Astro-Lexikon G 1

G
A-Z

Diese Bezeichnung basiert auf der Fachsprache, engl. Galactic Black Hole Candidate oder GBHC, und meint stellare Schwarze Löcher, die sich in unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße, tummeln.
In der Astronomie beschreibt das Attribut galaktisch etwas, das mit einer Galaxie, einer Ansammlung von hundert Mrd. Sternen zu tun hat. In der Regel bezieht sich galaktisch ausschließlich auf unsere Milchstraße.

absolut obsolet

Das Akronym GBHC war vor einigen Jahren noch recht gebräuchlich, wurde nun jedoch durch die Redewendung galaktisches Schwarzes Loch ziemlich verdrängt. Achtung, Quelle für ein Missverständnis: Mit galaktisches Schwarzes Loch ist nicht das zentrale supermassereiche Schwarze Loch einer Galaxie gemeint!

Wirt & Parasit

Das Schwarze Loch hat einen Begleitstern und verrät sich dadurch, dass Materie von diesem durch den Lagrange-Punkt oder durch Wind-Akkretion den Weg zum Loch findet. In der Umgebung des Lochs strahlt dann hell eine Akkretionsscheibe. Das wird detailliert beim Eintrag Röntgendoppelstern erläutert. Es gibt viele Parallelen zur Physik der AGN.

Beispiele

Prominente Quellen sind Cyg X-1, eine Röntgenquelle im Sternbild Schwan und GRO J1655-40, ein so genannter Mikroquasar, der sogar einen Jet hat. Diese Röntgenquellen sind auf äußerst kurzen Zeitskalen variabel, aber nicht periodisch (höchstens quasi-periodisch, siehe Quasi-Periodische Oszillationen, QPOs). Dies erklärt sich vermutlich dadurch, dass die Akkretionsrate zeitlich variabel ist, zum Beispiel dadurch bedingt, dass der Begleitstern pulsiert und damit das Schwarze Loch unterschiedlich stark füttert. Daher oszilliert das Übergangsgebiet von kalter Standardscheibe (SSD) zu heißer Korona radial.

In der Astronomie bezeichnet Galaxie eine Ansammlung von einigen 100 Milliarden Sternen. Galaxien gehören damit zu den größten Strukturen im Universum.

Griechische Milch macht's

Wer den klaren Nachthimmel betrachtet, kennt den Anblick, wie sich die Sterne unregelmäßig verteilen. Unter guten Sichtbedingungen fällt ein schleierartiges Band auf, das sich um den ganzen Himmel windet. Bei genauer Betrachtung entpuppt sich dieses Band als Myriaden von Sternen, die alle zu unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße, gehören.
Das Wort gala, galaktos (siehe rechts) ist altgriechischer Herkunft und bedeutet 'Milch'. Einerseits hat das einen Bezug zum milchig-trüben Erscheinungsbild der Milchstraße. Andererseits gibt es eine Verbindung zur griechischen Mythologie: Als nämlich Herakles als Säugling von Hera gestillt wurde, saugte er so kräftig, dass Hera ihn von sich stieß und Milch über den Himmel spritzte und dabei das Band der Milchstraße hinterließ.

Von Spiralen, Balken und Ellipsen

Könnte man die Milchstraße von außen betrachten, so würden wir sehen, dass die Scheibe aus Sternen, Gas und Staub ihr Antlitz dominiert. Die Scheibe zeigt dabei weitere, spiralförmige Strukturen, wie sie in der Abbildung rechts zu sehen sind: dies ist die berühmte Andromedagalaxie (M31), eine Begleitgalaxie der Milchstraße (Credit: R. Gendler, HST/NASA 2002). Beide Galaxien ähneln sich sehr. Galaxien mit dieser Gestalt (Morphologie) heißen Spiralgalaxien.
Es gibt jedoch auch ganz andere Gestalten unter den Sternsystemen, z.B. Spiralgalaxien mit einem zentralen, dicken Balken. Es handelt sich dabei um eine dynamische Struktur aus Sternen. Solche Galaxien nennt man Balkenspiralgalaxien. Außerdem fanden die Galaxienforscher elliptische Galaxien, manchmal auch nur kurz 'Ellipsen' genannt. Sie sehen aus wie eine kugelige oder ovale Wolke, und es gibt sie in groß (Riesenellipsen) und in klein (Zwergellipsen). Alles, was von der Gestalt her ganz anders aussieht wird in der Gruppe der irregulären Galaxien zusammengefasst. Zu diesem Typus gehören z.B. die Kleine und die Große Magellansche Wolke, die ebenfalls der Milchstraße verhältnismäßig nahe (etwa 150000 Lichtjahre) sind.
Alle diese morphologischen Galaxientypen werden in der Hubble-Klassifikation geordnet.

Von Strahle- und Dunkelmännern

Die Astronomen schätzen die Gesamtzahl aller Galaxien im Kosmos auf einige hundert Milliarden! In diesen Galaxienzoo kann man auch mit einem anderen Kriterium Ordnung bringen: mit der Helligkeit. Es gibt weniger helle und hell strahlende Galaxien. Die Milchstraße ist beispielsweise nicht so hell und wird deshalb zu den 'normalen', d.h. inaktiven Galaxien gezählt (engl. inactive, dormant: 'schlafend'). Demgegenüber stehen die aktiven Galaxien oder genauer gesagt die Aktiven Galaktischen Kerne (AGN). Deren enorme Leuchtkraft speist ein supermassereiches Schwarzes Loch (supermassive black hole, SMBH), das im Zentrum einer jeden (aktiven wie inaktiven) Galaxie lauert. Wird das Loch mit Materie gefüttert, kommt es im Zuge dieser Akkretion zu extrem hellen Leuchtprozessen. Ist das Loch auf Diät, weil es kein Futter in der Umgebung gibt, so bleibt es unauffällig und dunkel, wie bei der Milchstraße. Dennoch beobachten die Astronomen ein SMBH im Herzen unserer Heimatgalaxie, das etwa 3.5 Millionen Sonnenmassen schwer ist und mit der Radioquelle Sgr A* in Verbindung gebracht wird.

