Objekte im All

Interstellare Materie

Die Entdeckung dieser Materie durch Emerson Barnard, Ende des 19. Jahrhunderts, warf die generelle Frage nach deren Ursprung auf. Vor allem hatte man das Problem den sehr hohen Heliumanteil von 10% im Universum zu erklären. Grundsätzlich kann die Entstehung von Helium zwar mit der Nukleosynthese von Wasserstoff in Sternen erklärt werden; diese läuft allerdings nur sehr langsam ab, womit sich der hohe Anteil im Universum nicht erklären lässt. Dieses Problem war unter anderem ausschlaggebend für die Annahme, dass unser Universum einen Ursprung hatte und somit endlich ist.

Im aktuellen Kosmologischen Modell geht man davon aus, dass sich bereits nach den ersten drei Sekunden des Urknalls, 90% Wasserstoff und 10% Heliumkerne bildeten. 397.000 Jahre später (siehe Entwicklung des Universums), entkoppelte dann die Strahlung von der Materie und die Atomkerne konnten die noch freien Elektronen einfangen - die Strukturbildung konnte beginnen.
Neueste Beobachtungsdaten lassen vermuten, dass in der Anfangszeit des Universums vorwiegen Riesensterne entstanden, die das Vielfache der Masse unserer Sonne hatten. In diesen Sternen wurden auch die ersten schweren Elemente bis hin zu Eisen und sehr seltenen Elementen wie Gold oder Platin erbrütet.
Die anschließenden Supernovae am Lebensende der Sterne verteilten daraufhin die Materie im Interstellaren Raum, wodurch weiterhin neue Sterne und Planeten mit bereits schweren Elementen entstanden.

Eines der größten uns bekannten Sternentstehungsgebiete, aufgenommen von Hubble, befindet sich im Adlernebel (s. Abbildung rechts). Durch solche Aufnahmen ließen sich Rückschlüsse auf die Bildung von Sternen in sogenannten Globulen ziehen. Diese Globulen befinden sich am Rand einer Interstellaren Wolke, verdichten den Staub in ihrer Umgebung soweit, bis genug Masse zur Kernfusion angesammelt wurde. Der dabei entstandene Stern bläst durch seinen Sonnenwind das ihn umgebende Gas in den Interstellaren Raum.

Unsere Sonne

Bei unserer Sonne handelt es sich um einen sogenannten Hauptreihenstern (s. HR-Diagramm) mit einem geschätzten Alter von 4,6 Mrd. Jahren.
Durch ihre Größe von 1,4 Mio. Kilometern Durchmesser und einer optimalen Masse, hat sie ein stabiles Verhältnis zwischen Strahlungsdruck nach außen und der entgegenwirkenden Gravitation. Damit zählt sie im Universum zu den Sternen mit einer hohen Lebenserwartung von nahezu 10 Mrd. Jahren.
Nach dieser Zeitspanne wird der Brennstoff Wasserstoff weitgehend aufgebraucht sein, wodurch die Gravitation nun überwiegt. Nach diesem Prozess zieht sich die Sonne zusammen, die Temperatur im Inneren erhöht sich aufgrund des ansteigenden Drucks und bläht den Stern auf (s. Rote Riesen). Unsere Sonne wird dadurch einen Durchmesser erreichen, der das innere Sonnensystem bis zum Mars umfasst und somit letztendlich auch das Ende unserer Erde besiegeln.
Nach diesem Prozess werden die äußeren Hüllen abgestoßen und umgeben den noch verbliebenen Weißen Zwerg als Planetarischen Nebel.

Formel zur Berechnung der Lebensdauer eines Sterns - bitte hier klicken!

Rote Riesen (Überriesen)

Bei Roten Riesen handelt es sich um wahre Giganten im Universum mit einer Ausdehnung von weit über 300 Mio. Kilometern und der 10 bis 150-fachen Sonnenmasse.
Eines der wohl bekanntesten Objekte dieser Art in unserer näheren Umgebung ist Antares, ein Roter Überriese, in einer Entfernung von 500 LJ und mit einem Durchmesser von rund einer Milliarde Kilometer. Er befindet sich im Sternbild Skorpion und hat die ca. zehnfache Masse unserer Sonne.

