Radioastronomie von A bis Z

Vereinfacht handelt es sich bei einem aktiven galaktischen Kern (AGN - Active Galactic Nucleus) um die zentrale Region einer sehr hellen und aktiven Galaxie. Die Wissenschaft geht davon aus, dass sich im Zentrum einer jeden Galaxie ein supermassereiches schwarzes Loch befindet. Wird dieses aus seinem Umfeld mit Materie (Gas und Staub) versorgt, führt das zu einem aktiven, hellen Galaxienkern.

 

Die allgemeine Relativitätstheorie ist die Erweiterung der speziellen Relativitätstheorie. Sie beschreibt die Gravitation nicht mehr als Kraft, sondern als Krümmung von Raum und Zeit durch Masse und Energie. Große Massen, wie Sterne oder Schwarze Löcher, verzerren merklich das Raum-Zeit-Kontinuum – dadurch bewegen sich andere Körper entlang gekrümmter Bahnen. Diese Theorie bildet die Grundlage unseres heutigen Verständnisses von Gravitation und Kosmologie.

Weitere Infos: https://www.spektrum.de/lexikon/physik/allgemeine-relativitaetstheorie/383

In einem Binärsystem (Doppelsystem) kreisen zwei astronomische Objekte um ein gemeinsames Zentrum. Diese astronomischen Objekte können zum Beispiel Sterne, Planeten und Monde oder Galaxien sein. Ebenso existieren Doppelsternsysteme bestehend aus zwei Neutronensternen. In einem System dieser Art wird Materie eines Objektes auf das andere Objekt übertragen - Akkretion genannt.

Durch den Materieübertrag bei Neutronensternen nimmt nicht nur die Masse des einen Objekts zu, sondern auch seine Rotationsgeschwindigkeit. Es kann so schnell werden, dass es zu einem Millisekunden-Pulsar wird.

Binärsysteme bestehend aus Pulsaren ermöglichen es Astronominnen und Astronomen, Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie zu testen. 

Weiterführende Infos:
Entwicklung kompakter Doppelsternsysteme

Blazare gehören zu den aktiven galaktischen Kernen. Das heißt, dass sie supermassereiche schwarze Löcher sind, die sich in den Zentren von Galaxien befinden und mit Materie gespeist werden. Die schwarzen Löcher, die als Blazare bezeichnet werden, weisen ein weiteres charakteristisches Merkmal auf: Zu ihnen gehört ein magnetisierter Jet, der Richtung Erde weist. 

Weiterführende Infos:
Blazare (PDF-Datei)

Das Ende der Hauptphase eines Sternlebens ist erreicht, wenn der Stern seinen Wasserstoff im Zentrum aufgebraucht hat. Dann kann keine Fusion mehr zu Helium stattfinden Massearme Sterne blähen sich anschließend zu Roten Riesen auf, fallen dann zu einem Weißen Zwerg zusammen und enden schließlich als Schwarzer Zwerg.

Bevor massereiche Sterne nach einer Supernovaexplosion zu Neutronensternen oder Schwarzen Löchern werden können, durchlaufen sie weitere Brennphasen. Dabei gilt: Je massereicher ein Stern ist, desto mehr Brennphasen durchläuft er bis zu einer möglichen Supernova. 

Abfolge der maximal möglichen Brennphasen:

1. Wasserstoffbrennen
2. Heliumbrennen
3. Kohlenstoffbrennen
4. Neonbrennen
5. Sauerstoffbrennen
6. Siliziumbrennen

Die Chandrasekhar-Grenze ist eine theoretische Grenze für die maximale Masse eines Weißen Zwergs. Sie liegt bei etwa 1,44 Sonnenmassen. Sobald ein Weißer Zwerg genügend Masse aufgenommen hat, um die Chandrasekhar-Grenze zu überschreiten, kann der Druck der Gravitation nicht mehr standhalten und der Stern bricht in sich zusammen. Je nach Masse und Bedingungen kann der Stern dann entweder zu einem Neutronenstern oder zu einem Schwarzem Loch werden. Wenn dieser Zusammenbruch eine gewaltige Explosion verursacht, spricht man von einer Supernova Typ Ia. 

