Astro-Lexikon H 6

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Eine fundamentale Konstante der Kosmologie, die ein Maß für die Expansionsgeschwindigkeit des (lokalen) Universums ist. Näheres dazu unter den Einträgen Hubble-Gesetz und Friedmann-Weltmodelle.

In vielen Bereichen der theoretischen Astrophysik und generell in der Strömungsmechanik benutzt man die Gleichungen der Hydrodynamik (HD) und Magnetohydrodynamik (MHD). In der Astrophysik haben sie sich bewährt, um die Dynamik zahlreicher kosmischer Objekte auf dem Computer zu simulieren. Die Gleichungen können auf ganz unterschiedlichen Längenskalen eingesetzt werden. So kann man den gesamten Bereich von der Skala einzelner Sterne, über Galaxien, bis hin zum ganzen Universum abdecken

Das Universum als Flüssigkeit

Theoretische Astrophysiker simulieren mit hydrodynamischen Gleichungen inklusive Gravitationskräften die großräumige Struktur des Universums (engl. large scale structure, LSS). Sie sind im Rahmen der Kosmologie an der Ausbildung und dem Wachstum dieser Strukturen interessiert. So stellt sich heraus, dass aufgrund der gravitativen Instabilität ('Massen ziehen sich immer an') aus einem anfangs homogen, verteilten, dünnen Gas kompakte, dichtere 'Masseklumpen' werden. Diese Monolithen können in Einzelteile zerfallen (Fragmentation), sich wieder neu formieren und Sterne bilden. Eine tragende Rolle spielt in dieser Dynamik die Dunkle Materie. Ohne sie als kosmologischem Bestandteil gelingt nicht die Bildung von klumpenartigen Strukturen, weil 'normale', baryonische Materie nicht ausreichen würde, um den benötigen Gravitationsdruck aufzubauen. Die so genannten Dunklen Materie Halos (engl. dark matter haloes) stellen ein tiefes Gravitationspotential, in dem sich schließlich die baryonische Materie sammelt.
Besonders faszinierend ist, dass sich eine wabenförmige Struktur ausbildet. An den Rändern der wabenförmigen Zellen sammeln sich Protogalaxien und Galaxien an. Astronomen subsumieren sie unter dem Begriff Feldgalaxien. An den Knotenpunkten, wo Wabe an Wabe grenzt, findet man die Galaxiensuperhaufen und Galaxienhaufen. Die hier ansässigen Galaxientypen heißen Haufengalaxien (Clustergalaxien). Das Innere der Wabe ist leer. Diese Bereiche werden Voids oder Leerräume genannt und haben typische Durchmesser von 50 Mpc.

Als Beispiel von Simulationen der großräumigen Struktur im Kosmos seien die Arbeiten von Gnedin (2000) und Bromm et al. (2001) erwähnt. Im Sommer 2005 sorgten die Ergebnisse der größte Simulation dieser Art, die so genannte Millennium Simulation, für großes Interesse: Unter der Leitung von Volker Springel (MPA Garching) wurde die zeitliche Entwicklung und Wechselwirkung von 2160³ Teilchen in einem würfelförmigen Volumen gigantischen Ausmaßes (Kubus mit Kantenlänge von knapp 700 Mpc) von einer kosmologischen Rotverschiebung von z = 127 bis ins lokale Universum bei z = 0 verfolgt! Diese Simulation konnte (abermals) zeigen, dass die kalte Dunkle Materie tatsächlich die Hauptrolle bei der Ausbildung der großen, kosmischen Strukturen spielt. Darüber hinaus konnte die wabenförmige Struktur des Universums belegt werden. Ein beeindruckendes Resultat war auch, dass die Zentren der schwersten Galaxienhaufen wie beispielsweise des Virgo-Haufens, die besten Orte im Universum sind, um nach den ältesten Sternen (der Population III) und den 'Nachfahren' der ersten supermassereichen Schwarzen Löcher zu suchen. Damit weist die Theorie der Beobachtung abermals den Weg! (Springel et al., nature 435, 629, 2005).
Zu dieser Thematik gehört meine Präsentation The first sources of light in the Early Universe and the highest plausible redshift of luminous Quasars (Stand 2001).

