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Physik
Allgemeines
Die moderne Astronomie bedient sich manigfacher Disziplinen der Physik,
und auch der Mathematik und der Statistik. Aus diesem Grund hat auch die
Unterscheidung von Astronomie und Astrophysik ihre Bedeutung verloren,
zumal bei den jüngeren Vertretern dieses Faches, die fast ausschliesslich
über ein Physik- oder Mathematikstudium in die Astronomie gekommen sind,
und kein eigentliches Astronomiestudium mehr absolviert haben.
Auf dem Weg zur Mechanik
Wohl die älteste Disziplin ist die Messung von Positionen von
Himmelsobjekten. Die Werkzeuge dazu stellt die Geometrie
zur Verfügung. In den meisten Fällen geht es um die Messung von Winkeln.
Bis zur Erfindung des Fernrohrs waren Genauigkeiten bis zu 1 Bogenminute
möglich, und begnadete Beobachter wie Tycho Brahe erreichten diese
theoretische Grenze.
Mit den beobachteten Positionen kann man Umlaufperioden bestimmen. Diese
Kunst beherrschten bereits die Babylonier, die z.B. die Umlaufzeit des
Mondes auf einige Stellen hinter dem Komma kannten.
Der nächste Schritt ist die Rekonstruktion der Bahnen, oder Orbits, der
Himmelskörper. Da die Sterne sehr weit weg sind im Vergleich zu den
Planeten, Sonne und Mond, wurden naturgemäss diese leichter zugänglichen
Objekte als erstes angegangen. Bereits in der Antike wurden Modelle
konstruiert, die zum Teil sehr kompliziert waren (Kristallosphären). Alle
diese Modelle hielten an Kreisbahnen für die Planeten fest, und die meisten
setzten die Erde anstelle der Sonne in den Mittelpunkt der Welt. Aus
diesen Gründen waren diese komplizierten Modellwelten nötig.
Erst in der Renaissance schaffte Johannes Kepler die Lösung des Problems
der Planetenbahnen (um 1600), nachdem Nikolaus Kopernikus das
heliozentrische Weltbild in seiner erst nach seinem Tod (aus Angst vor der
Kirche) erschienenen Buch De revolutionibus orbium coelaestium
etabliert hatte. Keplers Trick bestand darin, dass er das Festhalten an
Kreisbahnen aufgab und Ellipsen als Planetenbahnen zuliess. Somit liess
sich ein Weltbild ohne Hilfskonstruktionen wie Epizyklen errichten.
In der Folge konnte der geniale Isaac Newton die heute als Newtonsche
Gesetze bekannten Grundgleichungen der Gravitation formulieren (zweite
Hälfte des 17. Jhd.), wobei die von Newton und Leibniz entwickelte
Infinitesimalrechnung Entscheidendes beitrug. Diese Gesetze wurden erst zu
Beginn des 20. Jahrhunderts durch die Spezielle (1905) und die Allgemeine
Relativitätstheorie (1916) (vor allem durch Albert Einstein) erweitert;
sie sind heute noch im sogenannten nichtrelativistischen Grenzfall (kleine
Geschwindigkeiten und kleine Massen) in regem Gebrauch. Die Newtonschen
Gesetze begründen die Klassische Mechanik. Diese wurde
vor allem im 19. Jahrhundert um einen mächtigen mathematischen Apparat
erweitert, vor allem durch d’Alembert, Lagrange, Hamilton und Jacobi.
Heute spielt die Mechanik in der klassischen Form eine Rolle im
Sonnensystem bei der Bestimmung von Bahnen von Planeten, Planetoiden,
Kometen und bei künstlichen Sonden und in der Untersuchung der Dynamik der
Sterne in der Sonnenumgebung, der Galaxis, in Sternhaufen und in Galaxien
sowie in der Dynamik von Galaxiengruppen und Galaxienhaufen. In vielen
Fällen werden Simulationsrechnungen basierend auf den Gesetzen der
klassischen Mechanik zur Untersuchung der Abläufe in den obengenannten
Systemen durchgeführt.
Die relativistische Mechanik spielt eine Rolle beim Studium der Dynamik um
kompakte Objekte wie Neutronensterne und Schwarze Löcher, aber auch schon
bei Präzisionsmessungen etwa der Merkurbahn, dessen Periheldrehung ein
relativistischer Effekt ist.
