Was ist Rotverschiebung?
Rotverschiebung - Ein Thema das die Astronomen voran gebracht
hat in der Erforschung des Universums
Inhaltsverzeichnis
1) Einleitung
2) Der Doppler-Effekt
2.1) Doppelsterne
2.2) Planeten um
andere Sonnen
3) Rotverschiebung
3.1) Bedeutung der Rotverschiebung in der
Kosmologie: Expansion des Universums
3.2) Hubble-Konstante
3.2.1) Cepheiden
3.2.2)
Supernovae Typ Ia
3.3)
Rotverschiebung von Quasaren
4) Wichtige Persönlichkeiten
4.1) Edwin P. Hubble
4.2) Christian Doppler
5) Aktuelle Beispiele
6) Quellen
1) Einleitung
Der Begriff "Rotverschiebung" führt gleich hin zu großen
Entfernungen in der Astronomie, die nach Millionen oder sogar Milliarden
von Lichtjahren zählen. Man spricht von der "Rotverschiebung von
Galaxien" in Zusammenhang mit der Ausdehnung des Universums und mit den
entferntesten bekannten Objekten im Kosmos.
Im vorliegenden Projekt sollen erst die Grundlagen beschrieben werden
(der Doppler-Effekt und seine Anwendung in der Astronomie, z.B. bei
Doppelsternen und bei extrasolaren Planeten), dann die
Rotverschiebung von Galaxien und ihre Umrechnung auf Entfernungen, wobei der
Umrechnungsfaktor (Hubble-Konstante) eine wichtige Rolle spielt.
Kurze biographische Angaben zweier wichtiger Persönlichkeiten in
diesem Forschungsbereich (Edwin Hubble, Christian Doppler)
und der Hinweis auf zwei am Max-Planck-Institut für
Radioastronomie untersuchte Objekte mit hoher Rotverschiebung
runden das Projekt ab.
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2) Der Doppler-Effekt
Der Doppler-Effekt, ist etwas, das uns tagtäglich begegnet und für die
Wissenschaft in der Vergangenheit und heute eine große Rolle spielt. Was
verbirgt sich nun hinter diesem Effekt?
Den Doppler-Effekt hat jeder von uns schon einmal auf die eine oder andere
Weise erlebt. Ein beliebtes Beispiel zur Erklärung ist das
Heulen der Sirene eines Krankenwagens, der an einer Person (nennen wir diese
Person Hans) vorbeifährt.
Nun, unser Hans geht an der
Straße entlang und bleibt vor einer Ampel stehen. In diesem Moment rast
mit hoher Geschwindigkeit ein Krankenwagen auf die Ampel zu und fährt an
Hans vorbei. Hans hat sich, während der Krankenwagen vorbeigefahren ist,
nicht weiterbewegt, aber ihm ist etwas besonderes aufgefallen.
Wenn der Krankenwagen auf Hans zufährt, erhöht sich der Ton der
Sirene, und nachdem der Wagen an Hans vorbei ist, wird der Ton tiefer. Unser
Hans fragt sich darauf, warum ändert sich der Ton der Sirene?
Christian Doppler hat eine Antwort auf die Frage von Hans gefunden, auch wenn das nicht
Doppler’s Hauptanliegen war.
Zuerst werde ich kurz etwas zu der Entdeckung des Effektes durch
Christian Doppler erklären und danach die Grundzüge erklären.
1842 sagte Doppler diesen Effekt
voraus. Er hatte ihn nicht bewiesen, sondern zunächst eine Theorie
aufgestellt, die 1845 von Christoph
Buys-Ballot experimentell bewiesen wurde.
Doppler hat mit seiner Theorie einen
grundlegenden Effekt theoretisch beschrieben und erklärt. Eigentlich hatte
er nicht vor, zu
erklären, weshalb sich ein Ton mal tiefer und mal höher anhört,
sondern wie
die unterschiedlichen Farben der Sterne zu Stande kommen.