Die Grenze wurde nach dem (Astro-)Physiker und Nobelpreisträger Subrahmanyan Chandrasekhar bennant. Er zeigte, dass Sterne einer bestimmten Größe zu einem kompakten, strahlenden Stern – einem Weißen Zwerg - kollabieren, wenn ihr Wasserstoffbrennstoff zu Ende geht. 

Diese Form der Energie ist rein hypothetisch. Der Begriff wurde geschaffen, um die beschleunigte Expansion des Universums zu erklären. In der Wissenschaft existiert die Theorie, dass diese Expansion von einer nicht nachgewiesenen Energie – der dunklen Energie – angetrieben wird. Sie soll der Gravitation entgegenwirken und so dafür sorgen, dass sich das Universum immer schneller ausbreitet. Der Anteil der Dunklen Energie im Universum wird auf 70% geschätzt.

Mittlerweile gibt es auch Theorien, die die beschleunigte Expansion des Universums ohne Dunkle Energie erklären.

Es handelt sich um eine bisher nicht nachgewiesene, unsichtbare Form der Materie. Diese hypothetische Materie dient als Erklärung für den gravitativen Zusammenhalt von Galaxien in Galaxienhaufen. Alleine mit der sichtbaren Materie lässt sich nicht erklären, wieso die Galaxien trotz ihrer hohen Geschwindigkeiten nicht auseinanderdriften, sondern gravitativ gebunden sind .

Einen weiteren Hinweis auf Dunkle Materie liefern Spiralgalaxien: Die ungleichmäßige Verteilung der sichtbaren Materie scheint die Umlaufgeschwindigkeiten der Sterne nicht zu beeinflussen. Auch dieser Umstand lässt darauf schließen, dass es in den Spiralgalaxien mehr Materie geben muss, als wir sehen können. Es wird vermutet, dass etwa 80% der gesamten Materie im Weltall „dunkel“ ist.

Das Elektromagnetische Spektrum umfasst alle elektromagnetischen Wellen mit ihren unterschiedlichen Wellenlängen und Frequenzen. Der für uns sichtbare Teil - das Spektrum des sichtbaren Lichts - ist bezogen auf das gesamte Spektrum sehr klein. Alle anderen elektromagnetischen Wellen können wir nicht sehen, aber trotzdem instrumental beobachten. Die für unsere Forschung am Max-Planck-Institut für Radioastronomie relevanten Radiowellen haben die größten Wellenlängen.

Generell können Radiowellen zwischen nicht ganz einem Millimeter und mehr als einem Kilometer liegen. Auf der Erde kommen sie jedoch aufgrund der Absorption in der Ionosphäre nur bis zu einer Wellenlänge von etwa 10 Metern an. 

Weiterführende Infos:
Der Himmel vom Radio - bis zum Gammabereich (Schülerpraktikumsprojekt aus dem Jahr 2007)

Als Ereignishorizont wird die äußere Grenze eines Schwarzen Lochs bezeichnet. Jegliche Materie und Strahlung, die hinter diese Grenze gelangt, ist der Gravitation des Schwarzen Lochs ausgeliefert und hat keine Möglichkeit, ihr zu entkommen.

Die Expansion des Universums beschreibt, dass sich der Raum selbst seit dem Urknall vor knapp 14 Milliarden Jahren ständig ausdehnt. Galaxien entfernen sich voneinander, und je weiter sie entfernt sind, desto schneller scheint ihre Bewegung. Diese Entdeckung geht auf Beobachtungen des Astronomen Edwin Hubble zurück und gilt als eine der wichtigsten Erkenntnisse der modernen Kosmologie.

Weiterführende Infos:
Der Urknall und das expandierende Universum (von Melanie Höschele, *.PDF-Datei)
Wenn der Kosmos expandiert, expandieren Planeten und Galaxien dann auch? 

