Die kleinsten in der Physik nachweisbaren Bausteine der Materie sind die Elementarteilchen. Ihre Eigenschaften sind: 1.) die Masse, meist als Ruhe-Energie (E = mc²) in Elektronenvolt angegeben; 2.) der Spin (Drehimpuls), in h / 2p angegeben (h = Plancksches Wirkungsquantum); 3.) die elektrische Ladung, in Einheiten der elektrischen Elementarladung angegeben; 4.) das magnetische Moment; 5.) die Lebensdauer und die Zerfallsprodukte. Zu den Elementarteilchen zählen Quarks (Up, Down, Charm, Strange, Top, Bottom), Leptonen (Elektron, Elektron-Neutrino, Myon, Myon-Neutrino, Tau, Tau-Neutrino) und deren Antiteilchen (Positron, Antineutrino) sowie die aus Quarks zusammengesetzten Hadronen (Baryonen [Proton, Neutron], Hyperonen [Lambda, Lambda-c, Omega-minus u.s.w.], Mesonen [Pion, Kaon u.s.w.]) und deren Antiteilchen (Antiproton, Antineutron). (). Elementarteilchen im weiteren Sinne sind aber auch diejenigen Teilchen, die die Kräfte zwischen den anderen Teilchen vermitteln: die Austauschteilchen - gemäß den vier heute im Universum vorkommenden Kräften (Wechselwirkungen) - für die gravitative Kraft (Graviton [noch nicht nachgewiesen]), die starke Kernkraft (Gluonen), die elektromagnetische Kraft (Photon), die schwache Kernkraft (zwei W- und ein Z-Teilchen). Die vier Kräfte entstanden vermutlich in der Quark-Ära.

Wellen in einer Atomhülle

Atome

Die kleinsten mit chemischen Mitteln nicht weiter spaltbaren Teilchen eines chemischen Elements () sind Atome. Zunächst ähnelt der Aufbau eines Atoms dem eines Planetensystems. Es gibt aber doch wesentliche Unterschiede: die Elektronen können z.B. nur in bestimmten Abständen den Atomkern umkreisen, während Planeten prinzipiell beliebige Distanzen von der Sonne haben können. Wird der Atomhülle von außen Energie zugeführt, so kann ein Elektron auf einen höheren Energiezustand, d.h. auf eine weiter außen gelegene Bahn, gehoben werden. Diese Energiezufuhr (Anregung) geschieht etwa durch die Absorption von Wellenstrahlung, wie etwa Licht, aber auch durch Zusammenstöße mit anderen Atomen. Fällt das Elektron von seinem höheren Energieniveau wieder auf ein tieferes Niveau zurück, wird eine Strahlung bestimmter Energie oder Wellenlänge ausgesandt. Auch den Aufbau der Atomkerne darf man sich in Schalen vorstellen. So wie ein Atom, dessen äußere Elektronenschale vollständig mit Elektronen besetzt ist, nur sehr schwer oder überhaupt keine chemische Reaktion eingehen kann (Edelgase, Edelmetalle), so ist auch ein Atomkern, dessen äußere Nukleonenschale vollbesetzt ist, besonders stabil. Dies ist vor allem dann der Fall, wenn die Zahl der Protonen oder der Neutronen folgende sind: 2, 8, 20, 28, 50, 82, 126 („magische Zahlen“!). In den vielen anderen Fällen kann ein leichterer Atomkern weitere Atombausteine bzw. Atomkerne aufnehmen (vgl. Kernfusion) oder ein schwererer Kern eigene Teilchen abgeben (vgl. Kernzerfall, Radioaktivität). Und diese Ereignisse können natürlich ablaufen oder auch künstlich hervorgerufen werden.

Kernfusion: Atome, Elemente, Isotope

Die Zahlen für die Zusammensetzung der Kerne entsprechen aber nur dem Normalfall. Sie Zahl der Protonen bleibt bei den einzelnen chemischen Elementen konstant, die Zahl der Neutronen kann aber Unterschiede aufweisen. Es handelt sich dann um Isotope (): So besteht z.B. der Atomkern des schweren Wasserstoffs (Deuterium) aus einem Proton plus einem Neutron und der des überschweren Wasserstoffs (Tritium) aus einem Proton plus zwei Neutronen.

In der Strahlungs-Ära (Plasma-Ära ) setzten erste Kernfusionsprozesse ein: Protonen (Wasserstoffkerne) lagerten ein Neutron an; es entstand Deuterium (schwerer Wasserstoff); durch weitere Aufnahme von einem Neutron bildete sich Tritium (überschwerer Wasserstoff). Schließlich nahm ein Tritium-Kern ein Proton auf: Helium entstand. Es dauerte nur rund 3 Minuten, bis rund 25% der Materie in Helium umgewandelt wurde. Auch Helium-3-Kerne sowie Lithium und Beryllium entstanden. Fast alles heute feststellbare Helium wurde in dieser Zeit gebildet. Schwerere Elemente - mit Ausnahme von Lithium und Beryllium - entstanden also erst später während der Stern-Ära (): in den Sternen sowie bei Explosionen von Supernovae ().

Elemente

Elemente sind chemisch einheitliche Stoffe und unterscheiden sich physikalisch durch ihren unterschiedlichen Atomaufbau (vgl. Atome). In der Natur gibt es ca. 90 bis 100 chemische Elemente, vom leichtesten Element Wasserstoff (Ordnungszahl 1) bis zum Uran (Ordnungszahl 92) und weiter bis zu den Transuranen Nielsbohrium (Ordnungszahl: 107), Hassium (Ordnungszahl 108) und Meitnerium (Ordnungszahl 109). Einige Elemente sind nur künstlich durch Elemente-Umwandlung herstellbar. Für die Verschmelzung leichter zu schweren Elementen sind Temperaturen von vielen Millionen K erforderlich. Während dieser Vorgänge wird Energie frei, oft in Form extrem kurzwelliger Strahlung (Röntgen- oder Gammastrahlung). Die freigesetzte Energie ist einerseits mit dem Massenverlust (auch Massendefekt genannt) der miteinander reagierenden Atomkerne und andererseits mit dem aus der Reaktion hervorgehenden Atomkern identisch. Die Kernverschmelzung (Kernfusion) spielt vor allem bei der Energieumwandlung () der Sterne eine große Rolle. Die Frage, wie Sterne Energie produzieren, wurde erst gelöst, als die Physik die Atomkernreaktionen theoretisch oder aber auch in bestimmten Fällen experimentell verstand. Seitdem weiß man also, daß Sterne durch Verschmelzung leichterer zu schwereren Elementen und nicht durch fortwährende Kontraktion, wie man vorher glaubte, ihre Energie beziehen. Bei dieser Fusion ist die Masse des neu-entstandenen Kerns etwas kleiner als die Summe der Atombausteine, die zuvor miteinander reagiert haben. Der scheinbar verlustig gegangeme Massenbetrag ist in Wahrheit in Energie verwandelt. Massenverlust ist als derjenige Massenbetrag, um den die Gesamtmasse eines Atomkerns kleiner ist als die Summe der Einzelmassen der Kleinbausteine; gleichzeitig ist der Massenverlust ein Maß für die Bindungsenergie im Atomkern. Zur starken Kernkraft (Wechselwirkung) gehören Elementarteilchen, die Gluonen (Austauschteilchen der starken Wechselwirkung) genannt werden. (Vgl. 4 Naturkräfte). Bei der Fusion eines schweren Kerns aus leichteren Kernen wird also Energie freigesetzt und meist als Strahlung ausgesandt. So verliert z.B. unsere Sonne, die in jeder Sekunde etwa 655 Mio. t Wasserstoff in 650 Mio. t Helium verwandelt, bei dem Aufbau von Helium aus Wasserstoff in jeder Sekunde mindestens etwa 4,5 Mio. Tonnen Masse bzw. setzt diesen Massenbetrag in Energie um.

Die Natur richtet sich somit nicht
nach der Addition (z.B. 1 + 1 = 2),
einer der 4 Grundrechenarten!

Gruppe	1 I A	2 II A	3 III B	4 IV B	5 V B	6 VI B	7 VII B	8 VIII B	9 VIII B	10 VIII B	11 I B	12 II B	13 III A	14 IV A	15 V A	16 VI A	17 VII A	18 VIII A
Periode																			Schale
1	1 H																	2 He	K
2	3 Li	4 Be											5 B	6 C	7 N	8 O	9 F	10 Ne	L
3	11 Na	12 Mg											13 Al	14 Si	15 P	16 S	17 Cl	18 Ar	M
4	19 K	20 Ca	21 Sc	22 Ti	23 V	24 Cr	25 Mn	26 Fe	27 Co	28 Ni	29 Cu	30 Zn	31 Ga	32 GE	33 As	34 Se	35 Br	36 Kr	N
5	37 Rb	38 Sr	39 Y	40 Zr	41 Nb	42 Mo	43 Tc	44 Ru	45 Rh	46 Pd	47 Ag	48 Cd	49 In	50 Sn	51 Sb	52 Te	53 I	54 Xe	O
6	55 Cs	56 Ba	57 La*	72 Hf	73 Ta	74 W	75 Re	76 Os	77 Ir	78 Pt	79 Au	80 Hg	81 Tl	82 Pb	83 Bi	84 Po	83 At	86 Rn	P
7	87 Fr	88 Ra	89 Ac**	104 Rf	105 Db	106 Sg	107 Bh	108 Hs	109 Mt	110 Ds	111 Rg	112 Cn	113 Uut	114 Uuq	115 Uup	116 Uuh	117 Uus	118 Uuo	Q
* Lanthanoide			57	58 Ce	59 Pr	60 Nd	61 Pm	62 Sm	63 Eu	64 Gd	65 Tb	66 Dy	67 Ho	68 Er	69 Tm	70 Yb	71 Lu
** Actinoide			89	90 Th	91 Pa	92 U	93 Np	94 Pu	95 Am	96 Cm	97 Bk	98 Cf	99 Es	100 Fm	101 Md	102 No	103 Lr

Gesetzmäßigkeiten des Periodensystems der Elemente erklärt die Quantentheorie (). Die Elektronen eines Atoms sind auf Elektronenschalen verteilt (K-, L-, M-, N-, O-, P-, Q-Schale) - 7 Elektronenschalen entsprechen 7 Perioden -, wobei der Zustand der Elektronen durch ihre den Elektronenschalen zugeordneten Hauptquantenzahlen (n = 1, 2, 3, 4, 5, 6, 7) und durch ihre den Unterschalen (s, p,d,f) zugeordneten Nebenquantenzahlen (l = 0, 1, 2, 3) erklärt wird. Die 1. Periode umfaßt nur die Elemente Wasserstoff (H) und Helium (He), da sie nur eine Elektronenschale (K-Schale) für maximal 2 Elektronen (1s-Zustand) besitzt. Bei dem Element Lithium (Li) beginnt die 2. Periode, d.h. eine neue Elektronenschale (L-Schale), auf der maximal 8 Elektronen Platz finden (2s-Zustand mit 6 Elektronen). In der 3. Periode, d.h. der M-Schale, die maximal 18 Elektronen enthalten kann, werden nach Auffüllen der beiden 3s- und sechs 3p-Zustände nicht sofort die 3d-Zustände besetzt, sondern mit den Elementen Kalium (Ka) und Calcium (C) beginnt schon die 4. Periode, d.h. die N-Schale und daher eine Besetzung der 4s-Zustände. Erst danach wird die 3d-Unterschale, mit dem Element Scandium (Sc) beginnend und dem Element Zink (Zn) endend, aufgefüllt. Die Nebengruppen-Elemente sind allgemein dadurch gekennzeichnet, daß erst nach Auffüllen der s- und p-Zustände der nächsthöheren Elektronenschale die d- und f-Zustände der vorhergehenden Schale besetzt werden. Weitere, auf dem Aufbau der äußeren Elektronenschalen beruhende Gesetzmäßigkeiten lassen sich an den Hauptgruppen-Elementen erkennen, d.h. in den Hauptgruppen nimmt z.B. der „Metallcharakter“ der Elemente von links nach rechts ab und von oben nach unten zu. In den Hauptgruppen stehen Elemente mit „Metallcharakter“, d.h. mit dem Bestreben, Elektronen abzugeben und positiv geladene Ionen () zu bilden, um die energetisch günstige Elektronenkonfiguration eines Edelgase zu erreichen, links unten, und Elemente mit ausgeprägtem „Nichtmetallcharakter“, d.h. mit dem Bestreben, negativ geladene Ionen zu bilden, um die Elektronenkonfiguration eines Edelgases zu erreichen, rechts oben.

