Sternengeschichten   /     Sternengeschichten Folge 562: Die urspr├╝ngliche Massefunktion

Description

Es gibt gro├če Sterne und kleine Sterne. Aber gibt es auch eine Regel, die uns sagt, wie viele Sterne bestimmter Masse entstehen? Warum das eine mehr als wichtige Frage ist, erfahrt ihr in der neuen Folge der Sternengeschichten. Wer den Podcast finanziell unterst├╝tzen m├Âchte, kann das hier tun: Mit PayPal (https://www.paypal.me/florianfreistetter), Patreon (https://www.patreon.com/sternengeschichten) oder Steady (https://steadyhq.com/sternengeschichten)

Subtitle
Wei├čt du wieviel Sternlein wiegen?
Duration
682
Publishing date
2023-09-01 05:00
Link
https://sternengeschichten.podigee.io/562-sternengeschichten-folge-562-die-ursprungliche-massefunktion
Contributors
  Florian Freistetter
author  
Enclosures
https://audio.podigee-cdn.net/1190351-m-d004822e5484b57406178c0485130c70.mp3?source=feed-scienceblogs
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Shownotes

Wei├čt du wieviel Sternlein wiegen?

Sternengeschichten Folge 562: Die urspr├╝ngliche Massefunktion

Es gibt viele offene Fragen in der Astronomie. Zum Beispiel wenn es um die Natur der dunklen Materie geht oder die der dunklen Energie. Wir wissen nicht, was im Inneren von schwarzen L├Âchern wirklich passiert. Und wir haben keine Ahnung, was vor dem Urknall war. Bei solchen Fragen muss man auch nicht viel erkl├Ąren um zu verstehen, warum es sich lohnen w├╝rde, eine Antwort darauf zu haben. Es gibt aber auch ungel├Âste Probleme, die auf den ersten Blick deutlich unspektakul├Ąrer aussehen - auf den zweiten Blick aber von enormer Bedeutung sind.

"Wie hat das alles angefangen?" ist eine der Fragen, die sich vermutlich alle Menschen irgendwann mal gestellt haben. Religion, Philosophie und mittlerweile auch die Naturwissenschaft versuchen sich an Antworten und das ist gut so. Aber wer hat sich schon mal die Frage nach der "urspr├╝nglichen Massefunktion" gestellt? Vermutlich niemand au├čerhalb der Astronomie und weder Philosophie noch Religion scheinen eine Meinung dazu zu haben. Und auch wenn der Begriff ein wenig sperrig klingt, lohnt es sich, wenig genauer hinzusehen. Es geht vielleicht nicht um den fundamentalen Anfang von Allem und die ultimative Antwort auf das Leben, das Universum und den ganzen Rest. Aber es geht AUCH um Anf├Ąnge und es geht vor allem um den Weg, um an verl├Ąssliche Antworten auf Fragen zu kommen.

Bei der urspr├╝nglichen Massefunktion, die in der Fachsprache Englisch auch die "Initial Mass Function" hei├čt und deswegen oft mit "IMF" abgek├╝rzt wird, geht es um Sterne. Ich habe schon oft genug erz├Ąhlt, wie Sterne entstehen und will das hier nicht im Detail wiederholen. Auf jeden Fall aber f├Ąngt alles mit einer Wolke aus Gas an, die unter ihrem eigenen Gewicht kollabiert, bis die Gasmassen am Ende so dicht zusammengepresst sind, dass in ihrem Inneren die Kernfusion einsetzen kann und ein Stern entstanden ist.

Die Details sind bekanntlich deutlich komplizierter aber es gibt einen Punkt, den wir uns auf jeden Fall genauer ansehen m├╝ssen. Die simple Erkl├Ąrung "Eine Gaswolke kollabiert und es entsteht ein Stern" ist insofern falsch, als dass aus einer Gaswolke nicht EIN Stern entsteht. Die kosmischen Wolken aus denen die Sterne entstehen, sind enorm gro├č. Sie k├Ânnen hunderte Lichtjahre gro├č sein und die millionfache Masse der Sonne haben. Wenn so eine Wolke in sich zusammenf├Ąllt, dann entsteht daraus nicht ein Stern, sondern hunderte bis tausende auf einmal.

Wir wissen au├čerdem, dass Sterne gibt, die sehr viel weniger Masse haben als unsere Sonne. Und Sterne, die sehr viel mehr Masse haben. Wie viel Masse ein Stern hat, h├Ąngt selbstverst├Ąndlich von seiner Entstehung ab. Wenn eine gro├če Gaswolke kollabiert, dann fragmentiert sie dabei auch. Das soll hei├čen: Die ganze Masse der Wolke f├Ąllt nicht auf einen Punkt zu; f├Ąllt nicht in ein einziges Zentrum zusammen. Sondern es bilden sich darin jede Menge Klumpen, die alle f├╝r sich in sich zusammenfallen bis eben ein ganzer Haufen Sterne entstanden sind. Sterne, deren Masse davon abh├Ąngt, wie gro├č der jeweilige Klumpen war, aus dem sie sich gebildet haben.