Frequenzen spielen in der Astronomie eine große Rolle, weil Licht und andere elektromagnetische Wellen nach Energie unterschiedliche Frequenzen (bzw. unterschiedliche Wellenlängen) besitzen. Radiowellen haben niedrige Frequenzen, während Röntgen- und Gammastrahlen sehr hohe Frequenzen haben. Durch die Messung dieser Frequenzen können Astronominnen und Astronomen Rückschlüsse auf die Temperatur, Bewegung und Zusammensetzung von Himmelskörpern ziehen. Wellenlänge und Frequenz der elektromagnetischen Strahlung hängen dabei über folgende Gleichung zusammen: λ * µ = c (wobei λ die Wellenlänge, µ die Frequenz und c die Lichtgeschwindigkeit darstellt).

Weiterführende Infos:
Um welche Frequenzen geht es in der Radioastronomie?

Galaxien sind bis zu mehrere hunderttausend Lichtjahre große Gebiete im Weltall, die aus astronomischen Objekten wie Sternen, Staub und Planetensystemen bestehen. Aufgrund gravitativer Kräfte sind diese Objekte innerhalb der Galaxie aneinander gebunden. Galaxien können in ihrer Art und Form sehr unterschiedlich sein. Bei unserer Nachbargalaxie, der Andromedagalaxie, handelt es sich um eine Spiralgalaxie, während die Milchstraße, unsere Heimatgalaxie, zu den Balkenspiralgalaxien gehört.  

Gammastrahlenausbrüche - auch Gammablitze genannt – sind äußerst kurze, aber intensive Explosionen im Weltall. Da sie im Gammabereich strahlen, können wir sie mit dem menschlichen Auge nicht wahrnehmen. Bezüglich ihres Ursprungs gibt es bisher nur Theorien. Vermutlich entstehen sie, wenn beispielsweise zwei Neutronensterne oder ein Neutronenstern und ein Schwarzes Loch miteinander verschmelzen. Eine weitere mögliche Quelle wäre ein als Supernova explodierender massereicher Stern.

Aus dem Material, das mit dem Urknall entstanden ist, haben sich mit der Zeit Sterne und Galaxien  gebildet. Ein sehr großer Teil dieses Ursprungsmaterials befindet sich noch heute zwischen den Sternen und Galaxien. Es handelt sich dabei um intergalaktisches Gas.

Auch bei einer Supernova entstehen Staub und Gas. Hieraus können riesige Wolken interstellaren Materials entstehen, aus dem sich wieder neue Sterne bilden.

Unter Gravitationswellen verstehen Astronominnen und Astronomen winzige Veränderungen der Raumzeit. Sie entstehen beispielsweise, wenn zwei Schwarze Löcher miteinander verschmelzen, und breiten sich mit Lichtgeschwindigkeit aus. Bildlich gesprochen entsprechen die beiden schwarzen Löcher einem Stein, den man in ein stehendes Gewässer wirft, was zu Wellen (Gravitationswellen) auf der Oberfläche des Gewässers (Weltall) führt, die sich immer weiter ausbreiten und damit Energie forttragen. 

Einstein hat Gravitationswellen 1916 vorausgesagt und gleichzeitig daran gezweifelt, dass sie jemals nachgewiesen werden könnten, da sie sehr schwach sind. Im Jahr 1974 gelang der erste indirekte Nachweis von Gravitationswellen bei einem Pulsar in einem Binärsystem und 2015 – fast 100 Jahre nach Einsteins Voraussage – konnten sie erstmals direkt mit irdischen Observatorien nachgewiesen werden.

Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler vermuten, dass sich alle Gravitationswellen im Universum zu einem Hintergrundrauschen – dem Gravitationswellenhintergrund – aufsummieren, und sucht mit Pulsar-Timing-Arrays nach diesen sehr langwelligen Gravitationswellen .