Die mittlere kosmische Elementenhäufigkeit ist für allgemeine kosmologische und kosmogonische Fragen sehr bedeutsam. Dabei zeigt sich, daß der Wasserstoff (H) im Hinblick auf die Masse mit ca. 73,5 % das weitaus häufigste, Helium (He) mit 24,5 % das zweithäufigste chemische Element im Kosmos darstellt. (). Alle anderen, schwereren chemischen Elemente steuern also nur etwa 2% zur Gesamtmasse des kosmischen Materials bei. Die Astrophysiker bezeichnen übrigens deswegen in Abweichung von der Gepflogenheit der Chemiker nicht selten alle Elemente, die schwerer sind als Helium, einfach als „Metalle“. Trägt man die Elementenhäufigkeit nach ihrer Ordnungszahl in einer Kurve auf, so fällt neben der großen Häufigkeit von Wasserstoff und Helium eine allmähliche Abnahme hin zu den schwereren Elementen auf. Sie erfolgt aber bei den leichteren Elementen schneller, bei den schwereren Elementen langsamer. Einige Elemente erscheinen stark unterrepräsentiert, vor allem Lithium (Li), Beryllium (Be), Bor (B); wieder andere Elemente oder sogar Elementgruppen zeigen eine auffallende Häufigkeitsspitze gegenüber ihren Nachbarelementen, insbesondere bei Eisen (Fe). Fast allgemein gilt weiterhin die sogenannte Harkinssche Regel, nach der die Elemente mit gerader Ordnungszahl häufiger sind als die mit ungerader Ordnungszahl.

Summe (H + He)

ca. 98 %

1,339 • 1012

1,0851 • 1012

Summe (8 Elemente)

ca. 99,6 %

1,359• 1012

1,086• 1012

Rest

ca. 0,4 %

5 436 000 000

4 344 000 000

Wasserstoff in Helium verwandeln heißt auch „Wasserstoffbrennen“, und Helium in schwererer Elemente verwandeln heißt auch „Heliumbrennen“. Für das Wasserstoffbrennen sind mindestens 10. Mio. K, für das Heliumbrennen sogar über 100 Mio. K erforderlich. Unsere Sonne z.B. verwandelt pro Sekunde ungefähr 4,5 Mio. Tonnen Masse in Energie. Die Erezugung der Energie im Innern der Sterne durch Fusion leichterer zu schwereren Atomkernen erfolgt aber nur bis zum Eisen (eventuell auch bis zu den nächsten Elementen Kobalt und Nickel, die ja noch der „Eisengruppe“ angehören; vgl. Nebengruppe VIII der 4. Periode). Der Aufbau noch schwererer Elemente ist in der Regel nur durch Energiezufuhr möglich. Er vollzieht sich im Universum fast ausschließlich im Innern von Supernovae.

„Wasserstoffbrennen“ Beispiel: Proton-Proton-Zyklus H1 + H1 –› D2 + e+ + v + 1,44 MeV D2 + H1 –› He3 + g + 5,49 MeV He3 + He3 –› He4 + H1 + H1 + 12,85 MeV Beispiel: Bethe-Weizsäcker-Zyklus C12 + H1 –› N13 + g + 1,95 MeV N13 –› C13 + e+ + v + 2,22 MeV C13 + H1 –› N14 + g + 7,54 MeV N14 + H1 –› O15 + g + 7,35 MeV O15 –› N15 + e+ + v + 2,71 MeV N15 + H1 –› C12 + He4 + 4,96 MeV „Heliumbrennen“ Beispiel: Drei-Alpha-Prozeß He4 + He4 –› Be8 + g  - + 0,095 MeV Be8 + He4 –› C12 + g  + + 7,4 MeV Beispiel: Salpeter-Prozesse C12 + C12 –› Na23 + H1 oder C12 + C12 –› Ne20 + He4   H = Wasserstoff,  D =Deuterium (Wasserstoff-Isotop), He = Helium,  Be = Beryllium,  C = Kohlenstoff, N = Stickstoff,  O = Sauerstoff,  Ne = Neon,  Na = Natrium. Das Atomgewicht () ist in Hochzahlen die freigesetzte Energie in MeV ( Megaelektronenvolt), angegeben

Bei der Verwandlung von Wasserstoff in Helium lagern sich jeweils 4 Wasserstoffkerne zu einem Heliumkern zusammen. Bei diesem Aufbau gehen 0,7 % der beteiligten Masse in Energie über. Das Wasserstoffbrennen ist stark von der Temperatur abhängig; bei etwas niedrigeren Temperaturen zwischen etwa 10 Mio. bis etwa 15 Mio. K überwiegt die Energieausbeute des sogenannten Proton-Proton-Zyklus, oberhalb 15 Mio. K ist der Bethe-Weizsäcker-Zyklus (Kohlenstoff-Stickstoff-Zyklus) ergiebiger. Für den letzten Schritt des Proton-Proton-Zyklus gibt es übrigens noch einige weitere Möglichkeiten, doch der in der Tabelle angegebene Schritt ist der häufigste. Um die gesamte Energiebilanz zu erhalten, muß berücksichtigt werden, daß um den dritten Schritt zu ermöglichen, die beiden ersten Schritte doppelt ablaufen müssen. Ferner führen Neutrinos 0,50 MeV ab. Insgesamt werden also 26,21 MeV frei. (Vgl. Tabelle: 1,44 + 1,44 + 5,49 + 5,49 + 12,85 = 26,71 - 0,5 = 26,21). Beim Bethe-Weizsäcker-Zyklus werden 26,73 MeV freigesetzt, abzüglich ein Neutrino-Verlust von 1,69 MeV jeodch nur 25,04 MeV. (Vgl. Tabelle: 1,95 + 2,22 + 7,54 + 7,35 + 2,71 + 4,96 = 26,73 - 1,69 = 25,04). Auch hier gibt es noch einen Nebenzyklus, der über Flour 17 verläuft. Er ist 2200 mal seltener, ergibt aber mit 24,74 MeV fast denselben Energiegewinn. Die einzelnen Schritte in den genannten Zyklen können außerordentlich lang dauern. Beim Bethe-Weizsäcker-Zyklus ist mit 7 Minuten bzw. 82 Sekunden der Zerfall der instabilen Stickstoff-Isotope () und Sauerstoff-Isotope () am schnellsten. Am trägsten sind die Prozesse, bei denen Protonen eingefangen werden. Der Einfang des 3. Protons dauert 320 Mio. Jahre. Der ganze Zyklus nimmt 336 Mio. Jahre in Anspruch. So lange dauert es im Mittel, bis sich 1 Heliumkern aus 4 Wasserstoffkernen gebildet hat. Lediglich die riesige Zahl der stets in Umwandlung begrifflichen Kerne führt zu der erwarteten Energieumwandlung (Energiefreisetzung). Beim Proton-Proton-Zyklus ist der erste Schritt, die Entstehung des „schweren Wasserstoffs“ Deuterium (Wasserstoff-Isotop), mit im Mittel 14 Mrd. Jahren am langsamsten.

Bei einer Zentraltemperatur der Sonne von 15 Mio. K ergibt sich die stärkste Ausbeute mit Hilfe des Proton-Proton-Zyklus. Sterne größerer Masse, die höhere Zentraltemperaturen haben, beziehen ihre Energie aber mehr aus dem Bethe-Weizsäcker-Zyklus. Im Innern der Sterne wird die Energie vor allem in Gestalt von Gammastrahlung frei. Einen sehr viel kleineren Energiebetrag führen auch die freigesetzten Neutrinos ab. Die starke Temperaturabhängigkeit, vor allem natürlich des Bethe-Weizsäcker-Zyklus, führt dazu, daß die Energieumwandlung (Energiefreisetzung) in Sternen, die nur geringfügig höhere Zentraltemperaturen haben als unsere Sonne, bedeutend größer ist, was sich auf die Entwicklung der Sterne merklich auswirkt. In späteren Entwicklungsstadien der Sterne können Zentraltemperaturen von weit über 100 Mio. K erreicht werden; also kommt es hier auch zu Reaktionen von Heliumkernen untereinander und damit zu einem Aufbau von noch schwereren Atomkernen. Am wichtigsten ist dabei zunächst das Heliumbrennen, die Verwandlung von Helium zu Kohlenstoff, die über Beryllium (Be) führt. (Vgl. Tabelle). Bei der ersten Reaktion wird also ein kleiner Energiebetrag verbraucht (). Da das Beryllium 8 instabil ist und schneller wieder in die beiden Heliumkerne zerfällt, verwandelt sich allerdings nur ein Zehnmilliardstel alle Be⁸-Kerne in C¹². Diesen Prozeß nennt man auch „3-a-Prozeß“ (Vgl. Tabelle: Drei-Alpha-Prozeß). Der Verschmelzungsprozeß mit Heliumkernen oder a-Teilchen geht aber noch weiter zu Sauerstoff 16, Neon 20, Magnesium 24 u.s.w., bis Calcium 40. Bei sehr hohen Temperaturen, wie sie in allen Roten Riesensternen () vorkommen, d.h. von 1 bis 3 Milliarden K, reagieren auch 2 Kohlenstoff-12-Kerne miteinander. (Vgl. Salpeter-Prozesse). Die Erzeugung von Energie im Innern der Sterne durch Fusion leichterer zu schwereren Atomkernen erfolgt aber nur bis zum Eisen (eventuell auch bis zu den nächsten beiden Elementen Kobalt und Nickel, die ja noch der „Eisengruppe“ angehören; vgl. Nebengruppe VIII der 4. Periode). Der Aufbau noch schwererer Elemente ist in der Regel nur durch Energiezufuhr möglich. Er vollzieht sich, wie gesagt, ausschließlich im Innern von Supernovae.

Die eingangs erwähnte Feststellung, daß die Energieumwandlung (Energiefreisetzung, Energiegenerierung) der Sterne nicht durch Kontraktion erklärt werden kann (), schließt jedoch nicht aus, daß in bestimmten Entwicklungsstadien der Sterne eine Kontraktion zur Energieumwandlung trotzdem eine Rolle spielt. Braune Zwerge, die Sterne mit einer Masse unter 0,07 bis 0,09 Sonnenmassen (zum Vergleich: die Masse des Jupiter beträgt rd. 0,001% der Sonnenmasse), beziehen sogar ihre Energie ausschließlich aus der Kontraktion!

Alle Sterne betreiben Wasserstoffbrennen und Heliumbrennen, doch die „massearmen“ Sterne nur (nur!) diese beiden Brennarten und, da es noch mehr Brennarten gibt, die „massereichen“ Sterne () auch noch weiteres Brennen, z.B. Kohlenstoffbrennen (beginnt bei etwa 500-700 Mio. K und dauert etwa 1000 Jahre), Neonbrennen (beginnt bei etwa 1 Mrd. K und dauert etwa 10 Jahre), Sauerstoffbrennen (beginnt bei etwa 2 Mrd. K und dauert etwa 1 Jahr), Siliziumbrennen (beginnt bei etwa 3 Mrd. K und dauert nur noch wenige Stunden). Beim Kohlenstoffbrennen werden vor allem Neon, Natrium und Magnesium fusioniert, beim Neonbrennen vor allem Magnesium, Silizium und Schwefel, beim Sauerstoffbrennen vor allem Silizium und Schwefel, beim Siliziumbrennen vor allem Eisen und Nickel.

Diejenigen Elemente, die noch schwerer sind als Eisen, Kobalt und Nickel () und ohenhin nur sehr selten im Kosmos vorhanden sind, werden also höchstwahrscheinlich bei den kurzzeitigen, extremen Zuständen aufgebaut, wie sie beim Kollaps eines alternden Sterns auftreten. (). Alternde Sterne geben einen Teil ihrer Materie in den interstellaren Raum ab, besonders bei einem planetarischen Nebel () einer Nova () und vor allem bei einer Supernova (). Das interstellare Medium wird also im Laufe der Geschichte des Kosmos mit schwereren Elementen angereichert. Da sich auch heute noch Sterne aus dem interstellaren Medium bilden, erhalten diese damit von vornherein einen größeren Prozentsatz schwererer Elemente mit als Sterne, die vor längerer Zeit gebildet wurden. (Vgl. Interstellar-Materie). So unterscheiden sich in chemischer Hinsicht auch die Sterne der Population I und II. Die Population I sollte verhältnismäßig junge Sterne enthalten, die vor allem in der Ebene der Galaxis () auftreten; die Population II sollte dagegen ältere Sterne enthalten, die bevorzugt im Kerngebiet des galaktischen Systems anzutreffen sind, also: in der Nähe seines Zentrums.

Die verschiedenen Populationen (Sternpopulation) - ganz genau heißen sie Baade'sche Populationen, denn der Begriff wurde vom deutschen Astronomen Wilhelm Heinrich Walter Baade (1893-1960) 1944 eingeführt - erklären sich aus der Geschichte der Galaxien (): In ihrer frühen Entwicklung waren diese Systeme noch einigermaßen sphärisch aufgebaut; die ältesten Sterne und Sternhaufen entstanden also im heutigen Halo der Galaxien und enthalten nur wenig schwere Elemente. Später flachten Galaxien zu Scheiben ab, und heute entstehen Sterne nur noch in diesen Scheiben innerhalb der Spiralarme. Allmählich wurde die interstellare Materie durch die Fusion der leichteren Elemente im Rahmen der Sternentwicklung und Nukleosynthese mit schwereren Elementen angereichert. Daher also erhalten die heute entstehenden Sterne von vornherein einen höheren Anteil an schwereren Elementen.

