Die Präastronautik könnte an und für sich ein spannendes Thema sein. Leider wurde sie seit ihrer Entstehung von diversen Spinnern vereinnahmt, die überwiegend kommerzielle Interessen verfolgen und sich bei der Darstellung ihrer "Thesen" nicht an die gültigen Formen naturwissenschaftlichen Publizierens halten. Auf der anderen Seite, hatte sie als Pseudowissenschaft auch nie den Anspruch auf Formalität und Verifizierung.

Du brauchst ein Teleskop mit Nachführung, eine Kamera, Strom und einen Laptop.

Hey,

die Gravitation ist neben dem Elektromagnetismus, der schwachen Kernkraft und der starken Kernkraft eine der vier fundamentalen Grundkräfte der Physik.

Der Begriff Kraft meint im Zusammenhang mit der Gravitation die Anziehung die zwischen zwei massebehafteten Körpern universell existiert. Ohnehin ist Gravitation, gleichbedeutend mit dem Begriff ,,Schwerkraft" eine Eigenschaft die jede Masse besitzt. Zur Beschreibung der Schwerkraft kann nun sowohl die newtonsche Mechanik als auch die relativistische Variante mit Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie gewählt werden. So viel zur Vorarbeit...

Schwerkraft sorgt dafür, dass sich Dinge anziehen. Genau so wie das Schwerkraftfeld der Erde dafür verantwortlich ist, dass wir immer auf dem Boden landen nachdem wir hochgesprungen sind, ist in einem Stern das Gas an "unserer Stelle". Die Schwerkraft des Sterns zieht das Gas in Richtung Sternkern genau so wie es die Erde hier mit uns tut. Deswegen bedient man sich der Formulierung die Gravitation drücke einen Stern zusammen.

Nun ist die Schwerkraft nicht die einzige Kraft die in einem Stern wirkt. Wäre das so, würde der Stern innerhalb einer sogenannten Freifallzeit in sich zusammenfallen sprich implodieren.

Es gibt Kräfte die der nach innen "ziehenden" Schwerkraft entgegenwirken. Bei massearmen Sternen wie der Sonne ist dies vornehmlich der Gasdruck. Bei massereicheren Sternen ab etwa 5 Sonnenmassen beginnt hingegen der Strahlungsdruck gegenüber dem Gasdruck zu dominieren. Was meinen diese Begriffe nun?

Das Gas eines Sterns besteht auf atomarer Ebene aus Protonen, Elektronen und einigen Neutronen. Diese Teilchen unterliegen im Sinne der QM einem sogenannten Ausschließungsprinzip und lassen sich darum nicht beliebig eng zusammendrücken. Wenn man Gas also komprimiert (zusammendrückt), fängt es an einen Druck auszuüben der dann Gasdruck genannt wird.

Der Strahlungsdruck eines Sterns lässt sich nun folgendermaßen erklären: Bei der Verschmelzung von Atomkernen im Sterninnern werden Photonen (Lichtteilchen) erzeugt. Sie dringen nach ihrer Freisetzung aus dem Kern des Sterns in die äußeren Sternschichten ein. 

Photonen besitzen zwar keine (Ruhe-)masse aber einen Impuls.

p = h / y

Die klassische Physik besagt, dass Impulstransport pro Zeit durch eine Fläche einem Druck entspricht. Weil etliche Milliarden von Photonen innerhalb von kürzester Zeit gleichzeitig durch die Sternschichten nach außen dringen, üben sie einen Druck auf das umliegende Gas aus. Das ist die grundlegende physikalische Beschreibung der Begrifflichkeiten.

Beste Grüße,

Nikolai

Hey,

es ist streng genommen etwas komplizierter. Der Übergang zwischen dem Weltraum und einem Gasplaneten ist zunächst einmal fließend. So ähnlich, wie wir Nebel auf der Erde auch nur aus der Distanz gut wahrnehmen können und er verschwindet, wenn wir mitten in ihm stehen, würden wir den Eintritt in die Atmosphäre eines solchen Planeten vermutlich nicht "mitkriegen".

Der Aggregatzustand der zur physikalischen Zustandsbeschreibung herangezogen wird, wechselt rein mathematisch ab einem bestimmten Punkt im Innern des Planeten von gasförmig zu flüssig. Wie das aber dann tatsächlich aussieht, ist schwer zu sagen und auch festzustellen, da bei den in diesem Punkt vorherrschenden Drücken und Dichten wenig experimentell in Erfahrung zu bringen ist. Eine Sonde würde natürlich vorher schon verglühen.

Fest steht allerdings, dass der Kern von Gasplaneten fest ist und zu einem Großteil aus Gestein und Wassereis besteht. Es ist davon auszugehen, dass sich mit zunehmender Annäherung an das Planeteninnere neue physikalische Zustände auftun. Die Beschreibung eines flüssigen Aggregatzustandes ist auch weniger darauf bezogen, dass es hier um Flüssigkeit im Sinne von Wasser etc. geht. Mathematisch steigt die kinematische Viskosität (also die Zähflüssigkeit des Mediums), allerdings wohl kaum bis zu einem Punkt, an dem man im Gasplaneten schwimmen könnte.

Lg Nikolai

Hey,

mein erster Gedanke war ein Iridium-Flare. Das sind bestimmte Satelliten auf Höhen von einigen Hundert Kilometern die während des Umlaufs um die Erde gelegentlich das Sonnenlicht in unser Auge reflektieren. Die würden deine Beobachtung des Helligkeitsverlaufs gut erklären sind aber auf keinen Fall über 3 Stunden zu sehen und würden sich auch bewegen!

Mit großer Wahrscheinlichkeit war es eine Form von atmosphärischer Szintillation. Waren an diesem Abend vielleicht Schleierwolken oder Dunst in der Atmosphäre? Normalerweise kann sowas nicht beobachtet werden. 

