Kosmologie für Fußgänger
Goldmann Verlag
978-3-442-15154-7 (ISBN)
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Das sind nur einige Themen aus dem Begleitbuch zur populären Sendereihe »alpha-Centauri«, welche die Autoren Harald Lesch und Jörn Müller auf ihrer unterhaltsamen Reise durch das Universum allgemein verständlich und ohne mathematischen Formelballast behandeln.
Harald Lesch, geboren 1960 in Gießen, ist Professor für Theoretische Astrophysik am Institut für Astronomie und Astrophysik der Universität München, Fachgutachter für Astrophysik bei der DFG und Mitglied der Astronomischen Gesellschaft. Einer breiteren Öffentlichkeit ist er durch die im Bayerischen Fernsehen laufende Sendereihe alpha-Centauri bekannt. Seit September 2008 moderiert er die ZDF-Reihe Abenteuer Forschung . Er hat mehrere erfolgreiche Bücher veröffentlicht.
Dr. Jörn Müller forscht und lehrt am Institut für Astrophysik sowie an der Universitätssternwarte der Ludwig-Maximilians-Universität in München; der gemeinsame TV-Astronomiegrundkurs "Alpha-Centauri" zusammen mit Prof. Dr.Harald Lesch läuft seit Mitte 1998.
Die Erde Gaia! Dich Allmutter werd ich besingen, dich alte festgegr�ndete N�erin aller irdischen Wesen. Was die g�ttliche Erde begeht und was in den Meeren, was in den L�ften sich regt, genie�n deine F�lle und Gnade. Du hast Gewalt, den sterblichen Menschen zu geben und zu nehmen. Homer In der Geschichte unseres Planeten ist es weniger als ein Lidschlag her, dass der griechische Dichter Homer vor 2500 Jahren der Erde als G�ttin huldigte. Gaia - die Erde, das war die allm�tige Mutter, die besch�tzt und ern�t. Aber Menschen erlebten und erleben noch heute die Erde auch als gewaltt�g und erbarmungslos, wenn Naturkatastrophen wie Erdbeben, Vulkanausbr�che, Fluten und St�rme �ber sie hereinbrachen und hereinbrechen. Trotz jeglichen technischen Fortschritts - wenn der Urgrund aller Dinge sich auftut, der Boden unter unseren F��n sich sch�ttelt oder der Himmel �ber uns seine Schleusen aufrei�, sind auch wir moderne Menschen den Naturgewalten hilflos ausgesetzt. Kaum eine Kultur hat deshalb die Erde nicht verehrt, gef�rchtet und bewundert. Aber auch zu Dank sind wir ihr verpflichtet, noch heute feiern wir einmal im Jahr das Erntedankfest. In den Erdwissenschaften klingt der Name Gaia noch nach - in der Geologie, der Geografie und der Geophysik. Wir verdanken diesem Materieklumpen, der mit �ber 100000 Kilometern pro Stunde um die Sonne rast, alles. Wir sind die Erde. Unsere Knochen sind gebildet aus den Mineralien ihrer Gesteine, wir atmen ihre Luft, und wir bestehen zu gro�n Teilen aus ihrem Wasser. Was f�r ein Planet, der eine solche Vielfalt an lebendigen Wesen hervorgebracht hat! F�r uns Erdlinge ist diese Lebensvielfalt der Normalfall. Hin und wieder begeben sich einige von uns in eher lebensfeindliche Nischen unseres Planeten: auf Berge, die mehr als 8000 Meter hoch sind, in W�sten mit Spitzentemperaturen von �ber 70 Grad Celsius oder in die Polarregionen, die Gebiete des ewigen Eises mit 50 Grad unter dem Gefrierpunkt. Selbst dort hat sich Lebendiges angesiedelt. Auf die Spitze aber treiben es die Organismen tief im Meer, in der unmittelbaren Nachbarschaft von Vulkanschloten, den so genannten �Black Smokers�, aus denen etliche hundert Grad hei�s Material und Gas austreten. Die Einzeller dort leben ohne Licht und Sauerstoff. Das Leben ist �berall auf unserer Erdkugel. M�glicherweise verdampft sie sogar Bakterien, die aus den h�chsten Schichten der Atmosph� in den Weltraum verschwinden - wer wei� Was wissen wir denn vom Boden, auf