Astro-Lexikon R 6

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Das Roche-Volumen (auch Roche-Fläche) ist eine charakteristische Größe in der Diskussion von Doppelsternsystemen (Binären, engl. binaries). Benannt wurde sie nach dem französischen Astronomen Edouard Albert Roche (1820 - 1883), der sich in seinen Forschungen vornehmlich mit den Saturnringen beschäftigte.

Schwer- und Zentrifugalkräfte

Das Roche-Volumen gibt das maximale Volumen eines Sterns an, bevor seine Masse auf den Begleiter überfließen kann. Genauer gesagt gibt es zwei Roche-Volumina in einem Binärsystem - für jeden Stern eines. Normalerweise hält ein Stern seine Masse durch die Gravitationskraft fest. Ist nun ein vergleichbar schwerer Begleiter in der Nähe, wird das Gravitationsfeld gestört: In der Umgebung der Sternmassen gibt es Punkte, wo sich die Gravitationskräfte gegenseitig aufheben. Diese Punkte heißen Lagrange-Punkte benannt nach dem französischen Mathematiker Joseph-Louis Lagrange (1736 - 1813). Die klassische Mechanik behandelt diese Aufgabe als Zwei-Körper-Problem. Es muss dazu gesagt werden, dass die beiden Sterne nicht statisch im Raum liegen, sondern umeinander kreisen. Bei der Betrachtung darf man deshalb Zentrifugalkräfte nicht vergessen. In der Theorie spricht man deshalb von effektiven Gravitationskräften, die um Zentrifugalterme korrigiert sind.

Berechnung im Schwerpunktsystem

Zur Bestimmung der Roche-Volumina muss man sich das effektive Gravitationspotential dieser zwei Sternmassen beschaffen. Historisch ist diese Rechnung schon lange bekannt und kann beispielsweise bei Zdenek Kopal in den Annalen der Astrophysik nachgelesen werden (An. Ap. 18, 379, 1955). Es ist sinnvoll, die Verhältnisse im Schwerpunktsystem zu beschreiben. Man führt also eine Schwerpunktkoordinate und eine Relativkoordinate ein. Das resultierende Gesamtpotential ist als Potentialgebirge in der ersten Abbildung dargestellt (große Version).

Orte gleichen effektiven Potentials

Man diskutiert das Potential, indem man Linien konstanten Potentials betrachtet. Einige dieser Isokonturlinien des Potentials sind unter das Gebirge projiziert worden. Die zweite Abbildung zeigt die Visualisierung der Isokonturlinien als zweidimensionales Diagramm. Diese so genannte Äquipotentiallinienstruktur zeigt charakteristische Punkte. Es handelt sich dabei um genau fünf Lagrange-Punkte in einem System von zwei Massen, M1 und M2. Sie sind im Diagramm von L1 bis L5 durchnummeriert. Die dreidimensionalen Roche-Volumina der Sterne entsprechen in der Isokonturliniendarstellung der blauen liegenden Acht. In dieser Berechnung wurde angenommen, dass die Masse M1 der Sonnenmasse und die Masse M2 nur einer halben Sonnenmasse entsprechen. Der Abstand der beiden Schwerpunkte M1 und M2 sei gerade so groß wie 1.3 Sonnenradien. Die beiden Raumachsen sind gerade in Einheiten des Sonnenradius beschriftet. Der interessante Punkt in der Ableitung der Roche-Flächen ist nun der innere Lagrange-Punkt L1. Er liegt genau auf der Verbindungslinie der beiden Massenschwerpunkte, zwischen den beiden Massen, am Kreuzungspunkt der Acht. Bei diesen Parametern liegt L1 näher bei der kleineren Masse M2. Das ist plausibel, muss ein Testteilchen doch viel näher an den leichteren Stern kommen, damit ein Gleichgewicht der Kräfte herrscht. Die Lagrangepunkte L2 und L3 liegen hinter den Sternen, jedoch ebenfalls auf der Verbindungslinien der beiden Massenschwerpunkte. Es gilt: L1, L2 und L3 sind kollinear. L4 und L5 sind hingegen außerhalb, bei diesen speziellen Parametern mehr als ein Sonnenradius von L1 entfernt.
Die Roche-Volumina sind nun gerade diejenigen (nicht kugelsymmetrischen!) Volumen, die die blaue Äquipotentialfläche im Dreidimensionalen umschließt und die durch den inneren Lagrange-Punkt verläuft. Im Prinzip ähnelt sie zweien an der Spitze zusammen geklebten Tropfen.
Anhand des Potentialgebirges ist anschaulich klar, dass die Lagrange-Punkte labile Gleichgewichtslagen darstellen. Die Tangenten verlaufen hier horizontal. Tangenten entsprechen gerade der effektiven Kraft, denn der negative Gradient des Potentials ist die Kraft!

Strom kreuzt Roche-Volumen

Sterne sind dynamische Objekte und können sich im Verlauf ihres Sternlebens stark verändern. Die Pulsationsveränderliche sind Sterne, die ihren Sternradius periodisch ändern. Übersteigt nun bei einer Pulsation ein Stern im Binärsystem sein Roche-Volumen, so kann Materie dieses Sterns durch L1 zum Begleiter überfließen. Die Fachwelt nennt dieses Phänomen Roche lobe overflow. Lobe, dt. 'Einhüllende', ist an sich die bessere Begriffswahl anstelle von 'Volumen' oder 'Fläche'. Das Sternplasma strömt dabei nicht auf direktem Wege über, weil der Stern rotiert und deshalb auch das Sternplasma Drehimpuls besitzt. Es kommt zur Ausbildung eines Akkretionsflusses um den Begleiter, z.B. einer Standardscheibe.
Es kann auch vorkommen, dass beide Sterne des Systems ihr Roche-Volumen ausfüllen. Das System hat dann eine hantelförmige Gestalt. In diesem Fall sprechen die Astronomen von Kontaktsystemen. Das Roche-Volumen ist besonders relevant im Verständnis einiger enger Röntgendoppelsterne.

Anmerkung zum Erde-Mond-System

Die hier dargestellten Verhältnisse sind sehr allgemein und auch auf das Erde-Mond-System übertragbar. Würde die Erde den inneren Lagrange-Punkt dieses Systems überschreiten, so würde wahrscheinlich das Wasser der Ozeane zu unserem Trabanten überfließen. Glücklicherweise ist die Erdoberfläche weit genug von L1 entfernt.
Die Lagrange-Punkte des Erde-Mond-Systems haben allerdings eine wichtige praktische Anwendung in der Raumfahrt: Weil diese ausgezeichneten Punkte aufgrund verschwindender effektiver Kräfte relativ stabil sind, positioniert man dort Satelliten, die z.B. astronomische Observatorien tragen. Lagrange-Punkte sind geeignete Satelliten-Parkplätze.

Röntgendoppelsterne (X-ray binaries, XRBs) sind Doppelsternsysteme (Binärsysteme, engl. binary system) mit deutlich ausgeprägter Röntgenleuchtkraft. Typischerweise ist die kompakte Komponente die dominante und entscheidende Röntgenquelle.