Rote Riesen befinden sich am Ende ihres Entwicklungsstadiums und haben ihren Brennstoff Wasserstoff weitgehend aufgebraucht. Sie werden im nächsten Schritt, abhängig von ihrer Masse, in einer Supernova spektakulär ihr Leben beenden oder lediglich ihre äußeren Gashüllen abstoßen und als Weißer Zwerg, umgeben von einem Planetarischen Nebel, enden.

Neue Beobachtungen durch Teleskope haben ergeben, dass das frühe Universum hauptsächlich aus Roten Überriesen bzw. Blauen Überriesen bestand, die maßgeblich an der Materieverteilung und der Schaffung heutiger Strukturen im Universum beteiligt waren.

Blaue Riesen (Überriesen)

Blaue Riesen sind von ihrer Ausdehnung her mit Roten Riesen vergleichbar, besitzen aber mit 10-50 Sonnenmassen grundsätzlich mehr Masse wobei sie sich am Anfang ihres Entwicklungsstadiums befinden. Da sie sich aufgrund ihrer enormen Masse in einem sehr instabilen Zustand befinden, erreichen sie, abhängig von ihrer Größe, lediglich ein maximales Alter von ca. 500 Mio. Jahren. Diese Instabilität wird vor allem durch die enormen Gravitationskräfte hervorgerufen, die auf den Kern des Sterns einwirken. Um diesen Kräften standhalten zu können, muss ein Blauer Riese in seinem Inneren den entsprechenden Strahlungdruck zur Verfügung stellen, wodurch sein Brennstoff Wasserstoff um ein Vielfaches schneller in Helium umwandelt wird, als es bei kleineren Sternen der Fall ist.

Am Ende seiner Entwicklung, wenn der Brennstoff weitgehend aufgebraucht ist und der Strahlungsdruck nicht mehr ausreicht den Stern stabil zu halten, wird er in einer Supernova oder sogar Hypernova-Explosion spektakulär sein Leben beenden und die äusseren Gashüllen in den interplanetaren Raum abgeben.
Der Kern des Sterns wird durch das Zusammenstürzen der Gashüllen so extrem komprimiert, dass dabei ein Neutronenstern oder sogar ein Schwarzes Loch entsteht.

Der bekannte Sternhaufen der Plejaden, der sich wiederum im Sternbild Stier befindet, beinhaltet eine Vielzahl von Blauen Riesen, die gerade mal ein Alter von 125 Mio. Jahren aufweisen (s. Bild rechts).
Ein weiterer Kanditat - der Blaue Überriese Rigel - befindet sich im Sternbild Orion und gilt wohl als einer der bekanntesten Sterne dieser Kategorie (siehe Daten unten).

