Astrophysik

Das erste Kapitel behandelt physikalische Grundlagen, die an mehreren Stellen in die spätere Behandlung der Astrophysik eingehen werden. Wir machen uns mit den verschiedenen Zeit- und Ortsskalen vertraut. Da sie sehr viele Größenordnungen überdecken, sind recht unterschiedliche Modellierungen nötig. In vielen Fällen ist eine klassische Beschreibung noch angebracht, doch wir stoßen auch auf deren Grenzen und müssen quantenmechanisch oder ultra-relativistisch rechnen. Außerdem liefert uns die Strahlung die wesentlichen Informationen von entfernten Objekten. Deshalb ist es angeraten, schon sehr früh unsere Kenntnis des Strahlungstransports zusammenzufassen.

Die Beobachtungen der elektromagnetischen Strahlung, der Teilchenstrahlung und der Gravitationswellen liefern Informationen über die physikalischen und chemischen Eigenschaften der Himmelskörper und die dort ablaufenden Prozesse. Eine der wichtigsten Aufgaben astronomischer und astrophysikalischer Forschung ist dabei die Einordnung der Objekte in Raum und Zeit [11].

Die kosmische Strahlung (Höhenstrahlung) besteht hauptsächlich aus voll ionisierten Atomkernen (ca. 98%). Daneben finden sich noch als wesentliche Komponenten Elektronen (ca. 2 %). Der Ursprung der kosmischen Strahlung ist nicht genau bekannt. Man nimmt an, dass ein sehr großer Anteil aus der Milchstraße stammt. Als extragalaktische Quellen kommen aktive Galaxienkerne, Radiogalaxien und Gamma Ray Bursts infrage. Der Nachweis erfolgt überwiegend indirekt. Die Entstehung und Beschleunigung kosmischer Primärteilchen ist ein sehr aktives Forschungsgebiet.

In diesem recht umfangreichen Kapitel stellen wir die Grundgleichungen zur Berechnung des prinzipiellen Sternaufbaus zusammen. Es muss allerdings betont werden, dass hier nur ein recht grobes Bild vorgestellt werden kann. Mit detaillierten Sternmodellen befassen sich weltweit zahlreiche Forschungsinstitute.

Zunächst stellen wir ein einfaches Modell für brennende Sterne vor. Anschließend diskutieren wir stellare Energiequellen. Unsere Sonne ist, aus verständlichen Gründen, der bestuntersuchte brennende Stern. Wichtige Ergebnisse der Sonnenphysik werden kurz vorgestellt. Der Übergang zu anderen möglichen Sterntypen erfordert die genauere Analyse der Zustandsgleichungen. Nach dem Überblick über die verschiedenen Möglichkeiten verlassen wir die stationäre Näherung und schauen uns Strukturbildung und Sternanfänge genauer an.

In diesem Kapitel gehen wir einen Schritt weiter und diskutieren die Sternentwicklung über den Anfangszustand hinaus. Abb. 5.1 gibt uns einen Überblick. Sterne werden nach einer Abkühlung des Universums aus Staub geboren. Das ist in der Startpunkt oben in der Abbildung. Wir schreiten dann im Uhrzeigersinn weiter fort. Der mögliche Gravitationskollaps von Gas- oder Staubwolken führte zu einer Strukturierung des Universums. Es ist zu vermuten, dass sich zunächst große Strukturen formten (die noch in den Galaxien erkennbar sind) und die anschließende Fragmentierung zu kleineren Strukturen führte. Nach ihrer Entstehung in Form von Protosternen beginnen Sterne recht stabil zu brennen, sofern sie innerhalb der bereits diskutierten Massengrenzen liegen. Aber das Brennen kann nicht ewig dauern, da der Brennstoffvorrat beschränkt ist. „Sterbende Objekte“ wandeln sich weiter um. Die ersten, allerdings auch für astronomische Verhältnisse recht langlebigen „Zwischenzustände“ behandeln wir in diesem Kapitel. Verschiedene Formen stehen dabei im Vordergrund. Wir diskutieren kompakte Objekte wie Weiße Zwerge und Neutronensterne, aber auch Quasare und Schwarze Löcher. Aber letztlich werden auch diese Zustände sich weiter verändern. Zum Teil werden sie explodieren oder durch Abstrahlung und Kernzerfall ihre Struktur aufgeben. Bei den meisten kompakten Objekten findet sich die Erkenntnis wieder: „Aus Staub geboren, zu Staub geworden“. So schließt sich der Kreis.

Nach den einzelnen kompakten Objekten und sonnenähnlichen Sternen sind die Galaxien die nächst größeren strukturierten Objekte, die hier vorgestellt werden. Wir beginnen mit unserer Galaxis (Milchstraße) und wenden uns dann der Klassifizierung der Galaxienfülle zu [32, 3]. Anschließend fassen wir Hinweise auf die Existenz Dunkler Materie zusammen und stellen das wichtige neue Arbeitsgebiet der Numerischen Modellierung mittels ΛCDM-Modelle vor. Das führt letztendlich zu der Frage der Einbettung von Galaxien in das Universum.