Galaxien als magnetisierte Flüssigkeit

Die Dynamik einzelner und verschmelzender Galaxien wird auch mit hydrodynamischen und magnetohydrodynamischen Methoden untersucht. Von besonderem Interesse ist die Ausbildung der Spiralarme in Spiralgalaxien. Es stellt sich heraus, dass bei dieser Dynamik die galaktischen Magnetfelder eine wesentliche Rolle spielen.
Der zentrale Bereich aktiver Galaxien, die Aktiven Galaktischen Kerne (AGN) werden auch mit HD/MHD-Verfahren simuliert. Der Materieeinfall auf ein supermassereiches Schwarzes Loch im Rahmen der Akkretionsphysik wird analysiert und mit Beobachtungen verglichen.

Sternplasma als Flüssigkeit

Auf der stellaren Skala gibt es eine ganze Reihe von Anwendungen der HD und MHD. Zum Beispiel die Simulation von Sternexplosionen, den Supernovae und Gamma Ray Bursts. Oder die Simulation von stellaren Jets bei jungen Sternen (YSO) und Weißen Zwergen (kataklysmische Veränderliche, CVs). Auch die Dynamik von Gasnebeln kann hydrodynamisch, vor allem unter Berücksichtigung von Strahlung simuliert (radiative Hydrodynamik, Strahlungstransport) werden.

Hydrodynamik - ein wichtiges Werkzeug der theoretischen Astrophysik

Die Konzepte der Hydrodynamik spielen demnach in der Astrophysik eine große Rolle. Sie werden durch andere Theorien wie der Elektrodynamik, der Relativitätstheorie (Spezielle Relativitätstheorie oder Allgemeine Relativitätstheorie) sowie der Strahlungsphysik ergänzt.

Das hydrostatische Gleichgewicht kennzeichnet einen stationären Gleichgewichtszustand von Sternen, wie er auch bei der Sonne vorherrscht.

Es drückt und zieht am Sternplasma

Sterne sind 'Gasbälle', die einer Vielzahl von Kräften unterliegen. Eine Kraft auf eine Fläche bezeichnet in der Physik gerade einen Druck. Deshalb kann man diese Bilanz auch als Gleichung mit Drücken schreiben. Sämtliche Drücke sind in der Abbildung oben illustriert und darunter als Druckbilanz zusammengefasst worden:

• Ein Stern hat eine bestimmte Masse. Unter seinem Eigengewicht gibt es daher den Gravitationsdruck auf das Sternengas, der auf das Zentrum (den Schwerpunkt) radial nach innen gerichtet ist.
• Sterne rotieren. Deshalb gibt es die von der Drehachse aus immer nach außen gerichtete Zentrifugalkraft. Sie ist besonders stark am Äquator des Sterns und schwach an den Polen. Wie bei der Erde führt diese Kraft zur Abplattung des rotierenden Sterns, zu einer oblaten Form.
• Das Sternplasma hat eine bestimmte Temperatur und weist entsprechend der Zustandsgleichung des Gases einen bestimmten Gasdruck auf. Eine gute Beschreibung des Sterninnern gelingt mit der Zustandsgleichung idealer Gase, deren Konstituenten kaum wechselwirken.
• Sterne sind charakterisiert durch Brennprozesse, die in ihrem Innern ablaufen. Diese thermonukleare Fusion setzt Strahlung in Form von Photonen frei, die sich durch das Innere des Sterns bewegen und dabei Energie auf- und abgeben (Strahlungstransport). Photonen erzeugen beim Auftreffen auf Flächen oder andere Objekte einen Druck, den so genannten Strahlungsdruck oder radiativen Druck. Dies ist die letzte wesentliche Komponente, die zur Formulierung des hydrostatischen Gleichgewichts beiträgt. Die Druckbilanz steht dann in der Abbildung ganz unten. In Berechnungen werden die Größen meist differentiell ausgedrückt. Die Zustandsgleichungen eines Sterns folgen dann durch Integration über geeignete Sternschalen.

Sterne zappeln immer

Ein Stern unterliegt immer dem hydrostatischen Gleichgewicht. In der Regel variieren die einzelnen Druckkomponenten, so dass der Stern als Ganzes ständigen Zustandsänderungen unterliegt, um das Gleichgewicht wiederherzustellen. Streng genommen sind alle Sterne Veränderliche. Doch nur bei großen Zustandsänderungen der Leuchtkraft ist dieser Terminus gebräuchlich.

Sterne regulieren sich selbst

Das hydrostatische Gleichgewicht ist ein schönes, anschauliches Beispiel, wie die Natur nur durch physikalische Gesetze die Stabilität von Gebilden steuert. Das hydrostatische Gleichgewicht kann als Autoregulativum von Sternen aufgefasst werden, bei dem die Masse des Sterns die wichtigste kontrollierende Zustandsgröße ist.