Ein Stern zu Gast beim Wirt

Nach einem gängigen Modell wird die Röntgenemission dadurch erklärt, dass Materie von einem 'Wirtsstern' oder Donatorstern zum 'Parasiten', der kompakten Komponente, gelangt. Die Materie wird vom tiefen Gravitationspotential der kompakten Komponente angezogen und aufgesammelt. Dieser Prozess heißt Akkretion. Dabei entsteht ein charakteristisches Leuchten im hochenergetischen Bereich der elektromagnetischen Strahlung: Röntgenstrahlung wird ausgesendet.

zwei Szenarien

1) Für den Materieübertritt gibt es zwei Szenarien: Entweder es kommt zum Massenüberfluss durch den inneren Lagrange-Punkt des Doppelsternsystem. An diesem charakteristischen Punkt zwischen zwei Massen heben sich die Gravitationskräfte beider Komponenten gerade gegenseitig auf. Dieses Phänomen heißt in der Fachwelt Roche lobe overflow, weil hier der Donatorstern sein Roche-Volumen überschreitet.
2) Oder es kommt im zweiten Szenario zur Wind-Akkretion. Hier wird der Teilchenwind des Begleitsterns zum Teil eingefangen und findet auf diese Weise den Weg zum kompakten Objekt. Als kompaktes Objekt kommen sämtliche Typen in Frage: Weißer Zwerg, Neutronenstern, Quarkstern, stellares Schwarzes Loch - oder vielleicht sogar die Alternativen zum klassischen Loch, nämlich Gravastern oder Holostern.

Unterteilung der Röntgendoppelsterne

• Die Low-Mass X-ray Binaries (LMXBs) bestehen aus stellarem Schwarzem Loch oder Neutronenstern plus leichtem Stern, der eine Masse von zwei Sonnenmassen nicht überschreitet. Entsprechend sind die Donatorsterne in LMXBs kühler und besitzen keine starken Winde. Ihre Sternwinde sind eher schwach ausgeprägt und vergleichbar dem Sonnenwind.
• Ist der Donatorstern schwer und wiegt mehr als zwei Sonnenmassen, so spricht man von High-Mass X-ray Binaries (HMXBs). HMXBs zeigen deshalb starke Sternenwinde der massereichen Begleiter, die oft junge Sterne vom Spektraltyp O oder B sind und oftmals den Wolf-Rayet Typus entsprechen. Sie beherbergen auch ein stellares Schwarzes Loch oder Neutronenstern als kompakte Komponente.
• Handelt es sich bei der kompakten Komponente definitiv um ein Schwarzes Loch, so verwendet man meist in der Terminologie den Begriff Mikroquasar oder auch Black Hole X-ray Binary (BHXB). Manchmal sprechen Astronomen dennoch von Mikroquasaren, auch wenn die kompakte Komponente ein Neutronenstern sein könnte. Das erklärt sich dadurch, dass sie häufig nicht genau wissen, um welches Objekt es sich bei der kompakten Komponente handelt. So wird schon seit geraumer Zeit SS 433 als Mikroquasar bezeichnet, obwohl man erst seit kurzem relativ sicher weiß, dass sich hier ein stellares Schwarzes Loch befindet. Die Differenzierung ob Neutronenstern oder Loch gelingt dann, wenn Astronomen die Masse der kompakten Komponente ableiten können (z.B. aus den Kepler-Gesetzen): Liegt sie oberhalb von etwa drei Sonnenmassen, kann man sich ziemlich sicher sein, ein stellares Schwarzes Loch entdeckt zu haben. Andere Objekte passen einfach nicht in die Beobachtungen und Modellvorstellungen. Der genaue Massenwert ist noch unbekannt, weil man die exakte Massenobergrenze der Neutronensterne - infolge Unsicherheiten bei der Zustandsgleichung - noch nicht genau kennt. Aktuell besteht ein Spielraum bei der Obergrenze für Neutronensterne von 1.8 bis 3.2 Sonnenmassen.
• Handelt es sich um einen akkretierenden Pulsar, also ebenfalls ein Neutronenstern, so hat sich für den Röntgendoppelstern die Bezeichnung AXP eingebürgert. Dies steht für Accreting X-ray Pulsar, also übersetzt akkretierenden Röntgenpulsar.
• Ist die kompakte Komponente ein Weißer Zwerg, so nennt man diese Röntgendoppelsterne kataklysmische Veränderliche (engl. cataclysmic variables, CVs). Da die Strahlungsemission mit der gravitativen Energie des kompakten Objekts skaliert und Weiße Zwerge weniger kompakt sind als Neutronensterne und diese wiederum weniger kompakt als Schwarze Löcher, ist die kontinuierliche Röntgenemission kataklysmischer Veränderlicher eher unterdrückt. Es kann allerdings heftige Ausbrüche geben, also intensive Röntgenstrahlung auf kurzen Zeitskalen (Röntgenbursts). Sie ereignen sich dann, wenn akkretierte Materie auf der Oberfläche des Zwergs 'niederregnet'. Wenn der Weiße Zwerg eine kritische Masse angesammelt hat, die so genannte Chandrasekhar-Masse von etwa 1.46 Sonnenmassen, explodiert das System in einer charakteristischen Supernova vom Typ Ia. Diese besonders hellen Ausbrüche nutzen Astronomen als Standardkerzen zur Eichung von Helligkeiten, zur Entfernungsbestimmung und zur Messung kosmologischer Parameter, die Zustand und Dynamik des Universums festlegen.

Wer pustet da?

Die HMXBs haben also einen massereichen Donatorstern der starke Winde auf das kompakte Objekt bläst. Aus diesem Grund kann der Abstand der Doppelsternkomponenten größer sein, als bei den LMXBs (vergleiche Wind-Akkretion). Der Teilchenwind kann durch die Absorption von UV-Photonen getrieben werden, die von der kompakten Quelle, beispielsweise der Akkretionsscheibe, stammen (engl. line driven wind). Dies funktioniert nur, wenn der Wind nicht allzu hoch ionisiert ist. Andernfalls ist der Wind nämlich transparent für UV-Photonen und Röntgenstrahlung könnte den Wind heizen. Die hochenergetische Röntgenstrahlung kann z.B. von einer 'Blase' sehr heißen Plasmas, der Korona, emittiert werden. Koronen bilden sich in Verbindung mit dem Akkretionsfluss aus und fluktuieren sowohl zeitlich, als auch räumlich.