Heute ist klar, dass er dabei mit seiner Theorie, die Farbe der Sterne durch ihre
Eigenbewegung zu erklären, falsch lag, da die
Oberflächentemperatur und die Oberfläche des Sterns die Farbe und die
Helligkeit am Himmel bestimmen.
Aber nun zurück zu Hans’ Beobachtung, die man durch den Doppler-Effekt
genau erklären kann.
Abb.1: Doppler-Effekt (Grafik aus wikipedia,
erstellt von Charley
Whisky mit Gnuplot)
Die Grafik zeigt, wie sich die Schallwellen von dem Wagen ausbreiten. Wenn der
Wagen sich nicht vorwärts bewegt, breiten sich die Wellen
gleichmäßig in alle Richtungen aus. Wie
deutlich zu erkennen ist, verändern sich die Abstände der Wellen, wenn
sich der Wagen in Bewegung setzt. Die Wellen vor dem
Wagen liegen dichter zusammen, das heißt, die Wellenlänge wird
kürzer. Hinter dem Wagen liegen sie dagegen weiter auseinander als bei
dem stehenden Fahrzeug am Anfang.
Um zu erklären, weshalb sich die Tonhöhe der Sirene ändert,
muss man wissen, wie die Tonhöhe zustande kommt und welche Faktoren den
Ton verändern. Dazu nun eine Formel, die den Zusammenhang zwischen
Wellenlänge und
Frequenz berechnet. Bei Schallwellen entspricht die Frequenz der Tonhöhe.
(1) c = λ ⋅ ƒ bzw. ƒ = c ⁄ λ
λ ist hier die Wellenlänge
c ist die Ausbreitungsgeschwindigkeit (hier die Schallgeschwindigkeit)
ƒ ist die Frequenz
Da sich die Ausbreitungsgeschwindigkeit c nicht ändert (die Schallgeschwindigkeit (c) ist eine feste
Ausbreitungsgeschwindigkeit bei Schallwellen), wird mit größerer
Wellenlänge
λ die Frequenz verringert und umgekehrt.
Um die Änderung in der Wellenlänge zu berechnen, gibt es eine weitere Formel:
(2) Δλ = λ − v ⁄
ƒ
v ist hierbei die Geschwindigkeit des Krankenwagens
Δλ ist die Änderung der Wellenlänge
Wenn der Krankenwagen sich also auf Hans
zubewegt, dann verkürzt sich die Wellenlänge und die Frequenz steigt entsprechend; dadurch
ist der Ton erhöht. Ist der Wagen vorbei, vergrößert
sich die Wellenlänge und die Frequenz wird niedriger, der Ton erscheint
uns tiefer.
Bei einer elektromagnetischen Welle, funktioniert es genauso wie bei
Schallwellen. Die Veränderung der Wellenlänge oder der Frequenz
wird bei elektromagnetischen Wellen meist im Spektrum des aussendenden Objekts
gemessen. Anhand dieser Verschiebung kann man berechnen,
mit welcher Geschwindigkeit sich das Objekt von uns entfernt oder
auf uns zu bewegt. Diese Verschiebung kann sowohl in den roten als auch in den
blauen Bereich des Spektrums erfolgen und zeigt, ob sich das Objekt von uns
entfernt (Rotverschiebung) oder sich auf uns
zu bewegt (Blauverschiebung).
Dazu benutzt man die Doppler-Formel:
(3) Δλ⁄λ =
v⁄c
Δλ ist die Wellenlängenänderung (Δλ =
λ − λ0)
λ0 ist die ursprünglich ausgesandte Wellenlänge
λ ist die Wellenlänge
v ist die Geschwindigkeit des Objekts
c ist bei elektromagnetischen Wellen die Lichtgeschwindigkeit, bei
Schallwellen dementsprechend die Schallgeschwindigkeit
Die Unbekannte ist die
Geschwindigkeit v, denn c (ist eine bekannte Größe), Δλ und λ sind auf
jeden Fall gegeben, da es die Komponenten sind die gemessen werden bwz. bekannt
sind. Δλ ist die Änderung der Wellenlänge, die gemessen
werden muss, beispielsweise mit einem Teleskop, wenn man anhand von
Spektrallinien die Radialgeschwindigkeit eines Sterns ermitteln
möchte.