Weiterführende Infos:

Gravitationswellen (PDF-Datei)

Die Hawking-Strahlung ist ein theoretisches Konzept, das von Stephen Hawking 1974 formuliert wurde. Es handelt sich um die Strahlung, die von einem Schwarzen Loch ausgeht. Laut diesem Konzept bilden sich in der Nähe eines Schwarzen Lochs kleine Teilchen und ihre Antiteilchen. Sie entstehen nur für kurze Zeit und vernichten sich dann wieder. Es kann jedoch in der Nähe des Ereignishorizonts passieren, dass eines der Teilchen in das Schwarze Loch fällt, während ein anderes entweicht. Diese entweichenden Teilchen bilden die Hawking-Strahlung. Sie ist der Grund dafür, dass ein Schwarzes Loch mit der Zeit Masse verliert.

Im Hertzsprung-Russell-Diagramm werden Sterne nach ihrer absoluten Helligkeit und ihrem Spektraltyp bzw. nach ihrer Leuchtkraft und ihrer Oberflächentemperatur dargestellt. Von links oben (leuchtkräftige heiße Sterne) nach rechts unten (kühle Sterne mit geringer Leuchtkraft) erstreckt sich die sogenannte Hauptreihe, in der sich die meisten Sterne befinden (Phase des Wasserstoffbrennens). Aus dem Diagramm lässt sich auch das jeweilige Entwicklungsstadium eines Sterns ablesen, da sich im Laufe eines Sternlebens sowohl die Temperatur als auch die Leuchtkraft ändern.

Als Jets werden Teilchenströme bezeichnet, deren Ursprung in der Akkretionsscheibe eines supermassereichen schwarzen Lochs liegt. Senkrecht zur Akkretionsscheibe werden sie zu beiden Seiten ins Weltall ausgestoßen und dabei von einem spiralförmigen Magnetfeld gelenkt.

Die Kernfusion ist eine chemische Reaktion, bei der zwei Atomkerne zu einem neuen Kern fusionieren. Dabei wird Energie freigesetzt. In den Zentren von Sternen findet unter hohem Druck und hohen Temperaturen ein Kernfusionsprozess statt. Vier Wasserstoffatomkerne verschmelzen zu zwei Heliumatomkernen. Dieser Prozess wird auch als Wasserstoffbrennen bezeichnet. Er ist der Grund dafür, dass Sterne selbst leuchten können und Wärme ausstrahlen.
 

Kosmische Hintergrundstrahlung ist eine schwache Strahlung, die aus allen Richtungen des Universums kommt. Sie ist ein Überbleibsel aus der Frühzeit des Kosmos - aus der Zeit etwa 380.000 Jahre nach dem Urknall. Heute ist sie im Mikrowellenbereich messbar unt hat eine Temperatur von 2,7K (ca.  -270°C). Sie gilt als der wichtigste Beleg für die Urknalltheorie.

Weiterführende Infos: 
Kosmische Hintergrundstrahlung (Schülerpraktikumsprojekt von Björn-Eric Reitz)
Die frühe Abkühlung unseres Universums

Magnetfelder ziehen sich durch das gesamte Universum. Ihr Ursprung ist bis heute nicht geklärt. Unbestritten ist hingegen, dass sie auf der Skala von Planeten bis zu Galaxien alles im Universum beeinflussen können.
 

Die Lichtgeschwindigkeit stellt die Ausbreitungsgeschwindigkeit von elektromagnetischen Wellen im Vakuum dar. In einer Sekunde legt das Licht 300.000 km zurück. Somit braucht das Licht von der Erde bis zum Mond etwas 1,3 Sekunden, von der Sonne bis zur Erde ca.  8 Minuten. Das ist die höchstmögliche Geschwindigkeit im Universum.

Nichts kann sich schneller bewegen als das Licht im Vakuum. In Material (wie zum Beispiel Wasser oder Glas) bewegt das Licht sich langsamer als im Vakuum. Teilchen in einem solchen Medium können sich unter Umständen schneller als Licht in diesem Medium bewegen. Wenn ein Elektron im Wasser sich schneller bewegt als das Licht, wird eine bläuliche Strahlung, die sogenannte Tscherenkow-Strahlung, erzeugt.

Als Magnetare werden Pulsare bezeichnet, die ein besonders starkes Magnetfeld aufweisen.

