ASTRO FAQ
- Frequently Asked Questions -



Hier finden sich Fragen und Antworten zu Erde, Mond, dem Sonnensystem, dem Urknall und dem Universum, zu Sternen, Galaxien und noch viel seltsameren Objekten.

Diese Liste wird immer wieder erweitert - denn eine FAQ ist nie ganz fertig ;-)

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Ich werde sobald wie möglich antworten :-)


Wie viele Sterne kann man von der Erde aus sehen?
Was ist der Unterschied zwischen einem Planeten und einem Stern?
Warum steht der Polarstern immer im Norden?
Was sind Gravitationslinsen?
Wie alt ist das Universum?
Wie groß ist das Universum?
Wie groß ist die Lichtgeschwindigkeit?
Wie viele Planeten gibt es?
Wie weit ist der nächste Stern entfernt?
Kann man die Milchstraße von außen sehen?
Wie viele Sterne gibt es?
Wie viele Galaxien gibt es?
Was sind Schwarze Löcher?
Was sind Weiße Löcher?
Warum leuchten Sterne?
Was sind Wurmlöcher?
Kann man durch ein Schwarzes Loch fliegen?
Wie entstehen Sterne?
Was sind Pulsare?
Wo ist der Mittelpunkt des Universums? Wo war der Urknall?
Kann man den Urknall mit einem Teleskop sehen?
Gibt es Antimaterie?
Was sind planetarische Nebel?
Was war vor dem Urknall?
Was ist der Welle-Teilchen-Dualismus?
Was ist ein Parsec?
Wie groß ist eine Astronomische Einheit?
Was ist die kosmische Strahlung?
Wie sieht es im Zentrum der Milchstraße aus?
Hat sich das Universum schneller als mit Lichtgeschwindigkeit ausgedehnt?
Was ist eine Supernova?
Was sind Rote Riesen?
Was sind Weiße Zwerge?
Was sind Fixsterne?
Wie groß ist ein Lichtjahr?
Was passiert, wenn ein Stern ausgebrannt ist?
Was sind Neutronensterne?
Wie groß ist der größte Stern?
Wie kann man Schwarze Löcher beobachten, wo sie doch "schwarz" sind?
Was passiert, wenn man in ein Schwarzes Loch fällt?
Was versteht man im Zusammenhang mit Schwarzen Löchern unter der "Gezeitenwirkung"?
Was ist ein "Ereignishorizont"?
Was ist eine Singularität?
Wie sieht der "Tod" des Universums aus?
Was ist "Hawking-Strahlung"?
Wie kann ein Schwarzes Loch durch die "Hawking-Strahlung" an Masse verlieren, obwohl doch Teilchen in das Schwarze Loch fallen?
Was sind "extrasolare Planeten"?
Wie entstehen Jets bei Schwarzen Löchern?
Warum funkeln Sterne, aber Planeten nicht?
Was sind Ephemeriden?
Was ist die Ekliptik?
Ist PI auch in der nicht-euklidischen Geometrie eine Konstante?
Was versteht man unter einem "Transit" oder "Durchgang"?
Was sind Lagrange-Punkte?
Was sind Cepheiden?
Wie sind die schwereren Elemente entstanden?
Was ist ein geostationärer Satellit?
Was ist die Kosmische Hintergrundstahlung und wie ist sie entstanden?
Was ist die kosmische Strahlung oder "Höhenstrahlung"?


Wie viele Sterne kann man von der Erde aus sehen?


Mit bloßem Auge kann ein Mensch etwa 5000 Sterne erkennen - allerdings nur an den dunkelsten Flecken der Erde. In Städten sind teilweise nicht mehr als 100 Sterne am Nachthimmel zu sehen.
Alle Sterne, die mit bloßem Auge - oder mit verhältnismäßig schwachen Teleskopen - wahrgenommen werden können, befinden sich in unserer Galaxie, der Milchstraße.

Die gesamte Anzahl der erfassbaren Sterne beläuft sich auf etwa 7 Trilliarden (7 x 1022); jedoch sind nicht alle dieser Sterne einzeln auflösbar. Die Zählung (besser gesagt, Abschätzung) erfolgte mittels Berechnungen aus der Leuchtkraft von Galaxien in einem bestimmten Himmelsabschnitt.


Was ist der Unterschied zwischen einem Planeten und einem Stern?


"Planet" stammt aus dem Griechischen und bedeutet "Wandelstern".

Die Bezeichnung stammt noch aus der Zeit, als man noch nicht wusste, dass Sterne selbstleuchtend sind und Planeten nur das Licht von Sternen reflektieren.
Den frühen Astronomen ist aufgefallen, dass es "Sterne" auf der Himmelskugel gibt, die die Position zueinander verändern, sowie solche Sterne, die in der Position zueinander am selben Ort bleiben. Erstere nannten sie "Planeten", letztere "Fixsterne".
(siehe hierzu auch Was sind Fixsterne?)

Sterne sind ferne Sonnen. Sterne leuchten, da sie Energie abstrahlen, die in ihrem Innern durch Kernfusion (hierbei verschmelzen zwei Atomkerne zu einem) freigesetzt wird.
Unsere Sonne wird von neun Planeten umkreist. Die Reihenfolge der Planeten, entsprechend ihrer Abstände zur Sonne lautet:
Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun, Pluto.

Allerdings besitzen nicht alle Sterne Planeten, und schon gar nicht immer so viele Planten.
Bislang konnten bei einigen Sternen Planeten nachgewiesen werden, die etwa die Größe des Jupiter haben.

Häufig findet man auch sogenannte "Mehrfachsterne" oder "Mehrfachsternsysteme".
Hierbei handelt es sich um zwei (in diesem Fall spricht man von "Doppelsternen") oder mehr Sterne, die sich gegenseitig umkreisen.

Beim Stern Mizar (dem mittleren Deichselstern des Großen Wagens) kann man einen winzigen, weiteren Stern entdecken. Dieser Stern wird "Alcor" genannt.

Bisher sind viele solcher Doppel,- Dreifach- oder Mehrfachsysteme bekannt.


Warum steht der Polarstern immer im Norden?


Alle Sternbilder drehen sich von der Erde aus betrachtet, nur der Polarstern scheint am Nachthimmel stillzustehen.

Auf drehbaren Sternkarten befindet sich deshalb der Polarstern immer im Zentrum, um das sich alles dreht.

Diese besondere Position des Polarsterns hängt mit der Lage der Erdachse zusammen: Aktuell zeigt sie auf den Polarstern.
Da die Erdachse aber (ähnlich einem Kreisel) leicht "trudelt" (man bezeichnet dies als "Präzession"), ändert sich im Laufe der Jahrtausende auch diese Position am Himmel. Der jetzige "Polarstern" wird dann von der Erde aus geseen nicht mehr über dem Nordpol stehen.
In etwa 12.000 Jahren wird die Wega (im Sternbild Leier) nahe dem Nordpol stehen.
Zur Zeit weicht die Position des Polarsterns um 0,8 Grad vom nördlichen Himmelspol ab.


Was sind Gravitationslinsen?


Nach Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie wird Licht durch die Anwesenheit massereicher Objekte abgelenkt.
Licht folgt stets der kürzesten Verbindung zwischen zwei Punkten, der sogenannten "Nullgeodäten der Metrik". Ist die Raumzeit nicht gekrümmt, so stellt die Nullgeodäte eine gerade Linie dar - bei einer gekrümmten Raumzeit jedoch ist auch die Nullgeodäte gekrümmt.

Bei solchen massereichen Objekten, die eine Gravitationslinse bilden, handelt es sich zumeist um Galaxien oder Galaxiehaufen.
Das Licht von Objekten, die zwischen Beobachter und Gravitationlinse liegen, gelangt nun auf mehreren Wegen zum Beobachter.
Manchmal wird das Bild sogar verzerrt, sodass ein als "Einstein-Ring" bezeichnetes Gebilde beobachtet werden kann.
Einstein hat bereits Mitte der 30er Jahre die Existenz von Gravitationslinsen in Betracht gezogen.
Entdeckt wurde die erste Gravitationslinse im jahre 1979. Der Physiker Dennis Walsch entdeckte zwei Quasare, deren optische Bilder nur sechs Bogensekunden auseinander liegen. Ihre Spektren sind identisch.

Bei vielen "Doppelbildern" konnten Galaxien als Gravitationslinse ausgemacht werden.
Für das Doppelbild des scheinbaren Quasar-Paares Q2345+007 ließ sich keine Gravitationslinse finden. Hier wird sogenannte "dunkle Materie" als Verursacher des Gravitationslinsen-Effekts vermutet.


Wie alt ist das Universum?


