Astro-Lexikon R 2

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Raumzeit (engl. space-time) ist ein Kunstwort, dass angemessen ein wesentliches Resultat der Relativitätstheorie ausdrückt: Raum und Zeit sind keine Dimensionen mehr, die unabhängig voneinander sind. Wie die Lorentz-Transformation der Speziellen Relativitätstheorie (SRT) zeigt, bilden Raum und Zeit ein Kontinuum! Die Zeit- und die drei Raumkoordinaten sind eng miteinander verwoben und bilden eine vierdimensionale Raumzeit.

Erfinder des Begriffs Raumzeit

Der Begriff Raumzeit wurde 1908 vom Mathematiker Hermann Minkowski (1864 - 1909) ersonnen, der eine neue Darstellung der Relativitätstheorie durch 4er-Vektoren erfand. Diese elegante Formulierung ist bis heute gebräuchlich. Eine witzige Anekdote ist, dass Minkowski Albert Einsteins Mathematiklehrer am Polytechnikum Zürich war. Trotz Begabung hatte Einstein nicht unbedingt mit vortrefflichen Leistungen in Minkowskis Unterricht geglänzt. Umso erstaunter war Minkowski, als er erfuhr, dass dieser Einstein die Relativitätstheorie erfunden hatte. So reagierte er mit folgendem Kommentar:

'Das hätte ich dem Einstein eigentlich nicht zugetraut.'

(Quelle: Biographie Albert Einstein von Thomas Bührke, dtv 2004)

dynamische und gekrümmte Raumzeit

Raum und Zeit existieren nicht weiter als absolute Größen wie in der klassischen Physik, sondern sind selbst dynamisches Objekt, physikalische Größe, ein komplexes Tensorfeld, eine Metrik. Diese Raumzeit kann in Abwesenheit von Materie und Energie flach sein, dann handelt es sich um die Minkowski-Metrik. Die Raumzeit ist jedoch im Allgemeinen durch Massen oder allgemein gesagt Energieformen gekrümmt. Dann muss die Allgemeine Relativitätstheorie (ART) zur Beschreibung bemüht werden. Besonders ausgeprägt ist die Krümmung der Raumzeit bei Schwarzen Löchern, die durch die Schwarzschild-Metrik (statisch) oder Kerr-Metrik (rotierend) beschrieben werden. Die Krümmung wird erst nahe am Schwarzen Loch besonders hoch und verschwindet bei großen Abständen. Die Relativisten sagen: Dort ist die Metrik asymptotisch flach.
Es ist durchaus eine nicht triviale Aufgabe, wie man sich Raumzeit vorzustellen hat. An sich sind wir an eine vierdimensionale Welt gewöhnt: In einem Zimmer füllen wir - der eine mehr, der andere weniger - drei Raumdimensionen, nämlich Länge, Breite und Höhe, aus. Zu einem späteren Zeitpunkt befinden wir uns womöglich an einem anderen Ort im Zimmer: wir haben uns durch die Zeit bewegt. Aber wie bilden diese vier Dimensionen ein Kontinuum? Um das zu veranschaulichen, muss man sich einiger Tricks bedienen und z.B. eine Raumdimension und die Zeitdimensionen unterdrücken. Eine recht einfache Vorstellung von Raumzeit ist dann eine Analogie zu einer dehnbaren Gummihaut. In diesem simplen 2D-Modell geht die Information über die Zeitdimension und eine Raumdimension verloren. Eine in einen Rahmen gespannte Gummihaut bildet eine flache Oberfläche (= flache Raumzeit ohne Anwesenheit von Massen). Legt man eine Masse, z.B. eine schwere Metallkugel auf die Gummihaut, so wird sie gekrümmt. Man erhält eine 'Delle' in der Raumzeit, eine gekrümmte Raumzeit (siehe Abbildung oben rechts). Dabei ist die Tiefe der Delle ein Maß für die Krümmung der Raumzeit.
Die Delle ist ein Resultat einer ausgedehnten Masse. Man kann dieses Spiel noch weiter treiben und die Masse im Gravitationskollaps in sich zusammenfallen lassen. Das Ergebnis ist ein Schwarzes Loch. Anschauliche Darstellungen davon sind Diagramme von Gravitationstrichtern, wie im Eintrag Lapse-Funktion präsentiert. Der Trichter schließt sich nicht, weil hier eine Krümmungssingularität vorliegt.

