Astro-Lexikon R 1

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Die Radioaktivität ist eine physikalische Erscheinung, die ausschließlich auf Umwandlungen des Atomkerns beruht. Der Atomkern ist positiv geladen und besteht aus Nukleonen. Diese Ansammlung von Teilchen kann sich durch die Wirkungen physikalischer Kräfte verändern und so ihrerseits Teilchen aussenden. Dabei unterscheiden die Kernphysiker drei Formen des radioaktiven Zerfalls:

• Alpha-Zerfall,
• Beta-Zerfall und
• Gamma-Zerfall.

Insbesondere wird unterschieden zwischen natürlicher Radioaktivität, die in der Natur ohne Zutun des Menschen vorkommt und künstlicher Radioaktivität, die vom Menschen durch gezielte Kernreaktionen herbeigeführt wird.
Radioaktivität ist im Allgemeinen gefährlich für Leben. Jede Lebensform verträgt nur eine bestimmte Menge (Dosis) von Radioaktivität; wird diese überschritten, stirbt die lebende Zelle und ggf. der gesamte Organismus.
Physikalische Einzelheiten werden bei den einzelnen Zerfallsarten erläutert.

Radiogalaxien sind Vertreter Aktiver Galaktischer Kerne (AGN), die sich durch eine hohe Radioleuchtkraft auszeichnen. Im Jargon der Astronomie sind Radiogalaxien radiolaute Quellen.

Eigenschaften von Radiogalaxien

Die visuelle Leuchtkraft ist mit -24. Magnitude eher gering. Bolton entdeckte die erste Radiogalaxie mit der Messier-Bezeichnung M87 im Jahre 1949. Am gleichen Objekt wurde der Begriff Jet geprägt. Radiogalaxien haben immer Jets. Radioastronomen teilen sie gemäß der Fanaroff-Riley-Klassifikation (1974) ein.
Meist sind die Radiogalaxien elliptischen Typs, es handelt sich also um entwickelte Galaxien. Ihr Emissionslinienspektrum ähnelt sehr den Seyfert-Galaxien. Morphologisch ähneln die Radiogalaxien sehr den radiolauten Quasaren: Beide AGN-Typen zeigen im Radiowellenlängenbereich neben den Jets weitere, ausgedehnte Strukturen wie Lobes, Hot Spots und einen Core (Begriffe erläutert unter FR-Klassifikation). Sie unterscheiden sich nur auf der Längenskala, zeigen aber gleiche Gestalt (Morphologie), wie z.B. Beobachtungen mit dem Very Large Array (VLA) belegen.

Typen unter den Radiogalaxien

• Broad Line Radio Galaxies (BLRGs), mit breiten Emissionslinien und blauem Kontinuum,
• Narrow Line Radio Galaxies (NLRGs) mit schmalen Emissionslinien
• und High-z Radio Galaxies (HZRGs), bei denen es sich um hochrotverschobene Radiogalaxien handelt.

Was weit entfernte Radiogalaxien verraten

Gerade die hochrotverschobenen Radiogalaxien sind von besonderem Interesse in der Kosmologie, weil diese HZRGs hohe kosmologische Rotverschiebungen z aufweisen und damit ein Studium früherer Phasen im Universum gestatten. Diese Objekte sind so weit entfernt, dass sie sich eignen, um Jets im frühen Universum zu untersuchen. Hier war das intergalaktische Medium (IGM) noch dichter, als es im lokalen Universums (bei z = 0) ist. Befindet sich die Radiogalaxie in der Nähe der Reionisationsära, war das IGM sogar teilweise noch neutral.
Es ist äußerst interessant, die Propagation von Jets unter diesem Dichtekontrast (Verhältnis von Jetmateriedichte zu IGM-Umgebungsdichte) zu studieren, weil sich hier völlig neue Jetstrukturen ausbilden können. Jets im frühen Universum sehen anders aus, als Jets im lokalen Universum. Diese Untersuchungen werden mithilfe von leistungsfähigen Computern in der theoretischen Astrophysik durchgeführt. Das Computerlabor trägt hier sehr zum Verständnis der beobachteten Quellen und der Entwicklung der Strukturen im Kosmos bei.