dem wir stehen, vom Wasser, das wir trinken, von der Luft, die wir atmen? Woher kommen die Bestandteile des Planeten? Wie begann er denn, unser Planet? War er denn schon immer so? Nein, er war nicht immer so! Er war vielmehr - also, eigentlich war er� Ach was, bevor wir uns hier zu kurz fassen, erz�en wir lieber die ganze Geschichte. Die Geburt der Erde Wie ist die Erde entstanden? Sie entstand zusammen mit dem Sonnensystem. Was k�nnen wir dar�ber �erz�en�? Nach dem derzeitigen Stand der Forschung begann die Geschichte der Erde mit einer gewaltigen Explosion eines massereichen Sterns, einer Supernova. Woher man das wei� Vom Studium der Meteoriten, die als �erreste bei der Entstehung des Sonnensystems �brig blieben. Eine gro� Bedeutung erh� hierbei die Untersuchung von Isotopen. Von was? Von Isotopen. Also gut, ab in die Kernphysik. Will man n�ich verstehen,was sich aus Steinen ablesen l�t, muss man wissen, wie Atomkerne aufgebaut sind und wie sie zerfallen. Jedes Atom besteht aus einem Atomkern mit positiver elektrischer Ladung und negativ geladenen Elektronen, die den Kern umkreisen. Jedes chemische Element - zum Beispiel Sauerstoff, Kohlenstoff, Stickstoff, Eisen usw. - verf�gt �ber eine bestimmte Anzahl von Elektronen. Da Atome elektrisch neutral sind, hat der Atomkern selbst eine positive Ladung, die der Summe der negativen Ladungen aller Elektronen im Atom entspricht. Der winzige Atomkern seinerseits besteht aus positiv geladenen Protonen und Neutronen ohne elektrische Ladung. W� das M�nchener Olympiastadion das Atom, in dem die Elektronen herumsausen, dann w� der Atomkern ein Reiskorn am Ansto�unkt im Mittelkreis - so ein Atom ist also ziemlich leer. Zur�ck zu den Elementen: Jedes Element besitzt eine genau festgelegte Zahl an Elektronen und Protonen. So hat Sauerstoff acht Elektronen in Umlaufbahnen und acht Protonen im Kern. Normalerweise sind auch acht Neutronen im Kern, die dem Atom zwar ein h�heres Gewicht geben, aber an der elektrischen Ladung des Kerns nichts �ern. Ab und zu aber gibt es auch Sauerstoffkerne mit neun oder zehn Neutronen. Diese Abarten von chemisch v�llig normal reagierendem Sauerstoff nennt man Isotope. Die Isotope von Elementen unterscheiden sich nur durch das Gesamtgewicht, nicht durch ihre chemischen Eigenschaften. Normaler Sauerstoff wird mit dem Symbol 16O gekennzeichnet, die schwereren Isotope sind 17O und 18O. Im Allgemeinen w�rde man auf 2600 16O-Atome je ein Atom 17O und f�nf Atome 18O finden. Bei der Untersuchung von Meteoriten dagegen, bei denen man davon ausgeht, dass sie sich seit der Entstehung des Sonnensystems im Weltraum befunden haben, stellte sich heraus, dass kleine Metalleinschl�sse im Meteorit reines 16O enthielten, also kleine seltenen Isotope. F�r dieses Ergebnis gibt es keine chemische Erkl�ng, weil, wie gesagt, alle Isotope das gleiche chemische Verhalten aufweisen. Erkl�n l�t sich das nur durch die Vorstellung, dass das 16O seit der Entstehung des Sonnensystems in dem Meteoriten enthalten war. Nur in einer Supernova-Explosion bildet sich reines 16O ohne die seltenen Isotope. Da in unserer Milchstra� etwa alle 30 Jahre eine Supernova explodiert, ist das zun�st keine �erraschung; irgendein gro�r Stern, der irgendwann explodierte, war die Heimat des Meteoritenmaterials. Wir kennen zwar nicht den Stern, der f�r den Meteoritenstoff verantwortlich war, denn der Stern hinterl�t, wenn �berhaupt, nur einen sehr kleinen, ungef� zehn Kilometer gro�n �errest, der nur f�r einige Millionen Jahre noch beobachtbar ist: einen so genannten Neutronenstern. Davon an anderer Stelle