Astro-Lexikon V 1

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Das Vakuum wird historisch bedingt oft mit dem 'luftleeren Raum' gleich gesetzt. Möchte ein Experimentator oder Laborant ein Vakuum herstellen, bedient er sich einer Vakuumpumpe. Dieses Gerät saugt aus einem Behälter den Inhalt ab, vor allem darin enthaltene Luft. Selbst die besten Vakuumpumpen vermögen nicht alle Teilchen und Moleküle zu entfernen: ein Rest bleibt immer. Die Präparation eines idealen Vakuums ist also kein leichtes Unterfangen. Geht das überhaupt? Was ist eigentlich ein ideales Vakuum?

Quantenfluktuationen und Nullpunktsschwingung

Seit der Entwicklung der Quantentheorie in der modernen Physik des 20. Jahrhunderts ist klar, dass es ein ideales Vakuum im Sinne von 'Abwesenheit von Teilchen' nicht gibt! Das Quantenvakuum ist angefüllt mit virtuellen Teilchen, die im Rahmen der Heisenbergschen Unschärfe sich für kurze Zeit Energie 'aus dem Nichts' leihen können. Diesen Sachverhalt nennen Physiker auch Vakuum- oder Nullpunktsfluktuationen. Anschaulich kann man sich diese Fluktuationen mit einem 'Quantenpendel' vergegenwärtigen: Wir stellen uns ein schwingfähiges Gebilde vor, beispielsweise das Pendel einer Uhr. In der Quantenwelt wird solch ein Pendel durch den quantenmechanischen, harmonischen Oszillator beschrieben. Wie die Lösung des zugehörigen quantenmechanischen Eigenwertproblems zeigt, weist das Quantenpendel eine Nullpunktsschwingung auf. Dieses Phänomen überträgt sich in analoger Weise auf die Quantenfeldtheorien (QFTs). Die QFTs sind diejenigen Theorien, die zur Beschreibung der Elementarteilchenphysik verwendet werden und die in ihrer Gesamtheit auf das Standardmodell der Teilchenphysik führen.

Vakuum in Einsteins Theorie

Das Vakuum hat also eine komplizierte Struktur. Vom Standpunkt der Allgemeinen Relativitätstheorie (ART) kann man ein relativistisches Vakuum sehr eindeutig formulieren: Hier muss der Energie-Impuls-Tensor verschwinden. Die rechte Seite der Einsteinschen Feldgleichungen ist also null und die Aufgabe besteht darin, nun Lösungen zu finden, für die der Einstein-Tensor verschwindet. Diese Lösungen nennt man Vakuum-Raumzeiten oder Vakuumlösungen der ART. Ein triviales Beispiel einer Vakuum-Raumzeit ist die Minkowski-Metrik, die die fundamentale, flache Raumzeit der Speziellen Relativitätstheorie (SRT) ist. Etwa komplizierter sind die Vakuum-Lösungen in der ART, die gekrümmt sind. Hierzu gehören die Schwarzschild-Lösung oder die Kerr-Lösung, die bestimmte Schwarze Löcher mathematisch beschreiben.
In der relativistischen Kosmologie kennt man ebenfalls Vakuum-Raumzeiten, wie die materiefreie de-Sitter-Lösung. Freilich ist diese Raumzeit ohne Sinn für ein reales Universum, weil dieses doch Materie, z.B. uns selbst, enthält. Eine neue Form von regulären Raumzeiten greift jedoch auf die de-Sitter-Raumzeit zurück: die Gravasterne, die man zu der Klasse der Vakuumsterne zählt. Das de-Sitter-Vakuum besteht nicht aus baryonischer Materie, sondern aus Dunkler Energie. Diese Energieform stellt nahezu den gesamten Teil der Masse des Gravasterns. Und: Die Anti-de-Sitter-Raumzeiten haben an Bedeutung in der modernen Feldtheorie gewonnen, siehe AdS/CFT-Korrespondenz.