Derzeit wird für das Universum ein Alter von 15 - 20 Milliarden Jahren angenommen.
Über das Alter des Universums gibt es verschiedene Meinungen, da es sich nur über Berechnungen indirekt bestimmen lässt. Für diese Berechnungen ist ein kosmologisches Modell nötig, in das verschiedene Größen einfließen.
Eine dieser Größen ist die sogenannte "Hubble-Konstante", die ein Maß für die Ausdehnungsgeschwindigkeit des Universums darstellt. Ihre Bestimmung war lange Zeit mit großen Ungenauigkeiten verbunden.
Eine weitere wichtige Größe für die Berechnung des Alters ist der Materiegehalt des Universums. Er ist von großer Bedeutung, da Materie durch ihre Gravitationswirkung die Ausdehnung des Universums abbremsen kann.
Außer diesen beiden Werten fließen noch diverse weitere in die Berechnungen mit ein. Abweichungen in den Werten lassen das angenommene Alter des Universums um einige Milliarden Jahre schwanken.


Wie groß ist das Universum?


Früher glaubte man, dass das Universum unendlich groß ist.
Heute wissen wir jedoch, dass seine Ausdehnung begrenzt ist.
Derzeit ist es uns möglich, etwa 13 - 14 Milliarden Lichtjahre in das Universum hinauszusehen. Selbst noch bessere Teleskope würden kaum einen noch weiterreichenden Blick erlauben, da für das All ein Alter von etwa 15 Milliarden Jahre angenommen wird (was bedeutet, dass der sichtbare Teil des Universums maximal 15 Milliarden Lichtjahre groß sein kann). Diese 13 - 14 Milliarden Lichtjahre stellen allerdings nicht die "Grenze" des Universums dar.
Rechnerisch ergibt sich rechnerisch eine Größe von etwa 10 Billiarden (1016) Lichtjahren.

Können wir nun jemals auch die Bereiche beobachten, die außerhalb der max. 15 Milliarden Lichtjahre liegen?
Die "Randbereiche" der Raumzeit expandieren mit Überlichtgeschwindigkeit, wodurch auch die Geschwindigkeit, mit der sich Galaxien und Quasare von uns entfernen ("Fluchtgeschwindigkeit") über der Lichtgeschwindigkeit liegt; dies bedeutet, dass uns niemals Licht von der "Grenze" erreichen kann.
Wird allerdings diese Expansion abgebremst, so gelanden in Zukunft immer mehr Galaxien und Quasare in den für uns sichtbaren Bereich (da ihre Fluchtgeschwindigkeit nunmehr unter der Lichtgeschwindigkeit liegt).

Somit exisitert also ein "Horizont" für unsere Beobachtungen - und dieser ist genau bei der Entfernung zu finden, bei der die Fluchtgeschwindigkeit eines Objekts die Lichtgeschwindigkeit erreicht. Deshalb sind wir nicht in der Lage, weiter zurück in die Vergangenheit zu sehen.

Gäbe es diese Expansion nicht - was wäre dann?!
Könnte man dann eine "Grenze" des Universums sehen, oder sogar darüber hinaussehen? Wie sähe es dort aus?
Auch dies ist leider nicht möglich...
Man sagt "das Universum ist endlich, aber unbegrenzt". Was das bedeutet, kann man sich anhand unserer Erde vorstellen: Wenn wir an einem beliebigen Ort der Erde starten und unendlich lange auf ihr herumwandern, so würden wir doch nie an eine Grenze stoßen. Es gibt keinen Ort, an dem die Erde "zu Ende" ist, sich ihre "Grenze" befindet und dahinter etwa - wie man sich das früher vorstellte, als die Menschen noch dachten, die Erde wäre eine Scheibe - Drachen und Ungeheuer lauern würden.
Die Erdoberfläche hat zwar eine endliche Ausdehnung (ganz genau 510.100.933,5 km2), aber sie ist gleichzeitig ohne Grenze (unbegrenzt).
Und genauso verhält es sich mit dem Universum.


Wie groß ist die Lichtgeschwindigkeit?


Im Vakuum beträgt die Lichtgeschwindigkeit c 299.792,458 Kilometer pro Sekunde. Im Vakuum hat hat c für alle Frequenzen f und Wellenlängen den gleichen Wert; es gilt c = f * .
In anderen Medien als dem Vakuum hängt die Lichtgeschwindigkeit vom Brechungsindex n des Mediums, sowie der Frequenz f des Lichts ab.
In Medien mit n ungleich 1 (Vakuum: n = 1) muss deshalb unterschieden werden zwischen Phasengeschwindigkeiten (der Geschwindigkeit, mit der sich die Phase einer einzelnen Welle ausbreitet) und Gruppengeschwindigkeit (der Geschwindigkeit einer Gruppe von Wellen mit unterschiedlichen Frequenzen und damit unterschiedlichen Phasengeschwindigkeiten).
Die Phasengeschwindigkeit vp ist mit der Vakuumlichgeschwindigkeit c und dem Brechungsindex n über vp = c/n verknüpft.


Wie viele Planeten gibt es?


In unserem Sonnensystem gibt es neun Planeten:
Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun, Pluto.
Merkur ist dabei der sonnennächste Stern.
Ihre Reihenfolge kann man sich gut mit dem Spruch
"Mein Vater erklärt mir jeden Sonntag unsere neun Planeten"
merken. Hier habe ich einiges über unser Sonnensystem und die neun Planeten zusammengestellt.
Diverse Beobachtungsdaten sprechen dafür, dass nicht nur unsere Sonne, sondern auch eine Reihe von anderen Sternen von Planeten umkreist wird. Es ist äußerst kompliziert, Planeten von der Größe der Erde "aufzuspüren"; bislang ließen sich nur Gasplaneten von Jupitergröße ermitteln.
Wie kann man nun solche fernen Planeten entdecken?
Ihr Leuchten ist viel zu schwach, um von Teleskopen erfasst zu werden.
Stattdessen bedient man sich eines Tricks: Man versucht aus dem "Wackeln", das ein eine Sonne umkreisender Planet bei dieser verursacht, auf die Existenz des Planeten zu schließen. Dieses "Wackeln" lässt sich nämlich mittels spezieller Techniken relativ gut beobachten.
In wenigen Fällen konnten Planeten um ferne Sonnen auch schon auf andere Art und Weise beobachtet werden:
Bewegt sich der Planet vor seiner Sonne entlang, so ist eine Verdunkelung dieser festzustellen.

Derzeit sind mehrere hunderte solcher sogenannter "extrasolarer" Planeten im Extrasolar Planets Catalog aufgeführt.


Wie weit ist der nächste Stern entfernt?


Genaugenommen, ist der uns nächste Stern unsere eigene Sonne. Ihr mittlerer Erdabstand beträgt 149.597.893 km.
Der der Erde am nächsten gelegene Stern außerhalb unseres Sonnensystems ist Proxima Centauri im Sternbild Zentaur. Er ist 4,22 Lichtjahre entfernt.
Proxima Centauri bildet zusammen mit Alpha Centauri (mit 4,3 Lichtjahren der uns zweitnächste Stern) und einem dritten Stern ein sich umkreisendes System.
Die nächsten näheren Sterne sind Barnards Stern (6 Lichtjahre von uns entfernt) und Wolf 359 (7,7 Lichtjahre von uns entfernt).


Kann man die Milchstraße von außen sehen?


Nein, das kann man nicht. Die Entfernungen sind einfach viel zu groß, als dass man eine Sonde losschicken könnte, um sie von außen zu fotografieren.
Trotzdem hat man eine (wennauch nur grobe) Vorstellung davon, wie unsere Milchstraße aussieht.
Wir wissen, dass die Milchstraße eine Spiralgalaxie ist; außerdem wissen wir (in etwa), wo innerhalb der Milchstraße sich unser Sonnensystem befindet und noch einiges mehr.
Hierbei handelt es sich um Daten, die aus Beobachtungsdaten berechnet wurden.
Aus diesem Grund kann es auch nie ein Foto unserer Galaxie geben (sehr wohl aber Fotos von anderen Galaxien).


Wie viele Sterne gibt es?


Man schätzt, dss unsere Milchstraße einige hundert Milliarden Sterne umfasst.
Die Anzahl der Galaxien kann man auf etwa 100 Milliarden bis 1 Billiarde Galaxien schätzen.
Nimmt man nun an, dass jede dieser Galaxien durchschnittlich so viele Sterne wie die Milchstraße hat, so vermittelt das zumindest eine ungefähre Vorstellung von der Anzahl der Stern im (sichtbaren) Universum.


Wie viele Galaxien gibt es?