Entfernungsrekord bei Radiogalaxien

Der Entfernungsrekord für die Radiogalaxien liegt bei z = 5.19 und wird vom Objekt TN J0924-2201 gehalten (Breugel et al., 2000; astro-ph/0006238). Die so genannte Lyman-Alpha-Kante, eine charakteristische Spektrallinie von Wasserstoff, die im Ruhesystem im UV zu finden ist, liegt bei diesem Objekt bei 753 nm, also im Bereich sichtbaren, roten Lichts! Diese Radiogalaxie ist also so weit entfernt, dass die kosmische Expansion die 'vor Ort' ultraviolette Strahlung ins rote Licht verschoben wird - allein durch die Ausdehnung des Kosmos!

Hypothetisches Kraftfeld, das von dem Kosmologen Paul Steinhardt eingeführt. Das Radion durchsetze die ganze Raumzeit im Kosmos. Als Folge dieses Feldes manifestiere sich das, was in der Kosmologie als Dunkle Energie bezeichnet wird. Das fluktuierende, zeitlich variable Radionfeld solle dafür verantwortlich sein, dass unser Vorläuferuniversum mit einem Paralleluniversum kollidiert sei. Aus dieser Weltenkollision, der so genannten Ekpyrosis, sei schließlich - so das sehr spekulative Modell - unser heutiges Universum hervorgegangen!
Natürlich gibt es für diese Idee keinerlei Stützen auf der Grundlage astronomischer Beobachtungen. Allerdings ist eine attraktive Eigenschaft dieser Hypothese, dass sie erstmals eine Erklärung für den Urknall anbietet - das vermag die Urknalltheorie nicht.

Die Randall-Sundrum-Modelle (RS-Modelle) wenden die Branen der Stringtheorien im Rahmen einer relativistischen Kosmologie an. Es handelt sich also um eine Variante in der Branenkosmologie.

mehr Raum

Wesentliche Voraussetzung für diese Modelle ist demnach die Existenz von zusätzlichen Raumdimensionen, so genannten Extradimensionen. In diesen 'Extraraum' kann gemäß des Modells nur die Gravitation eindringen, nicht aber Teilchen und Felder des Standardmodells der Teilchenphysik. Den übergeordneten, höherdimensionalen Raum nennen die Physiker Bulk. In den Randall-Sundrum-Modellen ist dieser 'leer' in dem Sinne, dass er kein Skalarfeld (wie das Cosmon oder Radion) enthalte. Die Metrik des Bulks ist im RS-Modell eine gekrümmte, fünfdimensionale Anti-de-Sitter-Raumzeit, abgekürzt mit AdS₅. 'Anti' bedeutet, dass die (fünfdimensionale!) kosmologische Konstante dieser Bulk-Geometrie negativ ist, was im Gegensatz zur klassischen, vierdimensionalen de-Sitter-Raumzeit mit positiver kosmologischer Konstante steht.

zwei Randall-Sundrum-Modelle: RSI und RSII

Im RSI-Modell (Randall & Sundrum 1999, hep-ph/9905221) werden neben dem gekrümmten Bulk zwei Branen betrachtet. Präzise gesagt sind es 3-Branen, die also mit drei Raumdimensionen ausgestattet sind) betrachtet. Die 3-Branen sind Hyperflächen der Bulk-Raumzeit, d.h. sie haben gerade eine Raumdimension weniger als der Bulk. Außerdem sei angenommen, dass die 3-Branen eine flache Minkowski-Metrik aufweisen. Eine Bran kann man gerade mit unserem vierdimensionalen (drei Raum- plus eine Zeitdimension) Universum identifizieren. Dieses System aus Bulk und zwei Branen ist statisch, weil der Bulk 'leer' ist. Die beiden Branen sind über eine räumliche Extradimension getrennt. Ihren Abstand nennt man Interbranendistanz; im RS-Modell sei diese konstant. Die starke Krümmung im fünfdimensionalen Anti-de-Sitter-Raum sorgt für eine starke Gravitationsrotverschiebung zwischen den auf Distanz gehaltenen Branen: die Energieskala ist deshalb sehr unterschiedlich, wenn man die eine Bran mit der anderen vergleicht. Diese Branen-Konfiguration löst das so genannte Hierarchieproblem, nach dem elektroschwache Energieskala (100 GeV) um etwa 17 Größenordnungen von der Energieskala der Planck-Skala (10¹⁹ GeV) abweicht. Für diesen gigantischen Skalenunterschied sind die gekrümmte Bulk-Geometrie und der Abstand der Branen in einer höheren Dimension verantwortlich.

