Der Himmel vom Radio- bis zum Gammabereich

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Im folgenden wird das elektromagnetische Spektrum beschrieben. Es werden Karten des gesamten Himmels in unterschiedlichen Wellenlängenbereichen präsentiert, darüber hinaus am Beispiel der Galaxiengruppe M81/M82 deren Erscheinungsform in verschiedenen Wellenlängen.

Elektromagnetische Wellen - unser Fenster zum Kosmos

Genauere Betrachtung der einzelnen Wellenlängenbereiche

Allgemeines über elektromagnetische Wellen

Einteilung des elektromagnetischen Spektrums

Galaxiengruppe um M81 in verschiedenen Aufnahmen

Unsere Milchstraße

Quellen und interessante Links

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1) Elektromagnetische Wellen - unser Fenster zum Kosmos

Die wichtigste Forschungsmethode in der Astronomie bildet in erster Linie die Beobachtung der von den Himmelsobjekten ausgesandten Strahlung ( also z.B. die von Galaxien, einzelnen Sternen und Supernova-Überresten). Dabei liefern vor allem das sichtbare Licht und andere unsichtbare elektromagnetische Wellen die für die Beobachtung nötigen Informationen. Zur Verdeutlichung, welche Strahlungen bzw. Wellenlängen man unterscheidet, hier ein Bild:


Bild: T. Wilson, ESO (Science with ALMA, Symposium Madrid 2006).
Wie man anhand dieses Diagramms erkennen kann, bildet das sichtbare Licht nur einen kleinen Ausschnitt des gesamten elektromagnetischen Spektrums. Das Bild, das wir von Sternen und Galaxien über das sichtbare Licht bekommen, ist also nur ein winziger Teil des ganzen. Ein Problem bei der Beobachtung von unsichtbaren elektromagnetischen Wellen stellt jedoch die Tatsache dar, dass nicht alle Strahlungsarten in der Lage sind, bis auf die Erdoberfläche vorzudringen, da sie durch Moleküle in den unterschiedlichen Atmosphärenschichten absorbiert werden (Dass die Erdatmosphäre für die meisten Strahlungen nur bedingt oder gar nicht durchlässig ist, ist für die Entstehung und Entwicklung von organsichem Leben auf der Erde von großer Bedeutung!) . So wird z.B. eine bestimmte Wellenlänge der ultravioletten Strahlung durch die Ozonschicht der Stratosphäre und infrarote Strahlung durch Wasserdampf Sauerstoff, Ozon, Stickoxid, Stickstoffpentoxid und Kohlenstoffdioxid der Troposphäre absorbiert. Das wiederum hat zur Folge, dass z.B. die Beobachtung von Galaxien im ultravioletten Bereich des elektromagnetischen Spektrums von der Erde aus nicht möglich ist, da UV-Strahlung die Atmosphäre nicht tief genug durchdringen kann.


Bild: GALEX, Caltech

Aus diesem Grunde wurde z.B. am 28. April 2003 der Satellit GALEX (Galaxy Evolution Explorer) mit Hilfe einer Pegasus-Rakete auf eine Erdumlaufbahn von ca. 695 km befördert, um Galaxien im UV-Bereich zu beobachten.
Eigentlich gibt es von der Erdoberfläche aus nur zwei "Fenster" ins Weltall:
Das "optische Fenster" des für das menschliche Auge sichtbaren Lichts und das "Radiofenster" im Bereich der Radiowellen.
Nach einer genaueren Betrachtung der unterschiedlichen Wellentypen werden wir sehen, wie unterschiedlich Aufnahmen von ein und derselben Galaxie in unterschiedlichen Wellenlängen aussehen können.

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2) Genauere Betrachtung der einzelnen Wellenlängenbereiche

Radiokarte des gesamten Himmels bei 73 cm Wellenlänge
(MPI für Radioastronomie)

• Allgemeines über elektromagnetische Wellen
  Unter elektromagnetischen Wellen versteht man sich wellenförmig ausbreitende, räumlich und zeitlich periodische Änderungen von elektromagnetischen Feldern, wobei die Ausbreitung mit Lichtgeschwindigkeit ( c = ca. 300.000 km/s !) erfolgt. Ähnlich wie Wellen, die sich auf der Meeresoberfläche ausbreiten, pflanzen sich elektromagnetische Wellen im Weltall fort.
  
  Grundsätzlich gilt: Für jeden Bereich im Spektrum der elektromagnetischen Wellen können
  
  • die Frequenz in Hertz
  • die Wellenlänge in m
  • die Photonenenergie in Elektronenvolt (eV)
  angegeben werden.
  
  ~ Als Wellenlänge (Formelzeichen: λ) bezeichnet man in diesem Zusammenhang den Abstand zwischen zwei aufeinander folgenden Wellenbergen.
  