Die genaue Anzahl der Galaxien kennt niemand. Man kann nur schätzen, dass im (sichtbaren) Universum etwa 100 Milliarden bis eine Billion Galaxien existieren; man geht von einem realistischen Wert von etwa 500 Milliarden aus.
Der Grund, weshalb man hier nur sehr ungenaue Werte kennt, ist darin zu finden, dass längst nicht alle Galaxien gesehen (bzw. fotografiert) werden können.
Neben sehr leuchtstarken Galaxien gibt es nämlich eine sehr große Zahl extrem leuchtschwacher Galaxien. Hierunter sind z.B. die sogenannten Zwerggalaxien zu verzeichnen, deren Anzahl riesig sein muss und von denen aber bislang nur sehr wenige entdeckt wurden.
Zudem werden ständig neue Galaxiensysteme in immer größeren Entfernungen nachgewiesen.


Was sind Weiße Löcher?


Ob es Weiße Löcher tatsächlich gibt, weiß niemand. Die Allgemeine Relativitätstheorie erlaubt ihre Existenz - aber das bedeutet nicht, dass es sie tatsächlich geben muss.
Ein Weißes Loch kann man sich als "umgekehrtes Schwarzes Loch" vorstellen: Während ein Schwarzes Loch Materie verschlingt, kommt aus einem Weißen Loch Materie zum Vorschein.
Manche Physiker denken, dass Weiße Löcher deshalb mit Schwarzen Löchern in Verbindung stehen: genau die Materie, die in einem Schwarzes Loch verschwunden ist, kommt - an anderer Stelle - aus einem Weißen Loch wieder heraus!


Warum leuchten Sterne?


Sterne beziehen ihre Energie nicht aus gewöhnlicher Verbrennung, sondern aus Kernfusion.

Junge Sterne beziehen ihre Energie aus der Verschmelzung (Kernfusion) von Wasserstoffkernen zu Helium.
Ist der Wasserstoff zu einem bestimmten Prozentsatz in Helium umgewandelt, so zieht sich der entstandene Heliumkern des Sterns zusammen.

Wie sich ein Stern weiterentwickelt, wenn sein Kernbrennstoff "verbraucht" ist, hängt entscheidend von seiner ursprünglichen Masse ab.


(siehe hierzu auch
Wie entstehen Sterne?
Was passiert, wenn ein Stern ausgebrannt ist??)


Was sind Wurmlöcher?


Wurmlöcher stellen "Abkürzungen durch den Raum" dar.
Anhand eines Blatt Papiers kann man sich das gut vorstellen:
Die Entfernung zwischen den beiden Punkten A und B beträgt 10 cm.
Also bräuchten wir, wenn wir durch A und B ein Loch stechen und durch beide einen Bindfaden ziehen wollen, einen mindestens 10 cm langen Bindfaden - oder?
Wenn das Blatt Papier aus fester Pappe ist, ja.
Aber wenn es flexibel ist, dann können wir das Blatt doch ganz einfach zusammenfalten!
Jetzt kann man A und B direkt aufeinanderlegen; der Bindfaden - die Strecke zwischen A und B - hat praktisch die Länge Null.

Wenn sich nun auch der Raum "biegen" lässt, könnte man auf diese Art und Weise weit entfernte Orte durch ganz kurze Strecken verbinden. Eine Reise von Neapel zum Mond wäre damit innerhalb einer Sekunde möglich. Man bräuchte dazu noch nicht einmal eine schnelle Rakete: wenn Neapel und der Mond durch die Verbiegung des Raumes nur einen Meter voneinander entfernt sind, schafft das jeder zu Fuß!

In Science-Fiction-Filmen werden solche Wurmlöcher daher gerne eingesetzt, um eine Möglichkeit zu haben, ein Raumschiff in Sekundenschnelle von einer Galaxie zur anderen fliegen zu lassen.


Dass es solche Wurmlöcher geben kann, kann man aus Einsteins Allgemeiner Relatitivätstheorie herleiten.
Ob es sie aber wirklich gibt, weiß niemand.

Auch für den Fall, dass es tatsächlich Wurmlöcher im Universum gibt, ist es wahrscheinlich nicht möglich, ein Wurmloch mit einem Raumschiff zu durchfliegen: Das Wurmloch würde augenblicklich zusammenbrechen.


Wie entstehen Sterne?


Die Entstehung von Sternen findet in Gas- und Staubwolken (sogenannter "interstellarer Materie") statt.

Eine solche große Wolke aus interstellarer Materie kann sich aufgrund ihrer eigenen Gravitation zusammenziehen. Schließlich zerfällt sie in einige hundert kleinerer Wolken, von denen sich jede einzelne weiter zusammenzieht. Dabei heizen sich die Wolken so weit auf, dass sich schließlich ein sogenannter "Protostern" entwickelt.

Protosterne können im infraroten Wellenlängenbereich beobachtet werden.
Man findet sie noch heute in den Bereichen der Milchstrasse, in denen solche Gas- und Staubwolken anzutreffen sind.

Aufgrund seiner eigenen Gravitation zieht sich ein Protostern weiter zusammen, bis es in seinem Zentrum heiß genug ist (etwa 15 Millionen Grad Celsius), um die Verschmelzung von vier Wasserstoffkernen zu einem Heliumkern in Gang zu setzen (man bezeichnet diesen Prozess als "Kernfusion"; die Verschmelzung von Wasserstoffkernen bezeichnet man speziell als "Wasserstoffbrennen").

Sobald die Kernfusion eingesetzt hat, ziehen sich die Randbereiche des Protosterns weiter zusammen, bis ein blau leuchtender Stern entstanden ist.
Solche Sterne werden als "T Tauri-Sterne" bezeichnet.

Sobald das Wasserstoffbrennen auch im Zentrum des jungen Sterns in Gang gesetzt wurde, stabilisiert er sich.
Die nach innen wirkende Gravitation und die nach außen wirkende Druck durch die Kernfusion erreichen ein Gleichgewicht; die Kontraktion ist damit beendet.

Ein Stern wie die Sonne bleibt etwa 10 Milliarden Jahre in diesem stabilen Zustand (bei der Sonne sind bereits etwa die Hälfte dieser 10 Milliarde Jahre vergangen).

(siehe hierzu auch
Was passiert, wenn ein Stern ausgebrannt ist?)


Was sind Pulsare?


Pulsare sind kosmische Objekte, die regelmäßige Pulse aussenden - je nach Pulsar kann der Abstand zwischen zwei Signalen einige Sekunden, oder aber auch nur Sekundenbruchteile betragen.
Man nimmt an, dass es sich bei Pulsaren um schnelldrehende Neutronensterne handelt, die ihr Licht in einem schmalen Lichtkegel aussenden. Überstreicht dieser Lichtkegel die Erde, so nehmen wir das Signal wahr.
Pulsare werden oft auch als kosmische Leuchtfeuer bezeichnet, weil sie regelmäßig wiederkehrende Pulse abgeben - eben wie ein Leuchtfeuer, dass alle paar Sekunden aufblitzt. Diese Analogie ist sogar recht treffend, da man annimmt, dass es sich bei Pulsaren um schnell drehende Neutronensterne handelt, die ihr Licht nur in einem schmalen Lichtkegel aussenden.

(siehe hierzu auch
Was sind Neutronensterne?)


Wo ist der Mittelpunkt des Universums? Wo war der Urknall?


Einen Mittelpunkt des Universums gibt es in unseren vier Dimensionen - Höhe, Länge, Breite und Zeit - nicht.
Es gibt keinen Punkt des Universums, an dem der Urknall stattfand und von dem aus sich alles ausdehnt.

Am einfachsten kann man sich das mit Hilfe folgenden Beispiels vorstellen: Angenommen, unsere Welt hätte nur zwei Dimensionen des Raums: Länge und Breite. Eine solche zweidimensionale Welt könnte beispielsweise die Oberfläche eines riesigen Ballons sein. Auf der Oberfläche des Ballons sind Punkte aufgemalt, die Galaxien und Sterne darstellen. Die Ballonoberfläche ist von unzähligen Ameisen bewohnt, die auf dem Ballon herumkrabbeln und diesen nicht verlassen können. Der Ballon wird nun von seinem Zentrum her aufgeblasen. Die Ameisen werden feststellen, dass sich die Punkte - die Galaxien - auf der Ballonoberfläche voneinander entfernen. Aber sie finden kein Zentrum dieser Expansion: denn das Zentrum der Expansion befindet sich nicht in der für sie zugänglichen Welt. Für die Ameisen hat ihre Welt also keinen Mittelpunkt innerhalb ihres zweidimensionalen Raumes. Gleiches gilt - nach der Allgemeinen Relativitätstheorie - auch für unsere Welt aus drei Raumdimensionen und einer Zeitdimension: Es gibt keinen Mittelpunkt des Universums im Raum, sonder nur einen in der Zeit, und zwar den Urknall selbst.