Galaxienjagd in der Tiefe des Alls

Wenn Astronomen sehr leuchtschwache, sehr dunkle Objekte im Kosmos beobachten möchten, müssen sie genauso vorgehen wie ein Fotograf, der im Dunkeln fotografiert: sie müssen lange belichten. Die Blende bzw. Öffnung des Teleskops bleibt also lange auf und sammelt viel Strahlung der kosmischen Quellen auf. Mit jedem Photon, das aufgesammelt wird, erhält der Astronom mehr Informationen. Er misst somit ein Spektrum aus, das er mit physikalischen Gesetzen interpretiert. Durch den Fit des geeigneten Modells an die Daten versteht der Astronom, um welche Quelle es sich handelt und welche Eigenschaften (Leuchtkraft, Entfernung, Alter, Zusammensetzung etc.) sie hat.
Die moderne Forschung stellt viele dieser lang belichteten Fotos von Himmelsausschnitten bei allen möglichen Strahlungsenergien her: diese Bilder heißen Deep Fields und verraten viel über die Geschichte des Universums, z.B. wie sich Galaxien und darin befindliche schwere Löcher entwickelt haben.

Galaxien sind soziale Wesen oder Einzelgänger

Tja, so ein Sternsystem hat eben doch auch menschliche Züge. So haben Astronomen durch jahrelange Beobachtungen (Surveys) herausgefunden, dass Galaxien sich in Gruppen formieren können, die sie Galaxienhaufen (engl. clusters) nennen; oder sie stehen mehr oder weniger für sich und heißen Feldgalaxien. Damit nicht genug: die Gruppen verdichten sich an manchen Orten zu noch dichteren Haufen, so dass der Begriff Galaxiensuperhaufen oder Superhaufen (engl. super clusters) angebracht ist. Das Zentrum dieser Superhaufen ist eine extrem massereiche Galaxie - im Falle des Virgo-Haufens ist es der AGN M87.
Die erwähnten Beispiele Milchstraße, Andromedagalaxie, Magellansche Wolken und eine Horde von Zwerggalaxien bilden einen kleinen Galaxienhaufen, die so genannte Lokale Gruppe.

Großskalige Strukturen

Die relevanten Raumskalen bei der Betrachtung von Galaxien sind riesig und betragen hunderte von kpc (Galaxiendurchmesser) über Mpc (Distanz zwischen Galaxienhaufen) bis Gpc (Durchmesser von Superhaufen). Sowohl Beobachtungen, als auch Simulationen auf Supercomputern zeigen, dass die Anordnung dieser großskaligen Strukturen sehr unregelmäßig ist: Galaxien und Galaxienhaufen ordnen sich auf Ketten zu fadenförmigen Gebilden an, die an Knotenpunkten zusammenstoßen. An den Knotenpunkten sitzen gerade die Superhaufen mit ihren extrem massereichen, zentralen Riesenellipsen. Zum Erstaunen des Betrachters sind dazwischen extrem große 'Blasen mit Nichts', die so genannten Strukturbildung, Voids. Den visuellen Eindruck gibt sehr gut der Millennium Run rechts oben wieder, bei dem ein Supercomputer nach monatelanger Rechnung das Aussehen eines Stücks Universum ausgespukt hat (große Version; Credit: Volker Springel et al. 2005, Virgo-Konsortium und MPA).
Diese Untersuchungen sind wesentlich für die moderne Kosmologie, da im Rahmen der Strukturbildung verstanden werden muss, wie sich nach dem Urknall aus der 'Ursuppe' Sterne, Galaxien und schließlich Leben gebildet haben.

kritische Anmerkung zum Schluss

Wie die Diskussion um den Planetenbegriff auf der Tagung der Internationalen Astronomischen Union in Prag im Sommer 2006 gezeigt hat, stellt schon die klare Benennung einfacher, kosmischer Strukturen ein Problem dar. Letztendlich fußt eine eindeutige Definition auf einem recht detaillierten und umfangreichen Kriterienkatalog - das ist nicht immer praktikabel. Einer vergleichbaren Problematik begegnet man bei allen diesen Begrifflichkeiten wie Planet, Stern oder Galaxie. So ist der Übergang vom Kugelsternhaufen über die Galaxie zum Superhaufen eher kontinuierlich. Dennoch sollte aufgrund der Erfahrung klar sein, worüber man spricht.

Weitere Literatur

• Web-Artikel: Das größte Schwarze Loch der Milchstraße

Es handelt sich dabei um Strahlungsausbrüche im hochenergetischen Bereich der Gammastrahlung, die auf sehr kurzen Zeitskalen (Millisekunden bis einige hundert Sekunden) am Himmel beobachtbar sind. Gamma Ray Bursts werden mit dem Akronym GRB abgekürzt. Im Deutschen ist der Begriff Gammastrahlenausbruch geeignet. Wie ein GRB in etwa aussieht, zeigt die Illustration rechts (Credit: Website des Röntgensatelliten Chandra, NASA/CXC). Dieser Lexikoneintrag demonstriert, dass GRBs ein sehr aktives und aktuelles Forschungsgebiet der Astronomie sind. Allein in den letzten Jahren wurden umwälzende Entdeckungen gemacht.

Am ganzen Himmel - im ganzen Kosmos

GRBs werden überall am Himmel in alle Richtungen gleichermaßen (isotrop) beobachtet. Es gibt keine Häufung in der galaktischen Ebene, was dafür sprechen würde, dass sie nur in der Milchstraße auftreten oder beobachtbar sind. Die Diagnose, dass GRBs isotrop am Himmel auftreten, basiert vor allem auf dem BATSE-Experiment an Bord des Compton-Gamma-Ray Observatory (CGRO), das über 2700 GRBs detektieren konnte. Astronomen interpretieren das so: GRBs sind kosmologisch, d.h. sie können auch in sehr großen Entfernungen, bei sehr großen kosmologischen Rotverschiebungen bis z ~ 6 beobachtet werden.