HMXBs magnetischer als LMXBs

Die Magnetfelder der HMXBs scheinen stärker ausgeprägt zu sein, als bei den LMXBs. Dieser Sachverhalt könnte auf effizientere Dynamos schnell rotierender kompakter Objekte zurückgeführt werden. Durch gravitomagnetische Prozesse wie dem Lense-Thirring-Effekt kann eine rotierende Raumzeit Magnetfeldlinien, die im Akkretionsfluss 'eingefroren' sind, mitschleppen. Dadurch werden die Feldlinien verdrillt, 'aufgezogen' und damit verstärkt. Besonders effizient ist solch ein Dynamo bei schnell rotierenden Schwarzen Löchern, die durch die Kerr-Lösung mathematisch beschrieben werden.
Der Lense-Thirring-Effekt hat noch einen anderen interessanten Aspekt, der für Röntgendoppelsterne eine Rolle spielt: Die gravitomagnetischen Kräfte können auf die Akkretionsscheibe einwirken. Dies führt zu einer kreiselartigen Torkelbewegung (Lense-Thirring-Präzession), die mit einer charakteristischen Frequenz assoziiert ist. Sie heißt Lense-Thirring-Frequenz und wird mit einer der beobachteten Frequenzen von Quasi-periodische Oszillationen (QPOs) in Verbindung gebracht.

wunderbare Mira

Kürzlich, Ende April 2005, gelang den Röntgenastronomen eine wunderbares Foto, das die Vorstellung des Materialüberflusses in engen Röntgendoppelsternen beeindruckend untermauerte. Die Abbildung rechts zeigt die Beobachtung des veränderlichen Sterns Mira, die mit dem Röntgensatellit Chandra gemacht wurde (Credit: NASA/CXC/SAO/M. Karovska et al., 2005; ePrint Publikation unter astro-ph/0503050). Die Astronomen beobachteten in diesem Doppelsternsystem im Sternbild Cetus (dt. Walfisch) einen Röntgenausbruch, der in der Fachwelt soft X-ray transient, also ein vorübergehender Ausbruch im Bereich weicher Röntgenstrahlung, genannt wird. Man sieht hier den klassischen Fall, wie ein Riese einen Zwerg füttert: Rechts im Bild sieht man den Roten Riesen Mira A, präzise gesagt handelt es sich um einen AGB-Stern. Dieser Sternengigant hat den 600fachen Sonnenradius; säße er anstelle der Sonne in unserem Sonnensystem, würde seine Oberfläche zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter liegen. Links befindet sich - versteckt in einer heißen 'Gaswolke' - die kompakte Komponente, Mira B (VZ Ceti), die ein Weißer Zwerg ist. Der Abstand der beiden Sterne beträgt nur rund 70 Astronomische Einheiten (entsprechend 0.6 Bogensekunden), so dass auf den Zwerg Materie des Riesen überfließen kann. Im 420 Lichtjahre entfernten Doppelsternsystem Mira AB findet der Materieüberfluss durch Windakkretion statt und ähnelt damit eher den symbiotischen Sternen. Zwar entsteht der Eindruck, dass hier rechts das deformierte Roche-Volumen abgebildet wäre, doch ist das nur die durch den Sternenwind nicht kugelförmige Helligkeitsverteilung des Riesen. Mira A verliert durch den Sternenwind 10^-7 Sonnenmassen pro Jahr (Bowers & Knapp, 1988). Das Verblüffende an diesem Bild ist neben der hohen räumlichen Auflösung des Systems, dass erstmal ein einzelner AGB-Stern als starke Röntgenquelle in Erscheinung getreten ist. Der Röntgenausbruch wird nun damit erklärt, dass eine große Materiemenge aus der Sternoberfläche geschossen wurde. Dieser Vorgang ist durchaus mit den magnetohydrodynamisch getriebenen Sonnenflares vergleichbar: Die Magnetfeldlinien in der Umgebung der Sternoberfläche vernichten sich gegenseitig durch magnetische Rekonnexion. Somit wird magnetische Energie in kinetische Energie des Plasmas umgewandelt und treibt einen Materieauswurf aus der Sternoberfläche an.
Durch Massenauswurf-Ereignisse (engl. mass ejection events) erhöht sich auch kurzzeitig die Akkretionsrate auf den Weißen Zwerg. So trägt auch der Akkretionsfluss zum Ausbruch bei, falls die plötzliche 'Überfütterung des Zwergs' für Strahlungsausbrüche in der Gasscheibe sorgt oder ein jet-artiger Auswurf beim Zwerg angeregt wird. Doch Zwerge vertragen nicht soviel Futter: Sollte Mira B zuviel Material anhäufen und die Chandrasekhar-Masse überschritten werden, könnte dem Riesen Mira A die gut gemeinte Fütterung die Existenz kosten. Denn dann explodiert der Weiße Zwerg in einer Supernova Typ Ia und zerstört das Doppelsternsystem. Merke: Unterschätze nie David, Goliath!

Anmerkung: Mira-Veränderliche

Mira A ist der Prototyp der so genannten Mira-Veränderlichen (Mira-Sterne, kurz Miras). Sie sind regelmäßige Pulsationsveränderliche mit langen Perioden von hundert bis zu tausend Tagen. Miras Periode beträgt etwa 330 Tage und kann mit dem bloßen Auge verfolgt werden. Die periodisch Helligkeitsschwankung ist das 'Wunderbare' an Mira und gab ihm im 17. Jahrhundert seinen lateinischen Namen.

Weitere Informationen

• Web-Artikel: Akkretionsflüsse um rotierende Schwarze Löcher
• externer Web-Artikel: Aktive Schwarze Löcher: Ultraheiße Leuchtfeuer im All von Andreas Müller, auf Einstein online (AEI Golm)

Rote Riesen sind große, leuchtkräftige, aber relativ kühle Sterne.

Ort im HRD

Als Konsequenz dieser Eigenschaften findet man Rote Riesen im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) der Sterne rechts oben. Die Rote-Riesen-Phase setzt bei einem Stern dann ein, wenn die thermonuklearen Fusionsprozesse so weit fortgeschritten sind, dass das Wasserstoff-Schalenbrennen einsetzt. D.h. die Wasserstofffusion findet nicht mehr im heißen Zentrum des Sterns, sondern in seinen Randzonen, nahe der Sternoberfläche statt. Das Umschalten auf Schalenbrennen bläht den Stern auf ein Vielfaches seines ursprünglichen Volumens auf - das erklärt den Begriffsbestandteil 'Riese'. Weil die Leuchtkraft dabei aber nahezu konstant bleibt, kühlt sich seine Oberfläche ab (siehe erste Gleichung unter Effektivtemperatur): Gemäß den Gesetzen der thermischen Strahler (Planck-Gesetz, Plancksche Strahlungsformel) erscheint der Stern somit röter - das erklärt ersten Begriffsbestandteil 'Rot'.

windige Typen!

Das Stadium des Roten Riesen ist verbunden mit kräftigen stellaren Winden, also Teilchen, die von der Sternoberfläche abgeblasen werden. Im 'Zwiebelschalenmodell' der Sterne findet man im Außenbereich massereicher Sterne die Massenschalen der leichtesten Elemente, also Wasserstoff und Helium. Besonders diese Elemente werden vom Sternenwind in den interstellaren Raum gepustet.