Materie bezeichnet in der Astronomie alle Formen von Substanz, aus denen Sterne, Planeten, Gaswolken und Galaxien bestehen. Sie setzt sich aus Atomen, Molekülen, Staub und Plasmen zusammen. Der größte Teil der sichtbaren Materie im Universum befindet sich in Sternen und Gaswolken, während der überwiegendeAnteil der gesamten Masse aus sogenannter Dunkler Materie und Dunkler Energie besteht, die nicht direkt beobachtet werden kann.

Zusammensetzung des Universum lässt sich wie folgt darstellen:

• Die sichtbare Materie: 5%
• Dunkle Materie: 27%
• Dunkle Energie: 68%

Die Milchstraße ist unsere Heimatgalaxie. Sie besteht aus mehreren hundert Milliarden Sternen, riesigen Gas- und Staubwolken sowie Dunkler Materie. In ihrem Zentrum befindet sich ein supermassereiches Schwarzes Loch. Von der Seite betrachtet hat die Milchstraße die Form einer flachen Scheibe mit einem dichten, hellen Zentrum. Das helle Band, das wir nachts am Himmel sehen können, ist die Innenansicht unserer Galaxie von der Position der Sonne aus.

Weiterführende Infos:
Unsere Milchstraße
Milchstrasse 

Kein Element kommt im Universum so häufig vor wie der neutrale Wasserstoff. Den Kern eines Wasserstoffatoms bildet ein Proton. Zusammen mit einem Elektron entsteht neutraler Wasserstoff, auch HI genannt.

Neutrinos sind extrem leichte, elektrisch neutrale Teilchen, die kaum mit Materie wechselwirken und durch die Erde hindurchgehen. Hochenergetische Neutrinos kollidieren jedoch nur mit sehr geringer Wahrscheinlichkeit mit den Atomkernen auf der Erde. So besteht die Möglichkeit, Neutrinos zu detektieren, die von der anderen Hemisphäre der Erde kommen. Die Erde wirkt dadurch wie eine Art Teleskop für diese kosmischen Teilchen.

Wenn Neutrinos mit dem Atomkern von Wasser oder Eis zusammenstoßen (reagieren), erzeugen sie geladene Teilchen, die sich schneller als das Licht in dem jeweils gegebenen Medium (Wasser oder Eis) bewegen – das ist die sogenannte Tscherenkow-Strahlung. Dadurch entsteht ein bläuliches Licht, das mit hochempfindlichen Kameras aufgenommen werden kann.

Ein Neutronenstern ist – vereinfacht ausgedrückt – ein riesiger Atomkern, der lediglich einen Durchmesser von bis zu 25 km (etwa die Größe von Köln), aber die 500.000fache Masse der Erde (ein bis vier Sonnenmassen) hat. Ein solcher Neutronenstern kann entstehen, wenn ein massereicher Stern (mehr als acht Sonnenmassen) als Supernova explodiert. Dabei passiert folgendes:
 

1. Der nukleare Brennstoff ist verbraucht.
2. Der Kern des Sterns kollabiert aufgrund seiner starken gravitativen Kräfte.
3. Es wird sehr viel Energie freigesetzt.
4. Die äußere Hülle des Sterns wird abgesprengt. Dieser Vorgang ist auch als Supernova bekannt.
5. Gleichzeitig wird der Kern des Sterns durch die Gravitationskraft sehr stark zusammengepresst.
6. Protonen und Elektronen werden in Neutronen und Neutrinos umgewandelt, das heißt die Atome im Sterninneren werden zerstört.

Sehr schnell rotierende Neutronensterne können als Pulsare beobachtet werden.

Weiterführende Infos:
Neutronensterne
 

Eine Nova – nicht zu verwechseln mit einer Supernova - kann in einem engen Doppelsternsystem, in dem sich ein Weißer Zwerg befindet, auftreten. Durch Massezuwachs wird die Kernfusion von Wasserstoff des Weißen Zwergs in Gang gesetzt. Dieser Vorgang verursacht einen extremen Temperaturansteig und schließlich eine explosionsartige Ausdehnung der Sternhülle. Diese Expansion geht mit einem Helligkeitsausbruch einher.