Pionierleistung

Der erste GRB wurde bereits am 02. Juli 1967 von den amerikanischen Vela-Satelliten VELA 4A und B entdeckt, die für diese hochenergetische Strahlung empfindlich waren. Eigentlich dienten diese Satelliten nicht astronomischen, sondern militärischen Zwecken, denn die USA wollten damit die Gammastrahlung von Nuklearwaffenexplosionen aufspüren. In dieser Ära des Kalten Kriegs waren die Tests von Kernwaffen verboten.
Gammastrahlung kennt man schon seit längerer Zeit aus der Kernphysik. Wenn radioaktive Atomkerne (Radionuklide) zerfallen, bilden sie häufig einen hoch angeregten Tochterkern, der sich unter Aussendung von Gammastrahlung abregt. Kernphysiker nennen das den Gamma-Zerfall. Doch die Quelle der kosmischen Gammastrahlung eines GRB ist nicht Radioaktivität!

Katalogisieren von GRBs

Zunächst ein paar Worte zur Nomenklatur: Die Fülle der beobachteten GRBs - typisch ist ein GRB am Tag - erfordert eine Katalogisierung. Ein Gammastrahlenausbruch wird mit den Buchstaben GRB eingeleitet, danach folgen sechs Ziffern, die das Beobachtungsdatum des Ausbruchs enthalten: Die ersten beiden Zahlen geben das Jahr an, die nachfolgenden beiden den Monat und die letzten beiden den Tag. So steht GRB 990705 für einen Gamma Ray Burst, der am fünften Juli 1999 beobachtet wurde. Gibt es mehrere GRBs pro Tag, werden sie aufsteigend mit Buchstaben des Alphabets gekennzeichnet, z.B. GRB950917A.

Beispiele

Nennen wir nun ein paar besondere GRBs: Der kürzeste Burst hatte eine Länge von 15 Millisekunden (GRB950917A), während der längste etwa 1000 Sekunden dauerte (GRB971208). Der am weitesten entfernte Burst ist GRB050904 mit einer Rotverschiebung von z = 6.18 (Price et al., ApJ 2006), und der räumlich nächste war bei z = 0.0085 (GRB980425).

Durchbruch 1: das Nachleuchten bei anderen Wellenlängen

Im Jahr 1997 konnten die Quellen für GRBs - die Gamma Ray Burster - sogar optisch nachgewiesen werden und zwar als optisches Nachleuchten im Anschluss an den Ausbruch im Gammabereich. Astronomen bezeichnen das als GRB-Nachleuchten (engl. GRB afterglow) und betrachten vor allem die zeitliche Entwicklung des GRB-Leuchtens (umfangreicher Review: van Paradijs et al., ARA&A 2000). Diese so genannte Lichtkurve zeigt sehr unterschiedliche Charakteristika in Form von Minima und Maxima. Irgendwann ist der GRB vorbei und die Lichtkurve am Minimum. Die Herausforderung der GRB-Forscher besteht darin, die unterschiedlichen Lichtkurven zu klassifizieren und die zugrunde liegende Physik zu verstehen.
Das Nachleuchten ist von immenser Wichtigkeit, weil es gestattet, die kosmologische Rotverschiebung zu bestimmen. Und siehe da: die GRBs befinden sich tatsächlich in ungeheuer großen Distanzen, Milliarden von Lichtjahren entfernt.

Durchbruch 2: zwei GRB-Typen

Zählt man die GRBs ab, die eine bestimmte Dauer haben, so ergibt sich ein Histogramm mit zwei (evt. drei) Maxima. Die Verteilung der GRBs ist demnach bimodal. Die Konsequenz: Astrophysiker unterscheiden heutzutage zwei Typen von GRBs, denen auch eine unterschiedliche Physik zugrunde liegt:

Lange GRBs dauern zwischen 2 und 1000 Sekunden. Die Astrophysiker sind davon überzeugt, dass in diesem Fall junge, sehr massereiche Sterne wie O-Sterne oder Wolf-Rayet-Sterne als Kollapsar (im engeren Sinne der Bezeichnung) enden und in einer Hypernova explodieren (MacFadyen & Woosley, ApJ 1999). Hypernovae sind noch heftigere Sternexplosionen als Supernovae (SN), aber von der Physik her verwandt. Zum Teil treten Supernova und Hypernova sogar zusammen auf. Die Population der Vorläufersterne (engl. progenitors) sind vornehmlich junge, massereiche Sterne. Das bereits angesprochene Nachleuchten in anderen Wellenlängenbereichen wurde nur bei den langen GRBs bisher beobachtet!

Kurze GRBs dauern zwischen 0.01 und 2 Sekunden. Astrophysiker erklären diese Ausbrüche mit einem anderen physikalischen Szenario: Verschmelzungsprozesse von kompakten Objekten, insbesondere Doppelsternsysteme (Binäre) aus Neutronensternen, sollen im Moment der Kollision und Verschmelzung den hellen Gammablitz erzeugen (Narayan, Paczynski & Piran, ApJ 1992; Ruffert & Janka seit 1995). Die Fachleute bezeichnen das mit dem englischen Begriff NS-NS merging, wie es in der Abbildung rechts illustriert ist (Credit: Website des Röntgensatelliten Chandra, NASA/CXC). Es ist vermutlich auch möglich, dass kurze GRBs bei der Verschmelzung von einem Neutronenstern mit einem stellaren Schwarzen Loch erzeugt werden (Ruffert & Janka, A&A 1999). Hier lautet der Fachbegriff NS-BH merging. Doppelsternsysteme sind sehr häufig im Kosmos anzutreffen, so dass es plausibel ist, dass die genannten kompakten Binäre vorkommen und verschmelzen können. Die Population dieser Vorläufersterne sind eher alte Neutronensterne. Das Phänomen des Nachleuchtens wurde bei diesen kurzen GRBs nie beobachtet!

Ein sattes Rrrums!