mathematische Darstellung der Raumzeit

Mathematisch wird die Raumzeit eindeutig durch den metrischen Tensor (Metrik) oder alternativ das Linienelement ds² beschrieben. Im Linienelement stehen die Komponenten des metrischen Tensors als Koeffizienten. Weil der metrische Tensor ein Tensor zweiter Stufe ist, handelt es sich um 4 × 4 = 16 Koeffizienten. Einen solchen Tensor kann man als Matrix mit vier Spalten und vier Zeilen aufschreiben. Die Symmetrie des Tensors reduziert die 16 auf nur 4+3+2+1 = 10 unabhängige Komponenten. Nun hängt es von der Komplexität und den Symmetrieeigenschaften (siehe auch Isometrien) der jeweiligen Raumzeit ab, wie viele der zehn unabhängigen Koeffizienten verschieden von null sind. Bei hohen Symmetrien wie in der Minkowski-Geometrie oder der Schwarzschild-Geometrie ist der metrische Tensor diagonal: dann gibt es nur vier unabhängige Koeffizienten verschieden von null auf der Matrixdiagonalen - die restlichen Einträge sind null.

Zeit in Einsteins Theorie

Der Zeitbegriff wird in der Relativitätstheorie zur relativen Zeit verallgemeinert: Zeit hängt vom Beobachter ab. Im Studium dynamischer, relativistischer Phänomene in der numerischen ART begegnet man deshalb der Frage, welchen Beobachter man wählen soll, um den zeitlichen Ablauf von Prozessen zu untersuchen. Es hat sich bewährt dann die Symmetrie von Raum und Zeit wieder aufzuspalten. Die Methode nennt man 3+1 Split oder ADM-Formalismus. Die Raumzeit blättert dann in raumartige, dreidimensionale Hyperflächen, auf denen jeweils die Zeit konstant ist. Das ermöglicht im Rahmen der numerischen Relativitätstheorie die Simulation dynamischer Prozesse aus der Sicht eines speziellen Beobachters, beispielsweise des ZAMOs.

Beben der Raumzeit

Raumzeiten sind sehr steife Gebilde und lassen sich nur schwer um große Amplituden deformieren. Bei beschleunigten Massen werden im Prinzip immer Gravitationswellen emittiert, die die dynamische Krümmung der Raumzeit vermitteln. Gravitationswellen sind nichts anderes als Erschütterungen der Raumzeit, die sich mit der Vakuumlichtgeschwindigkeit von knapp 300000 km/s ausbreiten.

Bewegen Sie mal Ihre Hand. Haben Sie's gemerkt? Sie haben gerade eine Gravitationswelle emittiert und die Raumzeit deformiert!

Eine Hand ist natürlich viel zu leicht, als dass hier ein großer - geschweige denn messbarer - Effekt zu erwarten wäre. Nur stark beschleunigte und kompakte, schwere Massen können eine deutliche Deformation der Raumzeit mittels Gravitationswellen herbeiführen, z.B. bei der Umkreisung von Neutronensternen oder stellaren Schwarzen Löchern in Binärsystemen (engl. compact binaries), in Binären aus supermassereichen Schwarzen Löchern, in Supernova-Explosionen oder in Gammastrahlenausbrüche.
Die sukzessive Annäherung der Komponenten im Binärpulsar PSR1913+16 beweist indirekt, dass er Gravitationswellen abstrahlt. Diese Entdeckung war von großer Bedeutung für die Untermauerung der ART und wurde mit dem Nobelpreis 1993 prämiert.
Die Steifheit der Raumzeit ist ein Glücksfall für die Menschheit, weil sie die Entwicklung und den Erhalt von Leben begünstigt, indem eine relativ stabile Umgebung gewährleistet wird. Wäre die Raumzeit dehnbarer als beobachtet, so wären wir sicherlich nicht hier. Dieser Aspekt darf gerne im anthropischen Prinzip Berücksichtigung finden.