Gibt es Antimaterie?


In SF-Filmen wie StarTrek hört man immer wieder etwas von der mysteriösen "Antimaterie".

Antimaterie gibt es tatsächlich - aber sie verhält sich nicht so seltsam wie dies in SF-Filmen dargestellt ist.
Antimaterie existiert nicht in Form von Planeten, Sternen oder noch größeren Objekten frei im Weltraum, aber man kann sie in Teilchenbeschleunigern künstlich erzeugen.
Schon in der ersten Hälfte des 20. Jahrhunderts wurde von Theoretikern vorausgesagt, dass es ein Anti-Elektron (später als Positron bezeichnet) geben müsse. Erstmals wurde das Positron 1932 in einem Experiment entdeckt; später ist es dann gelungen, weitere Antiteilchen zu erzeugen.
Antiteilchen besitzen die gleiche Masse, Lebensdauer und den gleichen Drehimpuls wie Teilchen; ihre Ladung und ihr magnetisches Moment weisen jedoch das umgekehrte Vorzeichen auf. Hat ein Teilchen die Ladung e, hat das entsprechende Antiteilchen die Ladung
-e.
Anti-Wasserstoff besteht so aus einem (negativ geladenen) Antiproton als Atomkern, das von einem positiv geladenen Positron umkreist wird. (Wasserstoff besteht as einem posivit geladenen Proton als Atomkern, das von einem negativ geladenen Elektron umkreist wird.)

Treffen Materie und Antimaterie zusammen (und dies lässt sich nicht verhindern), so vernichten sie sich beide gegenseitig zu reiner Energie (E=mc2).

Kurze Zeit nach dem Urknall gab es fast gleichviel Materie und Antimaterie. Sie haben sich gegenseitig vernichtet; da allerdings ein geringer Materie-Überschuss existierte, blieb Materie übrig, aus der der gesamte Kosmos aufgebaut ist.


Was sind planetarische Nebel?


Planetarische Nebel haben nichts mit Planeten zu tun.
Ihren Namen haben sie erhalten, da sie bei der Betrachtung durch frühe schwächere Fernrohre häufig als grünliche Scheibchen zu sehen waren, ähnlich wie die Planeten Neptun und Uranus.
Nur etwa 10 % aller planetarischen Nebel sind kreiswförmig - andere wirken ausgeflockt oder haben eine spiegelsymmetrische Form. Aufgrund dieser vielfältigen Formen tragen sie häufig Namen wie Eskimo-Nebel, Hantel-Nebel, Helix-Nebel, Saturn-Nebel, Eulen-Nebel etc.

Im Zentrum eines planetarischen Nebels befindet sich zumeist ein blauer, heißer Zentralstern mit Temperaturen von 30.000 bis 150.000°C. Die Energie des Zentralsterns heizt das umgebene Gas auf Temperaturen von etwa 12.000°C auf.
Früher ist man davon ausgegangen, dass alle planetarische Nebel bei sogenannten Supernova-Explosionen entstehen.
Bei einem solchen Ereignis explodiert ein "ausgebrannter" Stern, wobei Unmengen an Materie nach außen geschleudert werden.

Nach Berichten von chinesische Astronomen ereignete sich am 4. Juli 1054 eine Supernova-Explosion.
Mehr als drei Wochen lang war ein hell leuchtender Stern sogar am Tage mit bloßem Auge zu erkennen; nachts blieb er für mehrere Monate sichtbar. Als Überrest dieser Supernova wird der Krebs- oder Crab-Nebel angenommen.

Es wurde jedoch berechnet, dass die Geschwindigkeit, mit der die Materie bei einer Supernova-Explosion nach außen geschleudert wird, häufig viel zu hoch ist, als dass sich ein planetarischer Nebel bilden könnte. Zudem ist die abgestoßene Masse häufig zu gering.

Deshalb bringt man die planetarischen Nebel heute auch mit einem anderen Ereignis, das ebenfalls mit dem Ende eines Sterns zu tun hat, in Verbindung:
Der Zentralstern eines planetarischen Nebels wäre demzufolge der Kern eines Roten Riesen, der sich zu einem Weißen Zwerg entwickelt hat.
Durch "Stürme" auf seiner Oberfläche, die durch ein Magnetfeld erzeugt werden (ähnliches passiert auch auf unserer Sonne) kann Materie abgelöst werden.
Durch diesen Vorgang kann ein Stern von etwa acht Sonnenmassen bis zu 3/4 seiner Masse abstoßen. Hierdurch könnte man sich auch die eigenartige Form mancher planetarischer Nebel erklären:
Die magnetischen Feldlinien bestimmen, wie sich die Materie ausrichtet und leiten sie in bestimmte Richtungen. Die Rotation des Zentralsterns könnte zusätzlich für die spiralförmigen Verdrehungen verantwortlich sein.

Bisher wurden etwa 1500 planetarische Nebel in unserer Galaxie katalogisiert; die Gesamtzahl der planetarischen Nebel in unserer Galaxie wird auf etwa 50.000 geschätzt.
Der Durchmesser eines planetarischen Nebels liegt zwischen dem doppelten Durchmesser unseres Sonnensystems und etwa 1,5 Lichtjahren.


Was ist ein Parsec?


Parsec (auch bezeichnet als "Parallaxensekunde") ist eine astronomische Längeneinheit. Ein Parsec, abgekürzt "pc", entspricht dabei der Entfernung, in der ein Stern eine Parallaxe von einer Bogensekunde aufweist (oder anders gesagt, von der aus gesehen der Abstand Erde - Sonne unter einem Winkel von einer Bogensekunde erscheint).
1 pc = 30,856776 * 1015 m . Das entspricht 3,26 Lichtjahre, oder etwa 31 Billionen Kilometer.
Für kleinere Entfernungen verwendet man die "Astromische Einheit".


Wie groß ist eine Astronomische Einheit?


Unter einer "astronomischen Einheit" versteht man die mittlere Entfernung zwischen Erde und Sonne; das sind 149.597.870 Kilometer. Die Astronomische Einheit (abgekürzt AE, oder AU für Astronomical Unit) wird häufig für Entfernungsangaben innerhalb des Sonnensystems oder zur Beschreibung von Entfernungen in (vermuteten) entfernten Planetensystemen verwendet.

Für größere Entfernungen verwendet man die Einheiten Parsec und Lichtjahr.


Hat sich das Universum schneller als mit Lichtgeschwindigkeit ausgedehnt?


Unser heutiges Universum expandiert nicht mehr mit Überlichtgeschwindigkeit.
Allerdings deuten Berechnungen darauf hin, dass sich das Universum kurz nach dem Urknall in einer inflationären Phase für kurze Zeit sehr stark ausdehnte. Dies geschah - zumindest nach der Theorie - mit einer Geschwindigkeit, die die Lichtgeschwindigkeit deutlich übertraf.
Wie passt dies nun mit der Annahme, nichts dürfe sich schneller als mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, zusammen? Widerspricht dies nicht der Einsteinschen Relativitätstheorie?!
Bei der Expansion wurde keine Materie bewegt, sondern es dehnte sich der Raum selbst aus. Dies widerspricht nicht der Relativitätstheorie, denn sie verbietet nur, dass Materie auf Lichtgeschwindigkeit (und darüber hinaus) beschleunigt wird.


Was sind Weiße Zwerge?


Weiße Zwerge stellen - wie auch Neutronensterne und Schwarze Löcher - Endstadien in der Sternentwicklung dar.

(siehe hierzu auch
Was passiert, wenn ein Stern ausgebrannt ist?)


Was sind Fixsterne?


Fixsterne sind ganz gewöhnliche Sterne, also ferne Sonnen.
(siehe hierzu auch Was ist der Unterschied zwischen einem Planeten und einem Stern?)

Die Bezeichnung stammt noch aus der Zeit, als man noch nicht wusste, dass Sterne selbstleuchtend sind und Planeten nur das Licht von Sternen reflektieren.
Den frühen Astronomen ist aufgefallen, dass es "Sterne" auf der Himmelskugel gibt, die die Position zueinander verändern, sowie solche Sterne, die in der Position zueinander am selben Ort bleiben. Erstere nannten sie "Planeten", letztere "Fixsterne".
Fixsterne werden zu Konstellationen, den Sternbildern, zusammengefasst.

Heute weiß man, dass auch die sogenannten "Fixsterne" sich in Bezug aufeinander über den Himmel bewegen - allerdings ist diese Bewegung im Gegensatz zu der der Planeten so gering, dass sich die Sternbilder erst im Laufe vieler Jahrtausende verändern.

Deshalb wird die Bezeichnung "Fixstern" heutzutage nicht mehr verwendet. Man spricht nur noch von "Sternen".