Eine weitere plausible Möglichkeit ist ein Körper, der in der Atmosphäre verglüht ist. Auch der würde sich aber normalerweise bewegen. Ein Flugzeug oder Hubschrauber würde Lichtsignale aussenden und ist damit eher unwahrscheinlicher. Es lässt sich nicht mit definitiver Sicherheit sagen. In welcher Himmelsrichtung war der Stern, den du beobachtet hast? Datum und Uhrzeit wären auch noch wichtig.

Lg Nikolai

Hallo
Jeremias2712,

es gibt grundsätzlich zwei Mechanismen, nach denen Sterne in einer
Supernova-Explosion enden können. Die erste Möglichkeit umfasst den
Prozess eines Kernkollaps im Innern eines massereichen Sterns von
mindestens 8 Sonnenmassen. Am Ende seiner Lebenszeit besteht der Kern
eines solchen massereichen Sterns vollständig aus Eisen. Fallen die
äußeren Hüllen von außen auf diesen Kern drauf, wird die im
Überschuss erzeugte Energie zu einer rasanten Erhitzung des Plasmas
führen, die schließlich die Explosion des Sterns in Gang setzt.
Solche Supernovae erfordern massereiche Sterne von mindestens 8
Sonnenmassen. Gibt es die in Galaxien?

Die Durchschnittsmasse eines Sterns in der Milchstraße beträgt in der
heutigen Zeit ca. 0,8 Sonnenmassen. Ob dieser Wert in anderen
Galaxien signifikant von demjenigen aus unserer Milchstraße abweist
ist nicht mit Sicherheit pauschal zu prüfen. In jedem Fall ist die
Entstehung eines Sterns von 8 Sonnenmassen allerdings ein statistisch
seltener Fall, was die potenziellen Vorläufersterne von SN-Typ-II
also stark dezimiert!

Die andere Form von Supernovae ist eine Explosion vom Typ Ia. Hier
existiert ein Weißer Zwerg, der Materie von einem Begleiter
aufsammelt. Dieser Prozess nennt sich Akkretion und wird nach einer
Zeit ein wesentliches Kennzeichen eines kataklysmischen Systems in
späten stellaren Entwicklungsstadien. Da etwa 60 – 70% aller
Sterne der Milchstraße Teil eines Doppel- oder Mehrfachsystems zu
sein scheinen, ist die Entstehung dieser Supernova-Form statistisch
der SN vom Typ II vorzuziehen.

Rein statistisch ereignet sich alle 100 Jahre 1 Supernova in unserer
Galaxie, die aus immerhin 300 000 000 000 Sternen besteht. Nicht
jeder davon ist als Supernova-Kandidat geeignet. Solche Werte und
Zustandsgrößen auch für andere Galaxien genau zu bestimmen ist
nicht ganz einfach. De facto gibt es aber wöchentlich neue
Sichtungen von Supernovae in Galaxien. Bei rund 120 Milliarden
Galaxien im gesamten Universum wird es täglich auf einige Zig
Supernova-Explosionen hinauslaufen. Die sind nicht alle von der Erde
zu sehen, und falls doch mit einem Helligkeitsbereich von meist <
14 mag. Sowieso nur noch was für sehr gute Teleskope.

Lg
Nikolai

Hallo LBxraider,

mathematisch gesehen, ist es ein großer Unterschied ob du bei deinen Angaben die Zustandsgrößen für ein Schwarzes Loch ermitteln willst oder für einen Stern.

Der Schwarzschildradius kommt als eine abstandsabhängige Größe für
das Gravitationsfeld um ein Schwarzes Loch zum Ausdruck. Die Formel zur Berechnung des Schwarzschildradius ist an und für sich einfach und folgt direkt aus der mathematischen Schwarzschildlösung der Einsteinschen Feldgleichungen: r = 2 x G x M / c²

Radius und Masse eines kugelsymmetrischen Körpers, werden nun nicht mehr mit der Schwarzschildlösung modelliert, die nur auf Schwarze Löcher anwendbar ist, sondern entweder auf direktem Weg
beobachtungstechnisch vermessen oder unter der Annahme eines
plausiblen Dichtegesetzes mathematisch gelöst.

Zur Vermessung des Radius von Sternen, gibt es neben der interferometrischen Möglichkeit auch eine strahlungsenergetische Methode. Während bei der Interferometrie versucht wird, mithilfe von zwei Teleskopen ein Interferenzmuster zu erzeugen, mit dem der Winkeldurchmesser des Sterns ermittelt wird und anschließend bei der Kenntnis der Parallaxe (Entfernung) auf den physikalischen Radius zurückgeführt werden kann, ist es bei der strahlungsenergetischen Methode das zugrundeliegende Stefan-Boltzmann-Gesetz das zur ungefähren Einschätzung herhalten kann. Das Problem: Die Größen L und T, also Leuchtkraft und Temperatur müssen möglichst genau bekannt sein und bereits im voraus präzise vermessen werden. Die Temperatur T ist über den B-V-Farbindex zu ermitteln während sich L durch den bolometrischen Strahlungsfluss auf 1m² Fläche ergibt.

Einezufriedenstellende Berechnung der Sternmasse kann überall da
getroffen werden, wo Massenanziehungen zu beobachten sind. Das ist
bei Doppelsternen, oder in extrasolaren Planetensystemen der Fall.
Man bedient sich dabei der keplerschen Gesetze mit deren Hilfe es
auch oft möglich ist, eine genaue Aussage über den Radius der
betroffenen Komponenten zu machen. Generell gilt, dass
Doppelsternsysteme rein messtechnisch die bestmögliche Art
darstellen, stellare Zustandsgrößen im mathematischen Rahmen
möglichst exakt auszurechnen. Die elementare Abschätzung der
Sternmasse erfolgt über die Grundgleichungen des Sternaufbaus und
der daraus resultierenden Masse-Leuchtkraft-Relation. So ist bei
Hauptreihensternen bereits bei Kenntnis Leuchtkraft eine ungefähre
Massenabschätzung vorzunehmen.