Supernova

Eine Supernova, das plötzliche Aufleuchten eines Sterns auf das ungefähr Milliardenfache seiner ursprünglichen Leuchtkraft, unterscheidet sich nicht nur im Ausmaß der Helligkeitssteigerung, sondern auch in ihren physikalischen Ursachen grundsätzlich von einer normalen Nova (). Der Energieausstoß einer Nova beträgt bei weitem weniger als der einer Supernova. Eine Supernova strahlt innerhalb weniger Wochen oder Monate so viel Energie aus wie unsere Sonne in 10 bis 100 Millionen Jahren. Aufgrund ihrer Erscheinungsform teilt man die Supernovae in zwei Typen: Typ I erreicht eine absolute Maximalhelligkeit von -14^m bis -17^m, zeigt keine Wasserstofflinien, und die Geschwindigkeit, mit der sich seine äußeren Schichten aufblähen, liegt etwa bei 10000 km/s; Typ II zeigt Wasserstofflinien, hat eine absolute Maximalhelligkeit von -12^m bis -13^m,5 und eine Expansionsgeschwindigkeit der umgebenden Hülle von etwa 5000 km/s.

Supernovae vom Typ I sind Mitglieder der Population II, zu der die älteren Sterne gehören, die bevorzugt in elliptischen Galaxien, aber auch in der Zentrumsnähe der Spiralgalaxien (vgl. die Nähe unsers galaktischen Zentrums) anzutreffen sind. Eine Supernova vom Typ I benötigt etwa 30 Tage, um 3 Größenklassen Helligkeit nach dem Maximum zu verlieren. Ab etwa 40 Tage nach dem Maximum fällt die Helligkeit um jeweils eine Größenklasse pro 80 Tage ab. Die Supernovae von 1572 und 1604 z.B. gehörten dem Typ I an. Als Vorgänger wird ein Weißer Zwergstern () angenommen, der von einem Doppelsternbegleiter Materie aufnimmt. Schließlich zündet der Kohlenstoff unter extrem entarteten Bedingungen. Dabei werden so riesige Energien frei, daß der Stern explodiert (thermonukleare Zerstörung); dabei entsteht eine größere Menge des instabilen Isotops Nickel 56, das innerhalb einiger Monate über Kobalt 56 zu Eisen 56 zerfällt. Dieser radiokative Zerfall stimmt mit der Geschwindigkeit in der Abnahme der Helligkeit der Supernova überein. Der Begleitstern wird bei dieser Supernova weggeschleudert und macht sich selbständig.

Supernovae vom Typ II sind Mitglieder der Population I, zu der die verhältnismäßig jungen Sterne gehören, die bevorzugt in der Ebene der Galaxis () auftreten. Für eine Supernova vom Typ II ist die physikalische Ursache ein alter massereicher Stern: Schalenartig sind in seinem Innern von außen nach innen vom Wasserstoff über Helium immer schwerere Elemente bis hin zum Eisen, das den einige Milliarden K heißen Kern bildet, versammelt. Diese Elemente wurden im Laufe der Entwicklung des Sterns aufgebaut, wobei Energie freigesetzt wurde, die über lange Zeit durch den Gas- und Strahlungsdruck die mechanische Stabilisierung des Sterns ermöglichte. Der Aufbau schwererer Elemente als Eisen liefert aber nicht Energie, sondern verbraucht im Gegenteil Energie, weshalb der Stern in seinem jetzigen Stadium nicht mehr in der Lage ist, durch thermonukleare Reaktionen genügend Gasdruck zu erzeugen. Die Schwerkraft hat jetzt die Oberhand - außerdem verliert der Stern zunehmend gewaltige Energiemengen durch die Aussendung von Neutrinos; denn: sie verlassen den Stern. Sie entstehen bei der Vernichtung von Positronen und Elektronen, die zuvor durch Gammaquanten gebildet wurden (Paarbildung ). Mit steigender Zentraltemperatur wird dieser Prozeß immer ergiebiger. Schließlich fällt der Stern kollapsartig in sich zusammen - nochmals werden kurzzeitig durch diese Kontraktion so große Energiemengen produziert, daß die äußeren Sternschichten abgestoßen werden, während sich der Sternkern zu einem Neutronenstern () oder „Schwarzen Loch“ () weiterentwickelt.

Bei einer Supernova können also über Eisen hinaus noch schwerere chemische Elemente aufgebaut werden; diese gelangen mit den abgestoßenen Sternschichten, wie eben erwähnt, in die umgebende interstellare Materie. Supernovae erklären also, warum die heute im Weltall entstehenden Sterne mehr schwerere chemische Elemente enthalten als die früher entstandenen Sterne. Denn die Sterne entwickeln sich ja aus interstellarem Material, und das wurde im Laufe der Zeit mit schwereren Elementen, die bei Supernovae entstanden, immer mehr angereichert. Massearme Sterne, zu denen auch unsere Sonne zählt, werden keine Supernova. (Vgl. Sternentwicklung, insbesondere die Entwicklung unserer Sonne).

Interstellare Materie und die Entstehung von Sternen und Planetensystemen

Die interstellare Materie, die staub- und gasförmige Materie zwischen den Sternen also, ist keineswegs gleichmäßig im Raum verteilt und findet sich im wesentlichen innerhalb der Galaxien. (). Sie stellt zur Gesamtmasse unserer Galaxis () z.B. zwar nur etwa 5%, trotzdem ist sie für die Neuentstehung von Sternen bedeutsam, da sie das Rohmaterial zur Verdichtung von Materie liefert - andererseits erhält die interstellare Materie aber auch Nachschub von Sternen während deren späten Entwicklungsstadien sowie bei Ausbrüchen von Supernovae () und Novae (). Auch die planetarischen Nebel () sind Beispiele dafür, wie von Sternen Materie abgestoßen werden kann. Wegen der Entstehung schwerer Elemente () im Laufe der Entwicklung der Sterne reichert sich die die interstellare Materie im Laufe der Geschichte einer Galaxis mit schwereren zu Ungunsten der leichteren Elemente an. Die heute in der interstellaren Materie feststellbaren Elemente, die schwerer sind als Helium, entstanden also im Inneren früherer Generationen der Sterne. Die heute aus der interstellaren Materie entstehenden Sterne erhalten also von vornherein mehr schwerere Elemente als solche Sterne, die früher entstanden.

Das interstellare Gas besteht im wesentlichen aus neutralen Wasserstoffatomen, in den hellen Nebeln auch aus ionisiertem Wassersoff. (). Rund 20% des interstellaren Gases besteht aus Helium. Dagegen sind die schwereren Elemente nur zu insgesamt bis etwa 2% vorhanden.

Der interstellare Staub besteht aus kleinen Teilchen, die in das interstellare Gas eingebettet liegen. Es sind vermutlich Teilchen aus Wassereis, Graphit, Silikate, Magnetit oder Silikon-Carbit. Der Beitrag des interstellaren Staubs zur Gesamtmasse der interstellaren Materie dürfte bei nur etwa 1% liegen.

Wichtige interstellare Moleküle () sind z.B. das zweiatomige Wasserstoffmolekül (H₂), Hydroxyl (OH), Wasserdampf, Kohlenmonoxid, Schwefelwasserstoff, Schwefeldioxid, Blausäure, Ammoniak, Azetylen, Formaldehyd, Ameisensäure, Methylalkohol, Formamid, Methylamin, Vinylcyanid und das komplizierte Cyanpentacetylen (HC₁₁N). Bemerkenswert ist, daß dabei aber nur sehr wenige Elemente beteiligt sind: Wasserstoff, Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Silicium, Schwefel - mit einigen ihrer Isotope (). Die Häufigkeit interstellarer Moleküle im Verhältnis zum Wasserstoff beträgt z.B. für Kohlenmonoxid 1 : 10000, für komplexe Moleküle sogar 1 : 10⁷ bis 1 : 10¹⁰.

Jüngste Forschungen zeigen, daß vor allem in interstellaren Molekülwolken die Sternentstehung einsetzt. Man nimmt also an, daß die großen Molekülwolken das Rohmaterial für die Sternentstehung darstellen. Vermutlich existieren in unserer Galaxis () bis zu 4000 große Molekülwolken. In den interstellaren Molekülwolken kommt der Wasserstoff zu rund 50% in Form von Molekülen vor. Daneben gibt es noch andere Moleküle. Riesenmolekülwolken enthalten einige 100 000 Sonnenmassen und eine Dichte von 1000 Teilchen pro cm³ und haben einen Durchmesser von 50 bis 100 Lichtjahren. Sie sind in den Spiralarmen der Galaxis () in ein Zwischenwolkengas aus viel dünnerem neutralem Wasserstoff eingebettet, und hier kommt es zu einer Komprimierung durch Eigengravitation. Im Laufe der Zeit zerfallen die Wolken in einzelne Fragmente, die sich dann durch einen protostellaren Kollaps zu Einzelsternen weiterverdichten. Dieser Prozeß ist jedoch wegen der geringen Temperaturen, der kurzen Zeitskalen, aber auch der kleinen räumlichen Bereiche, in denen er sich abspielt, nur sehr schwer zu beobachten. So fand man in der Orion-Molekülwolke radioastronomisch bei einer Kartierung der Strahlung von Ammoniak 27 Einzelfragmente. Eigentlich müßten, wie die Rechnungen zeigen, nach diesem Prozeß viel mehr Sterne entstehen und nicht nur im Mittel 3 bis 4 Sonnenmassen pro Jahr. Das durch die kosmische Strahlung und nahe Supernovae teilweise ionisierte Gas „friert“ aber Magnetfelder in die interstellare Materie ein. Sie stellen eine Art Korsett für die Wolken dar und hindern sie an einer beleibigen Verdichtung. Auch die Rotation und innere Turbulenz der Wolken stehen dem entgegen. Der Drehimpuls kann aber durch zunehmende Fragmentierung abgebaut werden. Auf das einzelne Fragment entfällt ein immer kleinerer Drehimpuls. Hält die Verdichtung der Wolke weiter an, wird die Eigengravitation schließlich so groß, daß es keinerlei Bremse mehr gibt: ab einer Dichte von 1 Milliarde Moleküle pro cm³ beginnt ein immer schneller werdender Kollaps; gleichzeitig nimmt die Rotation zu. Es bildet sich eine abgeflachte Scheibe um den Protostern. In ihr kommen, wie Infrarot- und Submillimeterwellen-Untersuchungen zeigen, neben dem Gas auch schon Staubkörner und Teilchen bis zu Sandkorn- oder Kieselsteingröße vor. Aus ihnen kann ein Planetensystem entstehen (). In mehreren Fällen beobachtet man in diesem Stadium auch bipolare Nebel, die senkrecht auf der Materiescheibe stehen. Ionisiertes Gas () wird mit Geschwindigkeiten von 200 bis 1000 km/h abgestoßen. Der Masseverlust beträgt dabei 10^-7 bis 10^-10 Sonnenmassen pro Jahr. Rund 100 000 Jahre dauert es, bis im Innern der kollabierenden Wolke eine Dichte von 10 bis 100 Milliarden Moleküle pro cm³ entsteht. Die Wärme wird dabei auf den umgebenden Staub abgeführt. Der Protostern hat damit zunächst eine fast konstante niedrige Temperatur („isothermer Protostern“). In dem im Orion gelegenen Nebel NGC 2024 (Orion B) fand man fast 2000 Objekte, die vielleicht Protosterne sein könnten; sie haben einen Durchmesser von rund 150 Milliarden km, eine Masse von etwa 10 Sonnenmassen, eine Dichte von 100 Millionen Wasserstoffmolekülen pro cm³ und eine Temperatur von 16 K. Bei Dichten über 100 Milliarden Molekülen pro cm³ versagt aber der Kühlungsprozeß: im Kern des Protosterns steigen jetzt Temperatur und Dichte an. Die Wasserstoffmoleküle werden dort bei 2000 K in atomaren Wasserstoff aufgespalten. In diesem Stadium ist die Gesamtwolke noch mehrere Millionen km groß. Sodann leuchtet der immer noch Protostern zu nennende Stern bei Oberflächentemperaturen von etwa 700 K im Infraroten („Infrarot-Stern“). Schließlich werden die Wasserstoffatome ionisiert. (). Bei Temperaturen über etwa 10 Millionen K beginnt im Innern des Sterns die Kernfusion (). Der Stern ist geboren!

Vorstufen in der Entstehung eines Sterns bilden auch die „Globulen“ (lat. globulus „Kügelchen“), kleine rundliche Dunkelwolken, die sich oft als schwarze Flecke vor hellen Gasnebeln zeigen, einen hohen Anteil an interstellarem Staub haben und daher auch über eine außerordentlich starke Absorption verfügen (etwa 5 Größenklassen). Die Temperaturen liegen bei nur 10 K, so daß die Gase in Molekülform vorkommen. Globule, wenn sie groß und massereich genug sind, sind Vorstufen in der Entstehung der Sterne, da bei ihnen die Gravitation so stark ist, daß sie kontrahieren können.

Die Gesamtdauer der Kontraktion eines Sterns aus der interstellaren Materie hängt von der Masse der schließlich entstehenden Sterne ab. Während bei den massereichen Sternen die Kontraktionsdauer vermutlich nur etwa 10 000 Jahre betragen dürfte, sind es bei Sternen mit einer Sonnenmasse () vielleicht etwa 30 Millionen Jahre, bei masseärmeren Sternen sogar über 100 Millionen Jahre.