Gravitationskollaps: ein Stern fällt in sich zusammen

Was passiert zum Beispiel mit dem Stern, wenn eine Fusionskette unterbrochen wird, dadurch dass der Brennvorrat an leichten Elementen erschöpft ist? - Wie die Druckbilanz zeigt, muss dann der Strahlungsdruck rapide absinken; weil der Gasdruck an den Strahlungsdruck gekoppelt ist, dadurch dass die Photonen das Gas durch Streuprozesse aufheizen, sinkt auch der Gasdruck. Es resultiert demnach ein Ungleichgewicht, in dem der Gravitationsdruck dominiert. Als Folge dessen kontrahiert der Stern oder auch nur eine Sternschale oder nur der Sternkern, je nachdem welche Brennschale zur Neige geht. Mit der Kontraktion ist aber eine Aufheizung verbunden, so dass nun neue Brennzyklen zünden können, die erst bei höheren Zündtemperaturen beginnen (siehe Daten unter thermonukleare Fusion). Auf diese Weise fusioniert der Stern immer schwerere Elemente, die immer höhere Brenntemperaturen erfordern. Das könnte bei sehr schweren Sternen ad infinitum so weiter gehen, wenn da nicht die Problematik wäre, dass ab einer bestimmten Grenze keine Nettoenergie im Brennzyklus mehr frei wird. Sehr leichte Sterne können nur ein bestimmtes Maximum an Gravitationsdruck aufbauen, das durch ihre Masse limitiert ist. So enden die Brennzyklen im maximalen Fall beim Siliziumbrennen. In dieser Fusionsreaktion werden die Elemente Nickel, Eisen und Kobalt erzeugt, die nicht mehr unter Energiegewinn fusioniert werden können.
Das hydrostatische Gleichgewicht ist deshalb in diesem Sternstadium dauerhaft gestört. Die Gravitation gewinnt die Oberhand, und die Sternhüllen kollabieren im Gravitationskollaps. Hier bestimmt auch wieder die Ausgangsmasse des Sterns, wie dieser Gravitationskollaps endet:

Weißer Zwerg

Bei kleinen, kollabierenden Massen, die unterhalb der Chandrasekhar-Grenze von etwa 1.46 Sonnenmassen liegen, kann der Kollaps aufgehalten werden. Die Elektronen stellen aufgrund des Pauli-Prinzips der Quantentheorie (genauer: der relativistischen Quantenmechanik) eine neue Druckkomponente, den Entartungsdruck, zur Verfügung, der dem Gravitationsdruck von Massen unterhalb des Chandrasekhar-Limits Paroli bieten kann. Das so stabilisierte kompakte Objekt heißt Weißer Zwerg.

Neutronenstern & Quarkstern

Für Massen darüber finden aufgrund der enorm hohen Materiedichten weitere kernphysikalische Umwandlungsprozesse der Sternmaterie in Neutronenmaterie (Neutronisierung) statt. Dann kann der Entartungsdruck der ebenfalls fermionischen Neutronen den Gravitationsdruck ausgleichen, wenn die Masse nicht einen Wert von etwa 1.45 bis 1.65 Sonnenmassen überschreitet. Die daraus stabil gehaltenen noch kompakteren Objekte heißen Neutronensterne (in ihren Ausprägungen als Magnetar oder Pulsar).
Eine weitere Form kompakter Sterne stellen die Quarksterne und Strange Stars dar. Es ist nicht ganz klar, ob sie einen Nebenzweig in der stellaren Entwicklung zu den Neutronensternen repräsentieren oder sich erst bei Massen darüber anschließen. Die Modellrechnungen der hier anzuwendenden Quantenchromodynamik sind nicht eindeutig und unterschieden sich in ihrem perturbativen bzw. nicht-perturbativen Regime. Man nimmt jedoch an, dass tief im Innern von Neutronensternen ein Quarkkern aus Quark-Gluonen-Plasma existiert. Die Quarksterne kann man also vermutlich als 'nackte Kerne' von Neutronensternen auffassen.