Masse und Radius eines Planeten werden so gut wie immer auf direktem Wege
über die Wechselwirkungsprozesse, die zwischen ihm und dem Stern
laufen ermittelt. Aus der Dauer eines Planetentransits kann man die
Entfernung zum Zentralgestirn in etwa ermitteln und dabei bereits
vorsichtig mutmaßen ob es sich um einen Gas- oder Gesteinsplaneten
handeln könnte. Gesteinsplaneten sind normalerweise grundsätzlich
näher an ihrem Stern anzutreffen als Gasplaneten. Eine schwierige
Ausnahme bilden die sogenannten heißen Jupiter.

Durch die beteiligten Gravitationskräfte zwischen Planet und Stern bringt
der Planet, sein Zentralgestirn leicht ins Schwanken. Diese
Schwankungen können mithilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode
erfasst werden. Aus ihrer Stärke kann man Rückschlüsse auf die
Masse des Planeten ziehen. Ermittelt man zusätzlich noch den Radius
aus der Intensitätsvariation des Sternlichts bei einem Transit, so
kann man mithilfe der beiden Werte M und r bereits ein plausibles
Dichtegesetz vorgeben, dass Rückschlüsse auf den inneren Aufbau und die Zusammensetzung des Planeten gibt.

Ich hoffe es ist einigermaßen klar geworden, wie es Astrophysiker heute handhaben. Ich verstehe ehrlich gesagt nicht ganz, wie du auf die Argumentation mit dem Krümmungswinkel kommst?! Masse und Radius eines Himmelskörpers können auf diesem Weg nicht ermittelt werden.

Der Krümmungswinkel spielt bestenfalls beim Gravitationslinseneffekt eine Rolle. Das ist aber Zuständigkeitsbereich der ART, das ist keine klassische Physik mehr, wie in den keplerschen Gesetzen. Der Winkel Q der Lichtablenkung um ein massereiches Objekt M ist gegeben nach: Q = 4 x G x M / r x c²

Lg
Nikolai 

Hallo BigSTAR12,

zwischen der physikalischen Beschaffenheit eines Wurmlochs und eines Schwarzen Lochs besteht schon noch ein gewaltiger Unterschied, sofern ersteres überhaupt existieren sollte...

Man muss sich in jedem Fall klar vor Augen führen, dass wir um die Existenz Schwarzer Löcher heute aus astrophysikalischer Sicht nicht mehr vorbeikommen. Wurmlöcher sind hingegen ein rein mathematisches Konstrukt, für das derzeit keinerlei experimentelle geschweige denn beobachtbare Indizien vorliegen. Es ist pure Science-Fiction!

Die Existenz Schwarzer Löcher wird mathematisch aus einer Lösung der Einsteinschen Feldgleichungen postuliert. Die sogenannte Schwarzschild-Lösung ist dabei relevant und beschreibt das Gravitationsfeld für einen kugelsymmetrischen Körper, der ungeladen ist.

Seit mehreren Jahrzehnten gibt es dabei jetzt Entdeckungen, die ohne die Existenz dieser Schwarzen Löcher nicht anders zu erklären sind. In der allgemeinen Relativitätstheorie versteht man sie als massive Krümmungsverursacher für das Raumzeitkontinuum.

Wurmlöcher sollen die Raumzeit jetzt auf so starke Weise krümmen, dass sie zwei beliebig weit voneinander entfernte Raumpunkte auf direktem Weg zugänglich machen. Dafür muss der sogenannte Energie-Impuls-Tensor mit bestimmten Zahlenwerten ausgestattet werden unter anderem ist sogenannte exotische Materie für die Stabilisierung eines solchen Lochs unerlässlich.

Mit großer Wahrscheinlichkeit ist das Konzept des Wurmlochs zwar mathematisch vorhersagbar und in der Theorie zu realisieren, allerdings hat die Natur dieser Lösung nie Einzug gehalten. Wurmlöcher sind ein mathematisches Konstrukt, Schwarze Löcher eine physikalische Konsequenz. Auch alles was mit irgendwelchen Verbindungen zu tun hat, ist meist fernab von seriöser wissenschaftlicher Arbeit und einzig und allein Spekulation.

Lg Nikolai

Hallo HerrUnsichtbar!

Seit der Entdeckung des ersten Planeten um einen fernen Stern, hat die Astrophysik revolutionäre Fortschritte im Bereich der Exoplanetenforschung gemacht. Bis heute sind den Astronomen ca. 2000 Planeten um andere Sterne bekannt, weitere Tausend Objekte warten noch sehnlichst auf ihre Bestätigung.

Auch unser Sonnensystem hat während seiner Entstehung große Zeiten durchgemacht. Vor etwa 4,5 Milliarden Jahren formte sich um die Sonne, die zur damaligen Zeit noch als Protostern im Kosmos verweilte, eine aus Gas und Staub bestehende protoplanetare Scheibe. Darin befanden sich viele unterschiedliche Partikel, die aufgrund elektrostatischer Kräfte eine Anziehung zueinander erfuhren. Mithilfe sogenannter Agglomeration, kam es zum verstärken Anwachsen eben jener Partikel auf makroskropische Größen. Es formten sich Steine, Felsbrocken, Berge und irgendwann Hunderte Kilometer große Protoplaneten, die auf zunächst noch sehr ungeordneten Bahnen kreuz und quer durch das Sonnensystem liefen.

Kollisionen zwischen einzelnen Partikeln und Gesteinen lagen damals an der Tagesordnung. Unentwegt stießen Teile aneinander, zersplitterten erneut und räumten sich in gewisser Weise gegenseitig auf. Der Anblick des gerade im Entstehen begriffenen Sonnensystems muss einem Schlachtfeld geglichen haben und das mehrere Millionen Jahre lang.