Im RSII-Modell (Randall & Sundrum 1999, hep-th/9906064) hat man ebenfalls eine gekrümmte, fünfdimensionale Anti-de-Sitter-Raumzeit, nur lässt man nun die Interbranendistanz gegen unendlich gehen, so dass man effektiv ein nicht-kompaktes Ein-Bran-Modell betrachtet. Unter diesen Voraussetzungen stellt man fest, dass das Newtonsche Gravitationsgesetz auf einer Bran modifiziert werden kann. Dies hängt im Speziellen von der kosmologischen Konstante und der Kopplungskonstante im AdS₅-Raum ab. Die Newtonsche Gravitationskraft enthält neben dem klassischen Term, der mit 1/r² abfällt, einen weiteren der stärker mit 1/r⁴ abfällt. Bisher gab es keine experimentellen Hinweise in Cavendish-Experimenten oder anderen Experimenten, dass das Gravitationsgesetz auf Längenskalen größer als einige zehn Mikrometer modifiziert werden müsste. Anderes gesagt, falls es Extradimensionen gibt, sind sie eingerollt oder kompaktifiziert und zwar auf kleinere Raumdimensionen als etwa 50 μm.

Machen wir doch mal Branenkosmologie

Mit dem RSII-Modell kann man nun den üblichen Weg der Kosmologie beschreiten und die Friedmann-Gleichungen nun aber in 5D formulieren (vergleiche Friedmann-Weltmodell). Vergleicht man diese modifizierte Version mit der klassischen 4D-Version wie man sie nur mit den Mitteln der Allgemeinen Relativitätstheorie gewinnt, so identifiziert man neue Terme in den Friedmann-Gleichungen. Diese hängen von der Spannung der Bran (engl. tension) ab (die man sich wie eine Oberflächenspannung einer Seifenblase vorstellen kann) und einem gänzlich neuen Term, den man Dunkle Strahlung (engl. dark radiation) nennt. Weiterhin lassen sich Beziehungen zwischen fünfdimensionaler kosmologischer Konstante Λ₅ (im Bulk), vierdimensionaler kosmologischer Konstante Λ₄ (auf der Bran), Gravitationskonstante und Branenspannung auffinden.

Der Clou: Lösung des Hierarchie-Problems

Es stellt sich heraus, dass bei geeigneter Branenspannung und fünfdimensionaler kosmologischer Konstante die vierdimensionale kosmologische Konstante verschwinden kann. Die beobachtenden Kosmologen messen derzeit einen Wert der kosmologischen Konstante nahe null, nämlich ausgedrückt als relativistische Energiedichte (10^-3 eV)⁴! Die Beobachtung gibt weitere Beschränkungen für die Branenspannung, die fünfdimensionale Kopplungskonstante und die Dunkle Strahlung (letztere höchstens 10% der Energiedichte der Photonen).

Erweiterung: Branendynamik in Extradimension

Die Randall-Sundrum-Modelle mit leerem Bulk erfahren eine Erweiterung in Modellen mit Skalarfeld im Bulk, z.B. dem Ekpyrotischen Szenario und dem Zyklisches Universum. Hier werden die Branen in Wechselwirkung mit dem Skalarfeld dynamisch und können gegeneinander schwingen und sich sogar durchdringen.

