Als kompakte Objekte bezeichnet man in der Astrophysik sternartige Objekte, die ungewöhnlich hohe Materiedichten aufweisen. Der Schwellwert liegt bei etwa einer Million g/cm³. Ein Kubikzentimeterwürfel dieser kompakten Materie wiegt mindestens eine Tonne!

Auch wenn es bei einem Blick an den Nachthimmel nicht den Anschein hat: Sterne entwickeln sich, d.h. sie verändern ihren Zustand, z.B. ihre Größe oder ihre Leuchtkraft. Die typische Entwicklungszeitskala beträgt allerdings je nach Stern Millionen bis Milliarden Jahre. Da dies das Lebensalter des Menschen bei weitem überschreitet, bemerken wir die Sternentwicklung nicht unmittelbar.
Die Astronomen haben allerdings durch viele Beobachtungen über Jahrhunderte in der Stellarastronomie Einblicke in sehr unterschiedliche Sternstadien erhalten. Zwar können sie kaum die Entwicklung an ein und demselben Stern verfolgen, aber sie können die verschiedenen, beobachteten Sterne zueinander in Bezug setzen. Wie das geschehen soll, diktiert die Physik. Immer komplexere Modelle in der Stellarphysik haben so ein sehr facettenreiches Bild von der Sternentwicklung entworfen. Diese Theorie besagt, dass Sterne entstehen und früher oder später starken Veränderungen ausgesetzt sind. Die entscheidende Zustandsgröße ist dabei die Masse des Sterns. Sie bestimmt, welche thermonuklearen Brennzyklen der Stern durchläuft, d.h. welche chemischen Elemente der Stern produzieren kann. Die Masse bestimmt auch das Schicksal des Sterns. In der Regel steht am Ende ein bestimmter Typus eines kompakten Objekts.

Die treibende Kraft, die kompakte Objekte erzeugt, ist die Gravitation. Nur sie vermag die unglaublichen Dichten von mehr als einer Tonne pro Kubikzentimeter auf natürliche Weise herzustellen. Wenn der Brennstoff zur Fusion im Innern des Sterns zur Neige geht und kein weiterer Brennzyklus gezündet werden kann, gewinnt die Schwerkraft. Sie stört das hydrostatische Gleichgewicht und komprimiert im Gravitationskollaps den Stern. Dieser Prozess kann unter Umständen auch mit einer Sternexplosion einhergehen. Wieder ist die kollabierende Masse entscheidend, was aus dem kollabierenden Stern wird. Denn je mehr Masse vorhanden ist, umso höher ist der Gravitationsdruck und umso kompakter kann das Sternrelikt werden.

Massearme Sterne, die vergleichbare Massen wie die Sonne haben (rund 10³³ g) enden weniger spektakulär als Weiße Zwerge. Eine typische Entwicklungssequenz ist, dass diese Sterne sich zu den so genannten Roten Riesen aufblähen. Dabei stoßen sie ihre äußeren Sternhüllen durch heftige Sternwinde ab und erzeugen Planetarische Nebel in der Umgebung. Der Sternkern fällt weiter in sich zusammen und bildet den Weißen Zwerg. Das wird das Schicksal unseres Tagesgestirns in etwa sechs Milliarden Jahren sein.

Massereiche Sterne dagegen entwickeln sich viel schneller, können schwerere Elemente produzieren und verabschieden sich mit einer spektakulären Sternexplosion, einer Supernova oder sogar einer Hypernova, vom 'normalen Sternenleben'. Während die äußeren Sternhüllen explodieren, kollabiert der Sternkern auf ein noch kompakteres Objekt: einem Neutronenstern. Neutronensterne weisen noch höhere Dichten als Weiße Zwerge auf, etwa 10¹⁵ g/cm³ und mehr. Es wurde auch vorgeschlagen, dass alternativ noch kompaktere Quarksterne entstehen könnten. Derzeit ist allerdings unklar, ob diese Alternativen tatsächlich existieren. Die astronomischen Beobachtungen können bislang ausnahmslos mit einem Neutronenstern erklärt werden, der auch als Pulsar oder Magnetar in Erscheinung tritt.

Die dritte klassische, stabile Endkonfiguration ist die kompakteste von allen: ein stellares Schwarzes Loch. Sie entstehen, falls eine kollabierende Masse etwa drei Sonnenmassen übersteigt – diese Grenze ist allerdings Gegenstand wissenschaftlicher Diskussionen und könnte auch etwas kleiner sein.
Die Gravitation hat nun endgültig gewonnen und erzeugt ein kompaktes, dunkles Objekt, das sogar das Licht einfängt!