mehr. Aber wir wissen, wie lange vor der Entstehung des Sonnensystems dieser Stern explodiert sein muss: nur einige hunderttausend Jahre! Woher wir das wissen? Ebenfalls von Isotopen, dem Verh�nis von Magnesium zu Aluminium. Magnesium hat normalerweise 12 Protonen und 12 Neutronen. Viel seltener ist das Isotop 26Mg mit 14 Neutronen. In etlichen Meteoriten fand man mehr 26Mg als erwartet. Das k�nnte vom radioaktiven Zerfall des Aluminiumisotops 26Al herr�hren. Die Zerfallszeit betr� rund 750 000 Jahre, und da das 26Mg sich in Mineralien in den Meteoriten befand, in denen man normalerweise mit dem Vorkommen von Aluminiumatomen rechnet, ergibt sich als theoretisches Modell folgendes Bild: Weniger als eine Million Jahre vor der Entstehung des Sonnensystems fand in der N� eine Supernova statt, bei der Staubteilchen, die 26Al enthielten, in die Gaswolke hineingeschleudert wurden, die sp�r das Sonnensystem hervorbrachte. Das Aluminium wurde eingeschlossen in die Minerale, die sich zu einem kleinen Asteroiden vereinigten. W�end der langsame Prozess der Planetenbildung ablief, zerfiel das Aluminium in Magnesium. Irgendwann prallte dieser Asteroid mit einem zweiten zusammen und st�rzte auf die Erde. 1969 fiel eines dieser Bruchst�cke auf die Erde und damit den Wissenschaftlern in die H�e, die dieses Geheimnis aus dem au�rirdischen Stein entschl�sseln konnten. Tja, so ist das mit der Astrophysik - winzige Atomkerne k�nnen eine wirklich kosmische Geschichte erz�en, weil die Naturgesetze im Universum �berall dieselben sind. F�r einen Sauerstoff- oder Aluminiumkern gelten die Gesetze der Kernphysik �berall in der gleichen Weise, und dabei ist es v�llig egal, ob diese Elemente auf der Erde oder irgendwo im Universum vorkommen. Zur�ck zu unserer Gaswolke, aus der einmal die Sonne mit ihren Begleitern, den Planeten, werden soll. Wir wissen also jetzt, dass die Druckwelle, die die Explosion ausschickte, an anderer Stelle nach weniger als einer Million Jahren eine riesige Gas- und Staubwolke zusammenballte. Die bis dahin weit verteilten Wasserstoff- und Heliumatome dieser Wolke durchmischten sich mit all den schwereren Elementen wie zum Beispiel den lebenswichtigen Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff und Eisen, die in der Supernova erbr�tet und bei deren Explosion in den Weltraum hinausgeschleudert wurden. Gleichzeitig wurden alle Atome langsam zum Zentrum der Wolke getrieben. Dabei nahm die gegenseitige Anziehungskraft zu, sodass sich die Wolke langsam zusammenzog. Verwirbelungen innerhalb der Wolken sorgten f�r kleinere, rotierende Fragmente, die bald ganz losgel�st von der Umgebung anfingen, weiter zu kollabieren und dabei immer schnell zu rotieren begannen; wie ein Eiskunstl�er, der bei der Drehung um die eigene Achse seine Arme anzieht und sich dabei immer schneller dreht. Ein solches Fragment drehte sich schlie�ich nach etlichen Millionen Jahren mit einem solchen Tempo, dass es sich allm�ich zu einer d�nnen, rund 80 Milliarden Kilometer gro�n Scheibe verformte. Dies war der solare Urnebel, aus dem Sonne und Sonnensystem entstehen sollten. Es vergingen wieder zehntausende von Jahren, in denen die schweren Elemente wie Eisen und Nickel zum Zentrum des solaren Urnebels sanken. Dieses Zentrum wurde beim Kollaps immer hei�r, w�end der Rand der Scheibe sich zunehmend abk�hlte. Dort stie�n kleine Staubpartikel zusammen, wuchsen zu gr��ren K�rnern und schlie�ich zu Gesteinsbrocken und so genannten Planetesimalen von einigen Kilometern Durchmesser. Um die sich im Zentrum bildende Ursonne prallten unz�ige Planetesimale