Wie groß ist ein Lichtjahr?


Unter einem Lichtjahr versteht man die Strecke, die das Licht im Vakuum in einem Jahr zurücklegt.
Ein Lichtjahr entspricht 9,460528 * 1015 m

Verwandte Einheiten sind "Lichtminute" und "Lichtsekunde". Eine Lichtminute entspricht der Strecke, die das Licht in einer Minute zurücklegt; eine Lichtsekunde entspricht der Strecke, die das Licht in einer Sekunde zurücklegt. 1 Lichtsekunde = 2,99792458 * 10 8 m
Die Strecke Erde - Mond entspricht etwa einer Lichtsekunde, die Strecke Erde - Sonne acht Lichtminuten.

siehe auch Parsec und Astromische Einheit


Was passiert, wenn ein Stern ausgebrannt ist?


Sterne beziehen ihre Energie nicht aus gewöhnlicher Verbrennung, sondern aus Kernfusion.

Wie sich ein Stern weiterentwickelt, wenn sein Kernbrennstoff "verbraucht" ist, hängt entscheidend von seiner ursprünglichen Masse ab.
Die Zeitskalen in der Sternentwicklung liegen zwischen einigen hunderttausenden und einigen Milliarden Jahren. Dies bedeutet, dass man die Entwicklung eines einzelnen Sterns nicht direkt beobachten kann.
Deshalb baut die Theorie der Sternentwicklung u. a. auf physikalische Modelle über das Sterninnere auf.
Diese Beschreibungen können durch die Beobachtung von Sternen, die sich in den jeweiligen vorhergesagten Entwicklungsphasen befinden, nachgeprüft werden.


Junge Sterne beziehen ihre Energie aus der Verschmelzung (Kernfusion) von Wasserstoffkernen zu Helium.
Ist der Wasserstoff zu einem bestimmten Prozentsatz in Helium umgewandelt, so zieht sich der entstandene Heliumkern des Sterns zusammen. Die weitere Entwicklung hängt nun davon ab, ob die Sonnenmasse die kritische Masse von ca. 1,4 Sonnenmassen (die sogenannte "Chandrasekhar-Grenze") überschreitet oder nicht.

Liegt die Masse unter der Chandrasekhar-Grenze, so wird der Kollaps des Heliumkerns schließlich durch den sogenannten "Entartungsdruck" der Elektronen aufgehalten, ehe die Temperatur erreicht wird, welche für eine Umwandlung von Helium in Kohlenstoff nötig ist. Dieser Entartungsdruck kommt durch das "Paulische Ausschließungsprinzip" zustande.
(Dieses besagt, dass in einem Atom niemals mehrere Elekronen gleichzeitig in allen vier Quantenzahlen übereinstimmen können. Das bedeutet, in einem System von gleichen Teilchen mit halbzahligem Spin können niemals zwei Teilchen (oder mehr) im gleichen Zustand existieren.)
So werden die Elektronen weit genug auseinandergehalten, um zu einen Stillstand des Gravitationkollaps zu führen.

Die äußeren Schichten des Sterns werden abgestoßen; zurück bleibt nur der Heliumkern, der von einer Wasserstoffhülle umgeben ist. Es hat sich ein sogenannter "Weißer Zwerg" gebildet.

Bei massereicheren Sternen kollabiert der Stern, bis schließlich das sogenannte "Heliumbrennen" einsetzt.
Bei der Umwandlung von Helium in Kohlenstoff wird Energie frei, und diese verhindert für einige Zeit, dass der Kern weiter kollabiert. Sobald aber das Helium vollständig in Kohlenstoff umgewandelt ist, zieht sich der Kern weiter zusammen. Die Temperatur steigt erneut, und es kommt zu weiteren Kernfusionen, bei denen immer schwerere Elemente entstehen. Schließlich besteht der Kern des Sterns aus reinem Eisen; nun kollabiert der Stern weiter, bis er fast die Dichte eines Atomkerns erreicht hat. An diesem Punkt kommt es zu einer Implosion, die in einer gewaltigen Explosion endet: die äußeren Schichten des Sterns werden weggeschleudert. Man bezeichnet dies als Supernova-Explosion.

Lag die Masse vor der Supernova-Explosion zwischen 1,4 und 2,5 Sonnenmassen, so entsteht ein sogenannter Neutronenstern. Der Stern zieht sich immer weiter zusammen, bis seine Dichte mindestens so hoch ist wie die Dichte, die in Atomkernen herrscht.
Die hohen Gravitationskräfte überwinden hierbei den Entartungsdruck der Elektronen, sodass die Atome ihre Elektronen verlieren. Es entsteht ein Gemisch aus Atomkernen und freien Elektronen.
Diese Elektronen werden von den Atomkernen absorbiert (aufgenommen), während eine Umwandlung der meisten Protonen in Neutronen stattfindet.
Infolge des Entartungsdrucks der Neutronen stabilisiert sich dieser Prozess schließlich. Der Durchmesser eines Neutronensterns liegt bei nur wenigen Kilometern.

Neutronensterne bestehen im wesentlichen aus Neutronen; hinzu kommt ein geringer Prozentsatz an Protonen und Elektronen.
Die Dichte beträgt ca. 100 Millionen T/cm3.

Bei Sternen mit mehr als 2,5 Sonnenmassen kann selbst der Entartungsdruck der Neutronen einen weiteren Kollaps nicht mehr verhindern. Der Stern wird schließlich zu einem Schwarzen Loch.

(siehe hierzu auch
Was sind Pulsare?
Wie entstehen Sterne?)


Was sind Neutronensterne?


Neutronensterne stellen - wie auch Weiße Zwerge und Schwarze Löcher - Endstadien in der Sternentwicklung dar.
(siehe hierzu auch Was passiert, wenn ein Stern ausgebrannt ist?)


Wie groß ist der größte Stern?


Der massereichste bislang bekannte Stern ist der Begleitstern von Epsilon Aurigae.
Dessen Durchmesser beträgt mehr als das 2700fache des Sonnendurchmessers.
Ein weiterer sehr massereicher Stern ist VV Cephei, der einen rum 1600 mal größeren Durchmesser als die Sonne hat.

Massereiche Sterne sind blaugefärbt und bis zu 100000 mal heller als unsere Sonne. Ihre Lebenserwartung liegt bei nur wenigen Millionen Jahren.
Die massereichsten Sterne besitzten etwa 100 Sonnenmassen. Oberhalb dieser Masse ist ein Stern nicht mehr sehr stabil.


Wie kann man Schwarze Löcher beobachten, wo sie doch "schwarz" sind?


Da Schwarze Löcher alles Licht "verschlucken", kann man sie nicht mit einem gewöhnlichen Teleskop beobachten.
Es gibt dennoch einige (indirekte) Möglichkeiten, ein Schwarzes Loch zu beobachten.

Stürzt Materie in ein Schwarzes Loch, so wird Strahlung ausgesendet. Diese Strahlung kann mit geeigneten Teleskopen (Röntgenteleskopen) beobachtet werden; auf diese Art und Weise kann man z.B. auf ein Schwarzes Loch in einem Doppelsternsystem schließen, das kontinuierlich Materie von seinem Begleitstern erhält (in diesem Fall spricht man von einem "stellaren Schwarzen Loch").
Bei der Suche nach solchen Röntgenquellen, die mit einem optisch identifizierbaren Objekt (dem Begleitstern) in Verbindung stehen, sucht man zunächst nach einem spektroskopischen Doppelstern (also einem Stern, dessen Spektrallinien eine Doppler-Verschiebung aufweisen, die auf einen unsichtbaren Begleiter schließen lässt).
Durch entsprechende Beobachtungen muss nun nachgewiesen werden, dass es sich bei dem unsichtbaren Begleiter tatsächlich um ein kompaktes Objekt handelt (und nicht z.B. um einen Roten Riesen, der sehr wohl leuchtet, allerdings von seinem helleren Begleiter überstrahlt wird).
Desweiteren muss die für das unsichtbare Objekt berechnete Masse so groß sein, dass es sich nicht um einen Weißen Zwerg oder Neutronenstern handeln kann.

Einen äußerst vielversprechenden Kandidaten für ein Schwarzes Loch in einem Doppelsternsystem stellt die Röntgenquelle Cygnus X-1 dar.
An der Position der Röntgenquelle ist der spektroskopische Doppelstern HDE 226868 zu finden.
Es wird vermutet, dass die beobachteten Daten (unter anderem eine Helligkeitsschwankung des Sterns) nur dadurch erklärt werden können, dass Materie eines verformten Sterns in ein Schwarzes Loch von etwa 8 Sonnenmassen strömt.