Hier wird nicht gekleckert, sondern geklotzt: Gammastrahlenausbrüche sind die gigantischsten Explosionen, die im Universum bekannt sind. Der Energieoutput eines GRBs ist enorm, mit dem einer Supernova vergleichbar und übertrifft diese sogar. Es gibt dabei Unterschiede zwischen den kurzen und langen GRBs: Die freiwerdende Energie bei kurzen GRBs liegt bei etwa 10⁴⁸ bis 10⁵⁰ erg; lange GRBs setzten sogar etwa das Tausendfache frei, 10⁵¹ bis 10⁵³ erg! Die Einheit erg ist eine typische Theoretiker-Einheit: 1 erg = 10^-7 Joule. In der Supernova- und GRB-Physik gibt es außerdem die inoffizielle Einheit 1 foe = 10⁵¹ erg; foe bezieht sich auf (ten to the power of) fifty-one erg. Der kanonische Wert von 5 × 10⁵⁰ erg für die im GRB freiwerdende Energie wurde erst gefunden, als der Blauverschiebungseffekt (Beaming) berücksichtigt wurde (Frail et al., ApJ 2001). Zuvor gab es Vermutungen, dass GRBs den fundamentalen Energieerhaltungssatz verletzen würden - diese Zweifel sind nun beseitigt.

GRBs - eine kosmische Gefahr

Ein Gamma Ray Burst nahe der Erde hätte fatale Folgen: die intensive, energiereiche Strahlung würde das Leben auslöschen, weil sie eine vergleichbar vernichtende Wirkung wie die Gammastrahlung aus Atomkernen hat. Die bekannten Schädigung des Erbguts oder die direkte Zerstörung des Lebens wären die Folgen eines nahen GRBs. Ein möglicher Kandidat eines langen GRBs ist der 'Superstern' η Carinae, der etwa 100 Sonnenmassen aufweist! Er ist mit 7500 Lj recht weit entfernt, doch wie eine Abschätzung im Lexikoneintrag Hypernova demonstriert, ist das irdische Leben von diesem Stern gefährdet. Jüngst konnte gezeigt werden, dass die langen GRBs mit dem größeren Energieoutput (also die gefährlicheren) in der Milchstraße sehr selten sind. Der Grund ist die interstellare Umgebung des GRBs: in der Milchstraße gibt es zu viele Metalle (dazu später unter dem Abschnitt GRBs und SN).
Im Detail hängt die Gefährlichkeit auch davon ab, wie der GRB zur Erde orientiert sein wird. Warum die Orientierung eine Rolle spielt, wird im nächsten Abschnitt erläutert.

Durchbruch 3: Das Feuerball-Modell

Der so genannte anisotrope Feuerball (engl. anisotropic fire ball) ist das aktuell favorisierte, physikalische Modell, um GRBs zu verstehen (Meszaros & Rees 1997; umfangreicher Review: Meszaros, ARA&A 2002). In der Abbildung oben ist schematisch illustriert, wie das Modell funktioniert: Der 'GRB-Motor', entweder eine Hypernova oder ein Kollaps von mindestens zwei kompakten Objekten, treibt eine Schockfront nach außen. Dort trifft die Schockwelle auf das interstellare Medium (ISM). In diesem Zusammenhang nennt man das Umgebungsmedium um den Gammastrahlenausbruch auch Circum Burst Medium (CBM). Die Lorentz-Faktoren liegen bei 100 bis 1000, was Ausbreitungsgeschwindigkeiten des Explosionsmaterials bis zu 99.99995% der Vakuumlichtgeschwindigkeit entspricht. Die Effekte der Speziellen Relativitätstheorie werden bei diesen so genannten ultra-relativistischen Geschwindigkeiten wichtig. Am Bugschock dieser Front wird die kinetische Energie des Feuerballs auf die Elektronen und Photonen des CBM übertragen. Die Elektronen werden dabei auch ultra-relativistisch und kühlen vor dem Hintergrund des interstellaren Magnetfeldes über Synchrotronemission. In der innersten Schale entstehen dabei die charakteristischen Gammaquanten des GRBs. Das wird auch prompte Emission genannt. Dahinter, in weiteren Schalen des mittlerweile abgebremsten Feuerballs, entsteht das Nachleuchten der anderen Wellenlängenbereiche. Die auslaufende und immer langsamer werdende Schockfront erklärt damit das beobachtete Nachleuchten im Ultravioletten, Optischen, Infraroten und Radiobereich.

Ein Blick in einen fast lichtschnellen Materiestrahl

Das Schlüsselelement des anisotropen Feuerballs sind stellare, ultra-relativistische Jets. Die Astrophysiker nehmen heute an, dass sie im Kollaps des Vorläufersterns oder des Vorläufersystems entstehen. Aufgrund der enorm hohen Geschwindigkeiten des Jets ist auch der relativistische Beamingfaktor extrem groß. Beamingfaktor bezeichnet den speziell relativistischen Doppler-Faktor, der ein Maß dafür ist, wie sehr elektromagnetische Wellen, die vom GRB-Jet ausgehen verschoben werden. Bei einem irdisch beobachteten GRB muss der Jet - beschreibt der anisotrope Feuerball die Natur in richtiger Weise - etwa in Richtung Erde zeigen. Wenn sich ein leuchtendes Objekt fast lichtschnell in Richtung eines Beobachters bewegt, kommt ein starker Blauverschiebungseffekt der Strahlung zum Tragen: die Strahlung wird einerseits in ihrer Energie zum Blauen hin verschoben (ändert also ihre Farbe), anderseits wird auch ihre Intensität erhöht (Beaming). Ein Beobachter, der die GRB-Strahlung aus der Schockfront sieht, überschätzt sie! 'In Wahrheit', oder physikalisch präzise gesagt, im Ruhesystem ist die GRB-Strahlung viel energieärmer und dunkler. Kurz gesagt: Blauverschobene ('gebeamte') Strahlung ist energetischer und heller!
Beim Gravitationskollaps des Vorläufersterns (lange GRBs) bildet sich ein anfänglich eher pilzförmiger Jet aus. Dadurch dass der Öffnungswinkel des Jets vom Beamingfaktor abhängt, wurden theoretisch so genannte 'verwaiste' GRBs (engl. orphan GRBs) vorhergesagt. Hier sollte ein Nachleuchten bei niedrigeren Strahlungsenergien beobachtbar sein, ohne dass zuvor ein assoziierter GRB detektiert wurde. Bisher war die Suche nach diesen orphan GRBs erfolglos.
Daneben gibt es auch so genannte dunkle GRBs, wo nur eine Gamma-Komponente ohne optische Komponente nachweisbar ist. Vermutlich entstehen diese GRBs in einem Sternentstehungsgebiet, wo dichter, interstellarer Staub sehr hohe Extinktionen (eine bis fünf Magnituden) verursacht. Bei der Extinktion erfolgt aufgrund von Streuprozessen eine Abschwächung der Intensität der Strahlung und eine Rötung. Dieser Effekt mag bei GRBs in dichtem Milieu den optischen Anteil unterdrücken. Allerdings sollten Astronomen in diesem Fall intensive Infrarotstrahlung messen können, was bisher ebenfalls (noch) nicht gelungen ist.
Die Kollapsar-Jets langzeitiger GRBs sind heiße Kandidaten für die Emission ultra-hochenergetischer Neutrinos. Eine Entdeckung von GRBs in diesem 'neuen Fenster der Astronomie' wäre eine spektakuläre Entdeckung.

