multiversums und der Stringtheorie hat das Potenzial, unser Verständnis der Kosmologie grundlegend zu verändern.

Siehe auch

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Literaturangaben zum Werk Rudolf Steiners folgen, wenn nicht anders angegeben, der Rudolf Steiner Gesamtausgabe (GA), Rudolf Steiner Verlag, Dornach/Schweiz Email: verlag@steinerverlag.com URL: www.steinerverlag.com.
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Weblinks

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  110. ..the biggest blunder he ever made in his life, George Gamow My World Line, Viking Press 1970, S. 44. Einstein hatte sich nach Gamow in Diskussionen mit ihm so geäußert. Einstein selbst bezeichnet in Meaning of Relativity (Anhang 1, Ausgabe Routledge 2003, S. 115) die kosmologische Konstante prosaischer als Komplikation der Theorie, die die logische Einfachheit der Theorie beeinträchtigt und nur wegen des auch in der Newtonschen Theorie auftretenden Problems des Ansatzes konstanter Materiedichte in den Feldgleichungen bei einem statischen Universum notwendig war. Nach Friedmans Lösung (die er im Anhang darstellt) wäre dies nicht mehr nötig. Ähnlich äußern sich Einstein und de Sitter in Proc.Nat.Acad.Sci., Band 18, 1932, S. 213
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