Mit Hilfe des Doppler-Effektes werden mittlerweile auch Planeten außerhalb
unseres Sonnensystems aufgespürt, da man anhand der spektralen
Verschiebung Informationen ableiten kann, die Aufschluss geben können
über bestimmte Radialbewegungen, die der Stern aufgrund von gravitativen
Einflüssen macht. Die gleiche Methode wird auch bei der Suche nach
spektroskopischen Doppelsternen angewandt.
Der Doppler-Effekt wird übrigens auch genutzt, um bei Radarfallen (Dopplerradar) die genaue Geschwindigkeit zu ermitteln.
weitere Informationen:
auf wikipedia
bei René
Kubach
bei Jürgen Giesen
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2.1)
Doppelsterne
Abb.2: Doppelstern Albireo im Sternbild Schwan ( Astronomy Picture of the
Day, aufgenommen von Richard Yandrick)
Doppelsterne sind wie man am Namen schon erkennen kann, Sternsysteme, die sich
aus zwei Sternen zusammensetzen.
Schaut man sich nachts den Sternenhimmel an, so sieht man bei klarer Nacht
Sterne, die sehr dicht beieinanderliegen. Ein Beispiel findet man im Sternbild
Kleiner Wagen (lat.Ursa Minor). Der mittlere Stern der
Deichsel hat scheinbar einen Begleiter. Diese beiden Sterne bilden jedoch nur ein
"optisches" Doppelsternsystem, in Wirklichkeit stehen sie in ganz
unterschiedlicher Entfernung und gehören physikalisch nicht zusammen.Im
folgenden geht es allerdings nicht um solche Sternenpaare, sondern vielmehr um
"richtige", oder physische Doppelsterne.
Diese physischen Doppelsterne, bestehen aus zwei
Sternen, die sich um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen, die also sozusagen
"umeinander tanzen".
Den massereicheren bwz. helleren Stern bezeichnet man als den Hauptstern, den
masseärmeren bwz. lichtschwächeren als Begleiter. Dabei wird der
Hauptstern mit dem Buchstaben A gekennzeichnet und der Begleiter mit dem
Buchstaben B.
Je nach Verteilung der beiden Sternmassen, kann sich der Schwerpunkt, um den
die beiden Sterne "tanzen" auch innerhalb des Hauptsterns
liegen.
In unserer Milchstraße befindet sich jeder zweiter Stern in einem
Doppel- oder Mehrfachsternsystem; das sind ungefähr 50% aller mit dem Auge
sichtbaren Sterne am Firmament.
Bei sehr dicht zusammenstehenden Doppelsternen bedarf es besonderer Methoden
zum Nachweis.
Es sind indirekten Methoden, mit denen sowohl Mehrfachsysteme als auch
Exoplaneten nachgewiesen werden können.
Zur genaueren Unterscheidung kann man Doppelsternsysteme in Untergruppen unterteilen, die angeben, mit welcher Methode man sie
entdeckt hat. Hierbei gibt es dann vier Untergruppen:
• Visuelle (mit optischen Teleskopen, erkannte) Doppelsterne
• Spektroskopische Doppelsterne
• Photometrische Doppelsterne (eher eine Untergruppe der spektroskopischen
Doppelsterne)
• Astrometrische Doppelsterne (diese sind Sterne, mit unsichtbaren
Begleitern)
Die Methode, Doppelsterne über das Spektrum nachzuweisen wird am
häufigsten verwendet, da sie am eindeutigsten von allen "vier"
Methoden ist.