Ende des Roten Riesen: Weißer Zwerg und Planetarischer Nebel

Die Innenbereiche des Sterns können am Ende der Rote-Riesen-Phase dem Gravitationsdruck nicht mehr standhalten (vergleiche hydrostatisches Gleichgewicht). Deshalb fällt das Sterninnere im Gravitationskollaps in sich zusammen, bis der Entartungsdruck der Elektronen den Kollapsar wieder stabilisieren kann: ein Weißer Zwerg ist entstanden. Diese erdgroßen, etwa sonnenschweren Sterne sind stabil bis zur so genannten Chandrasekhar-Grenze. Während das Innere zum Zwerg kollabiert, erscheinen die abgeblasenen Sternhüllen nun als farbenprächtiger Planetarischer Nebel.
Zum Vergleich: Ganz anders verläuft die Entwicklung massereicher Sterne mit mehr als etwa acht Sonnenmassen. Sie durchlaufen keine Rote-Riesen-Phase, sondern sind Blaue oder Blauweiße Riesen, die am Ende ihres vergleichsweise kurzen Sternenlebens in einer gigantischen Sternenexplosion, einer Supernova (Typ II) oder sogar einer Hypernova, enden. Was dann vom Riesenstern bleibt ist ein Supernovaremnant, in dem ein kompaktes Sternrelikt sein Dasein fristet. Diese Relikte sind je nach kollabierender Masse Neutronensterne oder stellare Schwarze Löcher. Die Brennprozesse des Sterns sind dann zum Erliegen gekommen. Neutronensterne oder Schwarze Löcher stehen also nicht am Ende der Entwicklung von Roten Riesen.

Beispiel: Beteigeuze

Noch heller und größer als die Riesen sind die Überriesen, wie bei den Yerkes-Leuchtkraftklassen näher ausgeführt wird. Die Abbildung oben zeigt ein bekanntes Musterbeispiel für einen Roten Überriesen: Beteigeuze (auch: Betelgeuse) der Hauptstern (Alpha Orionis) im Wintersternbild Orion. Schon mit bloßem Auge erkennt man deutlich den hellen, roten Stern, der sich in einem Abstand von 427 Lichtjahren zur Erde befindet. Die Abbildung zeigt eine Beobachtung im ultravioletten Licht des Weltraumteleskops Hubble (Credit: STScI/NASA/ESA, Dupree & Gilliland, März 1995). Beteigeuze ähnelt durchaus in Entfernung und Sterngröße Mira A, der im Eintrag Röntgendoppelstern genau beschrieben wird. Beide Riesen sind Pulsationsveränderliche, d.h. ihre Sternoberflächen schwingen um einen mittleren Sternenradius und sorgen so für eine periodische Helligkeitsvariation.

Beispiel: Sonne

Auch die Sonne wird in etwa 6.5 Mrd. Jahren zum Roten Riesen werden. Diese Verwandlung geschieht, weil der Wasserstoffvorrat im Zentrum der Sonne nach Ablauf dieser Zeit zur Neige gehen wird. Die Sonne hat dann einen Heliumkern und geht schließlich über zum Wasserstoffbrennen in den Sternschalen (Schalenbrennen). Betrachtet man das im HRD, so verlässt die Sonne in dieser Phase die Hauptreihe: Sie macht sich auf in das Gebiet der Riesen. Der Übergang zum Riesen dauert vom Zünden des Schalenbrennens an einige hundert Millionen Jahre. Weil der Sternkern sich weiter verdichtet hat, steigt die Zentraltemperatur auf 100 Mio. Kelvin: Dann setzt zentrales Heliumbrennen (Triple-Alpha-Prozess) ein. Die nächste, neue Brennphase setzt ein, sobald auch das Helium im Kern aufgebraucht ist: dann verlagert sich das Heliumbrennen ebenfalls in die Sternschalen und im Kern brennt Kohlenstoff.
Die Sonne bläht sich infolge des Schalenbrennens um etwa das Hundertfache auf. Sie verändert dabei auch ihr Erscheinungsbild: als Riesenstern wird die Sonne das 10000fache ihrer jetzigen Leuchtkraft aufweisen und sie wird rot erscheinen, weil sich ihre Effektivtemperatur absenkt - das wird auch ihren Spektraltyp ändern. Durch den kräftigen Sonnenwind wird die Sonne fast die Hälfte ihrer Masse an die Umgebung abgeben. Aufgrund des enormen Aufblähens kühlen sich die Sternhüllen des Riesen ab und werden ausgedünnt - das stoppt schließlich das Schalenbrennen wieder. Die Ausdehnung der Sonne zum Riesen hat auch entscheidende Konsequenzen für das innere Sonnensystem, weil dann die inneren Planeten Merkur und Venus von der Sonne verschlungen werden (siehe maßstabsgerechte Abbildung oben). Auf der Erde wird die Temperatur lebensfeindlich anschwellen: das Ende des irdischen Lebens ist in diesem Szenario der Wärmetod! Danach wird der innere Teil der Sonne zu einem etwa erdgroßen Weißen Zwerg in sich zusammenfallen. Das Schicksal der Sonne teilen mehr als 90% der Sterne - nämlich alle Sterne mit Anfangsmassen von weniger als 8 Sonnenmassen.