Siehe im Zusammenhang unter Planckscher Strahler.

Ray Tracing, dt. 'Strahlenverfolgung', ist eine Methode, um Objekte in 2D oder 3D zu visualisieren. Dabei wird die Ausbreitung von Licht simuliert und - im Idealfall - alle Wechselwirkungen der Strahlung (Reflexion, Brechung, Streuung) mit den Objekten im betrachteten Gebiet berücksichtigt.

Licht auf Geraden

Kommerzielle Ray-Tracer-Software, z.B. 3D-Computerspiele oder CAD-Software, arbeitet in der flachen Raumzeit, wie es Relativisten ausdrücken würden. D.h. es liegt der gewöhnliche Grenzfall der geometrischen Optik vor: Licht bewegt sich entlang von Geraden. Eigentlich ist das jedoch ein Spezialfall.

Licht geht in die Kurve

Ganz allgemein besagt die Allgemeine Relativitätstheorie (ART) von Albert Einstein, dass Masse und Energie die Raumzeit krümmen. Um nun die Ausbreitung von Licht zu verfolgen, müssen die Geodäten der Lichtteilchen berechnet werden. Diese 'Lichtbahnen' heißen in der ART Nullgeodäten. Im Allgemeinen sind die Lichtbahnen gebogen, weil auch der 'Raum krumm ist'. Etwas schicker formuliert: Nullgeodäten folgen der gekrümmten Raumzeit.

Wie kommt man auf die Lichtbahnen in der ART?

Zunächst muss man wissen, in welcher Raumzeit sich das Licht ausbreitet. Ist es das Gravitationsfeld der Sonne oder die Umgebung eines Neutronensterns oder soll sogar gezeigt werden, wie ein Schwarzes Loch Licht verschluckt? Sobald das geklärt ist, formuliert man mit der nun bekannten Metrik der Gravitationsquelle die so genannte Nullgeodätengleichung: das ist nichts anderes als die voll relativistische Bewegungsgleichung für Lichtteilchen (die Ruhemasse null haben). In Gestalt einer Geodätengleichung verraten sich auch die Teilchenbahnen für Teilchen mit Ruhemasse. In jedem Fall ist die Geodätengleichung mathematisch gesprochen eine Differentialgleichung zweiter Ordnung.

Ein Lichtteilchen macht noch kein Bild...

...zumindest kein aufregendes. Die Nullgeodätengleichung muss daher für viele Lichtteilchen, die unterschiedliche Startbedingungen (Startposition, Strahlrichtung) haben, gelöst werden. 'Von Hand' wäre das eine mühevolle Prozedur, weil erst etwa eine Million Lichtteilchen (ein Bild mit 1000 × 1000 Pixel) ein aussagekräftiges und aufregendes Bild macht. Deshalb benutzt man natürlich Computer zur Berechnung des Bildes - Fachleute nennen das (sowohl in flachen, als auch gekrümmten Raumzeiten) auch Rendern.
Bei dieser Rechnung muss auch klar sein, wo der Beobachter der Szenerie ist. Denn die Geodätengleichung verknüpft ja einen Lichtstrahl von seiner Startposition mit einem Auftreffpunkt. Wo der Auftreffpunkt liegt diktiert einerseits der Lichtstrahl durch seine Startbedingungen und andererseits die Metrik mit ihrer Krümmung.
Das ganze Verfahren von der Berechnung der Lichtausbreitung in gekrümmten Raumzeiten wird nun allgemein relativistisches Ray Tracing (engl. general relativistic ray tracing) genannt. Es gibt auch speziell relativistisches Ray Tracing, das ausrechnet, wie die Umwelt ausschaut, wenn man sich fast mit Lichtgeschwindigkeit durch eine Szenerie bewegt.