aufeinander und verschmolzen zu Protoplaneten. Diese ganz schweren Brocken von etlichen hundert bis tausend Kilometern Durchmesser zogen nun noch mehr Material aus der Umgebung an. Im Zentrum des Nebels hatte sich die Ursonne nun schon so weit verdichtet, dass sie fast die gesamte Masse des einstigen Fragments in sich vereinigte - sie fing an, im Innern zu brennen. Ihr thermonuklearer Reaktor sprang an, Wasserstoff wurde zu Helium verschmolzen, Energie wurde freigesetzt, und schlie�ich fing die Sonne an zu strahlen. Die Planeten waren aber noch nicht fertig. Auch die Erde hatte ihre endg�ltige Form noch nicht gefunden, und sie sollte noch einiges erleben, bis sie sich zum �Garten Eden� des Sonnensystems entwickelt hatte. Zun�st sah sich unsere Urerde einem immer noch gewaltigen Bombardement durch Gesteinsbrocken ausgesetzt. Das junge Sonnensystem war durchsetzt von zahllosen Asteroiden, die auf chaotischen Bahnen die nahezu kreisf�rmigen Planetenbahnen durchkreuzten und oft genug einschlugen. Jeder Einschlag brachte Energie und neue kosmische Materie auf die Erde. Die Urerde war ziemlich hei� ihre Oberfl�e fl�ssig. Ihre Atmosph� bestand zun�st fast nur aus Wasserstoff. Als die Sonne aber richtig z�ndete, entfachte sie auch einen Wind, den so genannten Sonnenwind, der mit bis zu 2000 Kilometern pro Sekunde seine geladenen Teilchen �ber die Planeten fegte. Die Erde war zu leicht, um ihre Atmosph� vor diesem Sonnensturm zu sch�tzen. Der Sonnenwind trieb das Gas aus dem Innern der Scheibe weit nach drau�n. Dort entstanden die gro�n, gasf�rmigen Planeten. �er viele Millionen Jahre gab es keinerlei wesentliche Entwicklung auf der Erde. Als ziemlich toter Gesteinsbrocken umrundete sie die Sonne. Ihre hei� und fl�ssige Oberfl�e k�hlte sich ab, verfestigte sich, platzte wieder auf und schrumpfte zusammen. Die Schrumpfung heizte das Erdinnere immer weiter auf, bis selbst Metalle anfingen zu schmelzen. Die Erde begann zu �leben� - zumindest geophysikalisch betrachtet. Die �erlich ruhige Erde verbarg allerdings unter einer sehr d�nnen Kruste ein sehr aktives Innenleben, das immer mal wieder durch die abgek�hlte Oberfl�e brach. Eingeschlossen im zusammengew�rfelten Material befanden sich auch sehr schwere chemische Elemente, die in weniger als ein, zwei Minuten w�end der Explosion der Supernova in den mit einigen zehntausend Kilometern pro Sekunde herausrasenden, mehrere Milliarden Grad hei�n Sternh�llen erbr�tet wurden: Thorium und Uran. Diese sehr gro�n Atomkerne mit mehr als 230 Kernbausteinen sind instabil, sie zerfallen radioaktiv. Dabei werden hochenergetische Teilchen und Gammastrahlung frei, die das Material um den zerfallenden Kern aufheizen. Die freigesetzte Energie war derma�n hoch, dass das Erdinnere nicht nur durch den Druck von oben, sondern auch durch die verschiedenen radioaktiven Zerfallsprozesse so stark erhitzt wurde, dass es schmolz. Von au�n prallten noch immer Meteoriten der unterschiedlichsten Gr�� mit einer Geschwindigkeit von bis zu elf Kilometer pro Sekunde auf die Kruste, durchschlugen sie und gaben ihre gewaltige Bewegungsenergie in Form von W�e an das Erdinnere ab. Damit trugen auch die Meteoriten zum Aufheizen und Aufschmelzen des Erdmaterials bei. Diese Aufschmelzung f�hrte zu einer Trennung der leichten und schweren Elemente. Die Schwerkraft der Erde zog das schwere Eisen und Nickel hin zum Zentrum. Diese beiden Elemente bildeten einen ersten einfachen Erdkern. Die immer noch sehr hei�, wei�gl�hende Schlacke aus dem weniger dichten, leichteren Material, das haupts�lich aus Silikaten (das sind