Ein weiterer möglicher Kandidat für ein Schwarzes Loch ist LMC X-3, die dritte Röntgenquelle, die in den Großen Magellanschen Wolke entdeckt wurde.


Es existiert noch eine weitere Möglichkeit zum Nachweis Schwarzer Löcher.
Bekanntlich üben Schwarze Löcher durch ihre hohe Dichte ja eine immense Anziehungskraft aus. Diese Anziehungskraft kann Objekte auf eine Bahn zwingen (wie auch die Sonne die Planeten in ihrer Bahn hält).
So hat man z.B. im Zentrum unserer Milchstraße die Bahnen von Sternen verfolgt und festgestellt, dass diese um ein nicht sichtbares Objekt im Zentrum zu kreisen scheinen. Aus den Bewegungen kann man dann auf die Masse dieses zentralen Objektes schließen.
Berechnungen haben ergeben, dass sich im Zentrum der Milchstraße ein Objekt befinden muss, das die Millionenfache Masse unserer Sonne besitzt, aber nicht sichtbar ist.
Aller Wahrscheinlichkeit nach handelt es sich hierbei um ein Schwarzes Loch.


Was passiert, wenn man in ein Schwarzes Loch fällt?


Stellen wir uns einmal folgendes Szenario vor:

Die Astronauten Bob und Alice wollen ein Schwarzes Loch erkunden.
Während Bob mit seinem Raumschiff in einer sicheren Entfernung zum Schwarzen Loch bleibt, will sich die mutige Alice mit ihrem Raumschiff ins kosmische Ungeheuer stürzen.
Um ihre Erfahrungen auszutauschen, können Alice und Bob miteinander mittels einer Apparatur, die Lichtsignale aussendet, kommunizieren.
Außerdem verfügen beide über ein Teleskop, sodass jeder beobachten kann, was der andere gerade macht, sowie dessen Borduhr ablesen kann.

Alice nähert sich also dem Schwarzen Loch immer weiter. Vor sich sieht sie eine tiefschwarze Scheibe, umgeben von einem leichten Strahlungs-Halo. Sie stellt fest, dass die Gravitationskräfte beginnen, am Raumschiff zu zerren. Für sie selbst werden die Kräfte schmerzhaft, und sie spürt, dass die Kräfte an ihren Beinen ziehen. Da ihre Beine in Richtung des Schwarzen Lochs zeigen, werden sie stärker gedehnt als der Rest ihres Körpers.
Alice liefert fleißig ihre Beobachtungen an Bob. Pünktlich alle 15 Minuten schickt sie die Daten ab. Eigentlich sollte Bob, wie vereinbart, gleich darauf ein Bestätigungssignal abschicken.
Doch von Mal zu Mal lässt die Antwort länger auf sich warten.
Schließlich antwortet Bob gar nicht mehr.

Was ist geschehen? Warum ist Bob auf einmal so unzuverlässig? Und: was sieht er?

Zunächst fällt ihm auf, dass Alice ihre Daten nicht mehr pünktlich im 15-Minuten-Rhythmus abschickt. Erst verzögert sich die Nachricht um nur eine Zehntelsekunde, doch dann werden es mehrere Sekunden, schließlich Minuten.
Er kontrolliert ihre Borduhr - vielleicht geht sie ja falsch?!
Was er feststellt, ist noch seltsamer: Alice schickt tatsächlich immer dann eine Nachricht an ihn, wenn der Zeiger ihrer Borduhr um 15 Minuten vorgerückt ist. Allerdings geht - im Vergleich zu seiner Uhr - ihre immer langsamer. Jede Sekunde auf Alices Uhr dauert länger als die vorherige.
Alices Bewegungen erscheinen für ihn träger und träger, und auch ihr Raumschiff scheint immer langsamer zu werden. Außerdem bemerkt Bob, dass das Raumschiff mehr und mehr rötlich aussieht - die gravitative Rotverschiebung macht sich bemerkbar.

Schließlich - kurz, bevor das Raumschiff den Ereignishorizont überschreitet - scheint es in seinen Bewegungen völlig erstarrt zu sein.
Egal wie lange Bob auch wartet: der Sekundenzeiger auf Alices Borduhr rückt nicht mehr weiter, und auch Alice verharrt regungslos.
Es erreicht ihn keine Nachricht mehr von Alice, und so schickt er auch keine Antwort mehr.

Für Bob sieht es so aus, als würde Alice in ihrem Raumschiff niemals in das Schwarze Loch hineinfallen, und als wären alle Bewegungen des Raumschiffs, der darin befindlichen Apparaturen und der Astronautin in dem Augenblick erstarrt, in dem es den Ereignishorizont erreichte.


Alice hingegen kämpft weiter gegen die Probleme mit der immensen Gravitation an.
Sie wird mehr und mehr in die Länge gezogen.
Davon, dass sie den Ereignishorizont überquert hat, hat sie nichts bemerkt. Das Überqueren des Ereignishorizonts macht sich weder durch einen Ruck, noch durch den Ausschlag eines Messgeräts bemerkbar.
Allerdings gelangt keines der Signale, das sie hinter dem Ereignishorizont ausgesandt hat, jemals zu Bob (oder zu irgend einer anderen Person oder einem Objekt, das sich außerhalb des Ereignishorizonts befindet).
Alices Borduhr läuft für sie selbst ganz normal weiter, und sie kann sehr wohl Signale von "draußen" empfangen.
Die Gravitationskräfte werden stärker und stärker. Alice wird mehr und mehr in die Länge gezogen, und wird dabei immer dünner. Das Raumschiff kann den Kräften kaum mehr standhalten.
Kurz, bevor die Außenhülle des Raumschiffs unter den gewaltigen Kräften zerreißt, wird die Astronautin bewusstlos.

Doch Bob bekommt von alledem nichts mit - er sieht weiterhin Alices Raumschiff vor dem Ereignishorizont verharren.


Was versteht man im Zusammenhang mit Schwarzen Löchern unter der "Gezeitenwirkung"?


In der Nähe des Ereignishorizonts eines Schwarzen Lochs existiert ein extremer Unterschied der Gravitation bei verschiedenen Distanzen.
Dies wird als Gezeitenwirkung bezeichnet.


Was ist ein "Ereignishorizont"?


Beim Ereignishorizont eines Schwarzen Lochs handelt es sich um die Grenze, ab der nichts mehr mit Lichtgeschwindigkeit dem Schwarzen Loch entkommen kann.
Was hinter dem Ereignishorizont liegt, kann diesen nicht mehr in Richtung "hinaus aus dem Schwarzen Loch" überqueren.
Damit ist es unmöglich, dass Materie (z.B. ein in ein Schwarzes Loch gefallener Astronaut) oder auch elektomagnetische Strahlung (z.B. ein Notruf des Astronauten) ein Schwarzes Loch verlassen können.


Was ist eine Singularität?


Eine Singularität ist ein ganz spezieller (gedachter) Punkt im vierdimensionalen Raum (unsere bekannten drei Dimensionen plus die Zeit).
An diesem Punkt haben unsere physikalischen Gesetze keine Gültigkeit mehr.
Eine solche Singularität wird für das Zentrum Schwarzer Löcher angenommen, wie auch für den Augenblick des Urknalls.


Was ist "Hawking-Strahlung"?


Nach der klassischen Theorie können Schwarze Löcher keine Art von Strahlung aussenden, da die Geschwindigkeit, um aus einem Schwarzen Loch zu entkommen, größer als die Lichtgeschwindigkeit ist. 1974 jedoch hat der Physiker Stephen Hawking eine Theorie aufgestellt, nach der es Schwarzen Löchern trotzdem erlaubt ist, eine (wennauch schwache) Strahlung auszusenden.

Diese als "Hawking-Strahlung" bezeichnete Strahlung entsteht folgendermaßen:
Laut Quantenmechanik und Unschärferelation entstehen fortwährend sogenannte "virtuelle Teilchenpaare", bestehend aus einem Teilchen und dessen Antiteilchen.
Unter normalen Umständen vernichten sich diese Teilchen sofort wieder gegenseitig.
Entstehen solche virtuellen Teilchenpaare in der Umgebung eines Schwarzen Loches, so kann es passieren, dass sie getrennt werden.