GRBs und SN: gute Kumpels?

Astronomen haben auch festgestellt, das einige dieser GRBs (z.B. GRB980425) mit Supernovae assoziiert sind: In den Lichtkurven fanden sie 'Extralicht' (engl. extra light), das vermutlich charakteristisch ist für SN. Mittlerweile wurden auch andere solcher SN-GRB-Verbindungen (engl SN-GRB connection) gefunden wie GRB030329 (Hjorth et al., Nature 423, 847, 2003). Das stützt das Kollapsarmodell. Unklar ist, warum nicht alle Supernovae mit GRBs assoziiert sind. Es wird vermutet, dass das Ausmaß der differenziellen Rotation des Eisenkerns im Kollapsar darüber entscheidet, ob beide Explosionsformen zusammen auftreten oder nicht (siehe auch Review: Woosley & Bloom ARA&A 2006; ePrint: astro-ph/0609142).
Hinzu kommt noch ein weiterer Aspekt: die Umgebung des Explosionsortes. Auf diese Spur sind die Astronomen gekommen, als sie die Heimatgalaxien betrachteten, in denen sich die jeweilige Explosion ereignete. Das erste Kriterium ist die Morphologie der Galaxie, also der Hubble-Typ. Die Astronomen finden dann das Ergebnis, dass es deutliche Unterschiede bei den Heimatgalaxien gibt: SN ereignen sich viel häufiger in Spiralgalaxien als lange GRBs. Das zweite Kriterium ist die physische Größe der Galaxie. Auch hier finden Astronomen Unterschiede: GRBs ereignen sich bevorzugt in lichtschwachen, kleinen Galaxien. Was heißt das alles? Nun, die Hypothese lautet, dass die Wahrscheinlichkeit für einen GRB an den chemischen Entwicklungszustand des massereichen Sterns gekoppelt ist, also an seine Metallizität (Fruchter et al., Nature 441, 463, 2006). So zeigen mehrere Heimatgalaxien, in denen sich lange GRBs ereigneten, Metallizitäten von kleiner als ein Drittel der solaren Metallizität. Diese Vermutung passt zur Stellarphysik, weil metallreiche Sterne so starke Winde entwickeln, dass sie viel Masse verlieren und deshalb nicht zu einem Schwarzen Loch, dafür aber zu einem Neutronenstern kollabieren.
Lange GRBs treten demnach lieber in metallarmen, jungen Galaxien (mit hoher Sternentstehungsrate) auf und scheuen das metallreiche Milieu, wie beispielsweise in der Milchstraße. Die Milchstraße scheint tatsächlich ein recht lebensfreundlicher Ort zu sein.

Ertappte Schwarze Löcher

Das Aufregende und Faszinierende an Gamma Ray Bursts ist, dass man hier im Prinzip die Bildung eines stellaren Schwarzen Loches beobachtet. Es ist davon auszugehen, dass - unabhängig ob kurzer oder langer GRB - am Ende die Entstehung eines Loches steht. Wie bei den Aktiven Galaktischen Kernen (AGN) nehmen Astrophysiker heute an, dass rotierende Schwarze Löcher (Kerr-Lösung) auch bei den leuchtkräftigen GRBs eine Schlüsselrolle spielen. Kerr-Löcher werden zu den relativistischen Magneto-Rotatoren (RMRs, Gammie 2003) gerechnet. Die schnell rotierende Raumzeit der RMRs ist ein effizienter Antrieb, um ultra-relativistischen GRB-Jets herauszuschießen. Bei den Gamma Ray Bursts spielt somit die gleiche Physik eine Rolle wie bei den AGN: Akkretionsphysik, Magnetohydrodynamik, Jetphysik und natürlich Einsteins Theorie.

Eine andere Hypothese

Eine alternative Erklärung für GRBs wird unter dem Einfluss kosmischer topologischer Defekte gesehen. Diese Alternative ist unter Astrophysikern jedoch nicht etabliert und gilt als spekulativ.

Durchbruch 4: Relationen für langzeitige GRBs

Amati-Relation

2002 haben italienische GRB-Forscher zwölf Gammastrahlenausbrüche ausgewertet, die mit italienisch-niederländisch Hochenergiesatelliten BeppoSAX beobachtet wurden. Sie fanden bei der Analyse einen interessanten Zusammenhang, der heute nach dem Erstautor der Veröffentlichung Amati-Relation genannt wird (Amati et al., A&A 390, 81, 2002). Diese Relation besagt, dass die isotrope Gesamtenergie des Ausbruchs (E_iso) mit der Maximalenergie der GRB-Strahlung (E_peak) im Ruhesystem (!) der Quelle eindeutig zusammenhängt. Das bedeutet, dass die (im Laborsystem) beobachtete Maximalenergie der Strahlung erst noch um die kosmologische Rotverschiebung z des Bursts korrigiert werden muss, um die Korrelation zu zeigen. Dazu wird die beobachtete Energie mit (1 + z) multipliziert, was die höhere Ruheenergie liefert. Das klingt kompliziert - was bedeutet das anschaulich? Das heißt schlichtweg, dass die GRB-Strahlung 'vor Ort des Bursts' umso energiereicher ist, je größer die Explosionsenergie ist. Das ist eigentlich sehr einleuchtend.