stellares Schwarzes Loch

Wenn der Vorläuferstern besonders massereich war und wenig Materie durch das Abblasen von Sternenwinden verloren hat, so sind auch Neutronensterne und Quarksterne nicht mehr stabil. Dann kann der Gravitationskollaps durch nichts aufgehalten werden, und es bildet sich ein stellares Schwarzes Loch. Der sterbende Stern kollabiert gewissermaßen zu einer Punktmasse, einer Singularität in der Raumzeit. Diese Formulierung ist etwas unpräzise. Da Sterne rotieren und Drehimpuls auch durch Gravitationswellen (die im Kollaps frei werden) kaum 'abgestrahlt' werden kann, sammelt sich die Restmasse in der Ringsingularität der Kerr-Lösung: das Schwarze Loch muss rotieren. Wie im Detail der Übergang von normaler baryonischer Materie bzw. Quarkmaterie in diesen singulären Zustand abläuft ist von theoretischer Seite nicht klar. Es handelt sich um eine Domäne, wo sowohl Gesetzmäßigkeiten der Allgemeinen Relativitätstheorie, als auch der Quantentheorie berücksichtigt werden müssen. Die Fortschritte auf dem Gebiet der Quantengravitation (Loop-Quantengravitation oder Stringtheorien) sind noch nicht so weit gediehen, als dass man diesen Übergang beschreiben könnte. Es ist sogar möglich, dass sich ein Paradigmawechsel einstellt und Singularitäten in dieser Form nicht mehr in einer neuen, adäquaten Theorie auftreten.

Sternexplosionen

Der Gravitationskollaps ist zwar eine Implosion, doch ist diese auch immer verbunden mit einer Explosion, weil einlaufende Schockwellen am massiven Kern des Sterns (hard core) reflektiert werden und wieder nach außen laufen. Die Schockwellen treffen dabei auf das interstellare Medium (ISM) und heizen es auf. Bei der Bildung von Weißen Zwergen ist das Ereignis vergleichsweise unspektakulär: die äußeren Schalen des Sterns strömen nach außen und bilden planetarische Nebel. Deutlich heftiger sind da die Sternexplosionen, die man als Supernovae bezeichnet. Sie sind in der Regel mit der Bildung eines Neutronensterns oder Schwarzen Loches verbunden. Sie werden nur noch von den Hypernovae übertroffen, die bei den massereichsten Sternen, z.B. Wolf-Rayet Sternen oder anderen sehr massereichen Sternen (engl. very massive stars, VMS), geschehen. Hypernovae sind in einem favorisierten Modell assoziiert mit den langzeitigen Gamma Ray Bursts, also Strahlungsausbrüchen im höchsten Energiebereich elektromagnetischer Strahlung.

Die schwache Hyperladung ist eine Teilcheneigenschaft (häufig symbolisiert durch ein Y), die alle Teilchen tragen. In der Theorie der schwachen Wechselwirkung ist sie das Analog zur bekannteren elektrischen Ladung, die eine elektromagnetische Wechselwirkung (Abstoßung, Anziehung und Austausch von Photonen) nach sich zieht: Teilchen mit nicht verschwindender Hyperladung wechselwirken schwach. Diese schwache Kraft wird durch den Austausch von Weakonen, einem neutralen Z-Teilchen, einem positiv oder negativ geladenen W-Teilchen vermittelt.
Die schwache Hyperladung und andere Teilcheneigenschaften, die Physiker unter dem Begriff Quantenzahlen subsumieren, ermöglichen eine übersichtliche Klassifikation des Teilchenzoos.

Ein Begriff, der in Anlehnung an den der Supernova geprägt wurde. Astronomen verstehen unter Hypernova also ein verwandtes Phänomen, eine Sternenexplosion noch gewaltigeren Ausmaßes.

Das Leben schwerer Sterne

Betrachten wir das Schicksal eines sehr massereichen Sterns, beispielsweise eines Wolf-Rayet-Sterns: Wie aus der Stellarphysik bekannt ist, haben massereiche Sterne eine recht kurze 'Lebensphase'. Der Grund ist letztlich die hohe Masse, denn sie ruft über den Gravitationsdruck, der das Sternplasma heftig zusammenpresst, enorm hohe Temperaturen im Sterninnern hervor. Durch diese Hitze laufen die thermonuklearen Fusionsprozesse sehr schnell ab; die Fusion kann auch bis zum schwersten Elementen führen, das Sterne in der stellaren Nukleosynthese herstellen können: Eisen. Irgendwann liegt also ein massereicher Stern mit einem Eisen-Nickel-Kern vor, in dessen Sternschalen leichtere Elemente fusioniert werden. Aber wie geht es weiter? Der Stern hat nun ein Problem, weil im Innern keine schwereren Elemente verschmolzen werden können. Die zentrale Energiequelle versiegt, das hydrostatische Gleichgewicht wird empfindlich gestört und die Gravitation gewinnt nun gegenüber dem Gas- und Strahlungsdruck im Sternkern.