Lichtausbreitung nahe eines Schwarzen Loches

Betrachten wir doch gleich einen Extremfall und zwar die Bewegung von Lichtteilchen in der Umgebung eines Schwarzen Loches. Die Raumzeit, die benutzt werden muss, ist entweder die Schwarzschild-Metrik (Loch rotiert nicht) oder die etwas kompliziertere Kerr-Metrik (Loch rotiert). Die folgende Abbildung skizziert, was berechnet werden soll: ein Lichtstrahl (engl. ray) startet von einer dünnen Scheibe (engl. thin disk), die um ein Schwarzes Loch (engl. black hole) rotiere (z.B. eine Standardscheibe) und bewege sich durch die gekrümmte Raumzeit (engl. curved space-time). Der Beobachter möge weit entfernt vom Loch sitzen, wo die Raumzeitkrümmung des Loches vernachlässigbar ist (asymptotisch flache Raumzeit). Der Beobachter betrachtet in diesem Fall ein Bildschirm (engl. camera screen), auf dem das Bild abgebildet werden soll.

Für jedes Pixel des Bildes muss die Geodätengleichung gelöst werden. Hier bedient man sich aus numerischen Gründen einer nützlichen Eigenschaft von Licht: Lichtwege sind umkehrbar. Es wäre unnötig die Bahnen sämtlicher Lichtteilchen zu rechnen, die von der Scheibe starten, weil nur ein Bruchteil von ihnen am Bildschirm ankommt. Wir sind doch nur an dem Bild auf dem Bildschirm interessiert. Also machen wir es lieber umgekehrt und 'rechnen rückwärts' (back tracking): die Berechnung startet am Bildschirm und je nachdem, ob das Teilchen die Scheibe, das Loch oder nichts trifft, wird es eingefärbt. Schwups, fertig ist das Bild.

zwei Rechenverfahren

• Die Geodätengleichung kann erstens durch direkte Integration gelöst werden, was numerisch aufwendiger ist und höhere Rechnerleistungen erfordert. Dieses Verfahren hat den Vorteil, dass es für beliebige Raumzeiten funktioniert.
• Die Geodätengleichung kann zweitens durch Integrale der Bewegung (Erhaltungsgrößen) gelöst werden, was numerisch effizient und schnell ist. Der Vorteil ist hier, dass deutlich weniger Computerleistung nötig ist.

Lösung der Geodätengleichung mit Erhaltungsgrößen

Im Falle eines Schwarzschild- oder Kerr-Loches nutzt man die Kenntnis von vier Erhaltungsgrößen des Systems aus. Neben Masse, Energie und Drehimpuls ist die wesentliche Größe in der Kerr-Geometrie (die ja Schwarzschild als Spezialfall enthält) die Carter-Konstante. Brandon Carter leitete 1968 diese neue Bewegungskonstante aus der Separabilität der Hamilton-Jacobi-Gleichung ab. Diese vierte Erhaltungsgröße ist ein exklusives Merkmal der Kerr-Metrik und fehlt bei anderen achsensymmetrischen Raumzeiten, wie beispielsweise bei Neutronensternen.

Einsteins verzerrte Welt

Der berechnete Verlauf der Nullgeodäten dient also der Herstellung voll relativistischer Bilder: Auf dem Bildschirm sieht der Betrachter Bilder, die mit Einsteins Theorie als Methode und einem Pinsel aus Licht gemalt wurden. Und was man da sieht ist ganz erstaunlich! Die relativistische Welt sieht vollkommen anders, asymmetrisch und verzerrt aus:

• Das Objekt, das leuchtet, stellt sich im Allgemeinen verzerrt und verbogen, manchmal sogar mehrfach dar. Das ist ein Resultat des Gravitationslinseneffekts.
• Falls sich die Lichtquelle auf den Beobachter bewegt, gibt es Blauverschiebungseffekte; falls sich die Lichtquelle vom Beobachter entfernt, so ist es eine Rotverschiebung. Beides wird zusammengefasst im Doppler-Effekt.
• Natürlich tritt auch das Loch selbst in Erscheinung: schwarz, wie es sich gehört. Der physikalische Grund ist, dass Lichtteilchen, die am Ereignishorizont starten oder ihm zu nahe kommen, vom Loch verschluckt werden. 'Verschlucktes Licht' ist schwarz. Dieser Effekt heißt Gravitationsrotverschiebung.