Irgendwann aber, kam Ordnung in die Hütte. Nach schon fast evolutionären Vorschriften blieben die damals dominanten, sehr großen Gesteinsplaneten übrig, wohingegen die kleineren oft machtlosen Körper einfach aus dem Sonnensystem herausgeschleudert wurden. Die damalige protoplanetare Scheibe war zwar nun von jeglichem Gestein befreit, dafür gab es aber noch riesige Mengen an Gas.

Weit außen liegend, schafften es vier ursprüngliche Gesteinsplaneten zu einer Masse von über 10 Erdmassen. Vier weiter innen liegende Planeten, kamen jedoch nicht über eine Masse von 1 Erdmasse hinweg. Durch die ständigen Kollisionen und immer noch limitiert umherfliegenden Trümmerteile, schafften es die massereicheren Planeten (die vornehmlich außen lagen) mit einer Masse von über 10 Erdmassen weitere Himmelskörper an sich zu binden und sie in eine stabile Umlaufbahn setzen zu lassen. 

Auf diese Art sind die Monde der heute bekannten 4 Gasriesen entstanden. Bedingt durch die sehr große Masse der ursprünglich noch gesteinsplanetartigen Himmelskörper und dem daraus resultierenden starken Gravitationsfeld zogen diese Objekte viele noch frei umherrschwirrende Körper an sich. Sozusagen die Überreste des Trümmerfeldes.

Aber nicht nur Gestein wurde von den sehr massereichen Objekten angezogen! Auch das übrig gebliebene Gas, das noch in der Akkretionsscheibe verblieb fand seinen Weg auf die außenliegenden massereichen Gesteinsplaneten. Das die vier inneren Planeten des Sonnensystems keine Gasplaneten wurden, hat im Wesentlichen zwei Gründe:

- Ihre Masse ist zu gering um dieselben Mengen Gas an sich zu binden!

- Es stand im inneren Bereich des Systems anlässlich des Strahlungsdrucks der Protosonne ohnehin kaum noch Gas zur Verfügung.

Ursprünglich waren also alle Planeten des Sonnensystems mal Gesteinsplaneten. Weil aber die Körper, die weit entfernt von der Sonne lagen, so viel Masse hatten konnten sie enorme Mengen Gas an sich binden und so zu Gasplaneten werden. Was das nun mit Monden zu tun hat ist folgendes:

Monde besitzen im Vergleich zu Planeten eine wahnsinnig geringe Masse. Aufgrund dessen wird es ihnen auch kaum möglich sein, große Mengen an Gas aus der protoplanetaren Scheibe an sich zu binden. Gibt es also vielleicht Monde aus Gas? Große Mengen an Gas wird es bei Monden wohl nie geben. Aber!

Es ist in unserem Sonnensystem bekannt, dass einige Monde eine Atmosphäre besitzen (bzw. der Saturnmond Titan). Eine Atmosphäre ist aber eine Gashülle. Wie kann das sein? Möglich ist das nur, wenn der Mond selber kalt genug ist und die resultierende Einzelgeschwindigkeit der Teilchen in der Atmosphäre die Fluchtgeschwindigkeit des Mondes nicht überschreitet. Gleichzeitig muss anfänglich eine Kontraktion des Planeten für eine Ausgasung sorgen. Weiterhin bedarf es einer sehr großen Masse des Mondes, damit er Gas in Form einer Atmosphäre in geringen (!) Mengen halten kann. Viele Faktoren kommen also zusammen.

Kurz und knapp: Einen Gasmond (so wie es Gasplaneten gibt) wird es in der Natur mit an Sicherheit angrenzender Wahrscheinlichkeit nicht geben. Dafür ist die Masse, die ein Mond per Definition zugeschrieben bekommt, zu gering. Eine Atmosphäre kann ein Mond in seltenen Fällen aber halten, auch hier müssen jedoch viele unterschiedliche Faktoren einander bedingen. Es müssen die Rahmenbedingung stimmen.

Lg Nikolai 

Hallo Gena221!

Seit wir dazu in der Lage sind, mithilfe von Computern hochkomplexe physikalische Systeme zu analysieren, sind Simulationen eine unerlässliche Quelle für die heutige Kosmologie. In der Astrophysik wird mit extrem viel Simulation gearbeitet, denn obwohl das menschliche Hirn souveräner Künstler im Visualisieren ist, schätzen wir die mathematischen Fähigkeiten eines Rechners um einige Dimensionen größer ein als die Rechenleistung unseres Hirns. Völlig zurecht.

Wenn auch Rechner diese Aufgabe für uns übernehmen gilt nach wie vor: Syntax ist nicht Semantik! Computer wissen nicht was sie rechnen, weil sie den Inhalt nicht verstehen und begreifen. Sie verarbeiten ihn nur nach den mathematischen Algorithmen, die wir Simulationsprogrammen zugrunde legen. Sie arbeiten ohne Emotion und vor allem Erfahrungsschatz!

Möchte man in einem beliebigen Raumvolumen das zukünftige und vergangene Verhalten eines Systems simulieren, dass aus zwei Körpern besteht, hat man keine Probleme. Bereits Newton erkannte, dass für eine exakte Prognose und Simulation eines solchen Zweifachsystems drei Parameter bekannt sein mussten:

• Die Masse beider Körper
• Präzise Ortsangaben
• Ihre jeweiligen Geschwindigkeiten

Sind die drei Werte für beide Massen zu einem gegebenen Zeitpunkt bekannt, kann auch ein vergleichsweiser leistungsschwacher Computer gebrauchbare Simulationsdateien erstellen. Allerdings ist die Kenntnis aller drei Parameter in der Natur bereits nicht zwangsläufig gegeben. Es bedarf äußerst präziser Messungen für die Massenbestimmung, aber auch die Ermittlung der Orbitalgeschwindigkeit kann ein Problem darstellen. Ganz zu schweigen von der Forderung präziser Ortsangaben im 3-dimensionalen Phasenraum (X,Y,Z).