Ghirlanda-Relation

Eine weitere, ähnliche Beziehung bei GRBs ist die Ghirlanda-Relation (Ghirlanda et al., ApJ 616, 331, 2004). Sie besagt, dass eine enge Korrelation zwischen der kollimationskorrigierten Energie des Bursts (E_γ) und der Maximalenergie der GRB-Strahlung (E_peak) besteht. Wie beim anisotropen Feuerball-Modell beschrieben, wird der GRB durch einen Jet gezündet. Dieser Jet hat einen bestimmten Öffnungswinkel. Es ist möglich, aus der isotropen Gesamtenergie und bekanntem Öffnungswinkel die kollimationskorrigierte Energie (gewissermaßen die 'anisotrope Gesamtenergie') auszurechnen. Die Öffnungswinkel der Jets beschaffen sich die Astronomen dabei aus dem GRB-Nachleuchten. Die somit gefundene Ghirlanda-Relation lautet dann auf der Grundlage der Beobachtungsdaten: E_peak proportional zu E_γ^0.7. Die anschauliche Interpretation ist analog zur Amati-Relation. Allerdings streut die Ghirlanda-Relation nicht so sehr (d.h. die Messpunkte liegen enger an der Korrelationslinie). Das liegt an der adäquaten Berücksichtigung der Anisotropie des Feuerballs.

Firmani-Relation

Damit nicht genug - es wurde 2006 eine weitere GRB-Relation gefunden, die Firmani-Relation (Firmani et al., MNRAS 370, 185, 2006). Sie setzt drei charakteristische Größen miteinander in Bezug, die mit der prompten GRB-Emission assoziiert sind. Das sind die isotrope Maximalleuchtkraft (L_iso), die Maximalenergie der prompten Emission (E_pk) und die Zeitskala des prompten Signals (T_0.45). Die Firmani-Relation fußt auf Messdaten und lautet L_iso proportional zu E_pk^1.62 T_0.45^-0.49. Diese Relation klingt am kompliziertesten von allen. Sie besagt anschaulich, dass die GRB-Leuchtkraft umso höher ist, je größer die Maximalenergie der prompten Emission und je kürzer die Zeitskala des GRB-Aufblitzens ist. T_0.45 beträgt typischerweise nur wenige Sekunden.
Das mag alles recht schleierhaft klingen, hat aber eine für die Astronomie entscheidende Konsequenz: Die Firmani-Relation kann dazu benutzt werden, um die Rotverschiebung eines GRBs zu bestimmen (photo-z im Astronomenjargon). Selbst wenn kein Nachleuchten beobachtet wurde und damit keine Rotverschiebung bestimmt werden konnte, folgt die Rotverschiebung aus der Firmani-Relation, die nur Charakteristika der prompten Emission involviert! Mit anderen Worten: Gammastrahlenausbrüche kämen dann als Standardkerzen in Frage!. Das ist eine völlig neue Eigenschaft der GRBs. Sie ist besonders deshalb so brisant, weil Supernovae Typ Ia - die sehr erfolgreich genutzten Standardkerzen der Kosmologie - maximal bis zu kosmologischen Rotverschiebungen von z ~ 1.5 bis 2 genutzt werden können. GRBs als gigantischste Sternexplosionen im Kosmos sind jedoch noch beobachtbar, auch wenn sie sehr weit entfernt sind, z.B. bis z ~ 6 und mehr! Damit wären GRBs von entscheidendem Nutzen, falls sie sich als Standardkerzen bewähren. 2004 ist es chinesischen Astronomen gelungen, für ein kleines GRB-Sample kosmologische Parameter (Ω_m, w) übereinstimmend mit Supernovadaten zu bestimmen - allerdings war die Signifikanz dieser Messung noch sehr klein (Dai et al., ApJ 612, L101, 2004).

Erfolge mit dem GRB-Satelliten Swift

Ende 2004 wurde ein Spezialsatellit der NASA namens Swift gestartet, der extra für die Entdeckung und Analyse von GRBs designt wurde (Gehrels et al., ApJ 2004). Die erwartete Lebensdauer des Satelliten beträgt acht Jahre. Swift fängt nicht nur die prompte Gammastrahlung, sondern auch die im Nachleuchten auftretende Röntgen-, UV- und optische Strahlung auf. Schnelligkeit ist gefragt, um das Nachleuchten beobachten zu können: Blitzt ein GRB auf, schwenkt Swift innerhalb von 20 bis 75 Sekunden vollautomatisch auf die Position des Blitzes, um Beobachtungsdaten aufzunehmen! Die Beobachtungserfolge verdankt Swift dieser Automatisierung und der Kombination von drei Teleskopen:

• dem Burst Alert Telescope (BAT), das mit seinem großen Gesichtsfeld etwa 100 GRBs pro Jahr aufspüren kann. Es beobachtet bei Gammaenergien von 15 bis 150 keV und spürt die Burstposition auf;
• dem X-ray Telescope (XRT), also dem Röntgenteleskop, das bei Strahlungsenergien zwischen 0.3 und 10 keV empfindlich ist. XRT schießt Fotos und nimmt Röntgenspektren des GRB-Röntgennachleuchtens auf;
• dem UV/Optical Telescope (UVOT), das im optischen Licht zwischen 170 und 650 nm sowohl Fotos macht, als auch Spektren aufnimmt.