In einem historischen Rückblick fassen wir die Kosmologie zusammen, so wie sie ohne Allgemeine Relativitätstheorie diskutiert wurde. Dieser sogenannte Newton’sche Ansatz ist falsch, aber trotzdem interessant, da wir die mathematischen Ergebnisse für die spätere richtige Theorie – nach entsprechender Uminterpretation – nutzen können.

In diesem Kapitel folgt der Versuch, die „Essentials“ der Allgemeinen Relativitätstheorie (ART) – soweit sie für erste praktische Rechnungen unbedingt nötig sind – auf wenigen Seiten zusammenzufassen. Dabei beziehe ich mich auf die sehr empfehlenswerten Bücher von Steven Weinberg [41, 42, 43]. Diese kurze Zusammenfassung kann selbstverständlich nicht einen Theoriekurs über Allgemeine Relativitätstheorie ersetzen. Wenn man jedoch die ART hier nur in ihren Rechenregeln akzeptiert, ohne auf ein tieferes Verständnis der Grundlagen und Konzepte zu zielen, lässt sich damit schon eine ganze Menge berechnen.

In diesem Kapitel diskutieren wir einige der grundlegend neuen Ergebnisse, die die ART hervorgebracht hat und selbst in der allgemeinen Öffentlichkeit stichwortartig bekannt sind. Gemeint sind Effekte wie Periheldrehung des Merkur, Lichtablenkung im Schwerefeld und Gravitationswellen. Wenn wir uns damit befassen, „was um Sterne herum passiert“, spielt die Schwarzschild-Metrik eine besondere Rolle. Wir erörtern Fragen, wie sich Planeten und Licht im Außenbereich des Sterns in einer allgemein-relativistischen Beschreibung verhalten.

In diesem Kapitel beleuchten wir die Einflüsse der ART auf die Objekte im Universum. Das betrifft einerseits den Aufbau von Sternen und kompakten Objekten. Andererseits haben wir bereits die Existenzbereiche stabiler Objekte diskutiert. Die ART wird in vielen Bereichen zwingend notwendig, wenn eine Dynamik hin zu kollabierenden Strukturen einsetzt. Bekanntestes Beispiel ist ein Schwarzes Loch, dessen Eigenschaften hier ebenfalls beleuchtet werden.

Kosmologie ist die Theorie vom Universum insgesamt. Wir unterscheiden zwischen homogener und inhomogener Kosmologie. Die homogene Kosmologie ist die „klassische“ Form, in der der Kosmos als völlig homogen und isotrop vorausgesetzt wird. Dabei wird die Robertson-Walker-Metrik verwendet. Die inhomogene Kosmologie berücksichtigt Dichte- und Temperaturschwankungen. Wir beginnen mit der homogenen Kosmologie.

In diesem Kapitel beschreiben wir, wie verschiedene Beobachtungen zu einem konsistenten Bild für die charakteristischen Parameter eines Weltmodells führen können. Abb. 12.1 greift Abb.​ 11.​11 auf und zeigt Ergebnisse von drei der vier hier vorgestellten Methoden: (1) BAO (Strukturanalyse mit „baryon acoustic oscillations“ als „Galaxy Surveys“), (2) CMB (Analyse der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung) und (3) SNe („Supernovae Surveys“ auf der Basis einer Supernova-Rotverschiebung-Helligkeit-Beziehung). Wir beginnen allerdings mit dem „ältesten“ Argument für die Richtigkeit von Weltmodellen, das auf einer Vorhersage für die Nukleosynthese beruht.

Heute ist das Universum auf kleinen Skalen (\(< 100\) Mpc) recht inhomogen. Sterne, Planeten, Galaxien etc. haben sich gebildet. Inhomogenitäten sehen wir bereits in den CMB-Spektren. Zwar war das Universum zur Zeit der Photonenentkopplung wesentlich homogener als heute, doch könnten die damaligen kleinen Inhomogenitäten als Saat für die heutigen Inhomogenitäten gewirkt haben.

Inhomogene Kosmologie fragt im Gegensatz zur homogenen Kosmologie (mit der Robertson-Walker-Metrik) nach der Ursache und Entwicklung von Inhomogenitäten.

Die moderne Kosmologie fügt in die Entwicklung des Universums vor der strahlungsdominierten Ära eine kurze „Episode“ der Inflation ein. Zur Lösung grundsätzlicher Probleme des Urknallmodells wird eine sehr frühe Phase der exponentiellen Expansion des Universums postuliert. Besonders spannend ist momentan die Frage, ob das durchaus spekulative Modell der Inflation, das jedoch viele grundsätzliche Probleme der Kosmologie beheben kann, außer durch Theorie auch durch Beobachtungen gestützt wird. Dieses Kapitel gibt einen (sehr) kurzen Abriss der neuen Entwicklungen.