Doch damit nicht genug: Es handelt sich nur um zwei Körper! Das reichte gerade mal für die Berechnung des Systems Erde - Mond, ohne den eigentlich zu verwendenden Einflussfaktor Sonne!

Realitätsgetreu ist eine solche Simulation anlässlich der vergleichsweise geringen Quantität von Zweikörpersystemen im Gesamtkosmos also nicht wirklich. Stattdessen wird für die Simulation des Verhaltens einer ganzen Galaxie, schon die Kenntnis aller in ihr befindlichen Objekte mit den oben beschriebenen Größen benötigt. 300 Milliarden Sterne, von denen man Massen, Orte und Geschwindigkeiten kennen muss: Das ist irgendwie nicht so geil.

Also vereinfacht man das Modell und fasst nahe beieinanderliegende kleine Einzelmassen, aufsummiert in einer Gesamtmasse M zusammen, die nun aus Tausenden aufsummierten Einzelmassen oder Sternen besteht. Damit sinkt die Rechenkapazität des Computers um einiges, und die Simulationsergebnisse werden nur in geringem Umfang weniger realitätsgetreu.

Nun zu deiner Frage. Was gibt es alles im Kosmos? Du willst eine Simulation des gesamten beobachtbaren Universums, und forderst damit zunächst genaue Kenntnisse von den unmittelbaren Zuständen kurz nach dem Urknall. An die kommen wir noch mehr oder weniger gut ran. Stichwort: Kosmische Hintergrundstrahlung! 

Nehmen wir uns jetzt ein beliebiges Simulationsprogramm und stellen uns vor, wir setzen die gefundenen Werte für zb. Dichtefluktuationen im passenden Kontext ins Modell. Schon bald wird klar, dass die benötigte Speicherkapazität des Computers bei weitem nicht groß genug ist, um zuverlässig zu simulieren!

Nun den gesamten Kosmos mit 120 000 000 000 Einzelgalaxien einzubeziehen, würde selbst den leistungsstärksten Computer mehr als belasten. Der wird ja richtig krank junge. Vielleicht explodiert er sogar :O

Zwei Dinge hindern uns also, wenn wir beide im Teamwork versuchen würden den Kosmos zu simulieren ;)

• Eine exakte Bestimmung von Masse, Geschwindigkeit und Ort aller Massen des Universums
• Die nötige Rechenkapazität um die Simulationsergebnisse noch realitätsgetreu abzubilden!

Sinnvoller ist es, sich ein Gesamtbild einer Simulation im Gehirn zu machen, wenn wir verschiedene durchgeführte Einzelsimulationen zusammenlegen und sie so zu einem Gesamtbild aufsummieren. Die Vorgehensweise sollte also der, eines Puzzles ähneln!

LG Pflanzengott! ;)

Hallo extravagantes!

Supernova-Explosionen stellen für potenziell bewohnbare oder bewohnte Planeten in der Regel ein hohes Risiko dar! Zwar ist die Reichweite einer solchen Explosion auch nur begrenzt, wird aber ein gewisser Mindestabstand zum explodierenden Stern nicht erreicht, könnte es für Außerirdische Lebewesen oder auch die Erde gefährlich werden.

Supernovae sind nicht das Ende jedes beliebigen Sterns. Der Entwicklungsweg eines Sterns wird im Wesentlichen von zwei Kerngrößen geprägt: Seiner Masse und seiner chemischen Zusammensetzung. Masseärmere Sterne können nicht in einer Supernova explodieren! Erst ab einer Masse von etwa 8 Sonnenmassen ist es einem Stern möglich, am Ende seines Lebens in einer gewaltigen Supernova-Explosion zu vergehen.

Derartige Explosionen gründen auf massiven Instabilitäten des gesamten Sterns, die sich im Laufe der Zeit so stark aufschaukeln, dass vorausgehende Pulsationen des Sterns eine nachfolgende SN ankündigen. Es ist also erst einmal so, dass nur massereiche Sterne in einer Supernova vergehen können! Das ist für uns ein großer Vorteil, denn wir wissen, dass massereiche Sterne bereits auf der Hauptreihe, also inmitten ihres Lebens, wegen ihrer extrem hohen Leuchtkräfte, Temperaturen und Durchmesser auffällig in Erscheinung treten.

Die Wahrscheinlichkeit einen möglichen Anwärter für eine bevorstehende SN in unmittelbarer Nachbarschaft zu übersehen, ist also sehr gering! Eines vorab: Wir kennen momentan keinen Stern, dessen bald einsetzende Explosion, für die Erde eine Gefahr darstellt! Dafür ist unser kosmisches Umfeld zu isoliert in der galaktischen Scheibe angeordnet und zu gut durchsucht.

Potenzielle Anwärter für astronomisch "bald" einsetzende Supernova-Explosionen sind in unserer Galaxie:

• Rho Cas
• Beteigeuze
• Eta Carinae
• UY Scuti
• NML Cygni

All diese Sterne besitzen einen Abstand, bei dem uns eine SN-Explosion in keinem Falle schaden könnte! Möglicherweise wären bei der Explosion der beiden Sterne Eta Carinae und Beteigeuze jedoch kurzfristige Auswirkungen bzgl. der Strahlungswerte im Sonnensystem festzustellen.

Eta Carinae könnte anlässlich seiner extrem hohen Masse auch in einer Hypernova enden, und schlecht liefe es, wenn einer der beiden Sternpole auf uns gerichtet wäre. Dann würde nämlich ein mit Lichtgeschwindigkeit reisender Gammablitz geradlinig auf uns zufliegen, und möglicherweise kurzzeitig die Ozonschicht beeinträchtigen. Allerdings ist das, nach den gegenwärtigen Kenntnissen bezogen auf die aktuelle Ausrichtung des Sterns zu uns, sehr unwahrscheinlich.

