{"id":3867,"date":"2016-02-08T16:45:54","date_gmt":"2016-02-08T15:45:54","guid":{"rendered":"http:\/\/aktuelles.uni-frankfurt.de\/?p=3867"},"modified":"2016-02-26T10:10:08","modified_gmt":"2016-02-26T09:10:08","slug":"das-licht-nachrichtendienst-der-sterne","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/aktuelles.uni-frankfurt.de\/en\/forschung\/das-licht-nachrichtendienst-der-sterne\/","title":{"rendered":"Das Licht \u2013 Nachrichtendienst der Sterne"},"content":{"rendered":"
\"Abb.
Abb. 1: Beeindruckende Sternentstehungsregionen aus Rot leuchtendem Wasserstoffgas im Sternbild Fuhrmann am Nordhimmel. Foto: Mario Weigand<\/figcaption><\/figure>\n

Das Sternenlicht verr\u00e4t viel \u00fcber die Entstehung der Elemente, das Alter und die zuk\u00fcnftige Entwicklung des Universums. Aber Astrophysiker richten ihren Blick nicht nur in den Nachthimmel. Frankfurter Physiker simulieren Rote Riesen im Labor und stellen damit etablierte Theorien auf den Pr\u00fcfstand.<\/p>\n

Die Sonne ist unser n\u00e4chster Stern und bildet das Zentrum unseres Planetensystems. Im Innern der Sonne verschmelzen jede Sekunde mehr als 500 Milliarden Kilogramm des leichtesten Elements Wasserstoff zum n\u00e4chstschwereren Element Helium. Dieser Fusionsprozess setzt Energie in Form von Licht frei, das ins All abgestrahlt wird. Auf der Erde erreicht uns pro Quadratmeter eine Leistung von etwa 1,4 Kilowatt.<\/p>\n

\"Elemente
Abb. 2: Elemente in der Sternatmosph\u00e4re absorbieren Licht bestimmter Frequenzen, so dass L\u00fccken in Form schwarzer Linien im Spektrum entstehen. (c) M. Weigand\/ N. A. Sharp<\/figcaption><\/figure>\n

Wenn wir das Licht der Sonne zerlegen, erhalten wir einen wundersch\u00f6nen Regenbogen. Bei genauer Analyse des Spektrums von Rot bis Blau zeigt sich, dass es L\u00fccken aufweist, die sogenannten Fraunhofer-Linien (Abb. 2). Die Erkl\u00e4rung daf\u00fcr fanden im 19. Jahrhundert der Chemiker Robert Bunsen und der Physiker Gustav Kirchhoff, als sie die Wechselwirkung von Licht und Gasen untersuchten. Dabei stellten sie fest, dass jedes Gas, beziehungsweise jedes Element, Licht charakteristischer Wellenl\u00e4ngen absorbiert, so dass im Spektrum L\u00fccken entstehen. Aus den L\u00fccken im Sonnenspektrum kann man daher im Umkehrschluss die chemische Zusammensetzung der Sonnenoberfl\u00e4che bestimmen. Dies f\u00fchrte zur Entdeckung des bis dahin auf der Erde unbekannten \u00bbSonnenelements\u00ab Helium. Heute wissen wir, dass alle Sterne zu etwa 75 Prozent aus Wasserstoff und 25 Prozent aus Helium bestehen.<\/p>\n

Inventur im Sonnensystem<\/h3>\n

Die Elementh\u00e4ufigkeiten im Sonnensystem k\u00f6nnen wir anhand von Position und St\u00e4rke der Linien (L\u00fccken) des Sonnenspektrums bestimmen. Unverf\u00e4lschte Informationen vom Beginn des Sonnensystems liefern uns au\u00dferdem Meteoriten. Die Sonne und die Planeten sind aus einer Staubwolke entstanden. Gleichzeitig formten sich auch kleinere Materiebrocken. In ihnen ist die urspr\u00fcngliche Zusammensetzung der Elemente konserviert. Einige dieser Brocken durchdringen die Atmosph\u00e4re und erreichen den Erdboden. Dann sprechen wir von Meteoriten. Diese Gesteine k\u00f6nnen wir im Labor untersuchen und die Elementh\u00e4ufigkeiten bestimmen.<\/p>\n

\"Die<\/a>
Abb. 3: Die solare H\u00e4ufigkeit der Elemente. Grafik: AG Reifarth<\/figcaption><\/figure>\n

Die h\u00e4ufigsten Elemente im Sonnensystem sind Wasserstoff und Helium. Bis zum schwersten stabilen Element Bismut fallen die H\u00e4ufigkeiten um viele Gr\u00f6\u00dfenordnungen ab. Ebenso f\u00e4llt auf, dass die stark gebundenen Elemente der Eisengruppe (um die Massenzahl 56 herum) um Gr\u00f6\u00dfenordnungen h\u00e4ufiger als die umliegenden Elemente sind (Abb. 3).<\/p>\n

Die Sterne am Nachthimmel<\/h3>\n

Ein genauer Blick an den Nachthimmel offenbart, dass die Sterne nicht alle gleich sind. Mit blo\u00dfem Auge k\u00f6nnen wir Sterne unterschiedlicher Farben erkennen: von Rot bis Gelb, \u00fcber Wei\u00df bis hin zu Blau (Abb. 1). Die Farbe verr\u00e4t uns eine Eigenschaft des Sterns, die Oberfl\u00e4chentemperatur. Ein k\u00fchler Stern sendet vorwiegend rotes Licht aus, ein sehr hei\u00dfer Stern hingegen eher blaues Licht. Informationen \u00fcber die Gr\u00f6\u00dfe eines Sterns erhalten wir aus der Temperatur und der Leuchtkraft (abgestrahlte Energie pro Zeit): Ein blauer (hei\u00dfer) Stern mit kleiner Leuchtkraft muss sehr klein sein, ein roter (k\u00fchler) Stern mit gro\u00dfer Leuchtkraft sehr gro\u00df.<\/p>\n

Wir Kinder des Kosmos<\/h3>\n

Die Elemente leichter als Kohlenstoff (Wasserstoff, Helium, Lithium, Beryllium und Bor) wurden schon unmittelbar nach dem Urknall vor etwa 13,8 Milliarden Jahren gebildet. Die Elemente von Kohlenstoff bis Eisen werden im zunehmend hei\u00dfer werdenden Innern von Sternen durch die Verschmelzung von leichteren Elementen erzeugt. Diese Fusionsprozesse bilden die fundamentale Energiequelle der Sterne und bestimmen ihre Entwicklung. Dabei werden mehrere aufeinanderfolgende Brennphasen durchlaufen: Im Wasserstoffbrennen wird Helium erzeugt, das in der n\u00e4chsten Phase, dem Heliumbrennen, zu Kohlenstoff fusioniert. Leichte Sterne wie die Sonne k\u00f6nnen keine weitere Brennphase z\u00fcnden. Dass in unserem Sonnensystem trotzdem schwerere Elemente vorhanden sind, liegt daran, dass diese schon in der Staubwolke waren, aus der es vor etwa 4,5 Milliarden Jahren entstanden ist.<\/p>\n

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Auf den Punkt gebracht<\/h4>\n