Weiße Zwerge und Planetarische Nebel

Subrahmanyan Chandrasekhar, ein indischer Physiker, entdeckte im Alter von gerade 19 Jahren, dass es für Weiße Zwerge eine Massenobergrenze gibt und legte diese, auf Grundlagen der Relativitätstheorie und Quantenphysik, auf 1,44 Sonnenmassen fest. Würde ein Weißer Zwerg diese Massengrenze überschreiten, so müsste, lt. Chandrasekhar, ein völliger Kollaps der bereits entarteten Materie eintreten. Er entfachte mit dieser Vermutung einen Streit in der astrophysikalischen Gemeinschaft der damaligen Zeit, der über 30 Jahre andauern sollte. Der Grund dieses Streits ging auf die Ablehnung Arthur Eddingtons zurück, der schlicht und ergreifend behauptete, dass die Berechnungen Chandras mit der Realität nichts zu tun hätten. Vor allem konnte und wollte man sich nicht vorstellen, was mit einem Stern geschieht, der diese Grenzmasse überschreitet. Eddington behauptete, es müsse einen noch unbekannten Mechanismus in der Natur geben, der den Stern vor einem Gravitationskollaps bewahrt. Da Eddington damals der angesehenste Astronom überhaupt war, distanzierte man sich von der Entdeckung Chandras, um sich nicht in einen Konflikt mit Eddington zu verstricken, der für jeden Wissenschaftler unangenehme Folgen haben konnte.
Heute wissen wir, dass Weiße Zwerge zu den häufigsten Objekten im Universum gehören und dass es sehr wohl möglich ist, dass, wenn die Grenzmasse von 1,44 Sonnenmassen (Chandrasekhargrenze) überschritten wird, ein völliger Kollaps der Materie eintreten kann.
Dies entscheidet sich, wenn ein Stern, nachdem er seinen Brennvorrat aufgebraucht hat, in sich zusammenstürzt. Die Gashülle des Sterns wird aufgrund eines Kernrückstoßes stark beschleunigt und ans Interstellare Medium abgegeben (siehe Planetarischer Nebel Bild rechts). Der verbleibende Kern des Sterns wird aufgrund seiner eigenen Gravitation so stark komprimiert, dass die Elektronen der Atome in den Kern gedrückt werden, wobei sie sich auf nahezu Lichtgeschwindigkeit beschleunigen. Ausschlaggebend, warum die Materie nicht vollständig kollabiert, ist das sogenannte Ausschließungsprinzip Wolfgang Paulis, das sich aus der Quantenphysik ableitet.
Da die Masse einer gesamten Sonne nun nur noch auf ein Volumen von 10.000 bis 15.000 Km Durchmesser konzentriert ist, was in etwa der Größe unserer Erde entspricht, bewirken die sehr hohen Gravitationskräfte also eine "Entartung" der Materie. Der Entartungsdruck der Elektronen ist auch die Ursache für die sehr hohe Oberflächentemperatur von ca. 10.000 bis 100.000 Kelvin, die man sich aufgrund der geringen Größe dieser Sterne bei früheren astronomischen Beobachtungen nicht erklären konnte. Ein Kubikzentimeter dieser entarteten Materie würde auf der Erde sechs Tonnen wiegen. Die Gravitation eines Weißen Zwerges ist so enorm, dass ein Objekt, das aus einer Höhe von 90 cm auf die Oberfläche fallen würde, sich auf 260.000 km/Std. beschleunigen würde.
Ein Weißer Zwerg wird seine Temperatur noch ca. 10 Mrd. Jahre abstrahlen und anschließend in die Phase eines Schwarzen Zwerges übergehen. Diese Schwarzen Zwerge stellen einen Anteil an dunkler baryonischer Materie in Galaxien dar, die sich noch nicht genau abschätzen lässt.

Eine äußerst merkwürdige Sternenexplosion - muss dadurch die Chandrasekhargrenze neu bewertet werden?

Braune Zwerge

Dieser Sternentyp hat gerade mal eine Gesamtmasse (ab 13 Jupitermassen), die es ihm möglich macht, eine Fusionsreaktion in Gang zu setzten. Er verbrennt dabei keinen Wasserstoff wie normale Sterne, sondern im wesentlichen Lithium, das schon bei einer Kerntemperatur ab 2 Mio. Kelvin zündet (Deuteriumfusion). Ab einer Gesamtmasse von ca. 75 Jupitermassen (0.07 Sonnenmassen) entsteht dabei ein Stern ähnlich unserer Sonne.

Kühlster Brauner Zwerg entdeckt, siehe HIER!

veränderliche Sterne

Einer der wohl exotischsten Vertreter dieser Art von Sternen, dürfte wohl Eta Carinae, im gleichnamigen südlichen Sternbild Carinae sein. Mit einer geschätzten Masse zwischen 100 bis 150 Sonnenmassen, ist Eta Carinae vor allem einer der massereichsten Sterne in unserer Milchstraße. Diese sehr hohe Masse führt allerdings dazu, dass der Stern sehr instabil ist, das heißt, um den enormen Gravitationskräften, die auf den Kern einwirken, standhalten zu können, muss er in seinem Inneren einen entsprechenden Strahlungsdruck, sprich sehr hohe Temperaturen (ca. 20 Mrd. Kelvin!) erzeugen. Diese Kerntemperatur führt nun wiederum dazu, dass der Brennstoff Wasserstoff um ein Vielfaches schneller in Helium und andere schwere Elemente umgewandelt wird, als es bei einem Stern wie unserer Sonne der Fall wäre, was auch zu einer sehr kurzen Lebensdauer führt. Durch den erhöhten Brennvorgang, auch stellare Nukleosynthese genannt, erzeugt der Stern wesentlich mehr Strahlung, die ihn bis zu fünf Millionen Mal heller leuchten lässt, als unsere Sonne.