Der Kollapskrimi

Die Folge: der Sternkern stürzt in sich zusammen. Dieser Vorgang heißt Gravitationskollaps. In diesem Stadium wird der massereiche, sterbende Stern Kollapsar genannt. Voraussetzung für eine Hypernova ist nun, dass der kollabierende Sternkern schwer ist als etwa drei Sonnenmassen (konservative Grenze; vielleicht ist dieser Zahlenwert etwas kleiner, wie unter Neutronenstern diskutiert wird). Dann nämlich besagt Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie, dass nichts die Gravitation aufhalten kann: der massereiche Sternkern wird zum stellaren Schwarzen Loch.
Von all diesen Vorgängen tief im Innern des Sterns haben die Sternhüllen 'noch gar nichts gemerkt'. Der Kollaps des Sternkerns ging so schnell, dass in den trägen Sternschalen weiter die Fusionsreaktionen leichter Elemente ablaufen. Nun geschieht etwas, was ein klarer Unterschied zu den Vorgängen in einer Supernova ist: das gerade geborene Schwarze Loch wird aktiv! Der Parasit im Sternkern sammelt nun das umgebende Sternmaterial auf, und es bildet sich ein Akkretionsfluss aus. Dieser Materiestrom nimmt durch die Rotation die Gestalt einer Scheibe, der so genannten Standardscheibe an. Die hier ablaufenden Prozesse müssen mit den Methoden der allgemein relativistischen Magnetohydrodynamik (GRMHD) beschrieben werden. Das Schwarze Loch muss übrigens ein Kerr-Loch sein, weil es bei seiner Entstehung die Rotation des Sternmaterials (seinen Drehimpuls) angenommen hat. Durch die Akkretion wird es 'weiter aufgezogen' und rotiert mit spezifischen Drehimpulsen von etwa a ~ 0.9 M - also nahe am Maximalwert. Man kann sich leicht vorstellen, dass ein Materie aufsammelndes Schwarzes Loch, kein gutes Ende für den mittlerweile ausgehöhlten, massereichen Stern bedeuten kann.

gewaltigste Sternexplosion

Die Folgen sind spektakulär! Die Astrophysiker wissen, dass akkretierende Schwarze Löcher nicht nur alles verschlingen. Sie beobachten bei den Radiogalaxien und den radiolauten Quasaren ausgeprägte und beinahe lichtschnelle Jets. Diese Materiestrahlen werden vom supermassereichen Schwarzen Loch im Zentrum des jeweiligen Aktiven Galaktischen Kerns (AGN) in die Weite des Alls geschossen. Dieselbe Physik geschieht im Innern eines schweren, sterbenden Sterns! Das aktive, stellare Schwarze Loch schießt zwei ultrarelativistische Jets auf die umgebenden Sternhüllen! Sie zeigen etwa entlang der Rotationsachse des Kerr-Loches. Diese fast lichtschnellen Teilchenstrahlen haben einen Lorentz-Faktor von etwa 100 bis 1000 - mehr als bei den AGN. Die Jets verdrängen das einfallende Material, brechen durch die Sternoberfläche durch und zerstören damit auch die Sternhüllen. Dann breiten sie sich mit enorm großer Geschwindigkeit in der Umgebung des ehemaligen Sterns aus. Dabei wird die umgebende Materie geschockt und unglaublich heiß, etwa 10 Milliarden Kelvin. Es breiten sich nun Schockwellen aus, und da es in der Umgebung auch Magnetfelder gibt, wird nun entlang der Schockfronten Synchrotronstrahlung emittiert. Genau das ist zu Beginn des Ausbruchs die Hypernova, die spektakulärste Sternexplosion. Die Astrophysiker favorisieren, dass diese Hypernovae gerade als langzeitige Gamma Ray Bursts (GRBs)) in Erscheinung treten. Dieses so genannte Collapsar model wurde von MacFadyen & Woosley 1999 publiziert. Im Lexikoneintrag GRB sind weitere Einzelheiten nachzulesen. Außerdem gibt es dort eine Illustration des anisotropen Feuerballmodells, das die Ausbreitung der beiden Jets illustriert.