Die Typen kompakter Objekte wurden hier nur knapp vorgestellt. An anderer Stelle, dem umfassenden Astro-Lexikon im Wissensportal, werden sehr viele Einzelheiten zu den kompakten Objekten erläutert. Neben dem klassischen Schwarzen Loch werden auch Alternativen diskutiert, die hier nur angeführt werden: Bosonenstern, Fermionenstern, Gravastern und Holostern. Die Wissenschaftler sind sich nicht einig, inwiefern die Natur solche Alternativen hervorbringt. Nach herrschender Lehrmeinung sind nur drei Typen kompakter Objekte etabliert: Weißer Zwerg, Neutronenstern und Schwarzes Loch.
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Wir schließen die knappe Einführung in die Physik der kompakten Objekte mit einer tabellarischen Gegenüberstellung, die die verschiedenen Typen hinsichtlich ihrer Masse, ihres Radius und ihrer mittleren Massendichte vergleicht. Um ein Gefühl für die Zahlenwerte zu bekommen sind die Daten von Sonne und Erde ergänzt worden.

Das eigentliche Thema dieses Web-Artikels sind konkrete Quellen der Astronomie. Im Folgenden wird eine Auswahl prominenter Vertreter von kompakten Objekte vorgestellt. Dabei beschränken wir uns auf die besonders kompakten Klassen: Neutronensterne und Schwarze Löcher. Bei den Schwarzen Löchern werden auch deutlich massereichere Kandidaten betrachtet, die viel schwerer als Sterne werden können, nämlich auch die mittelschweren Schwarzen Löcher und die supermassereichen Schwarzen Löcher.

Anmerkungen zur Tabelle: Die astronomisch gemessene Entfernung ist der Ordnungsparameter in der Tabelle. Unter dem Terminus 'Wirt' verstehen Astronomen dasjenige kosmische Objekt, von dem das kompakte Objekt Materie erhält. Dieser Vorgang heißt Akkretion und führt zur Aktivität (Leuchtkraft) und zum Wachstum (Massenzunahme) des kompakten Objekts. In alten Objekten, wie den Kugelsternhaufen oder entwickelten Galaxien, ist dieser Prozess in Ermangelung von Umgebungsmaterial fast zum Erliegen gekommen. Hier kann der Nachweis kompakter Massen nur indirekt geschehen, beispielsweise über die Vermessung von Sternbewegungen in der Nähe des kompakten Objekts. Junge Objekte, Mikroquasare, ultraleuchtkräftige Röntgenquellen (ULXs) und Aktive Galaktische Kerne (AGN) beobachten die Astronomen in flagranti bei der Akkretion. Das verleiht ihnen gerade hohe Aktivität, Variabilität und UVXGamma-Leuchtkraft.

Komplettansicht Tabelle kompakter Objekte

Legende:

Die Einheit pc ist sehr gebräuchlich in der Astronomie und steht für die Parallaxensekunde (kurz: Parsec). Sie ist definiert als die Entfernung, von der aus der Abstand Erde – Sonne unter einer Bogensekunde (1'') erscheint und entspricht somit 3.2615 Lichtjahre.
Entsprechend steht

• kpc für 'Kiloparsec' und entspricht etwa 3262 Lichtjahre,
• Mpc ist eine 'Megaparsec' mit etwa 3.26 Millionen Lichtjahren,
• Gpc ist eine 'Gigaparsec' mit etwa 3.26 Milliarden Lichtjahren.

Zum Vergleich:

• Der nächste Stern Proxima Centauri, die C-Komponente des hellen Sterns alpha Centauri, ist 1.3 pc oder 4.3 Lichtjahre entfernt.
• Der Andromedanebel, unsere Nachbargalaxie in der Lokalen Gruppe, ist 667 kpc oder 2.2 Millionen Lichtjahre entfernt.
• Der nächste Galaxienhaufen zur Lokalen Gruppe ist der Virgo-Haufen in 16 Mpc Entfernung (Zentrum ist die Radiogalaxie M87, eine Riesenellipse).
• Darauf folgt der Coma-Haufen in 140 Mpc Distanz (Zentrum ist Abell 1656).
• Dann folgt der Herkules-Haufen, 215 Mpc entfernt. Dieser Galaxienhaufen enthält viele junge Sternensysteme, 70% Spiralen und 30% Ellipsen, die aus Verschmelzung von Spiralgalaxien hervorgehen.
• Der hellste Quasar, 3C 273, ist 640 Mpc entfernt und befindet sich in der Jungfrau.
• Das Universum hat nach aktuellen kosmologischen Modellen und Infrarotmessungen (Mikrowellensatelliten WMAP, CBI) etwa eine Größe von 4.2 Gpc oder 13.7 Milliarden Lichtjahren.

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