Was passiert nun, wenn ein virtuelles Teilchen ins Schwarze Loch gelangt, während das andere davonfliegt?
Entkommt ein virtuelles Antiteilchen (und wird zu einem reellen Antiteilchen), so wird es sehr bald zerstrahlt, da es auf ein "normales" Teilchen treffen wird.
Ein entkommendes virtuelles Teilchen hingegen bleibt, wenn es zu einem reellen Teilchen geworden ist, bestehen (es sei denn, es trifft auf ein Antiteilchen, aber das ist eher unwahrscheinlich).
Was passiert mit dem virtuellen Teilchenpartner?
Wenn m die Masse eines Teilchens des Paares ist, dann "verschlingt" das Schwarze Loch ein Teilchen der Masse m, während ein zweites der Masse m davonfliegt.
Das Antiteilchen wie auch das "normale" Teilchen haben beide positive ("normale") Energie. (Denn das Antiteilchen ist das "Fehlen eines Teilchens mit negativer Energie und umgekehrter Ladung").
Sie unterscheiden sich nur in einem: ihre elektrische Ladung.
Massen-mäßig ist es also egal, ob ein virtuelles Antiteilchen oder ein virtuelles Teilchen ins Schwarze Loch gelangt. Wichtig ist nicht "Anti oder nicht Anti", sondern "virtuell".
Darauf kommt es an - es muss ein virtuelles Teilchen sein! (man könnte noch so viel Antimaterie in ein Schwarzes Loch fallen lassen - es würde trotzdem größer und größer werden!)
Warum müssen es ausgerechnet virtuelle Teilchen sein? Was ist an denen so besonders?!
Zum Erzeugen eines Teilchen-Antiteilchen-Paares wird immer die doppelte Ruhemasse des Materieteilchens benötigt.
Im Endeffekt sieht das dann folgendermaßen aus:
2m (bzw. in Energie umgerechnet, E = 2 mc2) ist die Energie, die zum Erzeugen des virtuellen Teilchen-Antiteilchen-Paares nötig war.
Diese Energie wird dem Schwarzen Loch entzogen; da es aber die Energie des einen (hineinfallenden) Teilchens erhält, verliert es die Masse m.

Würde man nun den stetigen Strom der entkommenden Teilchen als (Wärme-)Strahlung messen, so käme man bei einem Schwarzen Loch von einigen Sonnenmassen auf ein zehnmillionstel K (das ist ein zehnmillionstel Grad Celsius über dem absoluten Nullpunkt).

Die Hawking-Strahlung hängt von der Masse des Schwarzen Lochs ab; genauer gesagt ist sie umgekehrt proportional zur Masse.
Daraus folgt: Schwarze Löcher von großer Masse strahlen nur schwach und emittieren lediglich Photonen. Sehr kleine Schwarze Löcher strahlen stärker, sodass sie Elektronen oder Positronen erzeugen und damit Röntgen- oder Gammastrahlung aussenden.
Desweiteren folgt daraus:
Da Schwarze Löcher immer stärker strahlen, je kleiner sie werden, und da sie eben durch diese Strahlung an Masse verlieren (und damit kleiner werden), müssten sie letztendlich in einem Ausbruch von Gammastrahlen enden.

Bislang konnte Hawking-Stahlung - aufgrund ihrer geringen Intensität - nicht nachgewiesen werden.


Wie kann ein Schwarzes Loch durch die "Hawking-Strahlung" an Masse verlieren, obwohl doch Teilchen in das Schwarze Loch fallen?


Ganz richtig, es fallen Teilchen in das Schwarze Loch.
Normalerweise müsste man meinen, dass sich dadurch die Masse des Schwarzen Lochs keinesfalls verringern könne - da es ja zusätzliche Masse durch die hineinfallenden Teilchen erhält!

Die hineinfallenden Teilchen (bezogen auf den Effekt der Hawking-Strahlung; es können selbstverständlich durch andere Effekte positive Teilchen in das Schwarze Loch gelangen) besitzen eine negative Energie.
Nach der bekannten Formel E=mc2 sind Materie und Energie nur Erscheinungsformen ein und desselben. Aus diesem Grund bedeutet negative Energie das gleiche wie neegative Masse, und wenn man nun zu positiver Masse (Schwarzes Loch) negative Energie (negatives Teilchen) hinzufügt, so wird die Gesamtmasse geringer.


Was sind "extrasolare Planeten"?


Darunter versteht man Planeten, die nicht um die Sonne, sondern um andere Sterne kreisen.

(siehe hierzu auch Wie viele Planeten gibt es?)


Wie entstehen Jets bei Schwarzen Löchern?


Wie können sich die sogenannten "Jets" dem Gravitations-Sog eines schwarzen Loches entziehen, wenn sie doch niemals schneller als das Licht sein können?

Die Materie der Jets ist nicht schneller als das Licht.
Warum sie dennoch entweichen kann, liegt daran, dass die Jets nicht direkt im Schwarzen Loch, sondern außerhalb des Ereignishorizonts entstehen.
Das Schwarze Loch ist von einer sogenannten "Akkretionsscheibe" umgeben, die aus sprialförmig auf das Zentrum zufallender Materie besteht. Je näher sie dabei dem Schwarzen Loch kommt, umso schneller wird sie und umso höher ist die Reibung. Diese Reibung führt zu einer starkten Erhitzung und elektrischer Aufladung, was wiederum dazu führt, dass sich um das Schwarze Loch ein gewaltiges Magnetfeld aufbaut (Dynamo-Effekt).
Entlang der Feldlinien dieses Magnetfeldes wird nun die Materie bis nahezu Lichtgeschwindigkeit beschleunigt.
Aus den beiden Polen des Magnetfeldes schießt die Materie als Jets ins All.


Warum funkeln Sterne, aber Planeten nicht?


Das Funkeln (Scintillation) von Sternen entsteht durch die Brechung von Lichtstrahlen an den Übergängen von warmer und kalter Luft in der Atmosphäre.

Auf seinem Weg zum Beobachter passiert das Licht eines Sterns (oder Planeten) unterschiedlich dichte Luftmassen der Atmosphäre. Warme Luft hat eine geringere Dichte als kalte Luft, und so steigt warme Luft auf, was zu Turbulenzen in der Atmosphäre führt.
Die Helligkeitsänderungen, die wir als "Funkeln" wahrnehmen, kommen dadurch zustande, dass die ungleichmäßig abgelenkten Lichtstrahlen nicht gleichmäßig (parallel) auf die Erde auftreffen.
Im Auge (oder auch in der Optik eines Teleskops) vereinigt sich ein Kegel aus Lichtstrahlen. Eine "Schliere" in der Atmosphäre lenkt nun einen Lichtstrahl um wenige Bogensekunden ab, was bewirkt, dass an die Stelle des Strahls, der zuvor einen bestimmten Punkt im Auge getroffen hat, nun ein anderer Strahl fällt.

Planeten funkeln ebenfalls, allerdings wesentlich geringer als Sterne. Die Ursache dafür liegt darin, dass wir die Sterne nur als Punkte auflösen können (scheinbarer Durchmesser von < 0,05"), während Planeten als kleine Scheibchen aufgelöst werden können (scheinbarer Durchmesser von 10" - 68").
Ein Funkeln bei Planeten kann man erst dann wahrnehmen, wenn die Richtungsänderung, die die Strahlen erfahren, von der selben Größenordnung wie der scheinbare Durchmesser des Planeten ist.

Sterne, die dicht am Horizont stehen, scheinen stärker zu flimmern als solche, die direkt über uns am Himmel stehen.
Der Grund dafür ist der längere Weg der Lichtstrahlen durch die Atmosphäre, wenn ein Stern dicht am Horizont steht.
Für sein Funkeln besonders berühmt ist der Stern Sirius, der sich während des Winterhalbjahres gut beobachten lässt.


Was sind Ephemeriden?


Als "Ephemeriden" bezeichnet man Tabellen, mit Hilfe derer man die tägliche Position von Himmelskörpern (Sonne, Mond, Planeten, Asteroiden) am Himmel ablesen kann.
Ephemeriden finden sich meist in astronomischen Jahrbüchern, oder in speziellen Computerprogramen.


Was ist die Ekliptik?


Die Ekliptik ist die sogenannte "Erdbahnebene", also die Ebene, in welcher die Erde ihre Bahn um die Sonne beschreibt.
Von der Erde aus gesehen projiziert sich die Ebene der Ekliptik als Großkreis an die Himmelskugel.
Die Sonne steht somit von uns aus betrachtet immer genau auf diesm Großkreis und läuft diesen einmal im Jahr vollständig entlang.
Diese scheinbare Bewegung der Sonne ist das "Spiegelbild" der Erdbewegung um die Sonne.


Ist PI auch in der nicht-euklidischen Geometrie eine Konstante?


Die mathematische Konstante PI ist für gewöhnlich definiert als das Verhältnis von Umfang zu Durchmesser eines Kreises in der euklidischen Geometrie.
In einer nicht-euklidischen Geometrie ist dieses Verhältnis größer oder kleiner PI - was jedoch nicht bedeutet, dass PI keine Konstante wäre: in diesem Falle kann man einen Kreis eben nicht mit PI berechnen.
PI kann übrigens auch auf andere Art und Weise definiert werden (siehe die Erklärungen zu PI in der Rubrik "Mathematik"). Auch dies zeigt, dass PI auch in der nicht-euklidischen Geometrie eine Konstante darstellt.