  ~ Die Frequenz (ν), die in Hertz (Hz) gemessen wird, gibt an, wie viele vollständige Zyklen die Welle in einer Sekunde vollendet.
       1 Hz = 1/s
   Als kleines Beispiel: Dauert ein Zyklus bzw. Periode 0,01 Sekunden (=10 ms) ergibt sich eine Frequenz von
       ν= 1/ 0,01s = 100 Hz.
   Weitere häufig verwendete Einheiten sind:
       1 Kilohertz (kHz) = 1.000 Hz
       1 Megahertz (MHz) = 1.000.000 Hz
       1 Gigahertz (GHz) = 1.000.000.000 Hz
  
  Formeln und Umrechnungen
  1. Lichtgeschwindigkeit c, Wellenlänge λ und Frequenz ν  lassen sich in einer Formel zusammenfassen:
  
  • c= λ * ν     (1)
       
  2.               1eV = 1,60210*10^-19J  ist die Energie, die ein Elektron bei der Beschleunigung durch die Spannung 1 V gewinnt.
  umgekehrt: 1J = 6,242197 * 10¹⁸eV
  
  3. Die Beziehung zwischen Wellenlänge und Energie wurde von Albert Einstein quantitativ bestimmt als E=h*ν     (2)
                  ν ist die Frequenz, h ist das Planck'sche Wirkungsquantum und E ist die Photonenenergie in J
  
  4. Wenn wir nun die Gleichung (1) nach ν aufgelöst ( ν= c / λ) in Gleichung (2) einsetzen erhält man die Gleichung:
              
            
  
          h = 6,626*10^-34Js
          c ≈ 299'792 km/s
                                    
  
  Daraus leitet sich eine weitere wichtige Tatsache ab: Kürzere Wellenlängen (und damit verbunden höhere Frequenzen) entsprechen höheren Energien!
  Mit Hilfe dieser Formeln ist man also in der Lage, zwischen Hertz, Elektronenvolt und Wellenlänge hin und her zu rechnen.
  Noch einmal zur Verdeutlichung: Eines haben alle elektromagnetischen Wellen gemeinsam: sie breiten sich mit Lichtgeschwindigkeit im leeren Raum aus!
  
  In diesem Zusammenhang gibt es einige weitere interessante Einheiten:    
  
                      1. Das Lichtjahr
  Das Lichtjahr ist zwar nicht im Einheitengesetz festgelegt, bildet aber neben Parsec und der Astronomischen Einheit eine übliche Einheit, mit der, wie der Name schon sagt, festgelegt ist, welche Entfernung oder Strecke das Licht in einem Jahr im luftleeren Raum zurücklegt.
  Da das Licht sich mit 299'792'458 m/s ausbreitet und das Jahr 3,16*10⁷ Sekunden hat,
  ist die Entfernungseinheit 1 Lichtjahr = 9,4605 * 10¹⁵m ( = 9,4605*10¹²km = 0,3067 pc (Parsec) = 63'240 Astronomische Einheiten).
  
                      2. Die Astronomische Einheit
  Die Astronomische Einheit (AE) gibt den mittleren Abstand der Erde zur Sonne an.
  Der mittlere Erdbahnradius ist gleich 1 AE = 149,6 * 10⁶km.
  Die AE ist aber wegen ihrer "geringen" Größe nur für die Entfernungsmessung innerhalb des Sonnensystems geeignet.     [1]
  
                      3. Parsec
  Was sich genau hinter der Parallaxe verbirgt finden Sie hier in einem anderen Praktikumsprojekt von Björn-Eric Reitz.
  1 parsec (Parallaxensekunde) ist die Entfernung, von der aus gesehen der Erdbahnradius unter einem Winkel von einer Bogensekunde erscheint.
      1 parsec (1pc) = 30,857 * 10 ¹² km = 3,262 Lichtjahre = 206'265 AE     [2]

  Ferner ist 1 Kiloparsec (1 kpc) = 1000 pc und 1 Megaparsec (1 Mpc) = 10⁶ pc.
  
  
  

• Einteilung des elektromagnetischen Spektrums
  
  
  Bild: Max-Planck-Institut für Radioastronomie
  Das sogenannte elektromagnetische Spektrum fasst die verschiedenen Arten elektromagnetischer Wellen zusammen. D.h. es wird in verschiedene Wellenlängen- (bzw. Frequenz-) Bereiche unterteilt.
  
  
  Radiowellen sind die längsten Wellen. Ihre Wellenlänge kann zwischen nicht ganz einem Millimeter und mehr als einem Kilometer liegen.
  Weiterhin werden die Radiowellen in
  
  • Langwellen (LW)
  • Mittelwellen (MW)
  • Kurzwellen (KW)
  • Ultrakurzwellen (UKW)
  • Dezimeterwellen
  • Zentimeterwellen
  • Millimeterwellen
  und
  • Submillimeterwellen unterteilt.
  Radiowellen begegnen uns in unserem Alltag meist in der Radio- und Fernsehtechnik. Allerdings werden sie nicht nur von "künstlichen" irdischens Sendern abgestrahlt, sondern auch ganz natürlich, in unterschiedlichen Wellenlängen von Gaswolken und Sternen im Universum, die dann mit Hilfe von Radioteleskopen (wie z.B. das 100m-Teleskop Effelsberg) empfangen und untersucht werden können.
  Grob gesagt dienen zur Aufnahme der Radiostrahlung aus dem Weltall grundsätzlich ähnliche Einrichtungen wie zum Empfang irdischer Funk- und Fernsehsender, wobei der Weg der eintreffenden Strahlung über Antenne und Verstärker geht.
  