Eta Carinae zeichnet sich aufgrund der gewaltigen Größe (ca. 1 Mrd. Kilometer Durchmesser!) vor allem durch eine Eigenschaft aus, die vorwiegen Cepheiden besitzen - er verändert seine Größe, da das Verhältnis zwischen Strahlungsdruck und Gravitation nicht konstant ist. Die äußeren Gashüllen kühlen nämlich immer wieder ab, der Strahlungsdruck lässt dadurch nach und der Stern zieht sich zusammen. Die Gashüllen stürzen dabei in den Kern, heizen diesen auf und der Stern bläht sich auf. Dieser Vorgang kann sich viele Male wiederholen, bis der Brennstoff im Inneren weitgehend aufgebraucht ist und die Gravitation endgültig die Oberhand gewinnt. Ist dieser Punkt erreicht, explodieren Sterne dieser Größe nochmalerweise in einer Hypernova.
Eta Carinae hat diesen Zeitpunkt zwar bereits überschritten, wodurch auch die äußeren Gashüllen abgestoßen wurden (siehe Bild rechts), merkwürdigerweise bleibt der Kern allerdings weiterhin stabil. Eine mögliche Erklärung dafür, könnte sich womöglich durch neueste Auswertungen des Lichtspektrums ergeben, welche periodische Veränderungen der Helligkeit in der Kernregion erkennen lassen und auf einen Begleitstern hindeuten.
Welcher Prozess hier allerdings genau dahintersteckt, lässt sich zum derzeitigen Stand der Forschung noch nicht beschreiben.

Rekordstern mit ca. 300 Sonnenmassen entdeckt.

Neutronensterne/Pulsare/Magnetare

Diese Objekte bilden sich ausschließlich durch Supernova Typ II - Explosionen sehr massereicher Sterne.
Wenn ein Roter Überriese seinen Brennvorrat letztendlich aufgebraucht hat, reicht der Strahlungsdruck durch Kernfusion nicht mehr aus der Gravitation entgegenzuwirken - er zieht sich zusammen. Dadurch stürzt Materie mit nahezu Lichtgeschwindigkeit in den Kern. Durch den dabei entstehenden extrem hohen Druck und die hohe Temperatur, werden die Elektronen und Protonen in die Atomkerne gedrückt und in Neutronen umgewandelt - übrig bleibt ein Objekt mit lediglich 10-15 km Durchmesser und ca. 1,5 Sonnenmassen. Das Faszinierende daran ist, dass ein Kubikzentimeter dieser entarteten Materie eines solchen Sterns auf der Erde mehrere Millionen Tonnen wiegen würde.

Pulsare oder Magnetare sind nichts anderes als Neutronensterne, die eine sehr hohe und präzise Eigendrehung besitzen. Dieser Drehimpuls verlangsamt sich in ca. 3 Mio. Jahren um lediglich eine Sekunde! (man bezeichnet sie deshalb auch als kosmische Uhrwerke). Durch die Rotation werden zum einen extreme Magnetfelder erzeugt - vergleichbar mit einem Dynamo - und zum anderen Radiowellen ausgesandt, die wir wiederum mit Radioteleskopen auf der Erde empfangen können.

Schwarze Löcher

Schwarze Löcher zählen wohl zu den am meist umstrittensten und geheimnisvollsten Objekten im Universum überhaupt, da sie sich unserer erklärbaren, physikalischen Welt nahezu vollständig entziehen. Der Grund dafür ist vor allem, dass uns jegliche Information aus ihrem Inneren für immer verborgen bleibt, weil nicht einmal Licht einem Schwarzen Loch entkommen kann. Die Informationsbarriere, also die Grenze innerhalb derer Licht von der Gravitation am Entweichen gehindert wird, bezeichnet man als Ereignishorizont oder auch Schwarzschildradius. Im Prinzip hat jedes massebehaftete Objekt im Universum (auch wir), einen Schwarzschildradius. Dieser liegt bei unserer Sonne bei drei Kilometern Durchmesser. Würde sie unterhalb dieses Radius schrumpfen, so könnte uns keine Information mehr aus ihrem Inneren erreichen, aus diesem Grunde wurde die Bezeichnung "Schwarzes Loch" eingeführt.
Kollabiert ein Objekt unterhalb seines Schwarzschildradius, so spricht man auch von einer Singulartität. Dabei handelt es sich um einen physikalischen Zustand, dessen mathematische Beschreibung gegen unendlich geht, sich also einer rationellen physikalischen Beschreibung entzieht. Die Superstringtheorie bietet für diesen Zustand mittlerweile einen alternativen Lösungsansatz an, siehe hier!