Die spektroskopische Methode wird genutzt, um Doppelsterne zu finden, die man
durch Teleskope als solche nicht erkennen kann. Diese Methode leitet sich vom Doppler-Effekt ab, denn die Linien im Spektrum sind bei
manchen Sternen abwechselnd ins blaue und ins rote verschoben.
Anhand dieser
Verschiebung, kann man berechnen, wie die ungefähre
Umlaufbahngeschwindigkeit und die Periode sein müssen, mit der sich die Sterne
umeinander bewegen. Bei manchen Spektren gibt es auch
Linien, die doppelt erscheinen.
Auch diese Linien nutzt man, um Informationen zu
gewinnen.
weitere Informationen:
Was sind Doppelsterne? (ein Video aus Alpha Centauri)
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2.2)
Planeten um andere Sonnen
Abb.3: Simulation eines Sterns, der von einem Trabanten umkreist
wird (aus wikipedia,
Grafik erstellt von Zhatt)
Auch bei der Suche nach
Planeten außerhalb unseres Sonnensystems werden indirekte Methoden zum Nachweis
benötigt. Hier vertraut man vor allem auf die spektroskopische Methode,
die über die
Radialgeschwindigkeit funktioniert. Damit wurden bisher die meisten
Planeten um andere Sonnen gefunden.
Aus der Analyse eines Spektrums kann man viele Informationen gewinnen, nicht
nur über das Zentralgestirn, um das sich der Planet bewegt. Auch
die Umlaufgeschwindigkeit, die Umlaufperiode und die Größe des Planeten kann
man anhand der Verschiebung
innerhalb eines Spektrums berechnen.
Hier ergibt sich aber auch ein Problem. Die Planeten müssen nämlich eine
bestimmte Größe bzw. Masse haben, um in der Bewegung des Sterns
nachgewiesen zu werden. Es ist ähnlich wie bei den Doppelsternen, durch
den Einfluss der Schwerkraft "tanzen sie umeinander". Bei Planeten
ist diese Wirkung aufgrund ihrer geringeren Masse natürlich wesentlich
schwächer. Das erschwert das Auffinden von extrasolaren Planeten
oder Exoplaneten.
Nach Stand vom 9. April 2008 waren 287 Exoplaneten bekannt. Alleine 271
Planeten wurden über die Radialgeschwindigkeitsmethode nachgewiesen.
Es gibt noch weitere Methoden, mit denen nach Exoplaneten gesucht
wird. Allerdings ist die Trefferquote bei diesen
Methoden erheblich niedriger, als beim Nachweis über das Spektrum.
6 Planeten wurden durch Microlensing
entdeckt, weitere 11 durch andere Methoden.
Die meisten Exoplaneten, die bisher gefunden wurden, ähneln unserem
größten Planeten im Sonnensystem, Jupiter. Fast ausschließlich
Gasriesen von mehreren Jupitermassen wurden bisher gefunden, die ihre Zentralgestirne
in sehr kurzem Abstand umkreisen. Bei geringerer Masse oder größerem
Abstand ist die Kraft des Planeten auf den Stern zu gering, um nachgewiesen
werden zu können.
Erst kürzlich hat man jedoch einen Planeten entdeckt, der
nur 5,5 mal massereicher ist als die Erde. Der Planet befindet sich allerdings
in sehr geringem Abstand von seinem Stern.
weitere Informationen:
(Mit der Frage nach extrasolaren Planeten hat sich auch Harald Lesch in der
Sendung Alpha Centauri beschäftigt, hier ein Link zu dem Video
Gibt es extrasolare Planeten?)