  
  Mikrowellen bilden eine Untergruppe der Radiowellen. Durch den Begriff Mikrowelle werden Dezimeter-, Zentimeter- und Millimeterwellen zusammengefasst. Ihre Wellenlänge liegt zwischen 1mm und 1m, was ungefähr einem Frequenzbereich von 300 MHz bis 300 GHz entspricht.
  Sie begegnen uns auf der Erde vor allem in der Radartechnik, bei der Mikrowelle, sowie drahtlosen Kommunikationssystemen und Sensorsystemen.
  
  
  Infrarot, auch als Wärmestrahlung oder kurz IR bezeichnet, liegt bei einer Wellenlänge von 780 nm bis ungefähr 1mm.
  Infrarotstrahlung wird weiterhin unterteilt in
  
  • fernes Infrarot ( far Infrared - FIR 50 µm - 1mm )
  • mittleres Infrarot ( mid Infrared - MID - ca. 2,5 - 50 µm )
  • nahes Infrarot ( near Infrared - NIR - 780 nm - 2,5 µm)
  Jeder "warme" Körper (und das ist jeder Körper mit einer Temperatur oberhalb des absoluten Nullpunkts von ca. -273°C bzw. 0 K) gibt Infrarotstrahlung ab. Die abgestrahlte Energiemenge und die Wellenlängenverteilung der Strahlung hängen von der Temperatur des Körpers ab. Je wärmer ein Körper ist, umso mehr Energie in Form von Infrarotstrahlung gibt er ab und umso kürzer ist die Wellenlänge der Strahlung.
  Ein Teleskop für FIR und den Submillimeterbereich, das im Jahr 2008 gestartet werden soll, ist Herschel.
  Der "langwellige" Infrarotbereich (ca. 0.15 - 1 mm), auch Submillimeterbereich genannt, ist von besonderen Standorten auf der Erdoberfläche (große Höhe, extrem trockene Luft) aus noch für Beobachtungen zugänglich (siehe Praktikumsprojekt von Inka Hammer). Ein Teleskop für diesen Spektralbereich ist APEX, in 5100 m Höhe in Chile gelegen.
  
  Dem Infrarot folgt der kleine, für das menschliche Auge sichtbare Teil der elektromagnetischen Strahlung, das sogenannte sichtbare Licht.
Seine Wellenlänge liegt ca. zwischen 0,4 - 0,8 nm.
Die verschiedenen Wellenlängen des Lichts nehmen wir als Farben wahr.



Farbton	Wellenlänge	Frequenz	Energie pro Photon
violett	380-420 nm	789-714 THz	3,26-2,95 eV
blau	420-490 nm	714-612 THZ	2,95-2,53 eV
grün	490-575 nm	612-522 THz	2,53-2,16 eV
gelb	575-585 nm	522-513 THz	2,16-2,12 eV
orange	858-650 nm	513-462 THz	2,12-1,91 eV
rot	650-780 nm	462-400 THz	1,91-1,65 eV

                                                                                                       [3]


Dem sichtbaren Licht folgt das Ultraviolette Licht (kurz UV)
Seine Wellenlänge bewegt sich ungefähr zwischen 1 und 400 nm (Nanometer).
Man unterscheidet:
• schwache UV-Strahlen: 200nm - 380 nm
• Starke UV-Strahlen: 50 nm - 200 nm
und
• XUV (Extrem Ultraviolette UV-Strahlung): 1 nm - 50 nm
Schöne Aufnahmen von Galaxien im UV-Bereich liefert z.B. der Satellit GALEX.


Noch kurzwelliger als die UV-Strahlung ist die sogenannte Röntgenstrahlung ( engl.: X-ray)
Die Wellenlänge dieser extrem kurzwelligen energiereichen elektromagnetischen Strahlen liegt bei ca. 10pm - 1nm. Das Röntgenspektrum reicht also ungefähr vom kürzesten Ultraviolett bis in den Bereich der Gammastrahlen. Aufgrund ihrer Eigenschaft, die meisten Stoffe durchdringen zu können, werden sie in der Medizin vor allem für Röntgenaufnahmen benutzt. Sie wurden im Jahre 1895 von Konrad Röntgen entdeckt.
Röntgenstrahlen, die auf anderen Himmelskörpern entstehen, erreichen die Erdoberfläche nicht, weil sie durch die Atmosphäre abgeschirmt werden. Sie werden von den Forschern mit Röntgensatelliten wie Chandra und XMM-Newton untersucht.
Die wichtigsten "Röntgenstrahler" in unserem Kosmos bilden heute: Supernova-Überreste, (aktive) Galaxien sowie Galaxienhaufen, Röntgendoppelsterne mit kompakten Objekten (s.u.) und der diffuse Röntgenhintergrund.


Die Gammastrahlung nimmt den letzten Bereich des elektromagnetischen Spektrums ein.
Ihre Wellenlänge liegt unterhalb von 10 pm.