Und die Frage um die es jetzt geht lautet: Wenn so eine Gaswolke kollabiert, wie viele Sterne mit welcher Masse werden dabei gebildet? Die Beziehung, die das angibt; also die Anzahl der Sterne innerhalb eines bestimmten Massebereichs: Das ist die urspr├╝ngliche Massefunktion. Mit so einer Beziehung kann man dann zum Beispiel berechnen, dass so und so viele Sterne die doppelte Sonnenmasse habe; so und so viele Sterne die halbe Sonnenmasse, und so weiter. Nur: Wie findet man diese Funktion?

Der erste, der das versucht hat, war der Astronom Edwin Salpeter. In ├ľsterreich geboren, dann nach dem Anschluss ├ľsterreichs ans Deutsche Reich nach Australien geflohen und sp├Ąter nach Amerika ausgewandert, hat er sich in seiner wissenschaftlichen Arbeit mit Quantenmechanik und der Entwicklung von Sternen besch├Ąftigt. Und 1955 die erste Urspr├╝ngliche Massenfunktion aufgestellt. Sein Ansatz war empirisch, das hei├čt, er hat probiert das Problem durch Beobachtungen zu l├Âsen. Man kann ja einfach die Sterne beobachten, die da sind; ihre Massen bestimmen und dann schauen, wie viele Sterne mit bestimmten Massen es gibt. Dann sucht man eine mathematische Funktion, die diesen Zusammenhang beschreibt und: Fertig!

Das klingt einfach, ist es aber nat├╝rlich nicht. Damit das wirklich funktioniert, m├╝sste man ALLE Sterne beobachten die es gibt; idealerweise m├╝sste man ├╝ber alle Sterne Bescheid wissen, die es jemals gegeben hat. Das geht nicht und das wusste Salpeter auch. Aber irgendwo muss man ja anfangen, also hat er die diversen Beobachtungsdaten zusammengetragen und eine entsprechende Funktion aufgestellt. Aus mathematischer Sicht war diese Formel recht simpel, wenn man wissen will, wie viele Sterne einer bestimmten Masse es gibt, muss man einfach den Wert dieser Masse nehmen und das dann hoch -2,35 nehmen. Aber auf die mathematischen Details kommt es gar nicht an, sondern auf die Tatsache, dass es sehr ├╝berraschend w├Ąre, wenn man so etwas die urspr├╝ngliche Massefunktion durch so ein simples Potenzgesetz beschreiben k├Ânnte. Der Kollaps einer Gaswolke ist ein h├Âchst chaotischer Prozess, der von vielen Faktoren abh├Ąngt. Von den Eigenschaften der Atome selbst bis hin zu externen Einfl├╝ssen wie der Strahlung von Sternen in der Umgebung, und so weiter. Aber wie gesagt: Irgendwo muss man mal anfangen und eine simple N├Ąherung ist besser als gar nichts.

Und besser als eine simple N├Ąherung ist nat├╝rlich eine genauere N├Ąherung. Dazu braucht man mehr Beobachtungsdaten und da wird es schon wieder schwierig. Gro├če Sterne, mit viel Masse, leuchten hell und hei├č und sind daher sehr gut zu beobachten, auch wenn sie weit entfernt sind. Sterne mit geringer Masse, zum Beispiel rote Zwergsterne, sind logischerweise weniger hei├č, weniger hell und damit auch schlechter zu sehen. Der sonnenn├Ąchste Stern - Proxima Centauri - ist zum Beispiel genau so ein roter Zwerg und wir haben ihn erst 1917 entdeckt, wie ich in Folge 114 der Sternengeschichten erz├Ąhlt habe. Wir wissen au├čerdem, ganz unabh├Ąngig von der urspr├╝nglichen Massefunktion, dass es sehr viel mehr kleine Sterne gibt als gro├če Sterne. Ungef├Ąhr drei Viertel aller Sterne im Universum sind rote Zwergsterne; Sterne von ungef├Ąhr der Masse unserer Sonne sind sehr viel seltener und machen nur circa 6 Prozent aller Sterne aus. Salpeter hatte sich damals bei seiner Arbeit auf die sonnen├Ąhnlichen Sterne konzentriert, die leichter zu beobachten sind als die leuchtschwachen roten Zwerge. Aber wenn man allgemeine Prinzipien ├╝ber alle Sterne aus einer kleinen, nicht repr├Ąsentativen Untergruppe ableiten will, schafft das eben Probleme.