Ia) Helle Überriesen; Ib) Überriesen; II) Helle Riesen; III) Riesen; IV) Unterriesen; V) Zwerge (Hauptreihensterne); VI) Unterzwerge.Im Herzsprung-Russel-Diagramm (HRD) stehen in der Senkrechten die Leuchtkraft bzw. Leuchtkraftklassen (0 - VII) oder die absolute visuelle Helligkeit und in der Waagerechten die Oberflächentemperatur oder die Spektralklassen bzw. Spekratltypen der Spektralklassen. Vgl. auch die entsprechenden Tabellen ().

Im Innern gerade entstandener Sterne kommen Kernfusionen () in Gang. Vor allem dient natürlich die Verwandlung von Wasserstoff in Helium zur Energieumwandlung () in Sternen. (Vgl. Wasserstoffbrennen). Da hierzu Temperaturen von mindestens 10 Millionen K erforderlich sind, können zu dieser Kernfusion nur die innersten Teile eines Sterns herangezogen werden. Insgesamt dürften zunächst nur etwa 10% der Gesamtmasse des Sterns in diesen Prozeß der Energieumwandlung verwickelt sein. Aus der Geschwindigkeit der Verwandlung von Wasserstoff in Helium bei den einzelnen Sterntypen läßt sich ausrechnen, wann der Wasserstoffvorrat in seinem Kern praktisch zu Ende geht. Dieser Umstand stört das mechanische Gleichgewicht im Innern des Sterns. Der Gasdruck und eventuell auch Strahlungsdruck läßt im Innern nach. Durch die daraus folgende Kontraktion des Sternkerns steigt die Temperatur an. Wenn etwa 100 Millionen K erreicht sind, kann das im Kern angereicherte Helium sich zu noch schwereren Elementen, vor allem Kohlenstoff aufbauen. (Vgl. Heliumbrennen). Und die Wasserstoffbrennzone schiebt sich vom Kern weiter nach außen, so daß nunmehr zwei nukleare Zonen der Reaktion vorliegen. Die gesamte Energieumwandlung des Sterns und der innere Gasdruck wachsen wieder an: die äußeren Sternschichten blähen sich auf. Aus dem ursprünglichen Hauptreihenstern des Hertzsprung-Russel-Diagramm wird ein Roter Riesenstern (), der sich in diesem Diagramm im rechten oberen Rand und im fortgeschrittenen Alter befindet. Die Aufenthaltsdauer eines Sterns auf der Hauptreihe hängt ja von seiner Masse ab: je massehafter ein Stern, desto höher die Zentraltemperatur, desto überdimensionaler die Leuchtkraft und desto schneller die Verwandlung von Wasserstoff in Helium. Wesentlich sparsamer sind die massearmen Roten Zwergsterne (). Ihre geringen Zentraltemperaturen verursachen eben eine langsame Verwandlungsgeschwindigkeit von Wasserstoff in Helium. Diese Sterne werden also wesentlich älter. Der verschwenderische Umgang massereicher Sterne mit ihrem Energievorrat erklärt auch die Masse-Leuchtkraft-Beziehung, nach der die Leuchtkraft eines Sterns nicht einfach direkt proportional zu einer Masse, sondern proportional zu ungefähr der 3,5ten Potenz der Masse ist.

Der Entwicklungsweg von der Hauptreihe zum Riesen-Ast (im Hertzsprung-Russel-Diagramm) ist bei den Sternen verschiedener Masse unterschiedlich. Bereits vor dem Heliumbrennen () zieht sich der Sternkern zusammen, und die Energieumwandlungsrate () wird erhöht. Auf dem Hertzsprung-Russel-Diagramm läuft der Stern Stern also von der Hauptreihe zunächst sehr langsam nach rechts oben, später schneller zum roten Riesen-Ast ab. () Dabei erfolgt das Heliumbrennen bei den Sternen großer Masse im Zustand normaler, bei den Sternen mittlerer und kleiner Masse in entarteter Materie - dies bedeutet, daß ein sogenannter Heliumblitz (Helium-Flash) entsteht. Während einiger Minuten oder Stunden wird im Innern des Sterns eine enorme Energieproduktion in Gang gesetzt; doch die Energie gelangt nicht bis zur Sternoberfläche, die absolute Leuchtkraft des Sterns nimmt dabei sogar vorübergehend ein wenig ab. Während dieses Stadiums, des Stadiums eines Roten Riesen, werden bei sehr massereichen Sternen allmählich im Sterninnern so hohe Temperaturen bis zu einigen Milliarden K erreicht, daß auch über Kohlenstoff hinaus noch schwerere Elemente erzeugt werden können. Dabei können die Sterne auch mehrfach zu Pulsationen angeregt werden. Ein Stern kann jedoch, wie mehrfach erwähnt, nur bei einem Elementeaufbau bis hin zum Eisen Energie freisetzen; der Aufbau noch schwererer Elemente würde nicht Energie freisetzen (die in Form von Gas- und Strahlungsdruck des Sterns vonnöten ist), sondern Energie verbrauchen. Hat sich im Sternkern genügend Eisen angesammelt, kolabiert er; es entsteht ein Weißer Zwergstern (), bei Sternen über 1,4 Sonnenmassen ein Neutronenstern () und bei Sternen über ca. 3 Sonnenmassen ein „Schwarzes Loch“ (). Bei diesem gravitativen Kollaps wird nochmals kurzzeitig so viel an Energie frei, daß die äußeren Sternschichten abgestoßen werden (Supernova): die Entstehung der schwersten chemischen Elemente wird möglich.

Bei den im Weltall sehr häufigen Doppelsternen dürften noch besondere Komplikationen in dem Entwicklungsweg der beiden Komponenten eintreten. So besteht z.B. Sirius aus einem massereichen und leuchtmächtigen Hauptstern und einem Weißen Zwergstern () mit nur halber Masse. Eigentlich müßte sich der massereichere Stern schneller entwickelt haben und heute ein Weißer Zwerg sein, doch war offenbar der heutige Begleiter des Sirius ursprünglich der Stern größerer Masse. Er entwickelte sich rasch zu einem Roten Riesenstern (). Ein beträchtlicher Teil der Materie strömte zu seinem ehemals masseärmeren Begleiter über. Er selbst wurde zu einem Weißen Zwerg, während der ehemals masseärmere Stern einen so großen Massezuwachs bekommen hat, daß er nun an Masse überwiegt. Natürlich noch viel mehr an Leuchtkraft!

Mit der Turbulenztheorie von Carl Friedrich von Weizsäcker (1912-2007) versucht man die Entstehung eines Planetensystems durch Wirbelbildungen in einem die Sonne umgebenden Nebel zu erklären. Hierzu gehört auch die Auffassung, daß Magnetfelder bei der Entstehung der Planeten eine bedeutende Rolle gespielt haben könnten, oder die Meinung von G.P. Kuiper (1905-1973), unser Planetensystem sei eine Art mißglückter Doppelstern. Halten wir also fest, daß unsere Sonne in ihren Urstadien ein solarer Nebel umgab, der zunächst fast ausschließlich aus Gas bestand und eine Temperatur von ca. 2000 K besaß. Dieser Nebel verdankte seine Existenz der Verdichtuung einer interstellaren Molekülwolke. Dabei spielte vielleicht auch die von einer nahen Supernova () ausgehende Schockwelle eine nicht zu unterschätzende Rolle. Da unsere Sonne sicher nach ihrer Entstehung einem Sternhaufen (z.B. offene Sternhaufen, Kugelsternhaufen, Sternassoziationen) angehörte, ist es ziemlich wahrscheinlich, daß ein verhältnismäßig naher massereicher Stern bereits nach wenigen Millionen Jahren eine Supernova-Ausbruch erfuhr. Allmählich kühle der solare Urnebel ab. Wurde eine Temperatur von ca. 1600 K unterschritten, so konnten sich mikroskopisch kleine feste Partikel von Aluminium-, Titan- und Calciumoxiden bilden; kühlte sich der Nebel weiter auf 1400 K ab, so entstanden bereits Nickel-Eisen-Körner; bei ca. 1300 K konnten Silikate und Eisensilikate gebildet werden, einschließlich Enstatit, Pyroxen und Olivin; bei einem Absinken auf etwa 600 K bildeten sich Sulfate, ab 0°C Wassereiskörner und bei entsprechend noch tieferen Temperaturen auch Eispartikel aus Kohlendioxid, Ammoniak und Methan. Letzters dürfte sich vor allem in den kühleren, äußeren Teilen des solaren Urnebels abgespielt haben. Diese kleineren Körner verschmolzen untereinander zu größeren Klumpen, die bereits mehrere Meter, später einige hundert Meter Durchmesser gehabt haben könnten: diese frühen Kleinkörper im Planetensystem heißen „Planetesimale“. Praktisch alle Staubpartikel bewegten sich in derselben Richtung um die Sonne und hatten bei gleichem Abstand von dieser gemäß den Keplerschen Gesetzen () dieselbe Bahngeschwindigkeit. Es gab also keine Frontalkollisionen! ().  Hatten sich etwas größere Planetesimale dann auch vielleicht mit einer Staubschicht überzogen, so konnten darin kleinere Staubteilchen „steckenbleiben“. Schließlich erreichten die zusammengefügten Körper vermutlich eine so große Masse, daß allein die Schwerkraft neben weiteren zufälligen Kollisionen zu einem weiteren Ansammeln von Materie führte.

Unser Sonnensystem muß also in seiner Frühzeit vor etwa 4,8 Milliarden Jahren von Kleinkörpern übersät gewesen sein. Vereinfachte Modellrechnungen mit Computern haben in letzter Zeit gezeigt, daß auf diese Weise durchaus Planeten entstehen können. Durch den damaligen gewaltigen Sonnenwind verloren die sonnennächsten Planeten die leichtesten Elemente Wasserstoff und Helium, während die sonnenfernen Planeten gerade diese leichtesten Elemente behalten konnten. Die Wasserstoffhüllen der sonnennahen Planeten wurden einfach weggefegt. Dafür waren die äußeren Planeten zu weit entfernt. Sie verloren nur einen Teil ihrer ursprünglichen Hülle. Aber auch die geringe Schwerebeschleunigung an der Oberfläche der inneren und kleineren Planeten führte zu einem Abdriften der leichten Gase, weil die Geschwindigkeit ihrer Atome bzw. Moleküle die Entweichungsgeschwindigkeit dieser Planeten häufig überschritt. Vor allem den innersten Planeten entging durch diese Vorgänge rund 99% ihrer ursprünglichen Masse. Die Zeitdauer, die zur Bildung der Planeten benötigt wurde, war bei den inneren Planeten kürzer als bei den äußeren Planeten. Die Erde dürfte kaum 10 Millionen Jahre, der Neptun 300 Millionen Jahre zur Kondensation benötigt haben. Bei mehreren Planeten kam es schließlich auch zu einer Differentiation der einzelnen Stoffe: Schwere Elemente, wie z.B. Eisen und Nickel, sanken in die Tiefe, leichtere Elemente wanderten an die Kruste der Planeten. Dies war allerdings nur nach einem erneuten Aufschmelzungsprozeß der Planeten möglich, der die Folge einer inneren Aufheizung war, z.B. durch radioaktive Prozesse. Noch heute sind ja z.B. die hohen Temperaturen im Erdinnern im wesentlichen eine Folge der natürlichen Radioaktivität.

Die Sonne wird insgesamt 10 Milliarden Jahre, also auch in ihrer weiteren Entwicklung auf der Hauptreihe des Hertzsprung-Russel-Diagramms () bleiben. Von den 10 Milliarden Jahren an Kernfusionsarbeit hat sie bereits etwa 4,8 Milliarden Jahre hinter und noch 5,2 Milliarden Jahre vor sich; doch wahrscheinlich hat sie sogar schon die Hälfte ihres Arbeitsalters erreicht () ! Die Leuchtkraft der Sonne nimmt bereits heute langsam zu. Nach 500 Millionen Jahren dürfte sie um immerhin 10% angestiegen sein. Möglicherweise wird schon zu dieser Zeit das „höhere Leben“ auf der Erde allmählich zu Ende gehen. (). Und nach etwa 3 Milliarden Jahren wird die Helligkeit der Sonne um 50% gestiegen sein. Im „Fast-Renten-Alter“ von etwa 10 Milliarden Jahren wird alles viel schneller gehen: als Roter Riese () wird unsere Sonne eine 1000fache Leuchtkraft im Vergelich zur Gegenwart erreicht haben; der Sonnendurchmesser wird auf 60 Millionen km steigen (zur Zeit beträgt er 1,392 Millionen km ), die Leuchtkraft um das 300fache. Auf der Erde werden dann Temperaturen von nahezu 800°C herrschen. Kurzzeitig wird es auf der Sonne zu einem Heliumblitz kommen, dem Einsetzen des Heliumbrennens () im Innern unter der Bedingung der Entartung eines Gases; denn das ist ein Entwicklungsstadium aller Roten Riesen. Dabei wird die Leuchtkraft unserer Sonne vorübergehend wieder auf das 50fache im Vergelich zum heutigen Wert sinken, aber danach wird sich die Sonne sogar zu einem Roten Überriesen aufblähen und 10000mal heller leuchten als heute. (). Natürlich wird sie dabei auch anschwellen; sie wird Merkur und Venus verschlucken und auch die heutige Erdbahn erreichen; doch weil die Sonne im Riesenstadium durch einen ausgeprägten Sonnenwind etwa 10% ihrer Masse verlieren wird - bis heute hat die Sonne seit ihrer Geburt durch den Sonnenwind bereits mindestens 0,1% ihrer Masse (eine Jupitermasse) verloren -, wird sich wegen der nachlassenden Sonnengravitation die Erdbahn erweitert haben. Unser Planet wird dann vielleicht doppelt so weit von der Sonne entfernt sein wie heute (), noch weiter als heute Mars und einige der ersten Kleinplanten (), und deshalb gerade noch der Zerstörung in der Sonne entgehen können. Vielleicht wird sich dann auch ein planetarischer Nebel () um die Sonne bilden. Im Zentrum wird jedenfalls ein Weißer Zwergstern () übrigbleiben. Und dieser Weiße Zwergstern, unsere Sonne, wird danach im Laufe der Zeit allmählich abkühlen. Da Weiße Zwergsterne wegen ihrer thermischen Energie noch mindestens 10 Milliarden Jahre weiter leuchten können - ihre absolute Helligkeit beträgt allerdings nur 8^m bis 16^m () - und danach zu Schwarzen Zwergsternen () werden, wird auch unsere Sonne erst nach Durchlaufen des Stadiums eines Weißen Zwergsterns zu einem Schwarzen Zwergstern werden. Ein Körper aus kaltem, entartetem Gas wird sie dann sein. Der Schwarze Zwergstern wird das Endstadium unserer Sonne sein.