Vom Licht
Die Mechanik, ob klassisch oder relativistisch, ist nur ein Teil der
Physik, der in der Astronomie Anwendung findet. Praktisch alles, was in der
Astronomie untersucht werden kann, ist aufgrund der ausgesendeten
elektromagnetischen Strahlung detektierbar. Das sichtbare Licht ist nur ein
kleiner Teilbereich des gesamten Spektrums elektromagnetischer Strahlung
vom langwelligen Radio über Mikrowellen, Infrarot, sichtbares Licht,
Ultraviolett, Röntgen- und Gammastrahlung. Von den Anfängen her:
Bis 1608, als Hans Lippershey in Holland das Fernrohr erfand, konnten
astronomische Objekte nur mit dem blossen Auge beobachtet werden. Damit
sind neben Sonne, Mond, Merkur, Venus, Mars, Jupiter, Saturn und
gelegentlich Kometen etwa 6000
Sterne für den Beobachter zugänglich. In guter Lage sind mit blossem Auge
auch nebelige Fleckchen wie der Orion- und Andromedanebel wahrnehmbar,
aber ich bezweifle, dass man jene als nebelig wahrnimmt, wenn man es nicht
weiss. Mit der Erfindung des Fernrohr vervielfachten sich die Beobachtungen
von vorher ungesehenen Dingen: die Strukur der Oberfläche des Mondes, die
Venusphasen, die Jupitermonde und die Auflösung von Teilen des
Milchstrassenbandes gehören zu den bekanntesten Ergebnissen von Galileo
Galileis und anderer Beobachtungen in der Frühphase der
“Teleskopie”. William Herschel ist der grosse Name um die Wende
des 18. zum 19. Jahrhunderts, der die Beobachtungstechnik mit seinen
grossen Spiegelteleskopen revolutionierte, und neben der Uranusentdeckung
die Planetarischen Nebel, Doppelsterne und die Grundlage für den New
Catalogue of Clouds (NGC, von Dreyer) gelegt hat. Bis anhin wurden Teleskop
zur Verbesserung der räumlichen Auflösung und als
“Lichtsammeltüten” verwendet. Die zugrundeliegende Physik ist
die geometrische Optik.
Bereits Williams Sohn John Herschel experimentierte mit der noch ganz jungen
Fotografie, mit der nachfolgend quantitative Lichtmessungen möglich
wurden. Bislang wurden die Helligkeiten der Sterne nach der noch aus dem
antiken Griechenland stammenden subjektiven Magnitudenskala gemessen (von
1 = sehr hell bis 6 = mit blossem Auge gerade noch sichtbar). Die
Fotografie stellte also ein quantitatives Messsystem für Helligkeiten zur
Verfügung.
Ebenfalls in der ersten Hälfte des 19. Jahrhunderts experimentierte der
begnadete Optiker Joseph Fraunhofer mit optischen Elementen wie Prismen.
Mit einem Prisma kann, wie auch mit einem Gitter, Licht in seine
(farblichen) Komponenten zerlegt werden. Diese Technik nennt man
Spektroskopie. Fraunhofer fand im Spektrum der Sonne dunkle Linien, die
er der Reihe nach mit Buchstaben benannte. Die heute noch oft genannten
Calcium H und K Linien haben ihren Namen von dieser Einteilung.
zur Elektrodynamik
Newton und Huygens stritten sich über die Natur des Lichts, ob Teilchen
(Newton) oder Welle (Huygens). Heute beschreibt man Licht über den
Welle-Teilchen-Dualismus, da sich Licht wie in bestimmten Fällen wie
Teilchen (z.B. beim Comptoneffekt), in anderen wie eine Welle (z.B.
Beugung, Interferenz) verhalten kann.
Die vollständige Beschreibung des Lichts als elektromagnetische Welle
genügt den Maxwellschen Gleichungen, die von James Clark Maxwell bereits
in den sechziger (?) des neunzehnten Jahrhunderts, also noch vor der
Relativitätstheorie, aufgestellt hat. Diese vier gekoppelten Gleichungen
sind relativistisch invariant, das heisst, sie mussten nicht wie die
Gesetze der klassischen Mechanik generalisiert werden. Diese Gleichungen
beschreiben Licht als sich ausbreitendes Wechselfeld mit einer
elektrischen und einer magnetischen Feldkomponente, die immer senkrecht
zueinander stehen. Damit reicht die Angabe der Raumorientierung einer
Komponente aus, in der Regel verwendet man die elektrische und nennt sie
Lichtvektor. Licht kann polarisert sein, das bedeutet, dass die
Lichtvektoren entweder alle in einer Richtung schwingen (lineare
Polarisation; das ist bei Lasern und Masern der Fall), oder sich gleich
senkrecht zur Ausbreitungsrichtung des Lichtwellenzuges drehen (zirkulare
Polarisation). Mit Polarimetern kann man die Polarisierung des Lichts von
einzelnen Quellen (Sternen, Teilen der Sonnenoberfläche, Teilen von
Galaxien, Gaswolken etc.) messen und damit physikalische Information über
Entstehungsmechanismen und Umgebungsverhältnisse gewinnen.