Um zu verdeutlichen, wie stark Gammastrahlung ist:
"Gammastrahlung ist so energiereich, dass sie meterdicke Bleiplatten durchdringen kann."
  Quelle: Astronomie.de

Die ersten Gammastrahlen aus dem All wurden 1912 entdeckt, als man nach der Höhenstrahlung (Kosmische Strahlung) forschte. Als Entdecker der Gammastrahlung gelten Becquerel (1903 Nobelpreis) und Paul Villard, welche um 1900 eindeutig die Zugehörigkeit der Gammastrahlen zu den elektromagnetischen Wellen erkannten.
Das größte europäische Gammastrahlen-Observatorium heißt INTEGRAL. Am 17. Oktober 2002, 6.40 Uhr MEZ, startete der 5 Meter hohe und 4 Tonnen schwere Hightech-Satellit der ESA an der Spitze einer vierstufigen Proton-Trägerrakete vom russisch-kasachischen Kosmodrom Baikonur. INTEGRAL soll die von der Erde nicht beobachtbare hochenergetische Gammastrahlung in den Tiefen des Alls erfassen. Auf der "Fahndungsliste" stehen exotische Objekte, wie Schwarze Löcher, kollabierende Sterne oder die geheimnisvollen Gamma-Blitze, die stärksten bisher beobachteten Strahlungsausbrüche im Universum.
        Quelle: ESA Lokale Nachrichten

Quelle: NASA Spitzer Space Telescope

• Allgemeines und Geschichtliches über die M81-Gruppe
  
  Das Galaxienpaar M81 und M82 im Sternbild Ursa Major (Großer Bär) wurde im Dezember des Jahres 1774 von dem Berliner Astronomen J.E. Bode entdeckt (deshalb wird M81 auch manchmal als "Bode's Nebula" bezeichnet).
  1781 wurde das Galaxienpaar in Charles Messiers "Katalog nebelhafter Objekte" aufgenommen.
  Die M81-Gruppe umfasst neben den dominierenden Messierobjekten M81 und M82 auch die elliptische Galaxie NGC 3077, sowie die Spiralgalaxie NGC 2976. Zum zentralen Bereich der Gruppe gehören weiterhin die irreguläre Zwerggalaxie Holmberg I (UGC 5139), Holmberg II (UGC 4305) und Holmberg IX (UGC 5423). Ebenfalls dazu zählen die etwas weiter (mehr als 14 Grad) entfernte irreguläre Galaxie IC 2366 im Sternbild Giraffe sowie die Spiralgalaxie NGC 2403.
  Wendy Freedman und ihr Team fanden heraus, dass die M81-Gruppe ungefähr 11 Millionen Lichtjahre von uns entfernt ist.
  
  
• Das sichtbare Licht
  
  Quelle: Canada-France-Hawaii Telescope / 2003
  Mit einem sehr hoch auflösenden Teleskop kann man dieses Bild von dem Galaxienpaar gewinnen.
  Gut erkennbar befindet sich im oberen Teil des Bildes die "zigarrenförmige" Zwerg-Galaxie M82, darunter die deutlich größere M81. Ganz schwach ist ebenfalls links neben M81 die Holmberg IX-Galaxie zu erkennen, die Ähnlichkeiten zu den Magellanschen Wolken (2 Zwergbegleitersysteme der Milchstraße) zeigt. Im sichtbaren Licht erscheinen beide Galaxien deutlich getrennt. Es scheint keine Verbindung zwischen ihnen zu bestehen.
  M81 zeigt sich als eine der prächtigsten Galaxien am nördlichen Himmel. Besonders auffällig und schön ist ihr symmetrischer Aufbau und ihre dynamische Erscheinung. Als eine Spiralgalaxie vom Typ Sb* weist sie deutlich strukturierte Spiralarme auf, die an ihrer Innenseite von dünnen Staubbändern begrenzt werden.
  M 82 sehen wir von der Kante bzw. Seite her ( "edge on" genannt). Es handelt sich um eine irreguläre Galaxie, die amorphe nebelhafte Strukturen aufweist. Trotzdem erscheint sie extrem hell, was wahrscheinlich damit zu tun hat, dass ihr visuell sichtbarer Anteil mit nur 0,5 - 1 Milliarde Jahren noch ausgesprochen jung ist. (Im Vergleich: die sichtbare Scheibe unserer Milchstraße ist 7-10 Milliarden Jahre alt). Dadurch besitzt sie einen hohen Anteil von massereichen und leuchtkräftigen Sternen.
                               * 1926 unterteilte Edwin P. Hubble (1889-1953) die Spiralgalaxien nach zunehmender Ausprägung ihrer Spiralarme in die Klassen Sa,
                                  Sb, und Sc.
                                  Bei einer Spiralgalaxie des Typs Sa winden sich die Spiralarme eng um den starken Kern, Sb-Galaxien haben einen mittleren Kern
                                  und die Spiralarme besitzen eine mittlere Dichte. Bei Spiralgalaxien des Typs Sc ist der Öffnungswinkel noch größer.
                                  (Die Unterteilung der Spiralgalaxien in verschiedene Klassen ist nur ein Teil der sog. Hubble Sequenz.)
  