Dunkle Energie & Quantenvakuum

Dunkle Energie ist eine rätselhafte Substanz und füllt anscheinend unser ganzes Universum aus. Sie ist mit 74% der dominante Anteil an allen darin enthaltenen Energieformen (baryonische Materie, Dunkle Materie und eben Dunkle Energie). Sie wirkt sich antigravitativ aus und ist dafür verantwortlich, dass das Universum expandiert. Dunkle Energie 'bläst' die Robertson-Walker-Metrik auf. Es war ein nahe liegender Ansatz, die Dunkle Energie als eine Manifestation des Quantenvakuums zu interpretieren: Das Universum ist in allen Bereichen angefüllt mit dem Quantenvakuum. Die entsprechende Energiedichte ist zwar sehr gering, wird jedoch zu späten Epochen des Kosmos dynamisch relevant. Wir leben im so genannten Dunkle Energie dominierten Kosmos (Rotverschiebung z ~ 0). Im frühen Universum hingegen war die die Dunkle Energie dynamisch irrelevant, denn die Energiedichten von Strahlung und Materie bestimmten hier die Dynamik. Die Interpretation der Dunklen Energie als Quantenvakuum birgt jedoch ein schwer wiegendes quantitatives Problem: Die Energiedichte des Quantenvakuums liegt mit 10⁹² g/cm³ etwa 120 Größenordnungen über dem astronomisch beobachteten Wert von unter 10^-29 g/cm³! Diese gravierende Inkonsistenz brachte Alternativen auf den Plan: Dunkle Energie könnte ein leichtes Teilchen sein, z.B. das Cosmon, das Radion oder eine andere Form von Quintessenz. Diese Ansätze werden aktuell in der Kosmologie verfolgt, sind aber hypothetisch. Die astronomischen Beobachtungen legen derzeit nahe, dass die Dunkle Energie im Kosmos am besten mit Einsteins kosmologischer Konstante Λ assoziiert werden kann.

Ein Oberbegriff für stellare Objekte, deren Inneres im Prinzip leer ist. Die spannende Frage ist, was 'Leere' physikalisch eigentlich ist - dazu gleich mehr. Das Äußere des Vakuumsterns muss eine irgendwie geartete, aber wohldefinierte Berandung sein, zum Beispiel eine Materieschale, eine Oberfläche. Die Stabilität im Sinne des hydrostatischen Gleichgewichts muss natürlich ebenfalls gewährleistet sein.

Gravasterne

Die Gravasterne zählen zu den Vakuumsternen. Ihr Inneres ist dem dem Sinne ein Vakuum, weil es frei von gewöhnlicher, baryonischer Materie ist; allerdings ist es angefüllt mit Dunkler Energie. Sie entfaltet eine antigravitative Wirkung und stützt eine dünne Haut ultrarelativistischer Materie stützt. Anmerkung: Der Begriff ultrarelativistisch meint, dass die Schallgeschwindigkeit in der Schalenmaterie gleich der Vakuumlichtgeschwindigkeit ist. Die Materiehaut schließt sich außen an die Vakuumblase ('de-Sitter-Blase') an.
Inzwischen wurden neuere Gravasternlösungen mit anderen Vakuumkernen vorgeschlagen: Die Dunkle Energie im Innern des Gravastern könnte (zumindest in der theoretischen Beschreibung) auch in Form von Phantom-Energie vorliegen (Diplomarbeit M. Vigelius, Landessternwarte Heidelberg 2004) oder auch als so genanntes Chaplygin-Gas (Bilic, Tupper & Viollier JCAP 0602, 013, 2006).

Holosterne

Die Holosterne dürfen auch zur Klasse der Vakuumsterne gezählt werden. Im Gegensatz zu den Gravasternen enthalten sie als Vakuumkern radiale, fraktionierte Strings.

Zum Vakuum im Vakuumstern

Der Terminus 'Vakuum' bezieht sich also lediglich auf eine gewisse Materielosigkeit im Sinne der Allgemeinen Relativitätstheorie (ART). Dann verschwindet nämlich der Energie-Impuls-Tensor, das Lambda-Glied verschwindet jedoch im Innern von Gravasternen nicht.
In einem absoluten Sinne gibt es ohnehin kein Vakuum, keine absolute Leere, sondern nur ein Quantenvakuum: Virtuelle Teilchenpaare und Nullpunktsfluktuationen füllen jeden Raumbereich aus. Hier beginnt jedoch die Domäne der Quantentheorie und der Quantengravitation wie der Stringtheorien oder Loop-Quantengravitation. Sie können eine neue Wahl für den Energie-Impuls-Tensor der ART inspirieren oder völlig neue Konzepte motivieren. Das führt auf Alternativen zum Konzept des klassischen Schwarzen Lochs der ART.

Oberbegriff für Bosonen mit Spin 1. So sind zum Beispiel die Photonen, die Gluonen und die Weakonen Vektorbosonen.