Salpeters Ansatz ist im Laufe der Zeit verbessert worden, mit immer besseren Beobachtungsdaten. Aus der simplen mathematischen Formel sind komplexere Formeln geworden, bei der man verschiedene mathematische Gleichungen verwenden muss, je nachdem ob man es mit kleinen, mittleren oder gro├čen Sternen zu tun hat. Aber das fundamentale Problem bleibt: Wir haben zu wenig Daten, sowohl was die sehr gro├čen als auch die sehr kleinen Sterne angeht. Gro├če Sterne mit viel Masse sind sehr hei├č und deswegen l├Ąuft die Kernfusion dort sehr schnell ab. Sie haben ihren Treibstoff schnell aufgebraucht; explodieren bei Supernovas und deswegen sehen wir nicht so viele davon. Kleine Sterne w├Ąren zahlreich vorhanden, sind aber schwer zu beobachten.

Uns fehlen also die Daten, um eine verl├Ąssliche urspr├╝ngliche Massenfunktion aufzustellen. Und wir haben auch keine Theorie, die so exakt beschreiben kann, was beim chaotischen Kollaps einer Gaswolke passiert, um auf diesem Weg eine Massenfunktion ableiten zu k├Ânnen. Dazu kommen noch ein paar grundlegendere Probleme: Wer sagt denn, dass es so eine Funktion ├╝berhaupt geben muss? Also es gibt sie nat├╝rlich in dem Sinn, als dass man die Massenverteilung einer Sternenpopulation immer mit einer mathematischen Formel beschreiben kann. Aber es w├Ąre eigentlich h├Âchst ├╝berraschend, wenn es eine "universale" Funktion geben w├╝rde, die immer und ├╝berall f├╝r alle Arten der Sternentstehung gilt. Die Bedingungen die in der Milchstra├če f├╝r die Sternentstehung herrschen sind anders, als in anderen Galaxien. Und die Bedingungen die JETZT in der Milchstra├če herrschen, sind anders, als sie vor ein paar Milliarden Jahren waren. Selbst innerhalb der Milchstra├če gibt es unterschiedlichste Sternentstehungsregionen mit unterschiedlichen Bedingungen.

Wenn ├╝berhaupt, dann m├╝sste eine urspr├╝ngliche Massefunktion jede Menge Parameter haben, mit der man sie an die verschiedenen Orte und Zeiten anpassen kann, f├╝r die sie verwendet werden soll. So oder so brauchen wir in der Astronomie ein m├Âglichst gutes Verst├Ąndnis ├╝ber die Entstehung der Sterne. Denn davon h├Ąngt alles andere ab! Wenn wir ein paar der fundamentalen Fragen beantworten wollen, die ich zu Beginn gestellt habe; Fragen ├╝ber dunkle Materie, dunkle Energie, den Urknall, und so weiter: Dann k├Ânnen wir auf naturwissenschaftliche Weise nur dann Antworten finden, wenn diese auf Beobachtungsdaten basieren. Und all diese Beobachtungen haben auf die eine oder andere Art mit Sternen zu tun. Beziehungsweise: Mit dem Licht der Sterne. In der Astronomie k├Ânnen wir, mit wenigen Ausnahmen, NUR das Licht der Sterne beobachten und m├╝ssen daraus alles andere ableiten. Eigenschaften wie das Alter der Sterne, ihre Temperatur oder eben ihre Masse sind einer direkten Beobachtung nicht zug├Ąnglich. Wir m├╝ssen das Verhalten von Sternen so gut wie nur irgendwie m├Âglich verstehen, wenn wir solche Eigenschaften indirekt aus der Beobachtung des Lichts bestimmen wollen. Und zum Verhalten von Sternen geh├Ârt zuallerst nat├╝rlich auch ihre Entstehung und damit das, was durch eine urspr├╝ngliche Massenfunktion beschrieben wird.

Und erst wenn wir ausreichend viele Eigenschaften von ausreichend vielen Sternen bestimmt haben, k├Ânnen wir diese Daten nutzen, um damit zum Beispiel die Dynamik einer Galaxie zu untersuchen. Die unser wiederum Information ├╝ber die dunkle Materie liefern kann. Und so weiter: Egal ob es um den Urknall geht, um erd├Ąhnliche Exoplaneten oder was auch immer sonst wir ├╝ber das Universum wissen wollen: Wir m├╝ssen die Sterne verstehen, wenn wir Antworten haben wollen. Und deswegen ist Suche nach der urspr├╝nglichen Massefunktion so wichtig.