Unter dieser Adresse finden Sie eine aktuelle Liste der extrasolaren Planeten:
exoplanet.eu
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3) Rotverschiebung
Abb.4: Darstellung einer Rotverschiebung eines Emissionsspektrums (aus wikipedia,
Grafik erstellt von Georg Wiora (Dr. Schorsch) mit Gnuplot)
Rotverschiebung bedeutet, das die Wellenlänge gegenüber der
ursprünglich ausgesandten Welle verlängert ist. Durch die Verlängerung der Wellenlänge, werden die
Spektrallinien
innerhalb des Spektrums zum roten Bereich verschoben, bei einer Verkürzung
werden die Spektrallinien zum blauen Bereich des Spektrums
verschoben (Blauverschiebung).
Die Verschiebung hin zum roten Bereich des Spektrums, kann unterschiedliche
Ursachen haben. Eine Art von Rotverschiebung basiert auf dem
Doppler-Effekt, bei dem die
Strahlungsquelle und der Beobachter sich voneinander weg bewegen. Diese Rotverschiebung sollte nicht mit der gravitativen oder
mit der kosmologischen Rotverschiebung verwechselt werden.
Die gravitative Rotverschiebung, ist eine relativistische Rotverschiebung, sie
hängt von der gravitativen Zeitdilatation ab.
Bei dieser Rotverschiebung,
kommt es auch zu einer Wellenlängenvergößerung
bzw. Frequenzerniedrigung, diesmal jedoch aufgrund von Gravitationsfeldern und
deren relativistischen Auswirkungen. In Albert Einsteins allgemeiner
Relativitätstheorie, wird diese Art der Rotverschiebung vorausgesagt,
der Effekt konnte bei dem Begleiter des Sirius (im Sternbild
großer
Hund), einem Weißen Zwergstern, nachgewiesen werden.
Die kosmologische Rotverschiebung kommt aufgrund der Expansion des
Universums zustande.
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3.1) Bedeutung der
Rotverschiebung in der Kosmologie: Expansion des Universums
In diesem Kapitel geht es um die kosmologische
Rotverschiebung, deren Ursache die Expansion des Universums ist. Die Welle,
die von einem Objekt ausgesandt wird, muss quer durch das aich ausdehnende
Universum, um zu uns zu gelangen.
Um sich die Expansion des Universums zu veranschaulichen, kann
man einen kleinen (Denk)Versuch machen.
Man stelle sich einen
Luftballon, der nur zu Hälfte mit Luft gefüllt ist und auf dessen
Oberfläche Münzen aufgeklebt sind, vor. Um zu zeigen, was passiert
wenn das Universum expandiert, bläst man den Ballon auf, bis
er voll ist.
Die Abstände zwischen den Münzen haben sich vergrößert,
da sich die Oberfläche des Ballons ausgedehnt hat.
Entsprechendes passiert auch im Universum, nur, das es da nicht die
Oberfläche des Ballons ist, die expandiert, sondern die Raumzeit. Sie ist
das Medium, das die Galaxien und Sterne auseinandertreibt.
Zu Zeiten Einsteins war die Theorie eines expandierenden Universums
verpönt, denn es liess sich mit dem Weltbild der meisten Wissenschaftler
nicht vereinbaren. Als George Lemaître, anhand von Einsteins allgemeiner
Relativitätstheorie und den Friedmann-
Gleichungen, den Urknall (Big Bang) und
das nicht-statische Universum theoretisch belegen konnte, geriet Einstein
in den Konflikt mit seinem Weltbild von einem statischen Universum. Dieses
stellte er, mit einem Zusatzterm in der allgemeinen Relativitätstheorie,
wieder her.
In späteren Jahren bezeichnete er diesen Zusatzterm, "als seinen
größten Fehler".
Lemaître veröffentlichte seine Theorien 1929, also in dem gleichen
Jahr wie Edwin Hubble. Einige Quellen behaupten, Hubble hätte
vor Lemaître die Expansion beschrieben, andere wiederum behaupten das
Gegenteil. Es ist schwierig, einen "eindeutigen" Entdecker
der Expansion des Universums fest zu machen.