Beteigeuze, gilt momentan als der beste Anwärter für eine mögliche SN. Es handelt sich bei ihm, um einen Roten Überriesen, mit etwa 20 Sonnenmassen. Anlässlich seiner extremen Größe und Helligkeit am Nachthimmel, wurde dieser Stern mittlerweile vielfältig vermessen. Eine Entfernungsmessung zu ihm, ergab zunächst einen Wert von knapp 427 Lichtjahren. Mittlerweile wurden diese Daten aber präzisiert, und eine Entfernung von etwa 600 Lichtjahren, gilt heute als anerkannter Richtwert.

Beteigeuze ist Pulsationsveränderlich, und zeigt in seiner Lichtkurve das typische Verhalten eines halbregelmäßig Veränderlichen SRC-Sterns. SRC-Sterne zeigen einen nichtlinearen unregelmäßigen Helligkeitsverlauf, ohne erkennbare Periodizität. Diese nichtradialen Pulsationen an der Oberfläche des Riesensterns, sind das wichtigste Indiz für ein extrem weit fortgeschrittenes Evolutionsstadium des Sterns, da derartige Oszillationen stochastisch über riesige Konvektionszellen angeregt werden.

Bei einer Explosion von Beteigeuze würde uns, mit der Annahme dass sich der Leuchtkraftverlauf der SN, durchschnittlich entwickelt, noch eher die Helligkeit ein Problem bereiten als die Strahlung! Über 600 Lichtjahre ist da nicht mehr allzu viel zu spüren, auch wenn Astronauten wohl für einige Zeit auch Weltraumspaziergänge verzichten müssten. Das wäre jedoch mehr eine Vorsichtsmaßnahme! Damit uns eine SN vom Typ II nennenswert bedrohlich wird und die Einflüsse auf die Biosphäre der Erde nicht mehr zu vernachlässigen sind, müsste sie noch unterhalb von etwa 150 Lichtjahren von uns entfernt sein.

Sogenannte Supernovae des Typs Ia sind dabei viel gefährlicher! Diese auch noch zu erklären, würde jetzt vielleicht den Rahmen sprengen. Allerdings sollten sich Forscher bald anstehender Supernovae, ganz schnell den Namen IK Peg ins Gedächtnis brennen, denn hier handelt es sich um einen bzw. genauer zwei Sterne, die schon bald in einer SN des Typs Ia explodieren könnten, nahe genug an der Erde liegen und uns auch gefährlich werden könnten.

Man darf also beruhigt sein. Wir scheinen weiterhin frei von SN-Explosionen zu bleiben die uns gefährlich sind. Unterschätzen, darf man die Gefahr aber keinesfalls, da die emittierenden Strahlungswerte sowohl qualitativ als auch quantitativ eine echte Gefahr für jeden Organismus im Kosmos werden können.

LG Pflanzengott! :)

Hallo kirsche4!

Eine Beantwortung deiner Frage gelingt nach sorgfältiger Definition des Begriffs Energie. Energie ist in der Physik ja zunächst einmal nichts anderes, als eine Einheit, die über ihren Wert Aussagen über die qualitativen Eigenschaften eines Körpers treffen kann. Energie ist ein heiß umworbener Begriff, um den sich in der Physik so ziemlich alles dreht, was sich einer naturwissenschaftlichen Beschreibung unterzieht.

Jetzt korrelieren wir das mit Schwarzen Löchern. Schwarze Löcher sind äußerst seltsame Gebilde. Sie stellen vom Kosmos ausgehend völlig isolierte Systeme dar, aus denen keine Information entkommt. Was im Innern eines Schwarzen Lochs also genau passiert, wissen wir nicht und werden es auch nie tun! Schwarze Löcher entziehen sich grundlegenden Konfigurationen, die gegeben sein müssen, um in der Physik theoretische Beschreibungen zu äußern.

Angesichts der enormen Wichtigkeit von Energie für die Physik, wurden eine Menge Gesetze entdeckt, denen sich die Natur in regulär ablaufenden Prozessen stellen muss. Man spricht auch von Naturgesetzen! Das sind qualitativ formulierte Zusammenhänge zwischen kausalen Ereignisfolgen in der Natur. Ein Naturgesetz geht aus der Thermodynamik hervor und sagt uns: In einem abgeschlossenen System ist die Gesamtenergie zeitlich konstant. Man spricht auch vom Energieerhaltungssatz.

Ist Energie also einmal da (sie hat ein Äquivalent zur Masse, siehe E = mc²), kann sie in abgeschlossenen Systemen fortwährend nie mehr verloren gehen. Allerdings sind nicht alle Systeme in der Physik abgeschlossen, vielmehr stehen die meisten mehr oder weniger stark mit ihrer Umgebung in Wechselwirkung.

Energie kann deswegen nicht zerstört werden, weil es sich bei ihr in erster Linie nicht um einen materiellen Begriff handelt. Energie ist eine Eigenschaft der Materie, und kann von uns Menschen weder manipuliert geschweige denn zerstört werden. Das es Energie gibt kann man als ein Naturgesetz interpretieren und anders als die von uns Menschen geschaffenen Gesetze die sagen ,,du darfst nicht" sagen uns Naturgesetze schlichtweg ,,du kannst nicht!" Keine Chancen auf Verhandlungen, das stellt für den Organismus Mensch ein großes Problem dar!

LG Pflanzengott! :)

Hallo DerOioanator!

Vermutlich hast du die Werte falsch eingesetzt. v ist die Geschwindigkeit in Kilometern pro Stunde, wenn G 6,673 84 x 10^-11 beträgt, M einen Wert von 5,974*10^24 hat und du für den Radius r die Meterzahl angibst! In dem Fall also 6 378 000 bei einer Höhe von 0 Metern.