Da uns aus Schwarzen Löchern keine Informationen erreichen können, prägte John Archibald Wheeler auch den Begriff des No-Hair-Theorems, was letztlich bedeutet: Ein S.L. hat keine Haare, also keine individuellen Eigenschaften. Man kann es lediglich am Durchmesser seines Ereignishorizontes, seiner elektrischen Ladung und seines Drehimpulses klassifizieren. Jede weitere Information, beispielsweise um welches Ursprungsobjekt es sich gehandelt hat, bleibt uns verborgen.

Steven Hawking postulierte 1974, dass ein S.L., aufgrund bestimmter Quanteneffekte, die am Ereignishorizont auftreten, eine Temperatur haben muss. Laut Hawking besteht die Möglichkeit, dass sich am Ereignishorizont aus Quantenfluktuationen virtuelle Teilchenpaare bilden. Diese Teilchenpaare, die aus einem Materieteilchen und dessen Antipartner bestehen, würden im freien Raum unmittelbar wieder zerstrahlen. Am Ereignishorizont eines S.L. sieht die Sache allerdings etwas anders aus; hier können die enormen Gezeitenkräfte beide Partnerteilchen voneinander trennen, wobei ein VT in das S.L. gezogen wird und der Partner in den Raum entkommen kann, wonach er zu einem reellen Teilchen wird. Das S.L. hat also dem Vakuum Energie "gestohlen", welche es ihm nun schuldet und in Form von Wärmestrahlung wieder abgeben muss. Eigentlich sollte man erwarten, dass sich die Energiebeträge, Masse und Strahlung dabei aufheben. Hawking hat allerdings berechnet, dass ein S.L. bei diesem Vorgang an Masse verliert.
Dies ist natürlich ein hochspekulativer Vorgang und weit davon entfernt, experimentell bewiesen werden zu können. Aus quantenphysikalischer Sicht heraus wäre es allerdings durchaus denkbar.
Die Konsequenz für Schwarze Löcher hieraus ist, dass sie keine unendliche Lebensdauer haben, sondern mit der Zeit zerstrahlen. Je kleiner ein S.L. ist, desto kürzer wäere dabei auch dessen Lebensdauer (siehe Abb. rechts).

Zum derzeitigen Stand der Technik gibt es also noch keine Möglichkeit ein Schwarzes Loch direkt zu beobachten. Manche Phänomene allerdings, die am Ereignishorizont auftreten, lassen Rückschlüsse auf dessen Existenz zu. Dazu zählt beispielsweise eine auffällig hohe Radialgeschwindigkeit von Sternen, die sich in der Nähe aufhalten und dabei in das Schwerkraftfeld geraten, wie wir es im Zentrum unserer Milchstraße beobachten können.
Zudem lassen sich aus allen Bereichen des Universums Gammablitze beobachten. Die Quelle dieser Blitze könnten Objekte sein, die in Schwarze Löcher stürzen. Ein Teil der Masse zerstrahlt dabei am Ereignishorizont und setzt hochenergetische Gammastrahlung frei, die von Weltraumobservatorien, wie z.B. Chandra, beobachtet werden.