Hubble hatte, mit Hilfe seines Kollegen Milton Humason, am Mount
Wilson-Observatorium so genannte Cepheiden in Spiralnebeln untersucht.
Vesto Slipher, der um 1915 die "spektrale Rotverschiebung" bei
Spiralnebeln, einem bestimmten Typ von Galaxien, entdeckt hatte,
lieferte den Grundstock für die spätere Arbeit von Hubble und Humason.
Slipher fand bei 11 von 15 Galaxien
Spektrallinien, die zum roten Bereich des Spektrums hin verschoben waren. Diese
Rotveschiebung deutete auf eine Fluchtbewegung hin, also auf eine
Expansion.
Ungefähr 10 Jahre nach Sliphers Entdeckung stellte Hubble fest, dass
diese Spiralnebel Galaxien waren, die außerhalb der
Milchstraße liegen. Nachdem Hubble diese Entdeckung gemacht hatte, begann
er mit der systematischen Klassifizierung der Galaxien.
Diese Klassifizierung machte er 1926 publik, unter dem Titel
"Extra-Galactic Nebulae".
Dabei untersuchte er, wieder mit
Unterstützung seines Kollegen Milton Humason, die Spektren der Galaxien und entdeckte dabei,
dass die Rotverschiebung proportional zu der Entfernung ist (Hubble-Gesetz). Um die Entfernungen der Galaxien zu bestimmen,
nutzte Hubble Cepheiden als Standardkerzen.
1929 veröffentlichte er eine Arbeit, unter dem Titel "A RELATION
BETWEEN DISTANCE AND RADIAL VELOCITY AMONG EXTRA-GALACTIC NEBULAE", in
dieser Veröffentlichung kommt das Hubble-Gesetz
vor, welches besagt, dass bei einer Galaxie eine Proportionalität zwischen
Rotverschiebung und Entfernung auftritt.
Mathematisch formuliert, lautet das Hubble-Gesetz:
cz = H0d
cz ist hier die Fluchtgeschwindigkeit, die sich aus der
Lichtgeschwindigkeit c und der Rotverschiebung z zusammensetzt.
H0 ist die Hubble-Konstante
d ist die Entfernung der Galaxie
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3.2)
Hubble-Konstante
Das ist die Proportionalitätskonstante aus dem Hubble-Gesetz; sie wurde
später nach Edwin Hubble benannt.
Das Kürzel, der Konstante ist H0. Angegeben wird sie als
Geschwindigkeit, in den Einheiten Kilometer/(Sekunde∗Megaparsec).
Als Edwin Hubble die Konstante bestimmte, waren die Methoden zur
Entfernungsbestimmung durch Cepheiden in anderen Galaxien noch recht ungenau,
weshalb er einen Wert für H0 von um die 500
Kilometer/(Sekunde∗Megaparsec) berechnete.
Es ist auch heute noch relativ schwierig, H0 präzise zu
bestimmen, da die Galaxien eine Eigenbewegung haben, die das Messen
erschwert.
Wegen dieser Messungenauigkeiten waren die Astronomen jahrelang in zwei
konkurrierende Lager gespalten. Für die beiden unterschiedlichen Gruppen
stehen einerseits Allan Sandage und Gustav Tammann, die einen Wert von H0≅ 50
propagierten, und als "Gegner" war Gerard de Vaucouleurs, der einen Wert von H0≅
100 befürwortete.
Mittlerweile sind die Namen der Wissenschaftler geändert: es tauchen die Namen von
Wendy Freedmann,
Adam Riess
und Saul Perlmutter
auf, doch das Thema wird immer noch heiß debattiert.
Eine Reihe unterschiedlicher Messungen der
Hubble-Konstanten
kommt heutzutage auf Werte zwischen 70 und 80 km/s/Mpc.
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3.2.1)
Cepheiden
Cepheiden, sind Sterne, die pulsieren, man zählt sie daher zu den
Pulsationsveränderlichen.