Interplanetare Materie - das heißt die z.B. in unserem Sonnensystem zwischen den Planeten ausgebreitete Materie - besteht aus kleinen festen Teilchen (Staub) und Gas. Die interplanetaren Staubteilchen haben nur einen Durchmesser zwischen 0,1 und 100 µm und eine Masse zwischen 10^-15 und 10^-6 g. Nach oben hin gehen diese Teilchen sogar allmählich über in die Kategorie der Meteoroiden () und Kleinplaneten (). Die interplanetare Staubwolke ist im wesentlichen in der Ebene der Planetenbahnen ausgebreitet. Die Gesamtmasse des Staubs beträgt etwa 10¹⁷ und 10²¹ g. Die Dichte der Staubwolke in der Nähe unserer Erde liegt bei etwa 10^-19 und 10^-23 g/cm³. Das interplanetare Gas besteht aus Wasserstoff-Atomkernen (also Protonen), Helium-Atomkernen, einigen Kernen schwererer Atome sowie aus Elektronen. Dabei handelt es sich im wesentlichen um den Sonnenwind, also die Materie, die von der Sonne dauernd abströmt. In Erdnähe beträgt die Dichte der Protonen 3 bis 15 Teilchen pro cm³. Die Geschwindigkeiten betragen im allgemeinen rund 470 km/h, was einem Teilchenfluß von 400 Millionen pro cm² und Sekunde entspricht. Das interplanetare Gas erfüllt insgesamt die sogenannte Heliosphäre, also den Bereich um die Sonne, in dem das solare Magnetfeld ausgebreitet ist und der Sonnenwind wirksam ist - er ist birnenförmig aufgebaut und reicht bis zu einer Entfernung von etwa 6 bis 15 Milliarden km (zum Vergleich: Sonne-Pluto-Entfernung = 4,425 bis 7,375 Milliarden km). Je nach Sonnenaktivität kann die Teilchendichte aber auch auf das 100fache ansteigen - dasselbe gilt für die Geschwindigkeiten, die über 1500 km/s erreichen können. Ein kleiner Betrag des interplanetaren Gases stammt auch von der Diffusion aus Planetenatmosphären und der Koma von Kometen (), sowie aus dem interstellaren Gas ().

Kometen sind Körper, die aus Gasen und festen Teilchen bestehen und meist um unsere Sonne laufen. Eigentlich besteht ein Komet aus Eis- und Staubteilchen, die den sogenannten Kern des Kometen bilden, der ein Durchmesser von etwa 1 bis 100 km besitzt. Seine Masse liegt zwischen etwa 10¹⁰ und 10¹⁵ Tonnen. Die Eispartikel bestehen aus gefrorenem Kohlenmonoxid, Kohlendioxid, Methan, Wassereis u.s.w.. Vermutlich gibt es rund 100 Milliarden Kometenkerne in einer „zirkumsolaren“ Kometenwolke, die sich um unser eigentliches Planetensystem herum befindet und bis in Entfernungen von 40 000 und 150 000 AE hinausreicht (vgl. z.B. die Oortsche Wolke: 40 000 bis 150 000 AE, also die 1000 bis 3750fache Pluto-Entfernung). Ferner besteht schon knapp hinter der Neptunbahn (30,1 AE) eine weitere Kometenwolke: der Kuiper-Ring. Vermutlich handelt es sich bei den Kometen um Reste der Urwolke, aus der unser Planetensystem entstand. (). Die Kometenkerne bewegen sich meist in langgestreckten Ellipsen und mit Umlaufzeiten von Hunderten bis Millionen Jahren um unsere Sonne. Läuft ein Komet im mittleren Bereich unseres Planetensystems, so verdampft ein Teil der Eispartikel des Kometenkerns unter der Einwirkung der Sonnenstrahlung und bildet eine Hülle aus Wasserdampf, Kohlenmonoxid, Hydroxyl (eine Wasserstoff-Sauerstoff-Verbindung) und anderen Molekülen. (). Sie enthalten vor allem Kohlenstoff, Sauerstoff, Wasserstoff und Stickstoff - die 4 wichtigsten Elemente für das Leben! (Vgl. Bild). Diese sogenannte Koma besitzt einen Durchmesser von 50 000 bis 150 000 km oder auch über 1 000 000 km. Kern und Koma zusammen bilden den Kometenkopf. Befindet sich ein Komet im inneren Planetensystem, so werden durch die hier sehr starke Wirkung des Sonnenwinds (durch ihn hat die Sonne seit ihrer Geburt mindestens 1 Tausendstel ihrer Masse - eine Jupitermasse!- verloren) Gasteilchen aus der Koma von der Sonne weggerissen und bilden den Kometenschweif. Sowohl die Koma als auch der Schweif enthalten aber auch Staubteilchen. Andererseits können auch die Moleküle in elektrisch geladene Teilchen zerfallen. Das so entstehende Plasma () enthält vor allem ionisierte Moleküle von Kohlenmonoxid, Kohlendioxid und Stickstoff. Bei der Struktur der Kometenschweife, die häufig eine korkenzieherartige Verdrillung zeigen, ist auch das interplanetare Magnetfeld beteiligt. Durch Plasmaschwingungen in den Schweifen kann eine Radiostrahlung erzeugt werden. Läuft ein Komet bei seinem Eindringen aus der Oortschen Wolke oder dem Kuiper-Ring in unser Planetensystem verhältnismäßig nahe an einem der großen Planeten, wie z.B. Jupiter, vorbei, so kann seine Bahn derart gestört werden, daß er künftig in einer kurzperiodischen Ellipse die Sonne umläuft. So entsteht eine Kometenfamilie. (Vgl. z.B. die „Jupiterfamilie“ ).

Ein Komet kann nicht unbegrenzte Zeit die Sonne auf einer kurzperiodischen Bahn umlaufen.
Im Durchschnitt dürfte die „Lebenserwartung“ nur etwa 100 Periheldurchgänge ausmachen.
Tatsächlich läßt sich bei vielen Kometen eine allmähliche Helligkeitsabnahme feststellen.

Einige Daten zur Sonne

Masse	Durchmesser	Radius	Volumen	Mittlere Dichte
1,99 • 1033 g	1,392 Mio. km	0,696 Mio. km	1,41 • 1033 cm³	1,41 g/cm³
Die Masse der Sonne entspricht also etwa 333 000 Erdmassen (ca. 1000 Jupitermassen), der Durchmesser der Sonne etwa 109 Erddurchmesser (ca. 9,75 Jupiterdurchmesser).
Neigung	Oberfläche	Spektraltyp	Leuchtkraft	Helligkeit
7°15'	6,09 • 1022 cm²	G2	Klasse V	+4m,87
Die Entfernung Sonne-Erde beträgt im Perihel 147,1 Mio. km, im Aphel 152,1 Mio. km. Die mittlere Entfernung Sonne-Jupiter beträgt 778,3 Mio. km.

Innerer Aufbau der Sonne

Einige Daten zu den Planeten

Pluto, Quaoar (2002 entdeckt), Eris (2003 entdeckt), Sedna (2003 entdeckt) u.a. sind Zwergplaneten. Quaoar, der für seinen Umlauf 288 Jahre braucht und durchschnittlich etwa 6,4 Milliarden km (43 AE) von der Sonne entfernt ist, hat einen Durchmesser von etwa 1280 km (ca. 0,1 Erddurchmesser). Sednas Größenangaben sind zwar noch unsicher, aber wohl nur nur wenig geringer als die von Pluto. Zur Zeit der Entdeckung befand sich Sedna im Perihel, nämlich in 11,4 Milliarden km (76 AE) Entfernung zur Sonne, und im Aphel sind es sogar 130 Milliarden km (= 867 AE), das heißt: Sednas Bahn ist extrem exzentrisch. Sedna könnte also vielleicht sogar ein Mitglied der Oortschen Wolke sein, während Pluto zum Kuiper-Ring (auch Kuiper-Gürtel genannt) gehört. Im Kuiper-Ring und in der Oortschen Wolke werden noch zahlreiche andere Himmelskörper von vergleichbarer Größe vermutet. Nicht Pluto (Durchmesser = 2302 km), sondern Eris (Durchmesser = 2450 km) ist der größte bekannte Zwergplanet unseres Sonnensystems. Doch auch er ist immerhin noch kleiner als der Neptunmond Triton (Durchmesser = 2704 km), und sogar bei weitem kleiner als z.B. der Jupitermond Europa (Durchmesser = 3138 km), der Erdmond (Durchmesser = 3464 km), der Jupitermond Io (Durchmesser = 3630 km), der Jupitermond Kallisto (Durchmesser = 4800 km), der Planet Merkur (Durchmesser = 4878 km), der Saturnmond Titan (Durchmesser = 5150 km), der Jupitermond Ganymed (Durchmesser = 5262 km) oder der Planet Mars (Durchmesser = 6794 km), wobei schon Kallisto, Merkur und Titan mehr als zweimal größer sind als Pluto. Wenn man bedenkt, daß schon der Erdmond um das 1,5fache größer ist als Pluto, und sich einmal vorstellt, Pluto wäre unser Mond, dann hätten wir nur noch einen Zwei-Drittel-Mond. Auch angesichts der Tatsache, daß der größte zwischen den Bahnen von Mars und Jupiter befindliche Kleinplanet Ceres einen Durchmesser von 1020 km hat, läßt sich die Frage, ob Pluto doch nur ein Kleinplanet ist, eher bejahen.

Sonnensystem

Jupitersystem

Da man das Sonnensystem in 4 Bereiche einteilen und mit dem „Mini-Sonnensystem“ des Jupiter () gut vergleichen kann, könnte man den Bereich der äußersten Planeten (vgl. 4. Bereich) als eine „aufgehobene Synthese“ () und die inneren Planten (vgl. 2. Bereich) als eine „gesetzte These“ () betrachten, damit der Begriff der äußersten Planeten die inneren Planeten in erhöhter Form in sich bewahrt („aufhebt“); denn dann wären Pluto und Co. als Planeten (im Sinne der inneren Planeten) zu verstehen. Dann aber müßten wir auch diejenigen äußersten Planeten als Planeten begreifen, die noch kleiner sind als z.B. Pluto (Durchmesser = 2302 km) und Sedna (Durchmesser = 1180 oder 2360 km). Wo aber liegt dann die Grenze?  Ein typisches Problem für Abendländer: „Wir kennen keine Grenze.“ (Oswald Spengler, Preußentum und Sozialismus, 1919, S. 24). Den 4. Bereich des Sonnesystems könnte man auch Kuiper-Ring-Oortsche-Wolke (KROW) nennen. Doch sollte man den gesamten 4. Bereich, und zwar sowohl den des Sonnensystems als auch den des Jupitersystems, als einen Sonderfall systemischer Miniaturextreme ansehen.

Um einmal deutlich zu machen, welche unterschiedlichen Dimensionen Sterne haben können, sei erwähnt, daß der Rote Überriese VY Canis Majoris etwa 1800- bis 2100mal größer als der Gelbe Zwerg Sonne (G2-Stern). Das entspricht einem Verhältnis zwischen Sonne und einem kleinen Objekt mit einem Durchmesser von etwa 700 bis 800 km. Eine andere Überraschung dürfte sein, daß Jupiter fast ein Brauner Zwerg geworden wäre.

Größenverhältnis von Sonne, Jupiter und Erde .		Größenverhältnis von Sonne (Gelber Zwerg, G2-Stern), Gliese 229A (Roter Zwerg), Teile 1 (Brauner Zwerg), Gliese 229B (Brauner Zwerg) und Jupiter (Planet).		Größenverhältnis von Sonne (Gelber Zwerg, G2-Stern) und VY Canis Majoris (Roter Überriese).