und zur Atomphysik
Die Natur der dunklen Linien im Spektrum konnte geklärt werden, nachdem
es Bunsen und Kirchhoff gelungen war, die Verbindung von chemischen
Elementen und spektroskopischen Linien herzustellen. Als Konsequenz konnte
man mit spektrografischen Untersuchungen die chemische Zusammensetzung von
Sternen untersuchen, was der sogenannten Spektralklassifikation von
Sternen den Weg bereitete. In Verbindung mit der von Beginn des 20.
Jahrhunderts (genau 1900, Max Planck) entwickelten Quantenmechanik konnte
der Zusammenhang zwischen Vorgängen in den Elektronenhüllen der Atome und
dem Leuchten der Sterne hergestellt werden. Als Nebenprodukt erlaubten die
neu gewonnen Erkenntnisse auch die quantitative Analyse der chemischen
Zusammensetzung astronomischer Objekte, mit dem Ergebnis, dass das
vorherrschende Element im Kosmos der einfache Wasserstoff ist. Das meiste
Licht, das im sichtbaren Bereich des elektromagnetischen Spektrums erzeugt
wird, stammt aus Prozessen in der Hüllen von Atomen. Zu längeren
Wellenlängen hin stammt ein grosser Teil auch von Molekülen. Zu kürzeren
Wellenlängen hin kommen allerdings andere Erzeugungsmechanismen ins Spiel.
Kernphysik
Nicht die Enstehung von elektromagnetischer Strahlung mit extrem kurzen
Wellenlängen war der Treiber für die Astronuklearphysik, sondern vor allem
das Problem der Energiequelle von Sternen. Da Sterne bekanntlich recht
lange leuchten, konnte die Energiequelle dieser Gebilde keine bekannte
Quelle sein (wie chemische Verbrennungsprozesse, gravitative Kontraktion).
Mosaiksteine zum Verständnis waren die Entdeckung der radioaktiven
Strahlung, vor allem durch die Curies und Bequerel und später die
Entdeckung des Neutrons durch Chadwick (1932) sowie die der Kernspaltung durch
Hahn und Meissner (1938). Als erstes wurde die Proton-Proton-Kette als
Energieerzeugungsmechanismus gefunden, nachdem dem der Gamov-Peak entdeckt
worden war (der Gamov-Peak ist die erhöhte Reaktionswahrscheinlichkeit von
zwei Protonen zu einen Proton-Neutronpaar aufgrund des Tunneleffekts: die
im Kern von Sternen vorherrschenden Temperaturen von mehr als 10 Millionen
Kelvin alleine reichen nicht aus, um Protonen mit ausreichender Rate zur
Fusion zu bewegen. Erst der quantenmechanische Tunneleffekt erlaubt
ausreichend vielen Protonenpaaren, die sogenannten Coulombbarriere zu
überwinden und unter Umwandlung des einen Protons in ein Neutron zu
verschmelzen.). Von Hans Bethe und Carl Friedrich von Weizsäcker wurde der
sogenannten CNO-Zyklus beschrieben, bei dem Kohlenstoff (C), Stickstoff
(N) und Sauerstoff (O) die Rolle eines nuklearen Katalysators einnehmen,
wodurch der Fusionsprozess von Wasserstoff zu Helium deutlich beschleunigt
wird. Vom heutigen Wissen aus ist der CNO-Zyklus, der manchmal auch als
Bethe-Weizsäcker-Zyklus genannt wird, vor allem bei Sternen mit mehr als
einer Sonnenmasse dominant, während die p-p-Kette bei massearmen Sterne
der wichtige Energieerzeugungsprozess ist.
Teilchenphysik
Zum Testen der Modelle von Sternen samt ihrer Energieerzeugungsmechanismen
kommt die Teilchenphysik ins Spiel. Bei den p-p- und dem CNO-Ketten werden
Teilchen namens Neutrinos gebildet. Diese Teilchen haben allerdings kaum
Wechselwirkung mit “gewöhnlicher ” Materie und sind somit nur
schwer nachweisbar. Jedoch, es ist möglich, diese Teilchen mit Anlagen wie
in der Homestakemiene, GALLEX oder Super Kamiokande nachzuweisen. Und diese
Experimente haben im Wesentlichen die Modelle von Sternaufbau bestätigt.