Wenn du das alles einsetzt bekommst du v². Um nun die Geschwindigkeit in Kilometern pro Stunde zu bekommen, musst du aus v² die Wurzel ziehen. Das dabei herauskommende Ergebnis noch einmal durch 1000 teilen, und dann hast du für 0 Meter Höhe die Kreisbahngeschwindigkeit der Erde in Km/s. Ca. 7,9064!

LG Pflanzengott! :)

Hallo iHobbylos!

Das Problem das sich hier ergibt ist, dass der Begriff "Größe" bezogen auf die Sonne und generell astronomische Objekte eine äußerst schwammige Formulierung ist. Wenn man ins Detail geht haben dann nämlich beide recht...

Definieren wir die Größe der Sonne als den Radius, dann wäre die Aussage ,,die Sonne wird größer" völlig richtig. Letztlich ist das auf thermische Prozesse im Sterninnern zurückzuführen. Es zeigt sich, dass sich jeder Hauptreihenstern im Laufe der Zeit fortwährend aufbläht und Stück für Stück seinen Radius vergrößert. So entstand die Sonne vor 4,5 Milliarden Jahren mit einem Radius von 659 000 Kilometern. Heute also 4,5 Milliarden Jahre später, ist ihr Radius bereits auf 696 000 Kilometer angewachsen. Ein Unterschied von immerhin knapp 40 000 Kilometern!

Betrachten wir die Größe der Sonne in Form ihrer Masse, dann wäre die Aussage deines Lehrers korrekt. Abgesehen vom ausgehenden Sonnenwind, der mit einer Geschwindigkeit von knapp 600 Km/s auch oft eine Gefahr für die Erde darstellt verliert die Sonne alleine aufgrund ihrer Kernfusion im Innern einen zuächst denkbar hohen Teil an Masse bzw. wandelt ihn in Energie um.

Es gilt die Einsteinsche Äquivalenz E = mc² und für die Massenverlustrate im Kern der Sonne die Gleichung:

Mverlust = L / c²

Für eine Leuchtkraft L von 3,846*10^26 Watt ergibt sich zusammen mit der Lichtgeschwindigkeit c ein Massenverlust von immerhin 4,3 Millionen Kilogramm pro Sekunde! Zu toppen ist das jedoch noch von sehr massereichen Sternen, in denen die Fusionsprozesse viel schneller ablaufen und damit neben dem ausgehenden intensiven Sternwind der von Ausbrüchen herrührt auch die zeitliche Massenverlustrate Mverlust viel höher ausfällt.

LG Pflanzengott! :)

Hallo SallySparrow97!

Um deine Frage zu beantworten ist wohl ein etwas längerer Text notwendig. Es gibt meiner Meinung nach einige ganz wichtige und fundamentale Fragen, die man sich stellen sollte bevor man sich ernsthaft mit der Astronomie auseinandersetzt. Da wären unter anderem:

• Habe ich konkrete Ziele, wenn ich mich mit der Astronomie beschäftige?

• Bin ich mir sicher, dass ich auch über eine langfristige (!) Zeit mit Leidenschaft dabei bleibe, oder habe ich vielleicht gerade einfach nur eine Phase?

• Möchte ich mehr in der Praxis oder Theorie arbeiten?

• Was kann ich für mein Hobby alles aufbringen?

Vielleicht missverstehe ich dich gerade und übertreibe es etwas. Die oben genannten Fragen sind relevant, wenn du dich intensiv und auch fachlich stark mit der Astronomie beschäftigen willst! Reicht es dir nur ein bisschen mehr in ihre faszinierende Welt einzusteigen, weisst du selber was für dich am besten ist! Lies dir Bücher durch, kaufe dir Magazine (bitte nur sorgfältig ausgewählt) und mache das wo du selber glaubst, dass es dir hilft. Von N-24-Dokumentationen rate ich dir nicht grundsätzlich ab, du solltest aber darauf achten, dass du keine Pseudo-Doku erwischst. Leider gibt es die dort nur allzu häufig. Bereits beim Namen "Angriff der Aliens" solltest du dir mal kräftig vor die Stirn hauen ;)

Aber um dich mal so auf den Boden der Tatsachen zurückzuholen: Das Wissen wird dir nicht zugeworfen!!! Du musst dir das alles erarbeiten. Auch wenn das nicht immer so ganz leicht ist, wenn dir dein Hobby wirklich etwas bedeutet dann setzt du dich auch intensiv und vor allem Ernsthaft mit den Themen auseinander.

Was tun wenn du dir ganz sicher bist, dass du es langfristig mit der Astronomie versuchen willst?

Mache den ersten Schritt! Der kann aus so vielen Dingen bestehen. Lies dir ein Buch durch, verarbeite dein Wissen und gib es weiter zb. hier auf gf.net oder in anderen Foren. Erkundige dich in Sternwarten oder Planetarien nach Vorführungen, Vorstellungen oder Schülerjobs.

Halte immer an deinen Erfolgen fest, du siehst zb. deinen ersten Kometen im Teleskop! So etwas muss dir Motivation geben. Unterschätze das alles nicht! Ich würde in einer ruhigen Minute noch einmal in mich gehen und überlegen, was ich genau für Vorstellungen habe.

Ein letzter ganz wichtiger Tipp: Baue dir ein Netzwerk auf!!! Tauche nicht unter sondern mach' dich bemerkbar und signalisiere: ,,Hey ich will auch einsteigen!" Wenn du das tust was du für richtig hältst, kannst du eigentlich gar nichts falsch machen.

LG Pflanzengott! :)

Hallo venkundo!

Die Farbe mit der wir Sterne am Nachthimmel wahrnehmen, hängt einzig und allein von deren Temperatur ab. Diese wiederum ist Funktion des gegenwärtigen Entwicklungsstadiums, der Masse und dem Strahlungsleitvermögen in der Photosphäre (Atmosphäre) des Sterns.