Ionisierung

Ionen sind Atome (), Moleküle (), Molekülteile oder Elementarteilchen (), die eine elektrische Ladung - negativ oder positiv - tragen. Ionisierung oder Ionisation ist die Entstehung von Ionen aus zunächst neutralen Atomen oder Molekülen. Hierzu muß dem Atom eine bestimmte Ionisierungsenergie zugeführt werden, sei es durch Stoß mit schnelleren Teilchen (Stoß-Ionisation), durch hohe Temperaturen (Temperatur-Ionsation) oder durch eine enrgiereiche Strahlung (Photo-Ionisation). Am geläufigsten ist der Vorgang der Ionisation eines ursprünglich neutralen Atoms, das danach eine positive Ladung zeigt; die abgetrennten Elektronen sind dagegen negativ geladen. Bei Atomen, die über mehrere Elektronen verfügen, also bei allen Atomen mit einer höheren Ordnungszahl als Wasserstoff (1), kann mehrfache Ionisation auftreten. So bezeichnet man z.B. neutrales Eisen mit Fe I, einfach ionsiertes Eisen, bei dem die Atome jeweils 1 Elektron verloren haben, mit Fe II, zweifach ionisiertes Eisen mit Fe III u.s.w.. Der umgekehrte Vorgang zur Ionisation ist die Rekombination, d.h. das Einfangen eines Elektrons durch ein positives Ion, insbesondere durch ein Atomkern. Die dabei frei werdende Energie wird häufig im Bereich des sichtbaren Lichts abgestrahlt und als Rekombinationsleuchten bezeichnet.

Plasma ist ein ionisiertes Gas, aus elektrisch geladenen Teilchen (Ionen und Elektronen) zusammengesetzt, d.h. es ist ein aus freien Elektronen und Ionen bestehendes Gas, ein elektrisch leitendes und im allgemeinen sehr heißes Gemisch aus frei beweglichen negativen und positiven Ladungsträgern sowie elektrisch neutralen Atomen und Molekülen, die sich - ähnlich wie Atome und Moleküle eines Gases - in ständiger ungeordneter Wärmebewegung befinden, wobei in einem voll-ionisierten Plasma keine oder nur vernnachlässigbar wenige Neutralteilchen enthalten sind. Plasma enthält in jedem Augenblick sehr viele Photonen (). Zwischen diesen Plasmateilchen erfolgen fortwährend mikrophysikalische Prozesse (z.B. Anregung, Ionisation, Strahlungsemission, Dissoziation, Rekombination). Das Plasma erscheint nach außen als elektrisch neutral, sofern gleich viele positive und negative Ladungsträger vorhanden sind (quasi-neutrales Plasma). Wegen der freien Beweglichkeit seiner Ladungsträger besitzt Plasma eine relativ große elektrische Leitfähigkeit, die mit zunehmender Temperatur infolge Zunahme der Zahl der Ladungsträger und ihrer Beweglichkeit rasch anwächst. In einem Plasma sind daher die Eigenschaften eines Gases mit denen elektrisch leitfähiger Materie kombiniert.

Der Plasmazustand wird auch als der 4. Aggregatzustand der Materie neben fest, flüssig und gasförmig bezeichnet. Im Weltall kommt der Plasmazustand häufig vor. Materie im Plasmazustand sind z.B. ionisierte Flammengase, das Gas in mehr oder weniger großen Gebieten des Entladungsraums einer Gasentladung, die bei Wasserstoffbomben-Explosionen auftretenden und in Kernfusionsexperimenten erzeugten Plasmen, die Ionosphäre (), große Teile der interstellaren Materie () sowie die Materie in Sternatmosphären und Sterninneren. Das Plasma kann kontrolliert auf extrem hohe Temperaturen gebracht werden, und bei diesen Temperaturen können Fusionsreaktionen ablaufen, die zu einer starken Energiefreisetzung führen. In letzter Zeit spielt z.B. die Plasmaphysik eine immer bedeutendere Rolle, besonders auch im astrophysikalischen Anwendungsbereich. Eine der Ursachen für die Entstehung einer „nicht-thermischen“ Radiostrahlung sind z.B. auch Plasmaschwingungen. Die Strömungen in einem Plasma werden von der Magnetohydrodynamik untersucht. Sie beschäftigt sich mit den Bewegungen der elektrisch geladenen Teilchen in einem Magnetfeld und dient in der Astrophysik besonders der Erklärung von Sonnenflecken () und anderen Phänomenen. Man kann jede Materie, indem man ihren atomaren Bestandteilen hinreichend viel Energie zuführt, in den Plasmazustand, also in den 4. Aggregatzustand, überführen.

Anmerkungen:

Antimaterie ist die Form von Materie, die aus den sogenannten Antiteilchen zusammengesetzt ist. Unter Antiteilchen versteht man solche Elementarteilchen (), die dieselben Eigenschaften wie die „normalen“ Elementarteilchen () besitzen bis auf eine umgekehrte elektrische Ladung oder ein umgekehrtes magnetisches Moment. (Vgl. Elektromagnetismus und die anderen drei Wechselwirkungen ). Bei der Wechselwirkung von normaler Materie mit Antimaterie entsteht häufig eine vollkommene Zerstrahlung (Annihilation). Bisher wurde Antimaterie im Universum nur in geringen Mengen aufgefunden. Gäbe es größere Mengen an Antimaterie im Universum, so müßten bei den sich ständig ereignenden Wechselwirkungen mit „normaler“ Materie heftige Zerstrahlungsprozesse zu beobachten sein. Dies ist aber nicht der Fall. Zwar wurden Antiteilchen vermutlich in den ersten Bruchteilen einer Sekunde nach Entstehung des Weltalls in fast genauso großer Zahl wie „normale“ Teilchen gebildet - sie zerstrahlten zusammen völlig -, doch die „normale“ Materie zeigte vermutlich einen Überschuß von 1 Teilchen auf 1 Milliarde Antiteilchen. (Vgl. Hadronen-Ära und Leptonen-Ära). Dieser winzige Überschuß fand zur Annihilation keine Partnerteilchen mehr und bleib übrig. Es ist die Materie, die im wesentlichen unser heutiges Universum erfüllt.

Daß die Hadronen (und deren Antiteilchen) zu den Elementarteilchen () zählen, obwohl sie ja schon aus Elementarteilchen, den Quarks, bestehen, kann auch bezweifelt werden: „Protonen und Neutronen sind keine Elementarteilchen, sondern besitzen eine innere Struktur. Beide sind aus je drei Quarks aufgebaut: das Proton aus zwei Up-Quarks und einem Down-Quark, das Neutron aus einem Up-Quark und zwei Down-Quarks. ... Bezeichnet man die Elementarladung eines Elektrons mit e₀, so besitzt das Up-Quark die Ladung + ²/₃e₀, das Down-Quark die Ladung - ²/₃e₀. Die Ladungssumme der im jeweiligen Nukleon vereinigten Quarks ergibt für das Proton den Wert + e₀ und für das Neutron den Wert Null, so wie es sein muß, damit das Proton nach außen als Ganzes elektrisch positiv erscheint und das Neutron elektrisch neutral. Aus der Tatsache, daß das Down-Quark geringfügig schwerer ist als das Up-Quark, erklärt sich auch die gegenüber dem Proton etwas größere Masse des Neutrons. Mittels der schwachen Kernkraft () können sich Neutronen in Protronen umwandeln, ein Vorgang, der insbesondere beim so genannten b-Zerfall radioaktiver Elemente zu beobachten ist. Dabei entsteht aus einem Kernneutron ein Proton, und ein Elektron und ein Antineutrino verlassen den Kern. Bei diesem Prozeß wandelt sich ein Down-Quark des Neutrons in ein Up-Quark um, so daß ein Proton mit zwei Up-Quark und einem Down-Quark entsteht. Die Massendifferenz zwischen Neutron und Proton steckt in dem Elektron und dem Antineutrino. ... Das derzeit gültige Standardmodell der Teilchenphysik ... umfaßt insgesamt sechs verschiedene Quarks mit der Bezeichnung up, down, strange, charme, top und bottom (), welche die Symmetrieeigenschaften der Teilchen beschreiben. ... Vervollständigt werden die Elementarteilchen durch sechs Leptonen: dem Elektron e, dem Elektron-Neutrino v_e, dem Myon m^-, dem Myon-Neutrino, dem Tau t^- und dem Tau-Neutrino v_t. () ... Neutrinos entstehen sowohl bei radioaktiven Zerfalls- als auch bei Kernfusionsprozessen, wie sie beispielsweise in der Sonne ablaufen. ... Man teilt die Elementarteilchen in drei Familien auf (I: Elektron, Elektron-Neutrino, Up-Quark, Down-Quark; II: Myon, Myon-Neutrinoi, Charm-Quark, Strange-Quark; III: Tau, Tau-Neutrino, Top-Quark, Bottom-Quark). Eigenartigerweise benutzt die Natur jedoch nur die Teilchen der ersten Familie, um die gesamte baryonische Materie des Universums aufzubauen, aus der die Planeten, die Sterne und die Galaxien bestehen. Warum und zu welchem Zweck sich die Natur den Luxus zweier weiter Teilchenfamilien leistet, ist bis heute nicht geklärt.“ (Harald Lesch, Big Bang, zweiter Akt, 2003, S. 85-87). - Die Kleinsten in unserem Universum sind eigentlich Wellen und Teilchen gleichzeitig, also immer nur Tendenzen, und können bekanntlich an verschiedenen Orten gleichzeitig sein.

Isotope (zu griech. ísos „gleich“ und tópos „Platz“; bezogen auf die gleiche Stelle im Periodensystem ) bedeutet Atomkerne mit derselben Ordnungszahl, aber unterschiedlicher Massenzahl bzw. Zahl der Kernteilchen. Die chemischen Eigenschaften der Isotope desselben Elements sind gleich. Isotope stehen deshalb auch an der Stelle, an der die „normalen“ (chemischen) Elemente des Periodensystems () stehen. Die einzelnen Isotope eines Elements können stabil oder instabil, d.h. radioaktiv sein. Man unterscheidet weiterhin natürliche radioaktive und künstliche radioaktive Isotope. Fast alle in der Natur auftretenden Substanzen stellen eine Mischung aus verschiedenen Isotopen dar. So besteht z.B. Wasserstoff zu 99,98% aus Atomkernen, die nur aus 1 Proton bestehen; fast 0,02% entfallen aber auf den schweren Wasserstoff (Deuterium) mit 1 Proton und 1 Neutron als Kernteilchen, während der Rest den überschweren Wasserstoff (Tritium) betrifft, der allerdings in der freien Natur kaum noch existiert, dafür aber um so mehr als künstliches radioaktives Isotop - mit einer Halbwertszeit von 12 Jahren.

Die Ordnungszahl (Atomnummer, Kernladungszahl) steht für die Zahl der Protonen im Atomkern. Sie ist gleichbedeutend mit der laufenden Nummer im Periodensystem der Elemente. (Vgl. Abbildung links unter dem Element-Zeichen).

Atomgewicht bedeutet mittlere Atommasse eines bestimmten chemischen Elements (), unter Berücksichtigung aller beteiligten Isotope (), ausgedrückt in Einheiten der Atommasse. Beispiel: Sauerstoff (O) hat als Element das Atomgewicht 15,999..., denn sein Atomkern besteht aus 8 Protonen (daher die Ordnungszahl 8) und 8 Neutronen (daher die Atomzahl 16); isotopisch aber ist das Atomgewicht unterschiedlich, z.B. als Sauerstoff 17 (= 8 Protonen und 9 Neutronen) oder Sauerstoff 18 (= 8 Protonen und 10 Neutronen) u.s.w.. Im Periodensysten der Elemente steht Sauerstoff jedoch immer als „Normalfall“: Sauerstoff 16 (= 8 Protonen und 8 Neutronen) bzw. 15,999... . (Vgl. Abbildung rechts unter dem Element-Zeichen).

Molekül ist ein aus zwei oder mehreren Atomen zusammengesetztes Gebilde. Es ist die kleinste Einheit eines bestimmten chemischen Stoffs. Also: die kleinste Einheit der chemischen Verbindungen, das nach außen neutrale und als Molkül-Ion () elektrisch geladene kleinste Teilchen eines Stoffs.

Nach Atomzahl: 1.) Wasserstoff (H), Ordnungszahl: 1 2.) Helium (He), Ordnungszahl: 2 3.) Sauerstoff (O), Ordnungszahl: 8 4.) Kohlenstoff (C), Ordnungszahl: 6 5.) Stickstoff (N), Ordnungszahl: 7 6.) Neon (Ne), Ordnungszahl: 10 7.) Eisen (Fe), Ordnungszahl: 26 8.) Silicium (Si), Ordnungszahl: 14 9.) Magnesium (Mg), Ordnungszahl: 12 10.) Schwefel (S), Ordnungszahl: 16 11.) Argon (Ar), Ordnungszahl: 18 12.) Aluminium (Al), Ordnungszahl: 13  ...    u.s.w. ...