Supermassive Schwarze Löcher

Man hat herausgefunden, dass Supermassive Schwarze Löcher, wie man sie in Galaxienkernen oder den Zentren von Galaxienhaufen vorfindet, geradezu überlebenswichtig für unser Universum sind. Der Durchmesser ihres Ereignishorizontes würde zwar gerade einmal von unserer Sonne bis zum Uranus reichen, sie beeinflussen allerdings trotz ihrer verhältnismäßig geringen Ausdehnung ganze Galaxienhaufen, indem sie allzu große Materieansammlungen am Gravitationskollaps hindern.
Sie saugen dabei Materie aus ihrer Umgebung, welche normalerweise eine sehr große Galaxie ist an und schleudert diese über gigantische Materiejets über tausende Lichtjahre in den Raum, wo sie sich zu neuen Sternen oder sogar neuen Galaxien formieren kann.
Das spektakulärste Objekt dieser Art wurde von Brian McNamara entdeckt. Hierbei handelt es sich um das Zentrum eines Galaxienhaufens mit der Bezeichnung MS 0735.6+7421, in dem sich ein gigantisches Röntgenloch mit einem Durchmesser von 600.000 LJ befindet, das von einem S.L. mit mehreren Mrd. Sonnenmassen in seinem Zentrum mit Energie versorgt wird. Um das mehrere Millionen Grad heisse Gas zu erzeugen, das mehr Masse hat, als alle Sterne des Haufens zusammen, wäre die Energie von ca. zehn Milliarden Supernova-Explosionen nötig (siehe Abb. rechts unten).

Neueste Beobachtungen an sehr alten Galaxien lassen vermuten, dass Supermassive Schwarze Löcher bereits sein über 13 Mrd. Jahren existieren und womöglich im oder kurz nach dem Urknall enstanden sind. Sie beeinflussen daher die Strukturbildung seit Beginn des Universums maßgeblich, indem sie freie Materie aus dem Intergalaktischen Medium einfangen und zu Galaxien formen.
Aus diesem Grund kann man davon ausgehen, dass jede große Galaxie in ihrem Zentrum ein Schwarzes Loch beheimatet. In unserer Milchstraße ist dies beispielsweise das Objekt Sagittarius A (siehe Bild rechts oben), mit geschätzten 3,4 Mio. Sonnenmassen.
Um ein weiteres Schwarzes Loch, ganz inder Nähe von Sagittatrius A, dürfte es sich um ein Objekt in der Sternengruppe IRS 13, mit ca. 1300 Sonnenmassen handeln, das entweder gravitativ eingefangen wurde, als unsere Galaxie von einer anderen Galaxie durchdrungen wurde, oder sich im Laufe der Zeit aus mehreren Einzelobjekten bildete.

Mittelschwere Schwarze Löcher

Eine weitere Klasse von Schwarzen Löchern, deren Ursprung allerdings noch weitgehend ungeklärt ist, stellen Mittelschwere Schwarze Löcher dar. Diese entstehen möglicherweise durch die Kollision zweier oder mehrerer Sterne und können über 100 Sonnenmassen aufweisen. Hinweise auf deren Entstehung wurden durch das Röntgenteleskop Chandra in einer Nachbargalaxie entdeckt.

Stellare Schwarze Löcher

Stellare Schwarze Löcher treten im Universum am häufigsten auf. Genau wie bei Neutronensternen, bewirkt eine Supernova vom Typ II am Lebensende eines Sterns einen Gravitationskollaps der Materie. Dabei schrumpft der ursprüngliche Kern des Sterns, wie bereits oben erwähnt, unterhalb seines eigenen Schwarzschildradius, womit er aus unserem sichtbaren Universum verschwindet. Grundsätzlich kann man davon ausgehen, dass der Sternkern beim Kollabieren mindestens drei Sonnenmassen haben muss, um zu einer punktförmigen Singularität zu werden. Normalerweise sind die Ausgangsobjekte hierfür Blaue Überriesen, die auch in unserer Milchstraße recht häufig vertreten sind.
Weitere Kandidaten für Schwarze Löcher sind Rote Überriesen, wie beispielsweise Eta Carinae. Hier kann es allerdings vorkommen, dass die Hypernova beim Gravitationskollaps sehr asymmetrisch abläuft und der Stern vollständig zerstört wird, bevor ein Schwarzes Loch entstehen kann.
Es besteht auch die Möglichkeit, dass Neutronensterne nachträglich noch zu einer Singularität kollabieren; wenn sie durch Akkretion Material aus ihrer Umgebung ansaugen, dieses sich auf ihrer Oberfläche ansammelt, bis sie die kritische Massendichte überschreiten, um dann vollständig zu kollabieren.