Was versteht man unter einem "Transit" oder "Durchgang"?


Unter einem Transit innerer Planeten versteht man das Vorbeilaufen von Merkur oder Venus vor der Sonne.

Die erste Voraussetzung für einen Transit vor der Sonne ist eine Bahnkonstellation, in der ein innerer Planet in der Sichtlinie Erde <---> Sonne steht. Diese besondere Konstellation wird als "untere Konjunktion" bezeichnet. (Es gibt auch eine "obere Konjunktion": sie findet statt, wenn der Planet von der Erde aus gesehen genau hinter der Sonne steht.)
Desweiteren ist für einen Transit notwendig, dass sich der Planet in dieser Position nahe genug an einem der sogenannten "Bahn-Knotenpunkte" in der unteren Konjunktion befindet.


Was sind Lagrange-Punkte?


Als Lagrange-Punkt wird ein Punkt im Raum bezeichnet, an dem sich ein kleiner Körper im Gravitationsfeld von zwei großen Körpern in (relativer) Ruhe zu den beiden großen Körpern befindet. Postuliert wurde die Existenz solcher Punkte im Jahre 1772 von dem französischen Mathematiker und Astronomen Joseph-Luis Lagrange.

In jedem System von schweren Körpern existieren fünf theoretische Lagrange-Punkte, aber nur zwei von ihnen sind stabil (was bedeutet, dass sie einen kleinen Körper auch bei kleinen Störungen im stabilen Gleichgewicht halten).

Erst 1906 hat man die ersten Objekte an solchen Punkten entdeckt. Es handelt sich hierbei um Kleinplaneten auf einer Bahn um die Sonne unter gleichem Einfluss von Sonne und Jupiter (die sogenannten "Trojaner" bei Jupiter).


Was sind Cepheiden?


Cepheiden sind eine besondere Gruppe von sogenannten "veränderlichen Sternen" (Sonnen mit schwankender Helligkeit).
Das Besondere an Cepheiden ist, dass sich ihre Helligkeit mit einer bestimmten Periode ändert. Eine weitere besondere Eigenschaft wurde 1912 von Henrietta S. Leavitt entdeckt:
Es existiert eine Beziehung zwischen der Helligkeit eines Cepheiden und seiner Periode, mit der seine Helligkeit (absolute Helligkeit) schwankt.
Daraus folgt, dass man aus der Beobachtung der Periode berechnen kann, wie groß seine absolute Helligkeit ist.
Aus der Differenz aus absoluter (wirklicher) und scheinbarer (auf der Erde gemessener) Helligkeit lässt sich nun die Entfernung des Cepheiden ermitteln. Mit dieser Methode können Astronomen die Entfernung einer Galaxie bestimmen, indem sie dort nach Cepheiden suchen und deren Periode bestimmen.


Wie sind die schwereren Elemente entstanden?


Durch die Kernfusion in Sonnen kann als schwerstes Element höchstens Eisen erzeugt werden.
Schwerere Elemente werden bei Supanova-Explosionen durch Neutroneneinfang produziert, da hier so viel Energie freigesetzt wird, dass ihre Synthese während dieser kurzen Zeit möglich ist. (Elemente, die schwerer als Eisen sind, benötigen zu ihrer Erzeugung Energiezufuhr.)


Was ist ein geostationärer Satellit?


Satelliten - künstliche wie auch natürliche - umkreisen ihren Planeten auf einer mehr oder weniger exzentrischen Bahn. Die Geschwindigkeit des Satelliten muss präzise gewählt werden - nämlich so hoch, dass die Fliehkraft die Erdanziehungskraft ausgleicht, was bedeutet, dass die Bahn stabil ist.
Stabile Bahnen bei 36.000 km Höhe werden als "geostationär" bezeichnet, da die Geschwindigkeit der Satelliten auf diesen Bahnen genau so hoch ist, dass sie immer über dem seelben Punkt der Erdoberfläche stehen (eine Erdumkreisung dauert also genauso lang wie eine Drehung der Erde um ihre eigene Achse).
Auf diesen geostationären Bahnen befinden sich beispielsweise Fernsehsatelliten - befänden sie sich auf anderen Bahnen, so müssten sich die Empfangs-Antennen stets selbsttätig neu ausrichten und es wäre mitunter zeitweise gar kein Empfang möglich.

Satelliten die wirklich geostationär sind, haben übrigens eine kleine Bahnneigung (Inklination). Bei entsprechender Inklination wird der Satellit als "geosynchron" bezeichnet.


Was ist die kosmische Hintergrundstrahlung und wie ist sie entstanden?


Die kosmische Hintergrundstrahlung darf nicht verwechselt werden mit der Kosmischen Strahlung, auch als "Höhenstrahlung" bezeichnet.

Die kosmische Hintergrundstrahlung ist eine gleichmäßig das Weltall durchziehende, und damit auch gleichmäßig aus allen Richtungen und mit gleicher Stärke auf der Erde eintreffende elektromagnetische Strahlung.
Diese Strahlung im Mikrowellenbereich hatten Arno Penzias und Robert Wilson 1965 bei einer Wellenlänge von 7,35 cm zufällig entdeckt.
Die kosmische Hintergrundstrahlung wurde bisher in einem Wellenlängenbereich von etwa 1 mm bis 10 cm nachgewiesen.

Im kosmologischen Standardmodell wird die kosmische Hintergrundstrahlung als Indiz für ein heißes, dichtes Anfangsstadium der Materie des Weltalls verstanden.
Danach ist sie der durch die Ausdehnung des Universums abgekühlte Rest der Wärmestrahlung, die rund 379.000 Jahre nach dem Urknall entstand, als die Temperatur im Universum auf 2980 Kelvin abgesunken war. Damals wurde das Weltall für elektromagnetische Strahlung transparent, als Protonen freie Elektronen einfangen konnten und aus dem ionisierten Gas ein neutrales Wasserstoffgas entstand.
Die sogenannte "materiedominierte Ära" begann.

Aufgrund der Expansion des Raumes hat sich die Wellenlänge der Strahlung fortwährend um das Tausendfache in den Mikrowellenbereich hinein vergrößert.
Ds Spektrum der Hintergrundstrahlung stimmt gut mit der Strahlung eines Schwarzen Körpers von 2,73 Kelvin (etwa -273 °C) überein.
Der Satellit COBE (Cosmic Background Explorer) hat dieses Spektrum im Jahre 1992 genau gemessen und stellte dabei geringe Fluktuationen in der Hintergrundstrahlung von wenigen Millionstel Kelvin fest.
Noch genauere Messungen wurden kürzlich durch den Satelliten WMPAP möglich.


Was ist die kosmische Strahlung oder "Höhenstrahlung"?


Die Kosmische Strahlung (Höhenstrahlung) darf nicht mit der kosmische Hintergrundstrahlung verwechselt werden.

Die kosmische Strahlung, auch als Höhenstrahlung bezeichnet, ist eine sehr energiereiche Strahlung, die aus dem Weltall stammt und auf die Erdatmosphäre trifft. Sie ist - nach diversen Umwandlungen - sogar noch in großen Tiefen im Meer und unter der Erdoberfläche nachweisbar.

Die primäre kosmische Strahlung erreicht die Atmosphäre als isotoper Nokleonenstrom (bestehend zu rund 90 Prozent aus Protonen und zu rund 10 Prozent aus Heliumkernen und schweren Atomkernen), außerdem als Leptonen- (Elektronen, Positronen, Muonen, Neutronos), Röntgen- und Gammastrahlenkomponenten.
In der Erdatmosphäre erzeugt nun diese primäre kosmische Strahlung eine sekundäre kosmische Strahlung. Dies geschieht, da durch Kernreaktionen mit den Luftmolekülen Myonen Pionen entstehen, die in Photonen und Elektronen zerfallen. Desweiteren werden Mesonen und Antibarionen erzeugt und aus den Kernen die Kernbestandteile, Neutronen und Protonen, herausgeschlagen.
Diese verschiedensten Teilchen leiten ihrerseits wieder diverse Kernreaktionen ein; die Teilchenerzeugung vervielfältigt sich regelrecht kaskadenartig.
Schließlich entstehen Myonen und Neutrinos, die bis weit in die Erde eindringen können, da sie nur wenig mit der Materie wechselwirken.


Ein kleiner Anteil der primären kosmischen Strahlung stammt von der Sonne; als Hauptquelle der kosmischen Strahlung werden jedoch Supernova-Ausbrüche sowie Quasare angenommen.