Die GRB-Forscher haben u.a. dank Swift viele neue Erkenntnisse gewonnen. So wurde mit Swift und einem weiteren Satelliten HETE-2 2005 herausgefunden, dass die kurzen GRBs bevorzugt in alten elliptischen Galaxien auftreten und weniger in jungen Galaxien (Fox et al., Nature 437, 845, 2005; Gehrels et al., Nature 437, 851, 2005).
Ende 2005 wurde das Verschmelzungsszenario zweier Neutronensterne bestätigt, weil die beobachtete Rate für kurze GRBs gut mit der erwarteten Kollisionsrate von Doppel-Neutronensternen übereinstimmt (Barthelmy et al., Nature 438, 994, 2005; Tanvir et al., Nature 438, 991, 2005).
Und 2006 bestätigte Swift die oben beschriebene Amati-Relation anhand der Beobachtung eines so genannten Röntgenblitzes (engl. X-ray Flash, XRF) mit der Katalogbezeichnung XRF 050416A (Sakamoto et al., ApJ 636, L73, 2006).
Doch nicht genug mit GRB-Physik: Das Swift-Teleskop wird auch verwendet, um AGN zu untersuchen.

Eine dritte GRB-Klasse?

Im Jahr 2006 haben zwei Gammastrahlenausbrüche die Standardmodelle der GRB-Physik auf eine harte Probe gestellt: Der lange GRB060614 mit einer Dauer von 102 s (z = 0.125) und der mit 4 s ebenfalls lange GRB060505 (z = 0.089). Beide GRBs passen nicht in das Schema von bislang katalogisierten Ausbrüchen (McBreen & Greiner, Physik Journal, Februar 2007).
Nach dem Paradigma der SN-GRB-Verbindung sollte mit einem langen Gammastrahlenausbruch eine Supernova auftreten. Trotz angestrengter Suche wurde weder bei GRB060614, noch bei GRB060505 eine SN entdeckt. Waren es außergewöhnlich lichtschwache SNe? Auch bei der Lichtkurve wurde die seltsame Beobachtung gemacht, dass sie eher zu kurzen GRBs passe. Im Zuge dieser Ungereimtheiten haben führende GRB-Forscher angeregt, eine neue GRB-Klasse einzuführen (Gehrels et al., Nature 444, 1044, 2006). Eventuell gibt es andere Erklärungen, z.B. dass die Supernovaexplosion so schwach war, dass das ausgeworfene Material wieder zurückfiel auf das Schwarze Loch und somit nicht als hell leuchtender Ausbruch in Erscheinung trat.
Bei bislang etwa 4000 entdeckten GRBs, die gut in das Zwei-Klassen-Schema passen, sind 'zwei Ausreißer' noch nicht genug, um ein erfolgreiches Modell zu überdenken. Zum einen müssen nun die beiden Spezialfälle sehr genau analysiert werden. Zum anderen werden weitere Beobachtungen zeigen müssen, ob eine dritte GRB-Klasse tatsächlich nötig ist.

Kosmologie mit GRBs

Bei extrem weit entfernten GRBs geschehen interessante Effekte: Das optische Nachleuchten eines GRBs mit z > 6 kann nicht mehr mit dem UVOT-Detektor auf Swift beobachtet werden, weil es zu stark rotverschoben ist, nämlich oberhalb von 650 nm. Deshalb weicht man in diesen (seltenen) Fällen auf bodengestützte Infrarotteleskope aus.
Der oben erwähnte Entfernungsrekord, der GRB050904 mit z = 6.18 ist so weit entfernt, dass das Universum zur Epoche des GRBs noch nicht ganz ionisiert war. Die Ära der Reionisation endete später. Nun kann das optische Nachleuchten des GRBs genutzt werden, um den Kosmos zu durchleuchten, weil sich die Verteilung der neutralen Materie durch Absorptionslinien verrät. Das Prinzip ist vergleichbar der Röntgendiagnostik beim Arzt: der Astronom ist der Arzt, das Universum der Patient. Bitte frei und schön weit aufmachen, Kosmos!

Weitere Links

• Swift
• Multimedia-Präsentation Gamma Ray Bursts vom Mai 2002

Eine der drei Formen von Radioaktivität, neben Alpha-Zerfall und Beta-Zerfall.

Was genau ist nun γ-Zerfall?

Beim Gamma-Zerfall zerfallen angeregte Zustände von Atomkernen durch Emission hochenergetischer, elektromagnetischer Strahlung. Diese besonderen Radionuklide sind also Gammastrahler. Gammastrahlung hat noch größere Energie als Röntgenstrahlung, etwa oberhalb von einem MeV bzw. unterhalb einer Wellenlänge von einem Pikometer (1 pm entspricht 10^-12 m). Zudem unterscheiden sich beide Strahlungsformen per definitionem: Gammastrahlung kommt aus dem Atomkern; Röntgenstrahlung kommt aus der Atomhülle. Im ersten Fall ändern die Nukleonen (Protonen und Neutronen) ihre energetischen Zustände, im letzten Fall sind es die Elektronen.

γ ist nicht ohne

Gamma-Strahlung ist die gefährlichste aller radioaktiven Zerfallsarten, weil ihre Reichweite im Prinzip unendlich ist. Denn elektromagnetische Strahlung kann nie vollständig abgeschirmt werden. Es ist nur möglich eine 'Halbwertstiefe' zu definieren, wo die Strahlung auf die Hälfte ihrer Intensität abgefallen ist. Einen wirksamen Schutz bieten nur Abschirmungen aus Blei.

Auch Kerne spinnen

Üblicherweise schließt sich der Gamma-Zerfall an einen der beiden anderen Zerfallsarten an, weil hier ein angeregter Tochterkern übrig bleibt. Erst durch die Quantentheorie war die Radioaktivität berechenbar und erklärbar. Mit quantentheoretischen Methoden kann man in der Kernphysik die energetischen Zustände eines Atomkerns angeben. Dabei spielt auch der Spin der Nukleonen eine gewichtige Rolle. Alle Nukleonen tragen zum Kernspin des Atomkerns bei. Dieser kann mit geeigneter elektromagnetischer Strahlung, die von außen eingestrahlt wird, zum 'Umklappen' (eine Änderung des Quantenzustands, was mit einem Energieunterschied verbunden ist) angeregt werden.