Neue Erkenntnisse über das Innere Roter Riesen

Die Bezeichnung Zwei-Schalen-Brennen kann zu Missverständnissen führen, denn das Brennen in den Schalen findet nicht zur gleichen Zeit, sondern abwechselnd statt. In einem Zyklus von etwa 10000 Jahren zündet das Heliumbrennen in der inneren Schale. In der Zone zwischen den Schalen kommt es durch die Konvektionsströme zu Durchmischungen des Sternplasmas - die Durchmischung an der Grenzschichten geschieht auch durch Instabilitäten der Hydrodynamik, z.B. der Kelvin-Helmholtz-Instabilität (die jeder Kaffeetrinker schon gesehen hat, der seinen Kaffee mit Milch genießt). Durch die Mischungsprozesse gelangt Material aus dem Sterninnern an die Oberfläche des Roten Riesen und ist damit spektroskopisch beobachtbar, weil es dann aus der Photosphäre kommt.
Im Sterninnern läuft der s-Prozess ab, der durch nachfolgende Beta-Zerfälle die schweren Elemente im Roten Riesen erzeugt. Wenn Wasserstoff- und Heliumbrennen (durch die oben beschriebene Ausdünnung des Riesen) aufhören, verliert der Riese einerseits seine äußeren Hüllen und kollabiert andererseits zum Weißen Zwerg. Das hätte das Ende gewesen sein können, doch etwa 10% der Weißen Zwerge gelingt die Rückkehr ins pralle Sternenleben: Sie werfen das Heliumschalenbrennen im so genannten späten Helium-Schalen-Flash an. Im HRD bewegt sich der Weiße Zwerg von unten wieder zurück ins Riesengebiet. Der späte Helium-Flash hat im wahrsten Sinne umwälzende Folgen für den Stern, denn die neue Energiequelle durchmischt die Schalen durch Konvektion. Wenn auch diese Brennphase des Heliums endet, bewegt sich der wiedergeborene Rote Riese im HRD wieder zurück zu den Weißen Zwergen. In dieser Übergangsphase sprechen Astronomen von PG1159-Sternen. Das sind die Nachfolger der AGB-Phase und gewissermaßen 'umgestülpte, ehemalige Rote Riesen'. Diese gut durchmischten Sterne erlauben den Sternforschern einen nachträglichen Blick in das Innere von Rote Riesen. Die Astronomen müssen nur die Spektren der PG1159-Sterne betrachten und die Zusammensetzung und Elementhäufigkeiten analysieren. Das ist tatsächlich möglich und erlaubt die verborgenen, inneren Prozessen in Roten Riesen im Nachhinein - wenn der Riese gar nicht mehr existiert - zu verstehen. Daraus erhalten die Astronomen Kenntnisse über den Ursprung der schweren Elemente und ihre genaue Häufigkeitsverteilung.
PG1159-Sterne sind seltene, sehr heiße, wasserstoffarme Post-AGB-Sterne ('Prä-Weiße-Zwerge'). Die Effektivtemperaturen der PG1159-Sterne sind mit 75000 bis 200000 Kelvin extrem hoch (typisch 140000 K). Die Sternatmosphäre ist so stark ionisiert, dass die Spektrallinien typischerweise im Ultravioletten liegen. Eine astronomische Beobachtung erfordert deshalb weltraumgestützte UV-Astronomie, die mit den US-amerikanischen Weltraumteleskopen Hubble und FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer) möglich ist (Jahn et al. 2007). Die Spektroskopierung der PG1159-Sterne verrät die Häufigkeiten der schweren Elemente, die der Rote Riese zuvor im Innern produziert hat. Dabei haben die Astronomen eine Überraschung erlebt: Das Sternplasma der ehemals Roten Riesen, das an die Oberfläche des PG1159-Sterns 'gespült' wurde, weist einen unerwartet hohen Kohlenstoffanteil auf. Das ist nur dadurch erklärbar, dass die Konvektionsströme deutlich effektiver sind, als bislang angenommen. Das sorgt für fast gleiche Häufigkeiten von Helium und Kohlenstoff. Die Vielzahl der Kohlenstoffkerne gehen kernphysikalische Reaktionen mit den Protonen ein und produzieren dabei viele Neutronen. Die Neutronen wiederum gehen in den s-Prozess ein. Im Innern des Sterns finden auch Reaktionen statt, in denen sich Heliumatomkerne an verschiedene andere Atomkerne anlagern. Dabei synthetisieren neue, schwerere Elemente. Z.B. entsteht so Stickstoff (N-14) Fluor (F-18) und aus Sauerstoff (O-18) wird Neon (Ne-22). So resultieren auch höhere Häufigkeiten der Elemente Fluor und Neon (Werner et al. 2005). Der astronomische Nachweis von Neon hat das Wiedergeburtsszenario Roter Riesen bestätigt.

Literaturhinweis

• Werner, K. & Rauch, T.: Die Wiedergeburt der Roten Riesen; Sterne und Weltraum, Februar 2007

Rote Zwerge sind leuchtschwache Sterne der Spektralklasse K und M, die sehr zahlreich im Universum sind. Die Sonne ist an sich ein Gelber Zwerg. Rote Zwerge haben noch kleinere Oberflächentemperaturen (siehe auch Effektivtemperatur) und eine noch geringere Leuchtkraft. In der Sonnenumgebung sind etwa 80% aller Sterne Rote Zwerge.

Generell meint dieser Begriff eine Verschiebung von Spektrallinien (oder spektralen Komponenten) zum roten Ende des Spektrums hin.

kosmologische Rotverschiebung

Im Speziellen meint dieser Begriff eine wichtige astrophysikalische Größe der Kosmologie: die kosmologische Rotverschiebung z (engl. redshift). Sie ersetzt oft die Angabe von Entfernungen, weil z einfacher zu bestimmen ist, als die tatsächliche Entfernung des kosmologischen Objekts (in der Regel eine Galaxie). Die Entfernung folgt erst mit dem Hubble-Gesetz oder (bei größeren Distanzen) mit einem kosmologischen Modell, wie beispielsweise den Friedmann-Weltmodellen. Je größer die Rotverschiebung, umso größer die Entfernung des Objekts.
Die kosmologische Rotverschiebung ist auch ein Maß für das Alter eines kosmischen Objekts: Je größer die Rotverschiebung, umso früher war das Objekt bereits im Kosmos vorhanden. Das liegt daran, weil der Blick an den Himmel im Prinzip ein Blick in die Vergangenheit ist: Das Licht, oder allgemeiner gesprochen die Strahlung, der Himmelsobjekte benötigt eine gewisse Zeit, bis sie auf der Erde ankommt, weil die Vakuumlichtgeschwindigkeit endlich ist.

Definition

Beobachtet man die Emission einer Quelle bei einer bestimmten Wellenlänge, so definiert man ganz allgemein die Rotverschiebung als Quotient der Differenz zwischen der Wellenlänge im Beobachtersystem (Index obs) und derjenigen im Emittersystem (Index em) über der Wellenlänge im Emittersystem (siehe Gleichung rechts).

Hubble-Gesetz

Edwin Hubble konnte 1929 nachweisen, dass viele entfernte Galaxien eine Fluchtbewegung ausführen: Sie bewegen sich von uns weg. Es waren zwar nur 18 Galaxien, die Hubble untersuchte, doch mit wachsender Zahl hat sich dieses Ergebnis bestätigt. Dieser Zusammenhang ging als Hubble-Effekt in die Kosmographie ein. Das Hubble-Gesetz zeigt einen linearen Zusammenhang zwischen Rotverschiebung z und Distanz D mit einer Proportionalitätskonstante, der Hubble-Konstanten H₀. Die Linearität hat jedoch nur im nahen Universum ihre Gültigkeit, nämlich bis zu einem maximalen Abstand von gut 400 Mpc oder z kleiner als 0.1. Für weiter entfernte Objekte bricht die Linearität zusammen. Allgemeiner handelt es sich bei H (ohne Index 0!) um den Hubble-Parameter, der zeitabhängig ist.

Beispiel: Quasar 3C 273

Der hellste Quasar mit der Bezeichnung 3C 273 hat beispielsweise eine kosmologische Rotverschiebung von z = 0.158. Er ist zwar knapp oberhalb des Gültigkeitsrahmens des Hubble-Gesetzes, bemüht man es dennoch, so resultiert eine Entfernung von 658 Mpc oder 2.14 Mrd. Lichtjahren. Das ist nicht nur für den irdischen Laien, sondern auch für kosmologische Maßstäbe eine enorme Distanz. Die Strahlung, die uns heute von 3C 273 erreicht, wurde dort ausgesandt, als die Erde etwa halb so alt war, als heute.

Der Grund: der Kosmos dehnt sich aus!