  
  
• 1.im sichtbaren Licht als Negativdarstellung
  2. Karte des Wasserstoffs Hl

Quelle: Yun et al., Nature 1994 (NRAO / AUI / NSF)
Im direkten Vergleich von sichtbarem Licht und und neutralem Wasserstoffgas HI wird sichtbar, dass die Galaxien keineswegs vom anderen isoliert existieren. Deutlich sind verbindende Materiebrücken zu erkennen, aus denen hervorgeht, dass die Galaxien in Wechselwirkung miteinander stehen.
Auch NGC3077 (links unten im Bild) steht in enger Wechselwirkung mit M81 und M82.
Außerdem werden aus dieser Karte Verdichtungen des Wasserstoffs erkenntlich, aus denen man Rückschlüsse auf weitere mögliche Zwerggalaxien, die gerade entstehen, ziehen kann.



• im UV-Bereich

Quelle: GALEX Team (APOD 30.12.04)

Die jungen Sterne, die sich in den Spiralarmen von M81 befinden, sind weniger als 100 Mio. Jahre alt.
Sie sind in diesem UV-Bild blau/weiß dargestellt und erscheinen von den älteren gelblichen Sternen im Zentrum der Galaxie separiert zu sein.
Die Zwerg-Galaxie M82 zeigt eine extrem hohe Rate an Sternengeburt und -Tod. Die heißen Gas- und Staubwolkenwinde, die senkrecht zur Galaxienscheibe aus ihr heraustreten, erscheinen hier weiß/blau.
Insgesamt zeigt dieses UV-Bild des Satelliten GALEX also Zonen verstärkter Aktivität, die sowohl in Kernbereich von M82, als auch in M81 zu erkennen sind.




• sichtbares Licht (links) im Vergleich mit Infrarotstrahlung (rechts) von M82


Quelle: C. Engelbracht, Spitzer Image Gallery

Das linke Bild zeigt die "explodierende" Galaxie M82 im für uns sichtbaren Licht, während sich das rechte Bild aus in verschiedenen Wellenlängen aufgenommenen Infrarotbildern zusammensetzt. Die Infrarotaufnahmen bei einer Wellenlänge von 3.6 Mikrometern sind blau kodiert, die auf einer Wellenlänge von 4.5 Mikrometern grün und die zwischen 5 - 8.5 Mikrometern rot. Während die Galaxie im sichtbaren Licht langgezogen, ebenmäßig glatt und "edge on" (s.o.) erscheint, zeigen sich im infraroten Bereich zusätzlich große Gas und Staubmassen, die senkrecht aus der Ebene der Galaxie hinausgeschleudert werden. Auch bei längerer Belichtungszeit im Bereich des sichtbaren Lichts wären diese zwei kegelförmigen Strukturen senkrecht zur Galaxie erkennbar.
Diese Gas- und Staubmassen werden durch einen Superwind aus der Galaxie hinausgetrieben.
Ursache: Eine gravitative Wechselwirkung zwischen M82 und ihrer Nachbargalaxie M81 bewirkte einen Einsturz von großen Mengen interstellarer Materie in M82, was eine explosionsartige Sternentstehung (engl. "Starburst") in Gang brachte und somit die Bildung einer großen Zahl von jungen massenreichen Sternen bewirkte.
Dieser von den neu entstehenden Sternen ausgehende Sternwind, sowie die als Folge des Starburst entstehenden Supernovaexplosionen verursachen eine extrem turbulente Gasbewegung, die Gas- und Staubmassen senkrecht aus der Ebene von M82 in den intergalaktischen Raum treibt.

Bei diesen vom Weltraumteleskop Spitzer aufgenommenen Wellenlängen sieht man die thermische Eigenemission der Staubteilchen. Dieser Staub strahlt gemäß seiner Temperatur von ca. 100 K im Infraroten. Auf diese Temperatur aufgeheizt wird er sowohl durch das Licht der heißen Sterne in M82, als auch durch seine Wechselwirkung mit heißem Gas, was durch den Superwind von diesen Sternen ausgeht, und das ebenfalls in den intergalaktischen Raum ausgestrahlt wird.
Das Infrarotbild zeigt bisher am deutlichsten die Verteilung der Staubkomponente im Superwind.




• der Röntgenbereich M82


Quelle: NASA (Chandra 1999)

1999 warf das Röntgenteleskop Chandra einen tiefen und scharfen Blick in das Zentrum von M82. Die hochenergetische Röntgenstrahlung ist weniger stark von der Absorption durch interstellare Masse betroffen und gelangt deshalb vom Zentrum von M82 zu uns.
Auch hier im Röntgenbereich lässt sich der heftige Ausbruch nachweisen.
Im Zentrum lässt sich eine Ansammlung punktförmiger Quellen (weiß-rosa) erkennen sowie eine diffuse Röntgenstrahlung, die sich in zwei Richtungen aus dem Zentrum heraus erstreckt.
Bei den Punktquellen handelt es sich um Doppelsterne (sog. "X-ray-binaries"), die aus einem normalen Stern und einem kollabierten Stern (Schwarzes Loch oder Neutronenstern) bestehen. Diese kompakten Objekte verfügen über eine sehr hohe Energie und sind mit ihrer enormen Gravitation in der Lage, Materie auf sich zu ziehen. Dabei entstehen extrem hohe Geschwindigkeiten, die teilweise in hochenergetische Strahlung (Röntgen- und Gammastrahlung) umgewandelt werden und somit für ein Röntgenteleskop ersichtlich sind.
Die diffuse rötlich-gelbe Röntgenstrahlung ist etliche Millionen Grad heiß und breitet sich 10000 Lichtjahre weit über die Galaxie hinaus aus.