Ihren Namen verdanken sie δ Cephei im Sternbild Cepheus. Sie werden genutzt, um
Entfernungen zu bestimmen und dienen als Standardkerzen.
Mit Hilfe der Perioden-Leuchtkraft-Beziehung,
die von Henrietta
Leavitt entdeckt wurde, kann man die absolute
Helligkeit der Cepheiden bestimmen.
Diese kann man dann in die Distanzgleichung einsetzen und somit die Entfernung
berechnen. Die Distanzgleichung lautet:
D = 10(m − M + 5) ⁄ 5
m ist die scheinbare
Helligkeit (sie wird mit Teleskopen gemessen)
M ist die absolute Helligkeit (bei Cepheiden wird sie über die
Perioden-Leuchtkraft-Beziehung berechnet)
D ist die Entfernung
Diese Gleichung ist grundsätzlich bei allen kosmischen Objekten anwendbar,
bei bekanntem M kann daraus die Entfernung abgeleitet werden.
Edwin Hubble nutzte die Cepheiden, um zu belegen, dass sich die
"Spiralnebel" außerhalb der
Milchstraße befinden und eigene Sternsysteme (Galaxien) darstellen.
Auch heute noch werden sie als Standardkerzen für die
Entfernungsbestimmung genutzt, vor allem um die Hubble-Konstante genauer zu bestimmen.
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3.2.2) Supernovae Typ Ia
Supernovae vom Typ Ia werden ähnlich wie die Cepheiden zur
Entfernungsmessung genutzt.
Supernovae von diesem Typ können nur in binären Systemen entstehen,
bei dem der eine Stern ein Weißer Zwerg und der andere Stern ein
Roter Riese ist.
Wenn in einem solchen Sternsystem der Rote Riese eine bestimmte
Größe (Roche-Grenze)
überschreitet, strömt Materie vom Roten Riesen auf den
weißen Zwerg über. Wird dabei eine bestimmte Masse des Weißen
Zwerges überschritten, explodiert er als Supernova Typ Ia. Das besondere an diesem Vorgang ist nun, dass die absolute
Helligkeit bei allen Supernovae dieses Typs gleich ist und man somit über
die Distanzgleichung die Entfernung bestimmen kann.
Was
passiert, wenn eine Supernova explodiert? (aus der Fernsehreihe Alpha Centauri)
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3.3)
Rotverschiebung von Quasaren
Anfang der Sechziger Jahre kannte man starke Radioquellen,
die auf optischen
Fotoplatten wie schwach leuchtende Sterne aussahen.
Bezeichnungen wie 3C48 oder 3C273 für diese Quellen gehen auf einen
Katalog von Radioquellen des Cambridge-Observatoriums (3.
Cambridge-Katalog) zurück.
Die aufgenommmenen Spektren dieser Quellen zeigten
optische Emissionslinien, die
bei Frequenzen strahlten, wo man sie keinem bekannten Atom oder Molekül
zuordnen konnte.
Im Jahr 1963 gelang es dem Astrophysiker
Maarten Schmidt
am amerikanischen Palomar-Observatorium, diese Spektrallinien
bei der Quelle
3C273
zum ersten Mal richtig zu
deuten. Er konnte nachweisen, dass sie zum Spektrum des Wasserstoffs, des
häufigsten Elements im Universum, gehörten, dass sie aber um 16%
zum roten Ende des Spektrums hin verschoben waren.
Bei 3C48 sind die
Spektrallinien sogar um fast 40% zum Roten hin verschoben.
Diese Art von
Himmelsobjekten wurde später als
Quasar (QUAsistellARe
Radioquelle) bezeichnet.
Heute wissen wir, dass es sich dabei um extrem hell leuchtende Zentralregionen von
fernen Galaxien handelt, die über Entfernungen von mehreren
Milliarden Lichtjahren hinweg beobachten werden können.