Ursache für die kosmologische Rotverschiebung ist die kosmische Expansion des Universums. Der Kosmos als Ganzes lässt sich in der relativistischen Kosmologie als eine Raumzeit beschreiben. Die Dynamik dieser vierdimensionalen Mannigfaltigkeit unterliegt den Gesetzen der Allgemeinen Relativitätstheorie, den tensoriellen Einsteinschen Feldgleichungen.
In den Anfängen der relativistischen Kosmologie wurden materiefreie Universen gefunden, die de-Sitter-Räume. Natürlich ist dieses Universum nicht in der Natur realisiert, weil das beobachtete Universum mit Materie oder allgemein gesprochen Energie angefüllt ist. Die materiegefüllten Universen wurden später entwickelt. Vor allem die Robertson-Walker Räume (H.P. Robertson 1935, A.G. Walker 1936) sind bis heute von außerordentlicher Wichtigkeit. Sie bilden die raumzeitliche Basis (das Linienelement) für die Friedmann-Weltmodelle, die aus der Anwendung dieser Robertson-Walker-Metrik auf die Feldgleichungen resultieren.

Es gibt viele Rotverschiebungen!

Die beobachtete Rotverschiebung einer Quelle setzt sich aus verschiedenen Effekten zusammen. Der kosmologische Beitrag ist der bereits diskutierte aufgrund der Expansion der Raumzeit des Universums. Daneben gibt es Beiträge, die auf lokalen Effekten beruhen, wie beispielsweise einer Bewegung. Erklärt wird diese Verschiebung im Spektrum durch den Doppler-Effekt, der vor allem bei akustischen Wellen bekannt ist. Bei elektromagnetischen Wellen verhält es sich genauso: Dadurch dass sich der Emitter in Bezug zum Beobachter entlang der Sichtlinie bewegt, kommt es im Falle eine Bewegung vom Beobachter weg zu einer 'Dehnung' der elektromagnetischen Wellen, dies entspricht der Rotverschiebung. Bewegt sich die Quelle auf den Beobachter zu, werden die Wellenzüge 'gestaucht' und es gibt eine Blauverschiebung. Das Ausmaß der Verschiebung hängt von der Größe der Radialgeschwindigkeit ab, also der entlang der Sichtlinie projizierten Geschwindigkeitskomponente. Es handelt sich um einen rein kinematischen, klassischen Effekt. Die nahe Andromedagalaxie (M31, NGC 224), die sich mit der Milchstraße in der Lokalen Gruppe befindet, bewegt sich auf die Milchstraße zu und ist blauverschoben.

Vorsicht Interpretationsfalle: Es ist ganz wichtig, dass der kinematische Doppler-Effekt nicht mit der kosmologischen Rotverschiebung durcheinander gebracht wird! In vielen Büchern findet man, dass die kosmologische Rotverschiebung z in die Doppler-Formel eingesetzt wird. Die Resultate sind jedoch von fragwürdigem Wert: eine Galaxie mit z = 2 bewegte sich dann mit 80% der Lichtgeschwindigkeit von uns weg! Der Entfernungsrekordhalter Abell 1835 IR 1916 mit z = 10 hätte eine Geschwindigkeit von etwa 97% der Lichtgeschwindigkeit. Diese Berechnungen machen keinen Sinn. Vielmehr muss man die kosmologische Rotverschiebung als dynamische, expandierende Raumzeit deuten: Die entfernten Galaxien 'schwimmen' mit der sich ausdehnenden Raumzeit mit. Man spricht manchmal auch vom Hubblefluss (engl. Hubble flow). Es ist eine dynamische Raumzeit des Kosmos, die expandiert, und alles im Kosmos muss dieser Dynamik folgen.
Ein weiterer Beitrag zur beobachteten Rotverschiebung ist die Gravitationsrotverschiebung. Hier müssen die Lichtteilchen gegen ein Gravitationsfeld Arbeit verrichten, um ihm zu entkommen und verlieren dabei Energie. Deshalb werden sie zum roten Ende des Spektrums verschoben. So werden beispielsweise aus Röntgenphotonen optische Photonen oder aus ultravioletten Photonen werden Radiophotonen. Vor allem bei den starken Gravitationsfeldern Schwarzer Löcher oder bei Strahlung in der Nähe von schweren Gravitationslinsen ist dieser Prozess relevant. Dieser Effekt ist mit der Allgemeinen Relativitätstheorie zu begründen. Der Emissionsort muss allerdings recht nahe am schweren, gravitierenden Objekt sein.
Die Rotverschiebung einer Quelle zerfällt demnach allgemein in die drei oben geschilderten Anteile: kosmologische, Doppler- und gravitative Rotverschiebung (siehe Gleichung rechts). Den größten Anteil bei weit entfernten, kosmischen Quellen macht die kosmologische Rotverschiebung: die Strahlung wird fast ausschließlich durch den ausdehnenden Kosmos zum roten Ende des Spektrums hin verschoben. Die anderen Beiträge - Dopplerbewegung oder Gravitationsrotverschiebung - kann man in der Regel vergessen: Die Gravitationsrotverschiebung ist so klein, dass sie meist vernachlässigt wird. Der Anteil durch den Doppler-Effekt, der letztendlich auf eine Pekuliarbewegung (Eigenbewegung) zurückzuführen ist, macht bei einer (recht hohen) Radialgeschwindigkeit von 1500 km/s nur einen Anteil von z_Doppler = 0.005 aus. Deshalb vernachlässigt man diese geringeren Beiträge und den Index cosmo und schreibt in der Regel nur z.
Diese Verschiebung ist umso höher, je weiter die Quelle entfernt ist (vgl. Hubble-Gesetz). In Ermangelung zuverlässiger Methoden zur Bestimmung der Entfernung, löst daher die Rotverschiebung den Entfernungsparameter ab, weil diese Größe durch gemessene Spektren den Astronomen leichter zugänglich ist. Die Entfernung folgt dann erst aus einem kosmologischen Modell, die in den letzten Jahrzehnten häufigen 'Modetrends' unterlagen. Mittlerweile ist der Satz an kosmologischen Parametern (Hubble-Konstante und Dichteparameter 'Omegas', Ω etc.) gut bekannt. Wie in der Teilchenphysik spricht man nun von einem Standardmodell der Kosmologie.

Blauverschiebung & Rotverschiebungsfaktor

Wenn man von Rotverschiebung spricht, darf man den komplementären Begriff der Blauverschiebung nicht verschweigen: Hier findet eine Verschiebung zum anderen, kurzwelligen oder hochenergetischen Ende des Spektrums hin statt. Die oben dargestellte Gleichung der Rotverschiebung z zeigt, dass sie gerade der Kehrwert des Rotverschiebungsfaktors (g-Faktor) g minus 1 ist. Der Faktor z + 1 ist (falls z die kosmologische Rotverschiebung meint) gerade ein Maß für die Ausdehnung des Universums: ein Objekt bei z = 1 befindet sich in einem Universum, das gerade halb so groß war, wie das heutige, lokale Universum bei z = 0; ein Objekt bei z = 2 ist in einem Universum, das nur ein Drittel so groß ist, wie unser lokales Universum etc.