• Infrarot-, Optische- und Röntgenaufnahme übereinander M82


Quelle: C. Engelbracht, NASA (CHANDRA/Hubble/SPITZER)
Bilder von drei NASA-Teleskopen wurden zu einem Bild zusammengefasst, um dieses spektakuläre Multifrequenz-Bild der Starburstgalaxie M82 zu erzeugen.
Die gelb/grüne Farbe zeigt das optische Licht, die orangene Farbe 10000 Grad heißes Wasserstoffgas, beide aufgenommen vom Hubble-Teleskop.
Die rote Farbe stammt von kühlem Gas, aufgenommen im Infraroten mit dem Spitzer-Teleskop und die blaue Farbe zeigt die Röntgenstrahlung von extrem heißem Gas, aufgenommen mit dem Chandra-Teleskop.



• Radiostrahlung aus dem Zentralgebiet von M82


Quelle: T. Muxlow et al. (VLA/MERLIN, siehe auch Starburst Galaxy M82)

Diese Radiokarte des Zentralgebiets von M82 weist eine große Anzahl von Supernovaüberresten auf (siehe auch hier).
Die Farben geben jeweils die unterschiedlichen Intensitäten wieder:
Blau steht für geringe, rot für die stärkste Radiostrahlung.

Quelle: R. Hurt, NASA (APOD 25.08.05).

Dieses Bild zeigt eine idealisierte künstlerische Darstellung auf der Basis von Infrarot-Beobachtungen mit dem Spitzer-Teleskop. Das Resultat dieser Beobachtungen lässt auf eine Balkenstruktur im Zentralbereich unserer Milchstraße schließen. So wie auf diesem Bild kann man sich die Milchstraße von außen betrachtet vorstellen.

Die folgenden Abbildungen zeigen hingegen die Milchstraße (bzw. den ganzen Himmel) in unterschiedlichen Wellenlängen vom Standpunkt der Erde aus betrachtet.

Diese Darstellungen zeigen, jeweils in elliptischer Projektion und in galaktischen Koordinaten*, den gesamten Himmel (ganz ähnlich zu entsprechenden elliptischen Darstellungen, die die gesamte Erdoberfläche auf einmal aufzeigen). In den folgenden Bildern liegt die Ebene unserer Milchstraße im Äquator, und das galaktische Zentrum befindet sich jeweils im Zentrum der Abbildung.
        * "Galaktische Koordinaten: Ein Koordinaten-System von galaktischen Längen- und Breitengrad,
           um scheinbare Positionen von Sternen und Nebeln in unserer Galaxis zu messen.
           Der Breitengrad b = 0 läuft genau entlang des Zentrums der Milchstrasse
           und der Längengrad l = 0 zeigt bei b=0 das kinematische Zentrum unserer Galaxis."
           Quelle: Wörterbuch der Astrophysik (Frederic Hessman, Göttingen)

Quelle: A. Mellinger, Potsdam (All-Sky Milky Way Panorama)

Röntgenhimmel


Quelle: MPE Garching (ROSAT Himmelsdurchmusterung)
Diese vom Röntgensatelliten ROSAT aufgenommene Komplettkarte des Himmels setzt sich aus 3 verschiedenen Röntgenkarten, die jeweils eine andere Wellenlänge zeigen, zusammen.
Die rote Farbe zeigt die energieärmste bzw. weicheste Röntgenstrahlung an. Der grüne Farbanteil symbolisiert schon etwas härtere bzw. energiereichere Röntgenstrahlung und das blaue Band durch die Mitte entspricht der von diesen 3 am härtesten bzw. energiereichsten Strahlung.
Im Zuge seiner Himmelsdurchmusterung fand ROSAT 120000 Röntgenquellen. Das obige Bild kann man ebenfalls in die "Ur-Bilder" mit den einzelnen Energiebereichen ("Rot": 0,25 keV; "Grün": 0,75 keV; "Blau": 1,5 keV) getrennt darstellen. In den drei folgenden Abbildungen stehen die Farben dann für die unterschiedliche Intensität der Röntgenstrahlung (jeweils von Blau über Grün und Rot bis Weiss):



Quelle: S. Snowden et al. 1995, ApJ 454, 643 (Fachartikel in "The Astrophysical Journal").


Quelle: MPE Garching (ROSAT 1,5 keV).

Bei einem Frequenzbereich von 1,5 keV ist im galaktischen Zentrum sowie bei noch höherer galaktischer Breite deutlich eine Häufung von Objekten, die im bei diesen Bildern härtesten bzw. energiereichsten Röntgenbereich strahlen, zu erkennen.
Die "Cygnus Superbubble" (l ≈ 90°, b ≈ 0°) formt eine Art Hufeisen, das in Richtung galaktisches Zentrum geöffnet ist. Ein Teil der "Cygnus-Superbubble" ist der Cygnus Loop, auch genannt Veil nebula, zu deutsch Cirrusnebel. Es handelt sich hier um den in einer Entfernung von ungefähr 1300 - 2600 Lichtjahren im Sternbild Schwan (Cygnus) gelegenen Überrest einer gewaltigen Supernovaexplosion, die sich vor ca. 30000 bis 40000 Jahren ereignete.
Ebenfalls klar zu identifizieren ist der Virgo-Galaxienhaufen (Virgo-Cluster), der sich als langes breites Band, etwas links angefangen, nach oben hin über das gesamte galaktische Zentrum erstreckt. Er ist der uns nächstgelegene Galaxienhaufen jenseits unserer eigenen lokalen Gruppe. Er umfasst ungefähr 2500 Galaxien und ist etwa 50 Millionen Lichtjahre entfernt.
Der Raum zwischen den Galaxien ist mit "heißem" Gas ausgefüllt, was bedeutet, dass dieses Gas hier im Röntgenbereich sichtbar ist.
Zusatzinfo: Wie der Name schon verrät befindet sich der Virgo-Haufen im Sternbild Jungfrau.