Im Wesentlichen heisst nicht ganz, und das fehlende Bisschen ist immer
noch Gegenstand intensiver Forschung über die wahre Natur der Neutrinos.
Andere Objekte wie Neutronensterne erlauben Untersuchungen von Kernmaterie,
die irdischen Labors nicht zugänglich sind. Beispielsweise ist hier
die Frage interessant, ob auch andere Sorten von Hadronen als Baryonen
(das sind die Protonen und Neutronen, aus welchen die Atomkerne aufgebaut
sind, die die Grundbausteine von so ziemlich allem sind, was uns umgibt),
vorkommen, und in welcher Form. Oder ob das “Confinement”, das
die Konstituenten der Hadronen, die Quarks, in ihren jeweiligen Teilchen
zusammenhält, in einigen Bereichen aufgehoben werden kann.
Die kosmische Strahlung liefert ein ansehnliches Repertoire an exotischen
Teilchen, die zum Teil zu ihren Quellen zurückverfolgt werden können.
Kerne von aktiven Galaxien sind eine Möglichkeit solcher Quellen, und sie
bieten noch viele Facetten interessanter physikalischer Probleme.
Das frühe Universum ist eine für Teilchenphysiker besonders interessante
Phase. In den ersten Sekundenbruchteilen nach dem Urknall kondensierten
Elementarteilchen und formten daraufhin in der Phase der primordialen
Nukleosynthese die chemischen Elemente, vor allem Wasserstoff und Helium.
Thermodynamik und Statistische Physik
Thermodynamik spielt eine grosse Rolle in der Physik der Sterne. Die
Sternaufbaugleichungen können mit Hilfe der Gesetze der Thermodynamik
formuliert werden. Desweiteren kommt die Thermodynamik bei
Akkretionsscheiben und Schwarzen Löchern ins Spiel, nebst einer Reihe
anderer Objekte.
Die statistische Physik kommt bei Vielteilchenproblemen zum Zug.
Sternhaufen und Galaxien bieten genau solche an.
Hydrodynamik
Zwar wurde die Hydrodynamik als die Dynamik von Wasser, und allgemeiner von
Flüssigkeiten entwickelt, und davon hat man in astromischen Objekten wie
Sternen oder Galaxien sehr wenig, aber die darin entwickelten Methoden
lassen sich sehr gut auf diese Klassen von Objekten anwenden. Die
Hydrodynamik erlaubt eben auch eine gute Beschreibung vom Verhalten von
Gasen (unter gewissen Bedingungen). Bedeutung hat die Hydrodynamik vor
allem in der Stellarphysik, der astronomischen Disziplin von Sternaufbau
und Sternentwicklung, bei Strömungsphänomenen wie Jets und
Akkretion(sscheiben), bei der Simulation von Gas- und Molekülwolken sowie
bei der Simulation von Galaxien.
Ein spezieller Zweig der Hydrodynamik ist die
Magnetohydrodynamik, die das Verhalten von Flüssigkeiten
und Gasen (die elektrisch geladen (ionisiert) sein müssen) in (elektrischen
und) magnetischen Feldern beschreibt. Dieser Zweig spielt eine grosse
Rolle bei der Sternentstehung, bei Akkretionsscheiben und Jets, sowie bei
der Stabilisierung und dem Kollaps von Gas- und Molekülwolken. Sie gilt im
allgemeinen als relativ schwierig wegen der zu lösenden gekoppelten
Differentialgleichungssysteme.
Computational Physics
Dieser Zweig der Physik ist noch sehr jung, und passt nicht in das
klassische Schema der physikalischen Disziplinen. In der Astrophysik gibt
es eine Reihe von Anwendungsmöglichkeiten, die vor allem in
Computersimulationen erforschbar sind, so Simulationen der Strukturbildung
im Universum, der Bildung und Entwicklung von Galaxien, dem Verhalten von
Galaxien in Gruppen und Haufen und von Verschmelzungsvorgängen,
dynamische Vorgänge in Kugelsternhaufen, Sternkollisionen,
Akkretionsscheiben, Sternentwicklung, das chaotische Planetensystem, um
nur einige zu nennen.
Angewandte Physik
Als Nebeneffekt kommen einige Disziplinen der angewandten Physik, vor allem
im Bereich der Beobachtungstechnik, im Zusammenhang mit der Astronomie
vor. So die Physik von Werkstoffen (Spiegelkörper), adaptive und aktive
Optik, CCD-Kameras etc.
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