Der Sternenmops η Car

Ein aussichtsreicher Kandidat für eine Galaktische Hypernova ist der 'Superstern' η Carinae (gesprochen: 'eta karinä'), der etwa 100 Sonnenmassen aufweist. η Carinae befindet sich im Sternbild Carina (dt. Schiff) am Südhimmel und ist 7500 Lj entfernt. Das Bild rechts zeigt eine Komposit-Aufnahme aus optischen und ultravioletten Beobachtungsdaten des sehr aktiven Sterns, die mit dem Weltraumteleskop Hubble gewonnen wurde (Credit: Jon Morse, University of Colorado, and NASA, 1996). η Carinae gehört zu einer speziellen Sternklasse, den leuchtkräftigen, blauen Veränderlichen (engl. Luminous Blue Variables, LBVs) und ist in vielerlei Hinsicht ein besonderer Stern. 1841 erreichte die Erde das Licht, das verriet, dass sich bei η Carinae eine heftige Explosion ereignet haben muss. Der Stern strahlte dabei soviel Licht ab, wie bei einer Supernova, überstand jedoch erstaunlicherweise die Explosion. Das Relikt dieser Explosion ist der Homunculus Nebel, eine bipolare plus einer scheibenartigen Struktur, die den Stern verhüllen. Im ultravioletten und blauen Spektralbereich ist das ausgeworfene Material allerdings durchsichtig, wie die Abbildung eindrucksvoll belegt: Hier kann η Carinae durchscheinen.

η Car - eine kosmische Gefahr?

Es ist eine interessante Frage, ob dieser Stern eine Gefahr für die Menschheit darstellen könnte, sollte er als Gamma Ray Burst eines Tages aufleuchten. Wie bei radioaktiven Prozessen im Rahmen des Strahlenschutzes, kann man die Gefährlichkeit von GRBs für Leben berechnen: Eine Abschätzung für die Äquivalentdosis bei bekannten Parametern und plausiblen Annahmen (z.B. ein 100 Sekunden dauernder Burst) ergibt einen Wert von etwa 1 Sv (Sievert), bezogen auf einen Tag. Dies entspricht fast dem 300fachen der üblichen Jahresbelastung (3 mSv) eines Menschen. Generell wissen Radiologen, dass eine kurzzeitige Ganzkörperbestrahlung von über 7 Sv nach wenigen Tagen zum Tode führt. Bei einem wirklich langen GRB von etwa 1000 Sekunden wäre also die Gefährdung irdischen Lebens durch η Carinae tatsächlich nicht von der Hand zu weisen!

Zur Bedrohung von Leben durch GRBs gibt es noch eine andere Spekulation: Vor 440 Millionen Jahren, als das Erdzeitalter Ordovizium ins Silur überging, soll ein GRB für ein Massensterben gesorgt haben (Melott et al. 2003, astro-ph/0309415). Die Paläontologie dokumentiert, dass eine besondere Form von Urkrebsen, Trilobiten, im ordovizischen Zeitalter Opfer einer großflächigen Vernichtung wurden. Melott et al. erklären dies zumindest anteilig durch einen GRB, der nur etwa eine Minute gedauert haben möge. Die Folge dieses kosmischen Ereignisses sei eine radioaktive Kontamination durch Gammastrahlen gewesen, die 'nur' die dem GRB zugewandten Seite der Erde betraf. Die Gammastrahlung wird in einem solchen Szenario zum Teil von der Erdatmosphäre absorbiert, erreicht aber auch die Meeres- und Erdoberfläche. Hier seien vor allem Lebewesen der oberen Schichten von Gewässern der Strahlung ausgesetzt gewesen. Die eine Konsequenz sei das ordovizische Massensterben gewesen; eine andere, dass es zu einer globalen Abkühlung des Erdklimas gekommen sei ('nuklearer Winter'). Das habe das Wachstum von Gletschern forciert. GRBs können über folgende Kausalkette für eine globale Abkühlung sorgen: Die hochenergetische Gammastrahlung ionisiert Schichten der Hochatmosphäre. Molekularer Stickstoff stellt bekanntermaßen den größten Anteil im Gasgemisch Luft. Bei der Ionisation von Stickstoffmolekülen entstehen aggressive Stickstoffverbindungen, wie Stickstoffdioxid. Stickstoffdioxid wiederum ist ein guter Absorber für Sonnenlicht, wie Klimaforscher zeigen konnten. Die Absorption unterbindet die Erwärmung der Erdatmosphäre und -oberfläche: Es wird global kälter. In der Tat schließt sich an das Ordovizium eine Kälteperiode an.
Die Gefährlichkeit von GRBs für die Biosphäre und ihr Einfluss auf die Evolution von irdischem Leben sind somit diskutabel.

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© Andreas Müller, August 2007

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