Quelle: MPE Garching (ROSAT 0,75 keV).
Der 0,75 keV Frequenzbereich ähnelt generell dem bei 1,5 keV, allerdings sind die "galaktischen Kennzeichen" bzw. bestimmte Regionen heller oder anders ausgedrückt: die Strahlung von weniger energiereichen Objekten wird durch Gas- und Staubmassen deutlich stärker absorbiert.
Die Absorption über den ganzen Äquator hinweg, die sich im 1,5 keV-Band nur ganz links leicht abzeichnete, kann nun hier gut erkennbar über den gesamten galaktischen Äquator verfolgt werden.
Hier sticht eine weitere besonders helle Quelle ins Auge: die Überreste zwei besonders starker Supernovae im Sternbild Vela. Der seit langem bekannte Vela SNR (SNR steht für: SuperNova Remnant) ist mit einer Entfernung von 1500 Lichtjahren einer der nächsten Supernovaüberreste (Vela SNR) in unserer Umgebung. Sein geschätztes Alter beträgt 20000 Lichtjahre und sein Durchmesser 200 Lichtjahre. Im Zentrum rotiert ein Neutronenstern, der leuchtfeuerartig im Radio-, optischen, Röntgen- und Gammabereich strahlt.
Räumlich gesehen befindet sich hinter der Vela SNR Puppis A, der deutlich jünger ist und auch noch wesentlich höhere Temperaturen aufweist, im Inneren aber auch einen Neutronenstern enthält.
In dieser Aufnahme erkennt man außerdem weit besser als im 1,5 keV-Band: Eridanus. In diesem Sternbild kann man viele interessante Galaxien finden, wie z.B. die Galaxie NGC 1232 vom Typ Sc, die den doppelten Durchmesser (200000 Lichtjahre) unserer Milchstraße besitzt und rund 70 Millionen Lichtjahre entfernt ist.




Quelle: MPE Garching (ROSAT 0,25 keV).
Im Vergleich zu den vorausgegangenen Bändern weist das 0,25 keV-Band eine vollkommen andere Struktur auf. Wo die zwei höherenergetischen Frequenzbereiche hauptsächlich isotropisch in der Überlagerung von besonderen galaktischen Kennzeichen waren, zeigt der 0,25 keV Frequenzbereich einen ganz anderen Himmel. Im Bereich des galaktischen Äquators wird die energieärmere Röntgenstrahlung großflächig von Gas- und Staubwolken absorbiert.
Dafür treten in diesem Energiebereich verstärkt in hohen galaktischen Breiten helle Strahlungsquellen auf. Diese Strahlung stammt von der galaktischen Halo, die unsere Galaxie kugelförmig mit einem Durchmesser von ca. 165000 Lichtjahren umgibt. Es handelt sich hierbei um eine Art galaktischer "Atmosphäre". Hier befinden sich neben etwa 150 Kugelsternhaufen viele alte Sterne, sowie Gas sehr geringer Dichte und alte Supernovaüberreste.




Quelle: MPE Garching (Ausschnitt: Puppis A / Vela)

Radiohimmel bei 73 cm Wellenlänge



Quelle: MPI für Radioastronomie
(G. Haslam et al. 1982)
Aufgenommen bei einer Wellenlänge von 73 cm (Frequenz: 408 MHz) zeigt dieses Falschfarbenbild die Radioemission des gesamten Himmels.
Die Farben zeigen jeweils die Intensität der Radiostrahlung (sie läuft von blau (niedrig) über grün, gelb bis rot (hoch)) an.
Wir beobachten bei 408 MHz vornehmlich diffuse Radioemissionen, die über den Synchrotonprozess, also nichtthermisch, erzeugt werden.
Bei dieser hier benutzten Frequenz von 408 MHz (=73 cm Wellenlänge) sieht man im wesentlichen die abgegebene Radiostrahlung von fast lichtschnellen Elektronen, die sich durch das Magnetfeld unserer Galaxie bewegen.
Die Intensität der Synchrotonstrahlung ist dem Produkt aus Elektronendichte und Magnetfeldstärke (letztere wird mit einem Faktor potenziert, der von der Energieverteilung der Elektronen abhängt) proportional, d.h. die Messung der 408 MHz gibt Aufschluss über die Dichte der Elektronen in unserer Milchstraße.
                                                                                                                                                                                            Quelle: SuW 11/1990

Eine der in dieser Karte auffälligsten Strukturen ist der Nordpolare Sporn (North Polar Spur), der als Bogen scheinbar das galaktische Zentrum umspannt. Jedoch handelt es sich hierbei um ein sehr nahes Gebilde (Entfernung einige 100 pc). Vermutlich ist der Nordpolare Sporn (NPS) der Überrest einer nur wenige Hunderttausend Jahre zurückliegenden Supernovaexplosion.
Je weiter solche Supernovaüberreste von uns entfernt sind, umso geringer ist ihre projizierte Ausdehnung senkrecht zur galaktischen Ebene, sodass weitere Sporn- bzw. Bogenstrukturen mit steigendem Abstand zur Sonne in der starken Intensität der 408 MHz-Strahlung der galaktischen Scheibe untergehen.