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4) Wichtige Persönlichkeiten
Dieses Kapitel handelt von den Wissenschaftlern, die eine bedeutende Rolle
in der Entwicklung der Astronomie spielen oder gespielt haben und beim Thema
" Rotverschiebung " eine Rolle spielen. Zu jedem
dieser Wissenschaftler werde ich versuchen wenigstens ein paar Sätze zu
schreiben, um einen kleinen Eindruck von diesen Wissenschaftlern zu
geben und der Arbeit die sie leisten oder geleistet haben. Weitere
Informationen sind über externe Links nachlesbar, die unter den
jeweiligen "Kurzbiographien" der Wissenschaftler stehen.
4.1) Edwin
P. Hubble
(∗20.November 1889 – † 28.September 1953)
Edwin Hubble. Bild: Carnegie Institution of Washington
(Bruce Medal 1938).
weitere Informationen Hubble (wikipedia)
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4.2) Christian A. Doppler
(∗29.November 1803
– † 17.März 1853)
Christian Doppler. Bild: wikipedia (University
of St. Andrews, Scotland )
Christian Andreas Doppler wurde am 29.November 1803 geboren, sein Vater war
Steinmetz. Doppler jedoch konnte wegen körperlicher Schwierigkeiten nicht
den Beruf seines Vaters ergreifen, so begann er zu studieren.
1842 veröffentlichte er seine Arbeiten über den Dopplereffekt, 1843
dann eine Arbeit über die Farben von Doppelsternen.
weitere Informationen zu Doppler (wikipedia)
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5) Aktuelle Beispiele
Hier seien zwei Beispiele aus der Arbeit des Max-Planck-Instituts für
Radioastronomie genannt, bei denen es um Galaxien mit hoher
Rotverschiebung geht.
Das erste betrifft die
Galaxie
3C403.
Andrea Tarchi und seine Kollegen haben Wasser in dieser Galaxie gefunden, die
bei einer Rotverschiebung von z=0,056 ca. 750 Millionen Lichtjahre entfernt
ist (wenn man H0=75 für die Hubble-Konstante
annimmt).
Das zweite Objekt, der Quasar
J1148+5251,
liegt noch wesentlich weiter entfernt.
Mit einer Rotverschiebung von z=6,42 war er zeitweise sogar der
Rekordhalter mit der größten bekannten Rotverschiebung, obwohl der
inzwischen für die Galaxie
Abell1835 IR1916
sogar bei z=10 liegt.
Bei J1148+5251 haben Frank Bertoldi und seine Kollegen sowohl das Gas Kohlenmonoxid (CO) als
auch Staub in riesiger Entfernung gefunden.
6) Quellen
Eine Reihe von Informationen über dieses Thema stammt aus den
deutschen und englischen Seiten von
wikipedia. Einige
biographische Links zu wichtigen Persönlichkeiten sind
im Anschluss genannt.
Als weitere Literaturquelle wurde eine Biographie über Edwin Hubble
und die Geschichte der Rotverschiebung benutzt:
Alexander S. Sharov & Igor D. Novikov: "Edwin Hubble. Der Mann,
der den Urknall entdeckte", Birkhäuser Verlag 1993.
Edwin Hubble (englisch)
Henrietta
Leavitt (∗4.Juli 1868 –
† 12.Dezember 1921)
George E. Lemaître (∗17.Juli 1894
– † 20.Juni 1966)
Maarten Schmidt (∗28.Dezember 1929)
Vesto
M. Slipher (∗11.November 1875 – † 1969)
Adam Riess
(englischsprachiges wikipedia)
Wendy Freedman (in
Englisch)
Saul Perlmutter
(englischsprachiges wikipedia)(∗ 1959)
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Version 1.0: 11.04.08 Anna Adamek,
Dietrich-Bonhoeffer-Gymnasium,
Hilden.
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Last modified by njn on Tuesday, April 22nd, 2008.
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