Das Resultat eines relativistischen Ray Tracing zeigt die Abbildung rechts. Es handelt sich im Prinzip um ein Falschfarbenbild, bei dem die Helligkeit einer Gasscheibe farbkodiert wurde: geringe Helligkeit ist schwarz und hohe Helligkeit weiß dargestellt; Zwischenwerte sind gelb. So sieht demnach eine dünne, gegen den Uhrzeigersinn rotierende Scheibe aus, die sich um ein ebenfalls rotierendes Schwarzes Loch dreht. Bei der Scheibe wurde angenommen, dass man fast auf ihre Kante blickt: die Neigung beträgt 70°. Die Scheibe sieht verzerrt aus, als ob sie von hinten nach oben gebogen wurde. Das ist gerade der Gravitationslinseneffekt. Wie man sieht, ist die Strahlung, die vom linken Teil der Scheibe kommt heller, als der recht Teil. Das ist der oben angesprochene Doppler-Effekt, der sich ja nicht nur in der Lichtfarbe (=Strahlungsenergie), sondern auch in der Helligkeit (=Strahlungsfluss) bemerkbar macht. Das Loch selbst ist hier zum besseren Erkennen weiß dargestellt worden: aus diesem Bereich kommt jedoch kein einziges Lichtteilchen. Das ist der Ereignishorizont des Schwarzen Loches.

Nutzen für die Astrophysik

Die gerenderten Bilder haben einen enormen Informationsgehalt und bieten viel Anlass zur wissenschaftlichen Diskussion. In der Natur ist die Umgebung eines Schwarzen Loches leider noch nicht so fotografiert worden. Das liegt daran, weil die Auflösung der Teleskope dazu (noch!) nicht ausreicht. Die kosmischen Schwarzen Löcher sind zu kompakt und zu weit entfernt, als dass diese Fotos zurzeit gemacht werden könnten - vermutlich schaffen das die Radioastronomen in etwa fünf Jahren mittels Interferometrie.
Dennoch sind diese Rechnungen schon seit Jahren nützlich für die Astronomen: In einem weiteren numerischen Schritt kann man aus dem Bild ein Spektrum ausrechnen. Die sind sehr wohl beobachtbar! Da die Materie so nah an einem Schwarzen Loch sehr heiß ist, liegt hier ein Gemisch aus Ionen und Elektronen vor, ein Plasma. Es ist so heiß, dass es typischerweise im Röntgenbereich strahlt. Entsprechend wird relativistisches Ray Tracing genutzt, um Röntgenspektren zu simulieren, insbesondere Wärmestrahlung der Scheibe (engl. relativistic multi-color black body) und Eisenfluoreszenzlinien (Fe Kα). Auch der Vergleich mit Radiospektren ist möglich, wenn man annimmt, dass Synchrotronstrahlung in der Nähe des Loches von relativistischen Elektronen abgestrahlt wird.
Der Vergleich aus Simulation und Beobachtung erlaubt Rückschüsse auf Eigenschaften des inneren Akkretionsflusses und sogar auf das Schwarze Loch, z.B. ob es rotiert.