Test im Teilchenbeschleuniger

Die Physiker haben genau untersucht, welche experimentellen Signaturen die Randall-Sundrum-Modelle im Teilchenbeschleuniger hinterlassen würden. So wurde gezeigt, dass der Teilchenbeschleuniger LHC, der bald in Betrieb gehen wird, die RS-Modelle verifizieren oder falsifizieren wird, falls das Standardmodell auf der TeV-Bran (derjenigen mit der reduzierten Planck-Skala) beschränkt ist (Davoudiasl et al. 2001, hep-ph/0006041).

Vortrag

• Mehr Details zu Randall-Sundrum-Modellen und der Branenkosmologie: An introduction to Brane World Cosmology (Stand März 2004).

Randverdunklung ist ein Phänomen, das bei leuchtenden Kugeln beobachtbar ist. Dieser Effekt ist bedeutsam in der Astronomie bei den Photosphären der Sterne und insbesondere bei der Sonne.

Wie sieht sowas aus?

Auf dem Sonnenfoto oben (Credit: SOHO, ESA/NASA 2003; große Version) fällt auf, dass der Rand der Sonnenscheibe immer etwas dunkler erscheint, als die Sonnenmitte. (Vorsicht! Niemals direkt in die Sonne blicken, um das zu überprüfen: Sonnenfilter, Sonnenprojektionsschirm oder SoFi-Brille verwenden!). Dieser Effekt heißt Randverdunklung (engl. limb darkening).

Die Erklärungen

Wir nehmen zunächst an, dass das Licht die Sonnenkugel nur in radialer Richtung verlasse. Die Photosphäre ist eine gekrümmte, strahlende Oberfläche. Nun ist die beobachtete Strahlungsintensität allerdings eine winkelabhängige Größe und skaliert mit dem Kosinus des Blickwinkels. Wir nehmen als Beobachter die Sonnenstrahlen unterschiedlich wahr: wir schauen direkt in Sonnenstrahlen hinein, die von der Mitte der Sternscheibe ausgehen; aber bei Strahlen, die vom Rand kommen, blicken wir schräg zum Strahl. Anders formuliert bedeutet das, dass der Blickwinkel klein und nahe 0° ist für Strahlen aus der Scheibenmitte; doch er ist hoch, bis zu 90° im Extremfall, für Strahlen vom Scheibenrand. Der Kosinus dieser Winkel ergibt entsprechend etwa 1 (Mitte) bzw. etwa 0 (Rand) und geht als geometrischer Faktor in die Intensität ein. Die winkelabhängige Intensität wird deshalb zum Rand hin unterdrückt. Das erklärt die Randverdunklung geometrisch.
In dieser geometrischen Erklärung wurden radiale Sonnenstrahlen angenommen. Es gibt jedoch in der Natur auch Strahlen vom Rand, die unter kleinem Winkel aus der Photosphäre (etwa parallel zur Sonnenoberfläche) austreten. Das schaffen allerdings nur solche, die besonders nahe an der Sonnenoberfläche sind. Denn je tiefer in der Sonne die Strahlung startet, umso wahrscheinlicher ist ein Absorptions- oder Streuprozess, der die Strahlung schluckt bzw. ablenkt. Wenn es also Strahlung vom Rand noch zum Beobachter schafft, dann nur aus höheren und damit kälteren Schichten der Photosphäre. Die Wärmestrahlung einer kälteren Quelle ist jedoch zum einen 'röter' (hier orange) und zum anderen auch dunkler, weil das Maximum der Planck-Strahlungsverteilung sich mit fallender Temperatur auch nach unten, nämlich zu kleineren Intensitäten, verschiebt. Das erklärt die Randverdunklung zudem physikalisch.

Ein Monsterfleck

Es sei am Rande bemerkt, dass das Beobachtungsfoto oben den größten Sonnenfleck zeigt, der mit SOHO beobachtet wurde: Der Fleck im unteren Bereich ist 15mal größer als die Erde!

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© Andreas Müller, August 2007

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