Nach Masse: 1.) Wasserstoff (H), Ordnungszahl: 1 2.) Helium (He), Ordnungszahl: 2 3.) Sauerstoff (O), Ordnungszahl: 8 4.) Kohlenstoff (C), Ordnungszahl: 6 5.) Eisen (Fe), Ordnungszahl: 26 6.) Neon (Ne), Ordnungszahl: 10 7.) Stickstoff (N), Ordnungszahl: 7 8.) Silicium (Si), Ordnungszahl: 14 9.) Magnesium (Mg), Ordnungszahl: 12 10.) Schwefel (S), Ordnungszahl: 16 11.) Argon (Ar), Ordnungszahl: 18 12.) Nickel (Ni), Ordnungszahl: 28  ...    u.s.w. ...

Hat sich bei einem Stern mit weniger als 1,44 Sonnenmassen im Sternkern genügend Eisen angesammelt, kolabiert er, und es entsteht ein Weißer Zwergstern (), bei Sternen mit mehr als 1,44 Sonnenmassen ein Neutronenstern () und bei Sternen mit mehr als 3 Sonnenmassen ein „Schwarzes Loch“ (). Bei diesem gravitativen Kollaps wird nochmals kurzzeitig so viel an Energie frei, daß die äußeren Sternschichten abgestoßen werden (Supernova): die Entstehung der schwersten chemischen Elemente wird möglich.

„Massereich“ sind Sterne - je nach Aspekt () - mit mehr als 1,44 oder mit mehr als 3 oder mit mehr als 8 Sonnenmassen: „Die Entwicklungsphasen von Sternen, deren Anfangsmassen größer sind als acht Sonnenmassen, laufen anders ab, wobei sich insbesondere das Ende weitaus dramatischer gestaltet. Am Beispiel eines 20-Sonnenmassen-Sterns läßt sich das gut studieren: Im Anfangsstadium verlaufen die Lebenswege massereicher und massearmer Sterne noch parallel. Beide Arten beginnen in der Kernzone mit dem Wasserstoffbrennen, gefolgt vom Heliumbrennen. Was die Dauer der Brennphasen betrifft, so besteht allerdings ein wesentlicher Unterschied. Während ein Stern wie unsere Sonne rund zehn Milliarden Jahre von seinem Wasserstoffvorrat lebt, verheizt ein 20-Sonnenmassen-Stern seinen Brennstoff in wenigen Millionen Jahren. Das Heliumbrennen läuft noch schneller ab, es ist bereits nach einigen hunderttausend Jahren beendet. Jetzt trennen sich die Lebenswege der massereichen und der massearmen Sterne. Während das Kernbrennen bei den massearmen Sternen mit dem Heliumbrennen beendet ist, kollabiert der Kern der schweren Sterne weiter, bis die Temperatur im Inneren den für das nun folgende Kohlenstoffbrennen nötigen Wert von etwa 700 Millionen Kelvin erreicht. Das funktioniert, weil die ursprüngliche Sternmasse so groß war, daß trotz der Sternwinde noch ein ausreichend schwerer Kern verbleibt, dessen Masse für entsprechend starke Gravitationskräfte sorgt. Für das Kohlenstoffbrennen, bei dem nun in großem Umfang Natrium, Neon und Magnesium fusioniert werden, braucht der Stern nur noch etwa 1000 Jahre. Es bereitet jetzt keine Probleme mehr, den weiteren Fortgang der Ereignisse zu erraten: Ist auch der Kohlenstoffvorrat verbrannt, so laufen wieder die gleichen Prozesse ab, die wir schon kennen. Der Kern verdichtet sich weiter, und Druck und Temperatur steigen nochmals an. Bei etwa einer Milliarde Grad startet das so genannte Neonbrennen, wobei Magnesium, Silizium und Schwefel erzeugt werden. Ab zwei Milliarden Grad beginnt das Sauerstoffbrennen mit Silizium und Schwefel als Fusionsprodukt, und schließlich, bei drei Milliarden Grad, wird Silizium zu Eisen und Nickel verbrannt. Die Brennphasen dauern von Stufe zu Stufe immer kürzer. Das Neonbrennen ist nach etwa zehn Jahren beendet, das Sauerstoffbrennen in einem Jahr, und für die Fusion von Silizium zu Eisen und Nickel benötigt der Stern nur noch wenige Stunden. Mit dem Siliziumbrennen bricht die Kernreaktionskette ab. Eine Fusion der Eisenatome würde keine Energie mehr liefern, vielmehr müßte Energie von außen zugeführt werden, um ein Verschmelzen in Gang zu setzen. Das nukleare Feuer ist also endgültig erloschen. Was nun folgt, gehört mit zu den spektakulärsten Ereignissen, die das Universum zu bieten hat. ... Der Kern des anfänglich 20 Sonnenmassen schweren Sterns ist nach all den vorausgegangenen Brennphasen und vor allem durch die verlustreichen Sternwinde schließlich auf etwa 1,5 Sonnenmassen geschrumpft. Nun regiert erneut die Schwerkraft, und zum wiederholten male kontrahiert der kern. Jetzt beginnen Prozesse, in deren Verlauf eine große Menge Neutrinos freigesetzt wird, die den Stern nahezu ungehindert verlassen und damit in enormen Umfang Energie abführen. Dadurch kühlt die Kernregion rasch ab, der Druck im Inneren sinkt rapide, und die Schwerkraft preßt den Kern noch weiter zusammen. Schließlich verschmelzen sogar die vorhandenen Elektronen mit den Protonen, so daß ein superdichter Neutronenstern sowie eine Unmenge weiterer Neutrinos entstehen. Da nun auch der stabilisierende Druck der Elektronen wegfällt - der Druck kommt dadurch zustande, daß die Elektronen unterschiedliche Energieniveaus besetzen und somit beliebig eng zusammenrücken können -, bricht der Stern im Bruchteil einer Sekunde unter seiner eigenen Schwerkraft zusammen. Die jetzt auf den Neutronenkern niederprasselnden äußeren Sternschichten verursachen gewaltige Druckwellen, die vom harten Kern zurückprallen und gemeinsam mit den Neutrinos nach außen rasen. Dabei wird die Sternhülle schlagartig so stark aufgeheizt, daß der gesamte Stern in einer gewaltigen Explosion zerrissen und seine Hülle weit in den Raum hinausgeschleudert wird. Die frei werdende Menge an Energie ist so gigantisch, daß bereits ein Prozent davon den Sternrest für kurze Zeit heller leuchten läßt als alle 100 Milliarden Sterne einer Galaxie zusammen. Dieses Schauspiel, welches das Leben eines Sterns endgültig beschließt, bezeichnen die Astrophysiker recht nüchtern als Supernova-Explosion vom Typ II (). Am Ende dieses spektakulären Vorgangs bleibt im Zentrum ein nur einige zig Kilometer großer, so genannter Neutronenstern übrig. Er ist so dicht, daß ein Kubikzentimeter davon ungefähr so viel wiegt wie alle Menschen dieser Erde zusammen. In der Folge breitet sich um den Neutronenstern eine riesige, leuchtende Gaswolke aus, die man auch als Supernova-Überrest bezeichnet. Neben Wasserstoff und Helium enthält sie alle die in den Brennphasen erbrüteten und in den s- und r-Prozessen () erzeugten schweren Elemente, die nun in das All hinauskatapultiert werden und das interstellare Gas mit mehreren Sonnenmassen an schweren Elementen anreichern. Bilden sich hieraus wieder Sterne, so werden sie metallreicher sein als die der vorhergegangenen Generation.“ (Harald Lesch, Big Bang, zweiter Akt, 2003, S. 109-114).

Die Prozesse „s“(„slow“: langsam) und „r“ („rapide“ = schnell) stehen im Zusammenhang mit der Produktion schwerer Elemente: „Da weder in den massereichen noch in den massearmen Sternen während der verschiedenen Brennphasen Elemente, die schwerer sind als Eisen, entstehen, muß es andere Prozesse zu deren Synthese geben, die parallel zu den einzelnen Brennstufen ablaufen. Die entscheidende Rolle spielen dabei die Neutronen, welche in großer Zahl bei den Verschmelzungsvorgängen anfallen. Kollidiert eines dieser Neutronen mit einem Atomkern, so kann es im Kern stecken bleiben. Bei diesem Prozeß wird die Anzahl der Kernbausteine um ein Nukleon erhöht. Als Ergebnis erhält man ein Isotop des ursprünglichen Elements, also einen Kern mit einem überschüssigen Neutron. Viele dieser Isotope () sind jedoch nicht stabil, sie zerfallen radioaktiv. Dabei verwandelt sich eines der elektrisch ungeladenen Kernneutronen in ein positiv geladenes Proton, und ein Elektron und ein Antineutrino verlassen den Kern. Zwar ändert dieser Vorgang nichts an der Anzahl der Kernbausteine, aber die Ladung des Kerns ist jetzt um eine Einheit größer, so daß der Kern zum nächsthöheren Element im Periodensystem aufsteigt. (). Dieser Vorgang kann mehrmals hintereinander ablaufen, wobei die Kerne des neuen Elements nun ihrerseits Neutronen einfangen und neue Isotope bilden, die sich dann beim anschließenden Zerfall in noch schwerere Elemente umwandeln. Auf diese Weise entsteht ein ganzes Netzwerk aus Neutroneneinfang und Isotopenzerfall, das Ergebnis sind zunehmend schwerere Elemente. Ausgehend von Eisen wird auf diese Weise ein Großteil der Elemente wie Silber, Gold und Platin bis hinauf zum Blei aufgebaut. Diesen Vorgang bezeichnen die Astrophysiker auch als »s-Prozeß«  (wobei das »s« für das englische Wort »slow« = langsam steht). Der Prozeß muß langsam ablaufen, damit den instabilen Isotopen genügend Zeit bleibt, durch den Zerfall eines Neutrons in das nächsthöhere Element überzugehen, noch bevor ein weiteres Neutron eingefangen wird. In sehr heißen und dichten Teilchengasen wie beispielsweise der explodierenden Hülle einer Supernova () läuft dagegen eine Turboversion der Atombildung ab, der so genannte »r-Prozeß« (»r« hier steht für das englische Wort »rapide« und bedeutet »schnell«). Das Einfangen von Neutronen erfolgt nun wesentlich schneller, so daß für den konkurrierenden Neutronenzerfall kaum Zeit bleibt. Durch »r-Prozesse« werden insbesondere die neutronenreichen Kerne der schweren Elemente wie Uran und Thorium gebildet.“ (Harald Lesch, Big Bang, zweiter Akt, 2003, S. 112-113).

Nova ist ein Veränderlicher (Stern mit Helligkeitsschwankungen), der sich durch eine sehr starke und plötzliche Helligkeitszunahme auszeichnet. Die Bezeichnung Nova für „neuer Stern“ ist nur historisch verständlich, da es früher schien, es handele sich tatsächlich um die Neuentstehung eines Sterns: am Ort einer Nova war kein Stern bekannt. Heute weiß man, daß sich an der Position einer Nova auch schon früher - quasi „vorgeburtlich“ (vor dem „Ausbruch“ einer Nova) - ein schwacher Stern befand, nämlich eine Praenova.

Planetarische Nebel sind expandierende Gasschalen um einen Weißen Zwerg () oder einen Stern, der entwicklungsmäßig auf dem Wege zu einem Weißen Zwerg ist. (Vgl. Weiße Zwergsterne).

Weiße Zwergsterne sind im Endstadium der Sternentwicklung begriffene kleine Sterne von etwa Erdgröße, in denen etwa eine Sonnenmasse enthalten ist. Sterne mit einer Masse unter etwa 1,4 Sonnenmassen verwandeln sich am Ende ihrer Entwicklung zu Weißen Zwergsternen. Dank ihrer thermischen Energie können Weiße Zwergsterne noch mindestens 10 Milliarden Jahre weiter leuchten; ihre absolute Helligkeit beträgt allerdings nur 8^m bis 16^m. (). Ausgekühle Weiße Zwergsterne werden zu Schwarzen Zwergsternen (). Das ist das Entstadium in der Entwicklung eines Sterns von etwa einer Sonnenmasse. (Vgl. Zukunft unserer Sonne).

Schwarze Zwergsterne sind ausgekühlte Weiße Zwergsterne (). Nach Durchlaufen des Stadiums eines Weißen Zwergsterns entsteht ein Körper aus kaltem, entartetem Gas. Ein Schwarzer Zwerg ist das Endstadium in der Entwicklung eines Sterns von etwa einer Sonnenmasse (bis etwa 1,4 Sonnenmassen). Bisher wurden noch keine Schwarzen Zwerge gefunden: das Stadium eines Weißen Zwergs kann viele Milliarden Jahre anhalten, und deshalb ist es sogar fraglich, ob seit der Entstehung des Universums () überhaupt schon Schwarze Zwerge entstanden sind. (Vgl. Zukunft unserer Sonne).

Braune Zwergsterne sind schwach leuchtende Sterne mit einer Masse unter 0,07 bis 0,09 Sonnenmassen (nur zum Vergleich: die Masse des Jupiter beträgt rd. 0,001% der Sonnenmasse). Sterne, die nach ihrer Entstehung diese Masse nicht erreichen, haben mit unter 10 Mio. K so niedrige Temperaturen, daß sie keine Energie mit Hilfe atomarer Kernverschmelzung freisetzen können. (). Sie sind lediglich in der Lage, Energie aus einer Kontraktion zu beziehen. (). Ihre Oberflächentemperatur liegt zwischen einigen 100 und etwa 2500 K, also unter der eines „Roten Zwergsterns“ (). Der Masse nach stellen Braune Zwerge ein Bindeglied zwischen Planeten und echten Sternen dar. (Vgl. dagegen: „Rote Zwergsterne“).