Trotzdem ist man in der Lage auf dieser Karte eine große Anzahl weiterer galaktischer und extragalaktischer 408 MHz-Quellen zu identifizieren:
So z.B. der Crab Nebula bzw. Krabbennebel ganz am rechten Bildrand knapp unter der galaktischen Ebene. Der Krabbennebel ist ein Supernovaüberrest im Sternbild Stier und wird im Messier-Katalog als M1 sowie im New General Catalogue als NGC 1952 geführt. Die Supernova des Sterns mit 8 bis 12facher Sonnenmasse geschah im Jahre 1054 (auch durch historische Quellen belegt) und war für rund 23 Tage am Tageshimmel sichtbar. Im Krabbennebel wurde auch der erste Pulsar entdeckt, der vermutlich einen Durchmesser von 28-30 km hat. Alle 33 Millisekunden sendet er Strahlungsimpulse über das gesamte elektromagnetische Spektrum aus.

Wie auch schon in den Röntgenbildern sind gut die Puppis-Vela-Region in der Mitte der rechten Bildhälfte, der galaktische Bulge sowie links der Cygnus Superbubble als starke Radioquellen zu erkennen.

(Info: 10 Jahre lang wurden die Daten mit den jeweils größten Einzelteleskopen in der nördlichen und südlichen Hemisphäre gesammelt (100-m-Radioteleskop in Effelsberg bei Bonn, 76-m-Radioteleskop bei Jodrell Bank/England, bzw. 64-m-Radioteleskop bei Parkes/Australien)

Quelle: NASA (NSSDC)

Quelle: NASA (NSSDC)

Quelle: P. Kalberla et al. (Leiden/Argentine/Bonn (LAB) HI Survey)

Quelle: J. Schombert, Univ. Oregon (Vorlesungsscript)

Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie
P. Reich et al. 2001, A&A 376, 861 (Fachartikel in "Astronomy & Astrophysics")

Während der "HI-Himmel" (s.o.) nur konkret das Linienspektrum des Wasserstoffs bei 21 cm Wellenlänge darstellt, sieht man hier das absolut kalibrierte Radiokontinuum des gesamten Himmels. D.h., dass der Wellenlängenbereich der HI-Linie des Wasserstoffs aus den Daten herausgefiltert wurde.
Im Vergleich zum Radiohimmel bei 408 MHz ist diese Karte deutlich schärfer. Quellen wie Puppis A / Vela SNR oder aber auch Cygnus Loop treten noch deutlicher hervor. In diesem Zusammenhang ist noch eine andere Quelle erwähnenswert: die große Magellansche Wolke (engl. Large Magellanic Cloud, kurz LMC), die sich in der rechten Bildhälfte etwas unterhalb der galaktischen Ebene befindet (grüner Punkt).

Die Große Magellansche Wolke ist zusammen mit der kleinen Magellanschen Wolke unser nächster Nachbar im All. Sie besitzt ein Viertel der Leuchtkraft unserer Milchstraße und ist uns mit einem Abstand von nur 185000 Lichtjahren sehr nahe. Diese Zwerggalaxie bietet einige interessante Beobachtungsobjekte, z.B. den Tarantelnebel (auch 30 Doradus genannt). Besonders interessant: 1987 leuchtete in der LMC eine Supernova auf, die den Astronomen die Gelegenheit bot, eine solche Explosion aus "nächster" Nähe zu sehen. Leider sind beide Zwerggalaxien nur am südlichen Nachthimmel zu sehen.



Fazit: Wie das Projekt zeigt, ist man heute in der Astronomie in der Lage, viel mehr zu erfassen, als man im sichtbaren Licht erfassen kann.

Bild: S. Varano, Istituto di Radioastronomia (Visitor Center).

Auf folgenden zwei Web-Seiten kann man sich Karten einzelner Bereiche des Himmels (Einzelquellen oder größere Felder) in unterschiedlichen Wellenlängen selbst erstellen :

Skyview der NASA. Mit dem Link "Basic Interface" kann man unter Angabe von Himmelskoordinaten oder Objektnamen, Koordinatensystem und Bildgröße unter verschiedenen Datensätzen von Gamma- bis Radiostrahlung auswählen.

Survey Sampler des MPI für Radioastronomie. Hier sind Bildausschnitte aus einer Reihe von Radiodaten unterschiedlicher Wellenlänge (z.B. 21 oder 73 cm, siehe oben) auswählbar, die dann im GIF- oder FITS-Datenformat ausgegeben werden.