Mehr dazu im Wissensportal

• Web-Artikel: Gefangenes Licht - Relativistisches Ray Tracing
• Vortrag: Relativistic Emission Lines of Accreting Black Holes (Stand Mai 2003)
• Diplomarbeit von Andreas Müller (2000): Emissionslinienprofile relativistischer Scheiben um rotierende Schwarze Löcher, pdf (3.9 MB)
• Doktorarbeit von Andreas Müller (2004): Black Hole Astrophysics: Magnetohydrodynamics on the Kerr geometry, pdf (9.9 MB)
• Müller, A. & Camenzind, M.: Relativistic emission lines from accreting black holes - The effect of disk truncation on line profiles, , A&A 413, 861, 2004; Preprint: astro-ph/0309832

Die Reichweite ist ein zentraler Parameter bei der Betrachtung der vier fundamentalen Naturkräfte in der Teilchenphysik:

• Elektromagnetismus,
• schwache Wechselwirkung,
• starke Wechselwirkung
• und Gravitation.

Die Schweren kommen nicht so weit

Die Botenteilchen, die diese Wechselwirkungen übertragen, heißen Eichbosonen, die im Rahmen einer Eichtheorie (engl. gauge theory) beschrieben werden. In den Quantenfeldtheorien zeigt sich, dass die Ruhemassen der Eichbosonen über die Reichweiten entscheiden: Je schwerer das Eichboson ist, umso kurzreichweitiger ist die assoziierte Kraft.

vier Eichbosonen

Das Eichboson des Elektromagnetismus bzw. der Quantenelektrodynamik ist das Photon, diejenigen der schwachen Wechselwirkung heißen W- und Z-Teilchen (Weakonen), die der starken Wechselwirkung oder Quantenchromodynamik heißen Gluonen und das (noch nicht nachgewiesene und daher hypothetische) Eichboson einer quantisierten Gravitationstheorie oder Quantengravitation ist das Graviton.

Und so weit kommen sie

Weil Photon und Graviton keine Ruhemasse aufweisen, sind die damit verbundenen Wechselwirkungen, also Gravitation und Elektromagnetismus, im Prinzip von unendlicher Reichweite. Die beiden verbleibenden Kräfte des subatomaren Bereichs sind hingegen extrem kurzreichweitig. Die starke Wechselwirkung hat eine geringfügig höhere Reichweite als die schwache Wechselwirkung. Die Gluonen sind zwar ebenfalls masselos (bezogen auf die Ruhemasse), tragen aber eine Farbladung. Damit wechselwirken die starken Trägerteilchen selbst mit den Quarks und hadronischer Materie, was ihre Reichweite verkürzt (detaillierte Erklärung beim Eintrag Gluonen). Die Reichweite der schwachen Kraft ist deshalb so kurz, weil die Weakonen so massereich sind: 81 bzw. 91 GeV!

Reichweite ausrechnen

Rechnerisch folgt die Reichweite aus der Gleichung rechts, indem man rechts die Masse des Austauschteilchens einsetzt (h: Plancksches Wirkungsquantum, c: Vakuumlichtgeschwindigkeit). Die Gleichung kann man schnell anhand der Heisenbergschen Unschärferelation abschätzen oder exakt aus der Klein-Gordon-Gleichung im Rahmen der Quantenfeldtheorien ableiten.

Ganz allgemein versteht man in der Physik unter Reionisation eine erneute Ionisierung eines Materials, z.B. durch elektromagnetische Strahlung. Ionisierung bezeichnet den Prozess, der Ladungen von einem neutralen Gebilde (z.B. Atom) entzieht.

Kosmologie: erste Quellen ionisieren

In der Kosmologie bezieht sich der Begriff Reionisation auf eine ganze Epoche, nämlich diejenige, als die ersten entstandenen Strahlungsquellen im Universum das durch die Rekombinationsära (z ~ 1100) neutral gewordene intergalaktische Medium (IGM) erneut ionisierten. Als erste Strahlungsquellen kommen die ersten, entstandenen Sterne und die erste Generation der Aktiven Galaxienkerne, im Wesentlichen Quasare, in Betracht. Der Prozess der Reionisation vollzog sich über mehrere Phasen mit folgenden Bezeichnungen: Prä-Überlapp (engl. pre-overlap), Überlapp (engl. overlap), Reionisation (engl. reionization), Post-Überlapp (engl. post-overlap). Jede Phase ist mit einer bestimmten Ausdehnung der Ionisationsfronten um die ionisierenden Quellen assoziiert. Dies illustriert die Abbildung rechts (auch als Animation, 2.2 MB, ca. 900 × 700 Pixel).