Rote Zwergsterne sind Sterne der Spektralklasse K und M mit einem verhältnismäßig geringen absoluten Licht. (). Rote Zwergsterne stehen im Hertzsprung-Russel-Diagramm () in der unteren Ecke, also unterhalb der Sonnenposition in diesem Diagramm. Masse und Durchmesser sind kleiner als bei der Sonne. Ein Roter Zwerg vom Spektraltyp K0 hat im Mittel eine 0,70fache Sonnenmasse, ein M0-Zwerg eine 0,51fache und ein M5-Zwerg eine 0,21fache Sonnenmasse. Die untere Grenze liegt etwa bei 0,08 Sonnenmassen (vgl. auch: „Braune Zwerge“ ). Masseärmere Sterne haben Zentraltemperaturen unter 10 Mio. K. Sie können nicht mehr durch Kernfusionsprozesse Energie erzeugen. Nur ihre Kontraktion liefert ihnen noch geringe Energie. (Vgl. „Braune Zwerge“ ).

Rote Riesensterne sind Sterne der Spektralklasse K oder M mit einer größeren absoluten Leuchtkraft als etwa +0^m,7. (). Die Durchmesser der Roten Riesensterne liegen zwischen dem 10- und dem mehr als 1000fachen des Sonnendurchmmessers. Die Roten Riesensterne befinden sich im rechten oberen Teil des Hertzsprung-Russel-Diagramms (). Es handelt sich um Sterne fortgeschrittenen Alters, in deren Kern der Wasserstoff sich bereits zum größten Teil in Helium verwandelt hat. Statt dessen verwandelt sich in diesen Bereichen das Helium in Kohlenstoff und noch schwerere Elemente. (). Die meisten Roten Riesensterne sind nicht mehr so stabil wie die Sterne der Hauptreihe (). Das Entwicklungsstadium der Roten Riesensterne wird verhältnismäßig schnell durchlaufen, weshalb es nur wenige von ihnen gibt. Die Roten Überriesen, die verhältnismäßig selten sind, liegen im Hertzsprung-Russel-Diagramm hinsichtlich der Leuchtkraft noch über den Riesen (). Während die Blauen Riesen bzw. Überriesen (am linken oberen Ende der Hauptreihe im Hertzsprung-Russel-Diagramm) extrem junge Sterne mit kurzer „Lebenserwartung“ sind, stellen die Roten Riesen bzw. Überriesen ältere Sterne dar. (Vgl. Zukunft unserer Sonne).

Neutronensterne sind kompakte, im wesentlichen aus Neutronen bestehende Sterne, die am Ende der Sternentwicklung stehen. Neutronensterne haben einen Durchmesser von nur etwa 20 bis 24 km (fast unabhängig von der Masse) und eine Dichte von 10¹³ bis 10¹⁴ g/cm³. Ihre Dichte ist damit etwa vergleichbar mit der in dem Atomkernen üblichen Dichte. Elektronen und Protonen kommen unter diesen extremen Bedingungen nicht nebeneinander vor. Vielmehr verwandeln sie sich in einem inversen Betazerfall in Neutronen. Außen bestehen Neutronensterne aus einer Schale von einigen hundert Metern Dicke aus Eisen, das in dem starken Magnetfeld Polymere in einem festen Gitter bildet. Das Eisen hat hier eine 10⁴fache Dichte gegenüber den Zuständen auf der Erde und eine rund 1 Million mal größere Festigkeit als Stahl. Die Dichte erreicht im Zentrum über 4•10¹⁴ g/cm³. Neutronensterne entstehen bei dem Ausbruch einer Supernova vom Typ II (): sie sind also Endprodukte von Sternen über 1,44 Sonnenmassen. Eine obere Grenze liegt bei ungefähr 3 Sonnenmassen. Massereichere Sterne kollabieren bei einem Supernovaausbruch vermutlich zu einem „Schwarzen Loch“ (). Viele Neutronensterne zeigen sich als „Pulsare“ (puslierende Radioquellen) im Radio- und / oder Röntgenwellenbereich. Alle Pulsare sind Neutronensterne, aber nicht alle Neutronensterne zeigen sich als Pulsare. Das Magnetefeld eines Neutronensterns erreicht eine Stärke von rund 100 Millionen Tesla (1 Tesla = 1 Weber / m²  = 10⁴ Gauß). Die Zentraltemperatur beträgt bei der Entstehung des Neutronensterns rund 100 Milliarden K.  In der Folge kühlt der Neutronenstern aber durch seine Neutrinostrahlung rasch ab; schon nach 1 Million Jahren sind es nur noch 10 Millionen K.  Neutronensterne sind optisch wesentlich lichtschwächer als z.B. die Weißen Zwergsterne (). Da die Neutronensterne aus einem schnellen Kollaps eines viel ausgedehnteren Sterns hervorgehen, rotieren sie schließlich wesentlich schneller um ihre Achse. Dies kann an der Periode der Pulsare festgestellt werden, die von einigen Millisekunden bis maximal 4 Sekunden reicht.

Polarisation ist die bei einer Wellenstrahlung unter bestimmten Bedingungen auftretende Bevorzugung bestimmter Schwingungsrichtungen. Im normalen, natürlichen Sonnenlicht, tritt keine Polarisation auf, wird keine Schwingungsrichtung bevorzugt. Polarisation tritt vor allem bei der Spiegelung und Brechung (), der Streuung an sehr kleinen Teilchen oder in doppelbrechenden Kristallen auf und wird besonders im interstellaren Raum beobachtet. Dort kann das Sternlicht beim Durchgang durch den interstellaren Staub, dessen Teilchen durch ein interstellares Magnetfeld parallel ausgerichtet sind, polarisiert werden. Aber auch die Synchrotronstrahlung (), die durch Elektronen in einem Magnetfeld ausgesandt wird, ist polarisiert.

Interferenz ist die Überlagerung zweier oder mehrerer Wellen (in der Astronomie: vor allem elektromagnetischer Wellen, wie das Licht) an einer bestimmten Stelle. Beim Zusammentreffen von Berg und Tal zweier Wellen tritt Auslöschung ein; treffen dagegen die beiden Wellen synchron aufeinander, d.h. fallen Berg auf Berg und Tal auf Tal der beiden Wellen, so verstärken sie sich gegenseitig.

Brechung ist die Änderung der Richtung, die ein Lichtstrahl erfährt, der aus einem durchsichtigen Medium in ein anderes von größerer oder geringerer Dichte eintritt. Es handelt sich also um die Brechung der Wellenstrahung. Innerhalb der irdischen Lufthülle nennt man (z.B. vor allem in der Meteorologie) die Brechung der Lichtstrahlen auch Refraktion. Dadurch entsteht scheinbar eine Hebung der Gestirne über dem Horizont in Richtung Zenit. Somit unterscheidet man auch zwischen wahrer und scheinbarer Zenitdistanz oder wahrer und scheinbarer Höhe über dem Horizont.

Photoeffekt, ein lichtelektrischer Effekt, bedeutet das Abtrennen von Elektronen aus Metalloberflächen durch Lichtstrahlen oder andere elektromagnetische Schwingungen (vgl. Photonen). Wegen der zunehmenden Energie der Photonen bei kürzeren Wellenlängen ist der Photoeffekt hierbei wirksamer. Neben diesem sogenannten äußeren Photoeffekt gibt es den inneren Photoeffekt. Dieser ist bei Halbleiterkristallen von Bedeutung. Der Photoeffekt ist die physikalische Grundlage für die lichtelektrische Phonometrie und den Photomultipler (Photometer), also für die Messung der scheinbaren Helligkeit eines Objekts, z.B. eines Gestirns.

Das Plancksche Wirkungsquantum: h = 6,625 • 10^–34J • s   () . Dabei ist J (Joule) das Einheitszeichen der Energie, Arbeit und Wärmemenge: 1 J ist gleich der Arbeit, die verrichtet wird, wenn der Angriffspunkt der Kraft 1 Newton (1 N = 1 kg m / s²) in Richtung der Kraft um 1 m verschoben wird. Es gilt: 1 J = 1 N • m. Anders ausgedrückt: 1 J = 1 Nm = 10⁷ erg = 0,2388 cal. Die Planksche Konstante h besitzt die Dimension einer Wirkung und ist gleichzeitig der Proportionalitätsfaktor in der Beziehung W = hv zwischen der Frequenz v einer elektromagnetischen Welle und der Energie W der in ihr enthaltenen Energiequanten (Photonen ).

Gravitationskonstante (G) = 6,672 • 10^-11 m³ / kg s².  Bedenke: Kraft ist die Ursache der zeitlichen Änderung eines Impulses (= Produkt der Masse und Geschwindigkeit eines Körpers; bei Rotationsbewegungen spricht man auch von Drehimpuls = Produkt aus dem Trägheitsmoment der Drehmasse und der Winkelgeschwindigkeit eines rotierenden Körpers). Die Kraft ist damit die zeitliche Änderung der Bewegungsgröße eines Körpers (also: Masse • Beschleunigung); die Kraft ist durch Betrag und Richtung, in die sie wirkt, bestimmt. Einheit der Kraft ist das Newton (N), d.h. die Kraft, die einem Körper mit der Masse 1 kg eine Beschleunigung von 1m / s² erteilt: 1 N = 1 kg m / s².

Die Stärke der Gravitation = 10^-38 (gemessen an starken Kernkraft = 1).

Reichweite der starken Kernkraft: 10^-13 cm (= 10^-15 m).

10³³ Jahre Halbwertszeit für das Proton, falls es wirklich zerfällt!

Die Kernprozesse lassen sich bekanntlich in verschiedene Gruppen zusammenfassen, und zu den wichtigsten zählen: 1.) Umwandlungen durch a-Teilchen (Helium-Atomkerne), wobei Protonen und Neutronen freigesetzt werden; 2.) Umwandlungen durch Deuteronen (schwere Wasserstoff-Atomkerne), wobei Protonen und Neutronen, aber auch a-Teilchen freigesetzt werden können; 3.) Umwandlungen durch Protonen, wobei a-Teilchen, Neutronen oder eine g-Strahlung frei werden; 4.) Umwandlungen durch Neutronen, wobei a-Teilchen, Protonen oder eine g-Strahlung frei werden; 5.) Umwandlungen durch Photonen, wobei Protonen und Neutronen frei werden. (Vgl. Tabelle).

Frontalkollisionen konnte es zu dieser Zeit auch deswegen kaum gegeben haben, weil sie die Bildung der Planeten verhindert hätten und zu kleine Brocken schon bald vom Sonnenwind ins Weltall hinaus geblasen worden wären. Die Zeit spielte dabei also auch eine große Rolle. Die Planetesimale mußten in relativ kurzer Zeit zu Planeten werden. Frontalkollisionen hätten dies aber verhindert!

Meteoroid ist ein Begriff für einen kleinen festen Körper, der sich auf einer Ellipsenbahn um die Sonne bewegt, größer als ein einzelnes Molekül (), aber kleiner als ein Kleinplanet () ist. Dringt ein Meteoroid in die Atmosphäre unserer Erde ein, entstehen die Leuchterscheinungen und die anderen damit im Zusammenhang stehenden Vorgänge eines Meteors; fällt der betreffende Körper auf die Erdoberfläche, heißt er Meteorit.

Kleinplaneten sind kleine Körper, die neben den großen Planeten die Sonne umkreisen und auch Asteroiden oder Planetoiden genannt werden.

Die „Jupiterfamilie“ ist eine Kometenfamilie, die durch die Störung des massereichen Jupiter auf nahe an ihm vorbeiziehende Kometen entstanden ist. Das Aphel der Bahnen dieser Kometen liegt durchweg ungefähr auf der Jupiterbahn oder knapp dahinter. Deren Umlaufzeiten um die Sonne liegen zwischen 6 und 7 Jahren, Jupiters Umlaufzeit beträgt dagegen fast genau 12 Jahre. Die Jupiterfamilie besitzt vermutlich etwa 70 bis 100 Mitglieder, vielleicht auch noch mehr. Besteht also die „Jupiterfamilie“ aus Kometen, so die „Jupitergruppe“ () aus Kleinplaneten (Planetoiden, Asteroiden).

Die „Jupitergruppe“ ist eine Gruppe von Kleinplaneten (), deren halbe große Bahnachse etwa der des Jupiter entspricht. Hiezu zählen vor allem die „Trojaner“.

Nemesis ist der Name eines hypothetischen Begleiters unserer Sonne, der als Brauner Zwerg () die Sonne in einer Entfernung von etwa einem Lichtjahr bis drei Lichtjahren umlaufen soll. Seine Existenz wird aufgrund einer Periodizität von Kometeneinschlägen und Massenaussterben auf der Erde vermutet. Gemäß der Hypothese soll Nemesis in regelmäßigem Zeitabstand von ungefähr 31,5 Mio. Jahren die Oortsche Wolke () durchqueren und mit seinem Gravitationsfeld die dort befindlichen Kometen aus ihrer Bahn kicken.

© Hubert Brune, 2001 ff. (zuletzt aktualisiert: 2014).

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