Primordiale Schwarze Löcher

Der bereits oben genannten Hawking-Strahlung ging noch eine andere Überlegung Steven Hawkings voraus, nämlich der Existenz von Primordialen Schwarzen Löchern, die sich in den ersten Millisekunden des Urknalls gebildet haben müssten. Die Entstehung solcher Löcher wäre dadurch begünstig worden, indem manche Raumbereiche während der Inflationsphase eine Dichte aufwiesen, die die eines Atomkerns überstiegen hat. Die Masse dieser Löcher müsste in der Größe von 10^12 Kilogramm angesiedelt sein, wobei deren Lebensdauer, lt. genannter Formel auf der rechten Seite, dem Alter des Universums entspricht. Im Grunde müssten diese P.O.S.L also gerade am verdampfen sein, wie man möglicherweise durch sehr kurze Gammastrahlenausbrüche beobachten kann.
Entgegen der bisherigen Theorie, dass die Dunkle Materie zu Beginn des Universums maßgeblich an der Strukturbildung im Universum beteiligt war, so könnte diese Rolle sogar den Primordialen Schwarzen Löchern zugeschrieben werden. Theoretisch könnten diese die ersten Gravitationstöpfe gebildet haben, die die homogen im Raum verteilte Materie beeinflusste. Zudem wäre sogar denkbar, dass sie die Ausgangsbasis der heutigen Supermassiven S.L. in den Galaxienzentren sind.
Diese Theorie befindet sich ebenfalls derzeit verstärkt auf dem Prüfstand, da man einen Quasar entdeckt hat, der sich bereits 400 Mio. Jahre nach dem Urknall gebildet hatte.

Quasare (quasi-stellare Radio-Objekte)

Die Entdeckung stellarer Radioquellen durch Karl Jansky im Jahr 1931, war ein Meilenstein in der Kosmologie. 1963 gelang es Maarten Schmidt erstmals mit Hilfe dieser neuen Erkenntnis eine Radioquelle außerhalb unserer Milchstraße aufgrund ihrer Rotverschiebung zu orten, wobei man anfangs annahm, dass es ein Stern ist. Als man feststellte, dass es sich bei 3C 273 um eine ferne Galaxie handelt, die nur quasi-stellar ist, hatte man auch gleich einen entsprechenden Namen für diese Art von Objekten. Diese Entdeckung war auch eine weitere Bestätigung für das Urknallmodell, da man davon ausging, dass sich Quasare vorwiegend im frühen Universum gebildet haben. Eine weitere Erforschung dieser Objekte bestätigte diese Theorie.

Im Zentrum einer aktiven Galaxie befinden sich generell ein oder mehrere Supermassive Schwarze Löcher, die Materie aus ihrer Umgebung ansaugen können. Dabei bildet sich eine sogenannte Akkretionsscheibe mit einem Drehimpuls. Die in der Scheibe befindlichen Teilchen erhitzen sich aufgrund gegenseitiger Reibung und emittieren dabei Photonen. Die dadurch entstehende enorme Leuchtkraft ermöglicht es uns, Quasare noch in Entfernungen von über 13 Mrd. Lichtjahren zu beobachten und anhand ihrer Rotverschiebung deren jeweilige Entfernung zu bestimmen.
Meist lassen sich begleitend zu einem Quasar Jets beobachten, die sich durch starke Magnetfelder um das Schwarze Loch bilden und riesige Mengen an Materie über tausende Lichtjahre ins All schleudern. Diese Materie wird teilweise von der Galaxie gravitativ wieder angezogen und lagert sich in deren Halo ab, wodurch wieder neue Sterne entstehen.
Ein Quasar wirkt also wie ein Motor, der eine aktive Galaxie am Leben erhält und ständig verändert. Seine Leuchtkraft ist so enorm, dass er die Wirtsgalaxie mit mehreren Milliarden Sonnen überstrahlt (s. Bild recht).
Das Schwarze Loch unserer Milchstraße allerdings, Sagittarius A, ist momentan auf Fasten eingestellt und erzeugt keinen Quasar, da es bereits die gesamte Materie aus ihrer Umgebung akkretiert hat.