Siliziumverbindungen wie Quarz) bestand, str�mte in Richtung Erdkruste und bildete eine Kugelschale aus fl�ssigem Gestein, den Erdmantel. Dieses Aufstr�men transportierte auch radioaktive Elemente mit nach oben, die dort aufgrund ihres radioaktiven Zerfalls die Umgebung so sehr aufheizten, dass das Erdinnere selbst heute noch sehr hei�und fl�ssig ist. Die zum Erdkern absinkenden schweren Elemente setzten Gravitationsenergie frei. Zusammen mit den radioaktiv zerfallenden schweren Atomkernen Uran und Thorium wurde damit gen�gend W�e erzeugt, um auch das zum Zentrum hinsinkende Eisen aufzuschmelzen. Auf diese Weise entstand ein noch heute anhaltender W�e�berschuss im Erdinnern, der zu so genannten Konvektionsstr�mungen im geschmolzenen Gestein des Erdmantels f�hrte. Wie ein Topf mit Tomatensauce auf einer hei�n Herdplatte immer wieder aufkocht, so brach geschmolzenes Gestein unter dem Druck der inneren Str�mungen an den d�nnsten Stellen der Erdkruste durch die Oberfl�e. Es entstanden gewaltige Vulkankegel und Seen aus geschmolzenem Gestein, die die urspr�ngliche Kruste zusch�tteten und einebneten. Konvektionsstr�me aus fl�ssiger Materie k�hlten die Erde langsam ab. Es bildete sich eine neue Erdkruste �ber dem Erdmantel. Tief im Erdinnern aber wurden die Bestandteile des Erdkerns weiter getrennt. Der zunehmende Druck lie�den zentralen Bereich wieder erstarren, dabei blieb das Eisen des �eren Erdkerns fl�ssig. Die auf- und abflie�nden Str�mungen des fl�ssigen Eisens setzten einen gigantischen elektrischen Prozess in Gang. Es entstand ein �Dynamo�, eine Maschine, die, verursacht durch die Metallfl�sse, gewaltige elektrische Str�me erzeugte, die ihrerseits ein Magnetfeld hervorriefen, das den ganzen Erdk�rper durchdringt und sogar bis in den Weltraum hinaus reicht. Das Erdmagnetfeld hat die gleiche Form wie die eines Stabmagneten, dessen Feld sich ja auch weit �ber ihn hinaus erstreckt. Bei der Erde wirkt das Magnetfeld wie ein Schutzschild. Es schirmt die Erdoberfl�e ab vor den energiereichen Teilchen, die die Sonne mit hoher Geschwindigkeit produziert. Aber auch an der Erdoberfl�e zeichneten sich Ver�erungen ab. Aus der Oberfl�e der hei�n Lava wurden gro� Mengen an Gasen f�rmlich herausgekocht. Diese Gase, Wasserdampf, Kohlendioxid, Methan und Ammoniak, die aus dem hei�n Erdinnern nach au�n in die eiskalte Umgebung drangen, bildeten im Laufe der Zeit eine erste Atmosph� um den jungen Planeten. Wir haben soeben ein g�iges Wort so einfach hingeschrieben: Wasserdampf. Das Wasser n�ich, das im Gestein des Erdmantels eingeschlossen war, drang als Dampf aus den gl�henden Vulkanschloten empor. Aber wie kam das Wasser auf die Erde? War es schon da, als sich die Erde bildete? Entstand es durch chemische Reaktionen auf der Planetenoberfl�e, oder haben Meteoriten die ungeheure Menge an Wasser auf die Erde getragen? Wasser ist die h�igste chemische Verbindung auf der Erdoberfl�e. Heute bedeckt es ungef� 71 Prozent der Oberfl�e unseres Planeten. Insgesamt wird der Wasserbestand auf 1,3 Milliarden Kubikkilometer Salzwasser und nur 4,2 Millionen Kubikkilometer S��asser gesch�t. Wo hatte es seinen Ursprung?
| Reihe/Serie | Centauri | Goldmann Taschenbücher |
|---|---|
| Zusatzinfo | 16-seitiger Farbbildteil |
| Sprache | deutsch |
| Maße | 125 x 183 mm |
| Gewicht | 240 g |
| Einbandart | Paperback |
| Themenwelt | Naturwissenschaften |
| Schlagworte | Astronomie • Kosmologie |
| ISBN-10 | 3-442-15154-6 / 3442151546 |
| ISBN-13 | 978-3-442-15154-7 / 9783442151547 |
| Zustand | Neuware |
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