Diese Unterschiede in den Farben können oft ziemlich krass ausfallen, aber eben nicht zu krass! Im Sternbild Orion ist das besonders eindrucksvoll zu erkennen. Die sehr hellen und blau bis weiß strahlenden Gürtelsterne, heben den weiter oben stehenden Schulterstern des Orions nämlich Beteigeuze beeindruckend hervor. Beteigeuze strahlt sehr orange bis rötlich, weil seine Oberflächentemperatur bei etwa 4 100 °C liegt. Verhältnismäßig wenig, anfassen würde ich den Stern der übrigens ganze 662 Sonnenradien aufweist trotzdem nicht ;)

Absolut genial sind natürlich die sogenannten Kohlenstoffsterne! Ich glaube selbst der astronomische Laie wird staunen, wenn er das erste mal einen Kohlenstoffstern im Teleskop sieht. Die Dinger sind ja sowas von rot, derartige Sterne scheinen schon übernatürlich zu sein. Die Beobachtung von O-Sternen (sehr massereiche und leuchtkräftige Sterne) ist allerdings auch wärmstens zu empfehlen. Leider trifft man sie aufgrund ihrer besonderen Eigenschaften nicht besonders oft am Nachthimmel.

LG Pflanzengott! :)

Hallo Bremerjunge98!

Zur maximalen Größe von Planeten insbesondere Gesteinsplaneten habe ich vor einiger Zeit schon einmal geantwortet. Die Antwort hast du ja auch gelesen, hier noch einmal der Link: http://www.gutefrage.net/frage/gibt-es-eine-obere-theoretische-grenze-fuer-die-masse-eines-gesteins-planeten-

Kurz und knapp zusammengefasst: Die Akkretionsrate während der Planetenentstehung ist zeitlich begrenzt! Wie viel Masse ein Planet im Endeffekt bekommt hängt davon ab wie viel Materie ihm zur Verfügung steht, und wie schnell sich die Akkretionsprozesse letztendlich vollziehen. Hier ist so etwas wie die Entfernung vom Zentralgestirn relevant. Diese muss in den bisher verwendeten Modellen auch berücksichtigt werden.

Eine sehr interessante Frage nach einer maximalen Masse ergibt sich allerdings in der Tat bei Sternen. Um eine Maximalmasse bei Sternen zu definieren, hat man gewisse Aspekte aus den theoretischen Modellen des Sternaufbaus zu berücksichtigen als da wären das hydrostatische Gleichgewicht und der nach außen gerichtete Strahlungsdruck, der offenbar proportional mit zunehmender Temperatur ansteigt. Der Strahlungsdruck ist also alleinige Funktion der Temperatur.

Alles ist gut, solange der Stern stabil ist. Diese Stabilität ist garantiert wenn die nach Innen wirkende Gravitation und der nach außen gerichtete Strahlungsdruck bei massereichen und der Gasdruck vornehmlich bei massearmen Sternen sich die Waage halten. Gravitation und Strahlungsdruck heben sich auf, der Stern ist stabil.

Allerdings ist die Stabilität bei massereichen Sternen nicht immer so großräumig garantiert wie bei masseärmeren. Wenn ein Stern massereich ist, dann ist die Gravitationskraft die von ihm ausgeht folglich stark. Entsprechend der Physik muss dieser enorme Gravitationsdruck, der den Stern nach Innen drückt durch einen entsprechend hohen Strahlungsdruck exakt kompensiert werden.

Hoher Strahlungsdruck kann aber nur veursacht werden durch eine schnelle Vollstreckung der Fusionsprozesse im Innern. Je schneller die Kernfusion in einem Stern abläuft, desto größer ist der zeitliche Betrag an Energie die der Stern in Form von Strahlungsdruck zur Verfügung hat.

Gerade der Strahlungsdruck massereicher Sterne wird ihnen aber letztlich zum Verhängnis! Massereiche Sterne sind große Quellen für lokale Instabilitäten. Massenauswürfe und großräumiges Ausstoßen von Materie sind bei ihnen der Normalfall. Das bedeutet:

Die Prozesse die zur Stabilität eines Sterns beitragen, werden mit zunehmender Masse immer ineffizienter und unterliegen großen Schwankungen! Spätestens ab einer Masse von 100 Sonnenmassen produziert ein Stern, einen derart hohen nach außen wirkenden Druck (er muss das hydrostatische Gleichgewicht halten), dass es fortwährend zu großräumigen Materieauswürfen kommt die einen Teil seiner Masse von vornherein einbüßen.

Abgesehen davon gibt es Modelle, die einen unmittelbaren Kollaps eines sehr massereichen Sterns zu einem Schwarzen Loch vorhersagen. Das hat man allerdings noch nie beobachtet! Unwahrscheinlich, dass ein Stern überhaupt zu einer solch enormen Größe anwächst, alle Sterne über 8 Sonnenmassen zählen zumindest in unserer Galaxie zu den besonderen Vertretern.

In der Literatur findet man viele Werte und Daten der uns bisher bekannten massereichsten Sterne. Nicht verwechselt werden, darf die Masse eines Sterns mit dessen Radius. So findet man immer wieder Angaben, VY Canis Majoris sei der größte Stern in der Milchstraße. Diese Aussage ist sehr ungenau! VY Canis Majoris ist der Stern mit dem größen Radius (2000 Sonnenradien). Der massereichste Vertreter ist wohl R136a1 der derzeitig eine Masse von etwa 270 Sonnenmassen besitzt. Vermutlich wurde auch er mit etwa 300 Sonnenmassen geboren und hat durch lokale thermische Instabiltiäten bereits 30 Sonnenmassen durch intensive Sternwinde eingebüßt.

LG Pflanzengott! :)