Photonen sind die kleinsten Einheiten des Lichts bei der Beschreibung elektromagnetischer Strahlung als Teilchen. Sie sind Teilchen ohne Masse, die sich immer mit Lichtgeschwindigkeit bewegen. Photonen tragen Energie und können je nach Energiegehalt sichtbares Licht, Röntgenstrahlung, Radiowellen oder andere Formen elektromagnetischer Strahlung darstellen.

Pulsare sind extrem stark magnetisierte, rotierende Neutronensterne, die in Supernova-Explosionen entstanden sind. Vereinfacht können wir sie mit einem Leuchtturm vergleichen, der jedoch kein sichtbares Licht, sondern hauptsächlich Radiowellen in stark gebündelter Form aussendet. Wenn die Geometrie stimmt, wird während einer Rotation dieser Radiostrahl für eine kurze Zeit für uns auf der Erde "sichtbar" und verschwindet dann wieder, bis er erneut auftaucht. Das passiert äußerst regelmäßig, so dass Pulsare genauso präzise sein können wie Atomuhren. Mit der Beobachtung von Pulsaren können wir die Allgemeine Relativitätstheorie sowie alternative Gravitationstheorien testen, da das Gravitationsfeld in der Nähe von Neutronensternen - und somit von Pulsaren - besonders stark ist.

Weiterführende Infos:
Die Welt der Pulsare (PDF-Datei)

Den ersten Pulsar entdeckte Jocelyn Bell Burnell 1967 mit dem Interplanetary Scintillation Array während ihrer Zeit als Doktorandin am Churchill College in Cambridge. Die Signale konnten keinem bis dahin bekannten Objekt zugeordnet werden, weshalb die Quelle scherzhaft „Little Green Man“ genannt wurde. Weitere Analysen ergaben schließlich, dass es sich bei der Quelle um einen sehr schnell rotierenden Neutronenstern handelt – der erste detektierte Radiopulsar. Hierfür gab es 1974 den Physik-Nobelpreis; nicht für Jocelyn Bell Burnell, sondern für ihren Doktorvater Antony Hewish sowie für Martin Ryle (Technik der Apertursynthese).

Auch im Krebsnebel,  einem der bekanntesten Supernovaüberreste, befindet sich ein Pulsar. Dabei handelt es sich um einen der wenigen Pulsare, dessen Pulse in allen Bereichen des elektromagnetischen Spektrums detektiert werden können. Die Supernovaexplosion, aus der dieser Pulsar mit der Bezeichnung PSR B0531+21 hervorging, ist insbesondere von chinesischen Astronomen am 04.07.1054 beobachtet worden und war aufgrund ihrer Helligkeit über Monate hinweg sogar am Tag sichtbar.

Weiterführende Infos:
Der Krebsnebel

Faszinierende Kurzinfos:

• Pulsare können sich bis zu 716 Mal pro Sekunde drehen. Das ist 1,5 Mal schneller als ein normaler Küchenmixer.
• Ein Teelöffel Pulsarmaterial würde so viel wiegen wie der Mount Everest.
• Der Durchmesser von Pulsaren ist kleiner als 25 km. Das bedeutet, dass sie so klein sein können wie eine Stadt.

Ein Pulsar-Timing-Array (PTA) ist ein Netzwerk von Millisekunden-Pulsaren, die mit einem oder idealerweise mehreren Radioteleskopen beobachtet werden, um nach Gravitationswellen im Nanohertz-Bereich (d. h. mit Wellenlängen in der Größenordnung von mehreren Lichtjahren) zu suchen und diese direkt nachzuweisen.

Pulsare rotieren sehr gleichmäßig und ihre Pulse können mit einer Genauigkeit von Mikrosekunden gemessen werden. Durchlaufen Gravitationswellen das Netzwerk aus Pulsaren (das PTA), kommen deren Pulse verzögert oder frühzeitig auf der Erde an, da  Gravitationswellen die Raumzeit strecken und stauchen.