He-Ionisation bei kleinerem z als H-Ionisation

Die wesentlichen chemischen Elemente im IGM, die sich bereits primordial bildeten (siehe primordiale Nukleosynthese) sind Wasserstoff (Elementsymbol H) und Helium (Elementsymbol He). Vor der Reionisationsära lagen sie zwischen den ersten kosmischen Objekten im Wesentlichen in neutraler Form vor.
Sobald aber eine Strahlungsquelle ihre neutrale Umgebung ionisiert bilden sich Strömgren-Sphären aus, kugelige Gebilde ionisierten Materials. Der Schwellwert zur Ionisation von neutralem Wasserstoff liegt bei 13.6 eV. Diese Energie muss der Ionisator aufbringen, um 'HII-Blasen' (Strömgren-Sphären einfach ionisierten Wasserstoffs) zu bilden.
Die Ionisation neutralen Heliums findet erst bei höheren Schwellwerten statt: die Ionisation neutralen Heliums (HeI) zu einfach ionisiertem Helium (HeII) erfolgt ab einer Energie von 24.6 eV, die zweifache Ionisation zu HeIII erst bei 54.4 eV. Das bedeutet, dass die Helium-Reionisationsepoche zu einem späteren Zeitpunkt in der Entwicklung des Universums erfolgte und damit leichter beobachtbar sein muss für Astronomen, weil sie bei kleineren Rotverschiebungen z liegen muss. Helium kündigt gewissermaßen die Wasserstoff-Reionisationsepoche an (H-Preview).

neutrales Material vor Reionisation beobachtet!

Auf der Rotverschiebungsskala liegt das Zeitalter der Reionisation bei z ~ 10. z ~ 7 kennzeichnet die Wasserstoff-Reionisation und entsprechend z kleiner als 7 die Helium-Reionisation. Beobachtungen (Fan et al. 2000), nämlich die beim Quasar SDSS 1044-0125, beweisen, dass die Reionisationsepoche bei z = 5.8 bereits vollständig abgeschlossen war: im Spektrum finden sich keine so genannten Gunn-Peterson-Tröge vor der Lyman-Alpha-Kante, die ein Indiz für neutrales, stark absorbierendes Material sind. Die Reionisationsepoche kann bereits bei vielen weit entfernten Quellen (HZ sources, HZ für high-redshift) überprüft werden und gilt als erwiesen.

21cm-Tomographie

Als Indikatoren (im Fachjargon so genannte Tracer) für die Prä-Reionisationsepoche, also der Phase mit neutralem IGM, dient die 21cm-Linie neutralen Wasserstoffs (HI). Es handelt sich dabei um einen Hyperfeinstrukturübergang, einem Spin-Flip vom Triplett- zum Singulettzustand im Wasserstoffatom. Radiobeobachtungen dienen so einer 21cm-Tomographie, um das Weltall nach neutralem Wasserstoff zu durchforsten.

Am Ende des Dunklen Zeitalters

Die ersten Strahlungsquellen bzw. die ersten elementaren Bausteine, gasförmige Objekte, die sich natürlich vor der Reionisation gebildet haben müssen, siedelt man bei Rotverschiebungen von z = 15 bis 30 an. Mit ihrer Entstehung endete das Dunkle Zeitalter (engl. dark ages) der Kosmologie. Die ersten, entstandenen Sterne rechnet man der Population III zu. Sie könnten durch Paarinstabilitäts-Supernovae das ISM und IGM mit Metallen angereichert haben.

Vortrag

• The first sources of light in the Early Universe and the highest plausible redshift of luminous Quasars (Stand Mai 2001)

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© Andreas Müller, August 2007

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