Problem mit Energieerhaltung? Nein!

Rot- und Blauverschiebungen bergen ein weiteres Verständnisproblem: Wo bleibt die Strahlungsenergie, wenn z.B. das stark rotverschobene Photon einer entfernten Galaxie auf der Erde ankommt? Keine Sorge, der Energieerhaltungssatz wird nicht verletzt. Man darf eben nur die Energie im Bezugssystem Galaxie mit derjenigen im Bezugssystem Erde vergleichen, wenn man auch berücksichtigt, dass das Universum zum Zeitpunkt der Emission des Photons in der Galaxie ein anderes Universum war, als zum Zeitpunkt der Ankunft des Photons auf der Erde! Präzise gesagt unterscheiden sich beide Bezugssysteme im Skalenfaktor R(t), auch Weltradius genannt. 'Rotverschobene, kosmologische Photonen' sind ähnlich zu den 'gravitationsrotverschobenen Photonen' in einem Schwerefeld zu sehen. Denn die Strahlungsenergie geht in beiden Fällen an die (dynamische bzw. gekrümmte) Raumzeit verloren. Kosmologische Rotverschiebung und Gravitationsrotverschiebung sind rein geometrische Effekte.
Es spiegelt sich jedoch auch die Relativität des Beobachters darin wider, denn es spielt eine Rolle, in welchem Bezugssystem dieser sitzt.

Die kosmische Zeit

Die kosmologische Rotverschiebung z kann sehr einfach aus Beobachtungen von Spektren abgeleitet werden. Ist man daran interessiert, wie alt das betreffende Objekt gegebener Rotverschiebung ist, benötigt man ein kosmologisches Modell. Aus der Beobachtung der kosmischen Hintergrundstrahlung wird ein Satz kosmologischer Parameter abgeleitet, der unser Universum sehr gut beschreibt. Zu diesen Parametern gehört der Anteil Dunkler Energie, der Anteil der Dunklen und der baryonischen Materie, der Hubble-Parameter und der Krümmungsparameter. Kennt man sie, so kann man einer Rotverschiebung ein Alter zuordnen, das man kosmische Zeit (engl. cosmic time) nennt. Die kosmische Zeit entspricht dem Alter des Universums seit dem Urknall. Sie kann aus den Friedmann-Gleichungen extrahiert werden und zeigt eine Abhängigkeit von den kosmologischen Parametern.

Das Diagramm oben zeigt die Beziehung zwischen Rotverschiebung und Alter des Universums als Graphen. Bei z = 0 befindet sich das lokale Universum, also unsere unmittelbare Umgebung. Eine Rotverschiebung z = 1100 (hier nicht zu sehen) markiert die Grenze des elektromagnetisch beobachtbaren Universums. Denn bei dieser Rotverschiebung ereignete sich die Rekombination. Für größere Rotverschiebungen als etwa tausend ist das Universum nicht durchsichtig (optisch dick), weil Strahlung das Urplasma aus Elektronen und Protonen nicht durchdringen kann. Bei der Rekombination war das Plasma kühl genug, so dass ein Elektron von je einem Proton eingefangen werden konnte. Es bildete sich neutraler Wasserstoff (HI), und das Universum wurde transparent für Strahlung (optisch dünn). Wie man im Diagramm unter dem Eintrag Rekombination erkennen kann, war das Universum gerade etwa 400000 Jahre alt, als es transparent wurde. Unser lokales Universum ist bereits 13.7 Milliarden Jahre alt (linker Rand des Diagramms oben).

Meilensteine der Kosmologie

Die Entfernungsangaben von weit entfernten, astronomischen Objekten enthalten große Unsicherheiten. Deshalb greifen die Astronomen auf die kosmologische Rotverschiebung z zurück. Sie ist viel einfacher zu bestimmen und weniger fehleranfällig als die Entfernung. Die Astronomen messen Rotverschiebungen spektroskopisch (spectro-z) oder photometrisch (photo-z). Hier ein paar Meilensteine der Kosmologie:

• Bei z = 0 ist die unmittelbare kosmologische Nachbarschaft, das lokale Universum. Erst in dieser Spätphase des Kosmos bildete sich Leben.
• Bei z = 1.0 beginnt per definitionem die Domäne der hochrotverschobenen Objekte.
• Bei z = 2.0 bis 3.0 beobachten wir das Maximum der Häufigkeit der Quasare. Die Quasardichte war zu diesen Zeiten etwa 1000 höher, weil das Universum kleiner war und sich mehr Quasare gebildet haben.
• Bei z = 5.0 war das Zeitalter der Reionisation von Helium. Diese Epoche ist die 'Vorschau' der Reionisation von Wasserstoff (engl. 'H preview'), weil Astronomen sie bei kleineren Distanzen beobachten.
• Bei z = 6.0 war das Zeitalter der Reionisation von Wasserstoff, durch intensive, hochenergetische Strahlungsquellen, die ersten Sterne (Population III). In diesem Bereich liegen sehr weit entfernte Objekte, die beobachtet wurden: Hu et al. (2002) fanden mit dem Keck II 10m-Teleskop hinter dem Cluster Abell 370 eine Galaxie mit der Bezeichnung HCM 6A. Für sie konnte eine Rotverschiebung von z = 6.56 abgeleitet werden (Papier: astro-ph/0203091).
  Auch die am weitesten entfernten Gammastrahlenausbrüche liegen bei z ~ 6.
  Im Februar 2004 wurde auf ähnliche Weise eine noch weiter entfernte Galaxie mit dem Keck-Teleskop entdeckt: Die betreffende Galaxie hat eine Entfernung von 6.6 < z < 7.1. Die schwache Strahlung wird durch eine Gravitationslinse ungefähr um einen Faktor 25 verstärkt: der räumlich vorgelagerte Galaxienhaufen Abell 2218 (z = 0.175) erzeugt ein Dreifachbild von der Galaxie. Zum Zeitpunkt als die Galaxie ihre Strahlung aussandte, war das Universum gemäß aktueller kosmologischer Parameter gerade mal 750 Millionen Jahre alt! Die Galaxie ist deutlich kleiner als beispielsweise die Milchstraße (Durchmesser etwa 100 000 Lichtjahre), denn sie durchmisst maximal 1.2 kpc, entsprechend etwa 4000 Lj. Die Sternbildungsrate (engl. star formation rate, SFR) kann aus dem (rotverschobenen) UV-Kontinuum abgeschätzt werden. Sie ist mit einer gewissen Unsicherheit behaftet, aber 2.6 Sonnenmassen pro Jahr recht hoch (Quelle: Kneib et al., astro-ph/0402319).
• Bei z = 10.0 befindet sich der aktuelle Entfernungsrekordhalter, der nur zwei Wochen nach der Galaxie mit z = 7 entdeckt wurde. Eine Kollaboration von Astronomen aus der Schweiz, Frankreich und Kalifornien beobachtete mit der Infrarot-Kamera ISAAC (Infrared Spectrometer And Array Camera) des Very Large Telescope (VLT) in Chile eine Infrarotquelle im Galaxienhaufen Abell 1835. Diese Galaxie mit der Bezeichnung Abell 1835 IR 1916 hat eine gigantische Rotverschiebung von z = 10! Die Strahlung dieser Galaxie erreicht uns aus einer Zeit, als das Universum nur etwa 480 Millionen Jahre alt war (vergleiche Diagramm, das gegebener Rotverschiebung eine Kosmische Zeit zuordnet). Auch bei dieser Beobachtung half eine Gravitationslinse im Vordergrund, die zu einer Helligkeitsverstärkung um den Faktor 25 bis 100 führte. Die Gesamtmasse dieser sehr jungen Galaxie wurde zu 500 Mio. Sonnenmassen (inklusive Dunkle Materie im Halo) abgeschätzt. Mit dieser Beobachtung rückt die Profi-Astronomie immer näher an das Dunkle Zeitalter, das durch die ersten Strahlungsquellen im Universum beendet wurde (Papier: Pello et al. 2004, astro-ph/0403025).
• Die ersten kosmischen Strahlungsquellen bzw. die ersten elementaren Bausteine, die sich vor der Reionisationsära gebildet haben müssen, siedelt man bei Rotverschiebungen von 15 < z < 30 an. Diese ersten Lichtquellen beendeten das Dunkle Zeitalter (engl. dark ages) der Kosmologie. Die ersten Sterne rechnet man der Population III zu. Sie waren noch relativ metallarm und setzten sich großteils aus Wasserstoff und Helium zusammen.
• Bei z = 1100 war die Epoche der Rekombination, wo sich die Strahlung von der Materie entkoppelte und das Universum durchsichtig wurde. Das ist darauf zurückzuführen, dass sich die Atome bildeten (Protonen mit Elektronen rekombinierten) und damit der Streuquerschnitt für Photonen schlagartig abnahm. Eine Beobachtung des Universums mit elektromagnetischen Wellen führt daher maximal bis in diese Epoche zurück. Die kosmische Hintergrundstrahlung im Bereich der Mikrowellen, wie sie die Satelliten COBE (Cosmic Background Explorer) und WMAP (Wilkinson Microwave Anisoptropy Probe) messen konnten, ist gerade das Relikt, das uns aus dieser Ära des jungen Universums erreicht. Mit aktuellen kosmologischen Parametern (flaches Universum, Anteile der Dunklen Energie und Materie, Wert der Hubble-Konstanten) kann einer Rotverschiebung von 1100 ein Alter des Universums von etwa 400 000 Jahren zugeordnet werden (siehe Diagramm). Tiefer ins All, zu noch früheren Entwicklungsphasen des Universums könnten Astronomen nur mit Gravitationswellen blicken. Bisher konnten diese Verzerrungen der Raumzeit, die sich mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten nicht nachgewiesen werden. Die Physiker sind jedoch davon überzeugt, dass es sie geben muss.

Großräumige Struktur

Mit diesen Informationen lässt sich Kosmographie betreiben: man erhält eine Karte von der großräumigen Struktur des Universums. Das haben Astronomen beispielsweise in dem Survey 2dF getan. Sie nutzten das Anglo-Australien-Observatory (AAO) in Australien und bestimmten die Spektren von knapp 250000 Objekten. Zum Großteil waren das Galaxien, die alle zusammen etwa 1500 Quadratgrad Himmelsausschnitt abdecken. Das folgende Bild zeigt ein Resultat von 2dF, das sehr schön die großräumige Struktur im Komos zeigt. Es ist die räumliche Verteilung von Galaxien in einem fächerförmigen Ausschnitt des Himmels (Credit: 2dF Galaxy Redshift Survey, 2003; große Version):

Jeder blaue Punkt ist eine Galaxie! Insgesamt zeigt dieser Ausschnitt knapp 63000 Galaxien. Im Kreuzungspunkt in der Bildmitte sitzt der irdische Beobachter. Je weiter man sich an den Fächerrand bewegt, umso höher sind Rotverschiebung und Entfernung - maximal z ~ 0.2. Beide Daten wurden rechts an den Achsen angegeben. Die Uhrzeit ist eine Winkelangabe der Position am Himmel. Wie man sieht, ist die Verteilung der Galaxien nicht gleichmäßig und homogen, sondern sehr unregelmäßig. Dieses Foto offenbart eine wabenartige Struktur, die aus einzelnen Galaxien, Galaxienhaufen und Supergalaxienhaufen an den Knotenpunkten der Waben besteht. Im Wabeninnern sind riesige 'Leerräume', die Voids. Die unregelmäßige Verteilung ist hauptsächlich ein Resultat der Gravitation, weil sie dafür sorgt, dass sich Massen anziehen und mit der Zeit verklumpen. Wie im Eintrag Dunkle Materie gezeigt wird, konnte kürzlich auch die (zu kleinen Rotverschiebungen hin zunehmende) Verklumpung der Dunklen Materie direkt beobachtet werden.
Das Bild zeigt auch, dass mit zunehmender Rotverschiebung immer weniger blaue Punkte zu sehen sind. Das ist im Wesentlichen ein instrumenteller Effekt und kein kosmologischer: Je weiter die Galaxie entfernt ist, umso mehr nimmt die Helligkeit ab, so dass viele Galaxien im Survey einfach nicht beobachtet werden können. Das Ziel solcher Studien ist daher, die Beobachtungstechnik so weit zu verbessern, dass die Astronomen noch tiefer in das Weltall blicken können (zu noch höheren z), so dass auch dort die großräumige Struktur studiert werden kann.

astronomische Messung der Rotverschiebung

Experimentell kann man sich Zugang zur wichtigen astronomischen Größe Rotverschiebung verschaffen, indem man Spektren detektiert (Spektrographie) und dort bekannte Spektrallinien identifiziert. Der Astronom Maarten Schmidt deutete 1963 auf diese Weise die Emissionslinien der Quasare als Linien besonders hoher Rotverschiebung, so dass Quasare (damals wie heute) zu den am weitesten entfernten Objekten gehören. Aufgrund der großen Entfernung sind gerade die Spektren von Aktiven Galaktischen Kernen (AGN) relevant, weil sie aufgrund ihrer enormen Leuchtkraft überhaupt noch detektierbar sind. Besonders charakteristisch und leicht zu erkennen ist in diesen Objekten die Lyman-Kante des Wasserstoffs (Lyman-α, Lyα). Aufgrund der kosmischen Expansion ist diese Kante zum roten Ende hin verschoben. Vergleicht man diese beobachtete Wellenlänge mit der Laborwellenlänge, also der Wellenlänge im irdischen Labor bei z = 0, so liefert der Quotient gerade den Rotverschiebungsfaktor g und damit auch die Rotverschiebung z.

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© Andreas Müller, August 2007

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