Galaxie

Edwin Hubble war der erste Astronom der 1923 nachwies, dass es sich beim diffusen Nebel Andromeda um eine Galaxie wie unsere Milchstraße handelt. Charles Messier hatte in seinem berühmten Messier Katalog zwar bereits einige dieser Objekte kartografiert, allerdings war bis zur Entdeckung Hubbles gänzlich unbekannt, dass es unzählige Galaxien im Universum gibt und vor allem, mit welchen Größenordnungen man es hier zu tun hat.
Heute wissen wir, dass Galaxien Sterneninseln sind, die weit über 100 Mrd. Sterne beheimaten können, eine Ausdehnung von über 100.000 Lichtjahren haben und in verschiedenen Erscheinungs- formen auftreten: Balken- Spiralgalaxien, Elliptische Galaxien, irreguläre Galaxien.
Die Form einer Galaxie hat grundsätzlich mit deren Entstehungs- geschichte zu tun. Man nimmt an, dass sich im jungen Universum aus einer galaktischen Staubscheibe zuerst Spiralgalaxien formten. Die Kollision mehrerer Spiralgalaxien, so die aktuelle Theorie, brachte schließlich elliptische Galaxien hervor. Es gibt bereits Aufnahmen des Hubble Teleskops, wobei man die Kollision von drei Galaxien beobachten kann. Diese Kollisionen führen auch zur vermehrten Bildung von Sternen, da durch das gegenseitige Durchdringen zweier Galaxien interstellares Gas gravitativ beeinflusst und zur Verdichtung angeregt wird, wobei sich die Sternentstehungsrate enorm erhöht.
Die genauen Mechanismen, die letztlich zur Entstehung einer Galaxie beitrugen, sind noch nicht genau erforscht. Man nimmt an, dass eine Galaxie, ausgehend von ihrem Rotationsverhalten, zu einem sehr hohen Anteil aus Dunkler Materie besteht. Diese Materie erzeugt durch ihre gravitative Wechselwirkung eine höhere Bindungsenergie der sichtbaren (baryonischen) Materie. Vor allem in den äußeren Spiralarmen würden die enormen Zentrifugalkräfte eine Spiralgalaxie ohne den Anteil an Dunkler Materie zerreißen.
Unklar ist ebenfalls, wieviel Planeten sich letztendlich in einer Galaxie wie unserer Milchstraße befinden. Aktuelle Theorien gehen davon aus, dass es wohl mehrere Milliarden sind, darunter befindet sich vielleicht sogar eine zweite Erde. Tatsächlich ist es allerdings so, dass es nur einen bestimmten Bereich innerhalb einer Galaxie gibt, in dem sich ein Planet wie unsere Erde entwickeln kann. Ausschlaggebend dazu ist die Sternentstehungsrate bzw. die Häufigkeit schwerer Elemente (schwerer als Lithium). Die Metallizität nimmt zum galaktischen Zentrum hin zu und nach außen hin ab, da sich in den äußeren Bereichen unserer Milchstraße vorwiegend jüngere Sterne aufhalten. Unsere Erde befindet sich daher in einer sogenannten habitablen Zone, in der die Voraussetzung zur Entstehung von Leben gegeben sind.
Im Galaktischen Rotationszentrum erhöht sich die Sternendichte enorm, wodurch die Anzahl an Sonnensystemen entsprechend abnimmt. Im zentralen Massebereich befinden sich daher meist ein oder mehrere supermassive Schwarze Löcher, die sich durch das Verdichten der Sterne zum Zentrum hin und durch die Aufnahme von intergalaktischem Staub gebildet haben.
Eine Galaxie wie unsere Milchstraße ist vor allem auch von einem Halo, einer Art galaktischen Atmosphäre umgeben, in der sich die ältesten Sterne, eingebunden in Kugelsternhaufen, befinden. Diese Sterne sind teilweise so alt wie unser gesamtes Universum, also über zehn Milliarden Jahre. Man vermutet, dass der Halo zudem vorwiegend Dunkle Materie mit ca. einer Billionen Sonnenmassen beinhaltet.

Galaxiencluster

Verschmelzung eines Clusters
Forschung zur Galaxienentstehung
Kosmische Wetterfront

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