Nutzen für die medizinische Diagnostik

In bildgebenden Verfahren der Medizin ist dieser Umklapp-Effekt ausgenutzt, nämlich in der Kernspintomographie (Nuklearmagnetische Resonanz, NMR; Details im Eintrag Spin). Allerdings ist die dabei freiwerdende Strahlung keine Gammastrahlung, sondern ungefährliche Radiowellen. Es gibt aber auch die gezielte Verwendung von Radioaktivität in der Medizin: So werden radioaktive Kontrastmittel, z.B. Jod gespritzt, die aufgrund der radioaktiven Strahlung im Körper verfolgt werden können (engl. tracer). Die Halbwertszeiten dieser radioaktiven Substanzen sind kurz und die Strahlung schwach genug, dass die Belastung für den Patienten vertretbar ist. Es darf nicht vergessen werden, dass wir ständig einer natürlichen Radioaktivität ausgesetzt sind, z.B. durch Radionuklide im Baumaterial oder durch die Belastung mit kosmischer Strahlung auf Flügen.

Geodäten sind besondere Kurven in der Differentialgeometrie. Diese Kurven sind identisch mit den Bahnen, auf denen sich Licht und Teilchen ohne Einwirkung von äußeren Kräften bewegen. Geodäten lassen sich über die Lösung der Geodätengleichung in einer vorgegebenen Metrik berechnen.

Geodäten in der Physik

In der klassischen Mechanik gibt es die so genannte Eikonalgleichung der geometrischen Optik. Hier sind die Verhältnisse einfacher, weil die Metrik flach ist. Die Geodäten von Licht sind hier Geraden. Licht breitet sich geradlinig aus, wie wir es aus dem Alltagsleben gewohnt sind.
Physikalisch bedeutende Geodäten sind diejenigen in der Allgemeinen Relativitätstheorie (ART). Vorgegeben ist die gekrümmte Raumzeit einer Masse, z.B. eines Sterns oder eines Schwarzen Loches. Für diese Metrik schreibt man die Geodätengleichung auf und löst sie für Licht oder für Materieteilchen. Denn die Geodätengleichung gibt vor, wie sich diese Teilchen in der Raumzeit zu bewegen haben. Anschaulich formuliert sind die Geodäten diejenigen Weltlinien im vierdimensionalen Raum-Zeit-Kontinuum, für die das Eigenzeitintervall (die Zeitspanne im Ruhesystem) extremal wird. Dies legt nahe, Geodäten aus einem Variationsprinzip abzuleiten. Salopp formuliert besagt es: Licht nimmt den kürzesten Weg.
Es stellt sich dann heraus, dass die Geodäten im Allgemeinen gekrümmt sind. Somit kann sich auch Licht auf gekrümmten Bahnen bewegen, was das Phänomen der Gravitationslinse erklärt.

Geodätentypen in Einsteins Theorie

In der Relativitätstheorie werden verschiedene Geodätentypen unterschieden, wie man sich leicht an ihrer relativen Lage zum Lichtkegel in Raum-Zeit-Diagrammen klar machen kann:

• Zeitartige Geodäten liegen innerhalb des Lichtkegels. Für das Linienelement gilt ds² > 0. Freie Teilchen oder frei fallende Beobachter bewegen sich auf zeitartigen Geodäten.
• Lichtartige Geodäten liegen exakt auf dem Lichtkegel. Sie heißen auch Nullgeodäten. Entlang dieser Bahnen bewegt sich das Licht und Strahlung im Allgemeinen. Für das Linienelement von Strahlung gilt ds² = 0.
• Raumartige Geodäten liegen außerhalb des Lichtkegels und sind an sich 'unphysikalisch', weil Teilchen auf diesen Bahnen das Kausalitätsprinzip verletzen. Anders gesagt: Ereignisse mit zeitartigem Abstand können nicht kausal miteinander verknüpft sein. Für das Linienelement raumartiger Geodäten gilt ds² < 0. Die hypothetischen Tachyonen bewegen sich auf raumartigen Geodäten.

Aspekte aus der Differentialgeometrie

In der Differentialgeometrie unterscheidet man außerdem: affine Geodäten, entlang derer ein Tangentenvektor parallel zu sich verschoben wird; metrische Geodäten, die ausgezeichnete Kurven zwischen zwei Punkten sind, die beide Punkte verbinden und deren Intervall stationär ist unter kleinen Variationen, die an den Endpunkten verschwinden. Für Nullgeodäten ist der Tangentenvektor oder - äquivalent dazu - der Abstand zwischen zwei Punkten in der Raumzeit Null. Für Photonen gilt daher, dass das Linienelement verschwindet, ds² = 0.
Die Geodätengleichung ist eine gewöhnliche Differentialgleichung zweiter Ordnung. Nach dem Existenz- und Eindeutigkeitssatz folgt, dass es zu jeder Richtung in einem Weltpunkt eine eindeutige Geodäte gibt, die durch diesen Punkt geht.

Anwendungen

In einer speziellen Visualisierungsmethode namens Ray Tracing (dt. Strahlenverfolgung) wird gerade die Geodätengleichung für eine große Zahl von Photonen (einige hunderttausend oder sogar Millionen) gelöst. Das dient der Berechnung des Erscheinungsbilds von Objekten (Rendern) in flachen und gekrümmten Raumzeiten. Damit kommt Ray Tracing sowohl bei kommerzieller Software zur Darstellung von Landschaften, Gebäuden und beliebig geformten Körpern in 3D, als auch bei physikalischen Codes zur Darstellung von Strömungen, Jets, Staubtori, Akkretionsscheiben um Schwarze Löcher etc. zum Einsatz.

Web-Artikel

• Gefangenes Licht - Relativistisches Ray Tracing

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© Andreas Müller, August 2007

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