Vor 11000 Jahren explodierte ein Stern im Sternbild Vela (dt. Segel am Südhimmel) in einer Supernova. Wie bei allen Sternexplosionen breitete sich dabei eine Stoßwelle im interstellaren Medium aus. Die Überbleibsel dieser Explosion sind ein Supernovaremnant und ein rotierender Neutronenstern, ein Pulsar, der in diesem speziellen Fall Velapulsar getauft wurde.

Das folgende Foto zeigt eine etwa 100 Lichtjahre durchmessende, farbenprächtige Region um das Explosionszentrum (Credit: Digitized Sky Survey, ESA/ESO/NASA, Davide De Martin, Skyfactory, 2007; große Version). Die Supernova ist längst verloschen - doch die sich ausbreitende, nicht ganz kugelsymmetrische Schockfront ist deutlich um die Bildmitte herum sichtbar. An dieser Position befindet sich auch etwa der Velapulsar.
Die längliche Struktur links unten, nahe am Bildrand, ist der Bleistift-Nebel (engl. Pencil Nebula) mit der internationalen Katalogbezeichnung NGC 2736. Er ist Teil des Vela-Supernovaremnants.

Lesehinweis

Siehe zu diesem Begriff auch unter Pulsar.

Der Begriff Veränderliche (engl. variables) meint in der Astronomie und Astrophysik veränderliche Sterne, die dadurch ausgezeichnet sind, dass sich ihre Helligkeit (nicht unbedingt die Leuchtkraft!) ändert.

Was ist die Zeitskala der Variationen?

Daneben können sich auch andere Zustandsgrößen des Sterns ändern. Typische Zeitskalen der Helligkeitsvariationen sind im Bereich von Sekunden bis Monaten und hängen vom jeweiligen Mechanismus ab, der die Variabilität hervorruft. Die Sternentwicklung, wie sie im Hertzsprung-Russell-Diagramm anhand von Entwicklungspfaden illustriert werden kann, lehrt, dass alle Sterne im Laufe ihrer Entwicklung Helligkeitsveränderungen unterliegen. Veränderliche Sterne zeigen jedoch Variabilitäten auf wesentlich kürzeren Zeitskalen als der Entwicklungszeitskala.

Beobachtungsmethode bei Veränderlichen

Die Beobachtung, Auswertung und Bestimmung von Veränderlichen geschieht mittels Lichtkurven, einer Auftragung der Helligkeit über der Zeit. Achtung! Helligkeit und Leuchtkraft sind nicht dasselbe: Helligkeit ist eine direkt beobachtbare Größe; Leuchtkraft ist so etwas wie die 'Helligkeit vor Ort des Sterns' und folgt erst mit bekannter Entfernung (siehe Distanzmodul) oder mit einem Sternmodell. Bei optischen Veränderlichen sind die Profiastronomen auf die Amateurastronomen angewiesen, weil die längerfristigen Beobachtungen ein und desselben Veränderlichen sehr zeitaufwendig ist. Das ist angesichts der teueren Beobachtungszeit an modernen Groß- oder satellitengestützten Teleskopen kaum mit Profiinstrumenten zu leisten.

Klassifizierung der Veränderliche - Kriterium: Zeit

Grob unterteilt man die Gruppe der Veränderlichen in Eruptivveränderliche und regelmäßige Veränderliche. Die erste Gruppe zeigt nur einmalige oder sporadische Helligkeitsausbrüche, während die zweite Gruppe periodisch wiederkehrende Helligkeitsvariationen zeigt. Die Gamma Ray Bursts, Novae, Supernovae und Hypernovae können zu den Eruptivveränderlichen gezählt werden. Klassische Eruptivveränderliche sind T Tauri Sterne, UV-Ceti-Sterne und RW-Aurigae-Sterne.
Die regelmäßigen Veränderlichen, sind sehr zahlreich und erhalten ihren Namen in der Regel nach dem Prototyp eines Sterns, bei dem das Phänomen zuerst beobachtet wurde. Hier kennt man beispielsweise die Algol-Veränderlichen (Prototyp im Sternbild Perseus), Mira-Veränderlichen (Prototyp im Sternbild Cetus, dt. Walfisch), Cepheiden oder Delta-Cephei-Sterne (Prototyp im Sternbild Cepheus), RR Lyrae Sterne (Prototyp im Sternbild Lyra, dt. Leier), Delta-Scuti-Sterne (Zwerg-Cepheiden), aber auch die Pulsare.

Klassifizierung der Veränderliche - Kriterium: Physik

Im Weiteren entscheidet man veränderliche Sterne nach dem physikalischen Mechanismus, der für die Helligkeitsvariation verantwortlich ist. Eine banale Ursache für die Helligkeitsvariabilität ist die Bedeckung durch einen anderen Stern, ein Prozess der in Doppel- oder Mehrfachsternsystemen anzutreffen ist. Diese Gruppe von Veränderlichen heißt Bedeckungsveränderliche. Betrachten wir ein Doppelsternsystem (Binär), wo zwei Sterne um den gemeinsamen Schwerpunkt kreisen und mit dieser Umlaufbewegung eine Ebene aufspannen. Natürlich hängt die Bedeckung von der Position des Beobachters ab, weil unter kleinen Neigungen (Inklinationen) zur Senkrechten (Normalen) dieser Ebene keine Bedeckung, kein Durchgang (Transit) durch eine Sternscheibe, stattfindet. Bei hohen Inklinationen allerdings kann ein Stern den anderen verfinstern: die Helligkeit nimmt ab (nicht jedoch die Leuchtkraft des bedeckten Sterns!). Weil die Sterne eines Binärs sich auf Ellipsen in festen Umlaufzeiten umkreisen (Kepler-Gesetze), sind die Bedeckungsveränderliche auch regelmäßige Veränderliche. Sie sind aber keine intrinsischen Veränderliche, deren Helligkeitsvariation an einer physikalischen Zustandsänderung des Stern festgemacht werden könnte. Die historisch zuerst entdeckten Bedeckungsveränderliche waren die Algol-Veränderliche oder Algol-Sterne im Jahr 1670. Das Bild oben (große Version) illustriert Geometrie, Orientierung und den typischen Verlauf der Lichtkurve von Algol-Veränderlichen.
Pulsationsveränderliche sind ebenfalls regelmäßige Veränderliche, deren Variabilität tatsächlich mit einer Zustandsänderung des Sterns verbunden ist: einer Pulsation, das heißt einem Wechsel von Ausdehnung und Zusammenziehung des 'Plasmaballs' in radialer oder nichtradialer Richtung. Die bekanntesten Pulsationsveränderliche sind die Cepheiden und dessen Verwandte wie die RR Lyrae Sterne (Haufenveränderliche) und Delta-Scuti-Sterne. Die regelmäßige Helligkeitsvariation besitzt hier eine Abhängigkeit von der Pulsationsperiode, die durch Sternmodelle erklärt werden kann. Alle diese cepheidenartigen Sterne liegen im Hertzsprung-Russell-Diagramm auf dem Instabilitätsast. Bei Pulsaren hingegen pulsiert nicht die physische Sterngröße, sondern die regelmäßige Variabilität kommt durch Rotation einer räumlich gerichteten Strahlungsemission zustande - es ist ein so genannter Leuchtturmeffekt.
Mira-Veränderliche oder Mira-Sterne sind regelmäßige Pulsationsveränderliche mit außerordentlich langen Perioden von hundert bis zu tausend Tagen. Es handelt sich um Rote Riesensterne, deren Helligkeit variiert, weil sie eine instabile Brennphase auf dem Asymptotischen Riesenast (engl. Asymptotic Giant Branch, AGB) durchlaufen - siehe auch AGB-Sterne.
Die Kataklysmischen Veränderliche (engl. Cataclysmic Variables, CVs) sind hingegen Doppelsternsysteme, bei denen eine Komponente ein kompaktes Objekt, nämlich ein Weißer Zwerg ist und ein Massentransfer von einem normalen Begleitstern (meist ein Riesenstern) stattfindet. Diese Akkretion auf die kompakte Komponente geschieht entweder dann, wenn die Oberfläche des normalen Sterns bis zum inneren Lagrange-Punkt (verschwindende Gesamtgravitationskraft) des Systems oder darüber hinaus reicht (Roche lobe overflow, siehe auch Roche-Volumen). Oder aber der Sternenwind, der vom normalen Stern oder Riesenstern abgeblasen wird, fällt auf die kompakte Komponente (Windakkretion). Typischerweise sind CVs kleine Binärsysteme, wo die Umlaufzeiten wenige Stunden betragen. Bei der Akkretion wird Röntgenstrahlung emittiert. In der theoretischen Astrophysik beschreibt man diese Systeme mit den Gleichungen der Hydrodynamik und Magnetohydrodynamik.

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© Andreas Müller, August 2007

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