Weiterführende Infos:
EPTA
Pulsar Timing Arrays (PDF-Datei)
 

Quasare (quasi-stellar radio source/quasistellare Radioquelle) gehören zu den aktiven galaktischen Kernen. Das heißt, dass sie supermassereiche schwarze Löcher sind, die sich in den Zentren von Galaxien befinden und mit Materie gespeist werden. Sie gehören nicht nur zu den älteren Objekten im Weltall – sie sind Millionen bis Milliarden Lichtjahre von der Erde entfernt – sondern auch zu den leuchtkräftigsten.

Weiterführende Infos:
Quasare von Leon Deninger (PDF-Datei)
Quasare von Hendrik Gross (PDF-Datei)

In der Radioastronomie werden astronomische Objekte erforscht, indem die von ihnen ausgesendete Radiostrahlung detektiert wird. Die Erdatmosphäre ist für einen großen Teil der Radiowellen durchlässig und ermöglicht somit die Nutzung von erdgebundenen Radioteleskopen. Diese müssen eine möglichst große Sammelfläche für die Strahlung haben, da die beobachteten Objekt sehr weit entfernt und die auf der Erde ankommenden Signale entsprechend schwach sind.

Radiogalaxien haben in ihrem Zentrum Aktive Galaktische Kerne (AGN), die sich durch eine hohe Radioleuchtkraft auszeichnen. Im Jargon der Astronomie sind Radiogalaxien radiolaute Quellen. Die Strahlung stammt hauptsächlich nicht vom Licht der Sterne, sondern von riesigen, unsichtbaren Gasströmen und Magnetfeldern außerhalb des sichtbaren Teils der Galaxie.

Typischerweise haben Radiogalaxien im Zentrum ein supermassereiches Schwarzes Loch, das Material aus der Umgebung anzieht. Dabei werden gewaltige Mengen an Energie freigesetzt: Es entstehen sogenannte Jets – beinahe lichtschnelle Plasmastrahlen, die aus der Galaxie herausströmen, eine Ausdehnung von mehreren Millionen Lichtjahren erreichen können und Synchrotronstrahlung erzeugen, die wir als Radiowellen messen können.

Weiterführende Infos:

Als Rote Riesen bezeichnet man Sterne von 0,3 bis 8 Sonnenmassen, die das Ende ihres Lebens in Kürze erreichen werden. Das Material für das Wasserstoffbrennen in ihrem Kern ist bereits aufgebraucht. Das führt dazu, dass sich die Sterne aufgrund der Gravitation zusammenziehen. Hierdurch steigen Dichte, Druck und Temperatur an, bis ein Fusionsprozess außerhalb des Kerns in Gang gesetzt wird. Um den nach außen gerichteten und den nach innen gerichteten Druck wieder in ein Gleichgewicht zu bringen, dehnen sich die Sterne schließlich aus. So erreichen sie etwa das Hundertfache ihrer ursprünglichen Größe.

Eine Rotverschiebung im Spektrum eines Signals liegt vor, wenn die Wellenlänge einer elektromagnetischen Strahlung im Vergleich zur Wellenlänge zum Zeitpunkt ihrer Aussendung größer geworden ist. Es findet also eine Verschiebung in den langwelligen bzw. roten Bereich des elektromagnetischen Spektrums statt. Es existieren unterschiedliche Arten von Rotverschiebung:
 

• Dopplereffekt: Die Quelle der elektromagnetischen Strahlung bewegt sich vom Beobachtenden weg.
• Gravitative Rotverschiebung: Licht entkommt der Gravitation der gekrümmten Raumzeit und verliert Strahlungsenergie. 
• Kosmologische Rotverschiebung: Sie wird durch die beschleunigte Expansion des Universums hervorgerufen.

Weiterführende Infos:

Bei schnellen Radioblitzen (FRBs = fast radio bursts) handelt es sich um das helle Aufblitzen von Radiowellen. Dieses Aufblitzen dauert nur den Bruchteil einer Sekunde und bisher wurden die meisten dieser Ereignisse nur einmal beobachtet. Ihre Herkunft ist unbekannt; bekannt ist hingegen, dass die Blitze aus sehr weit entfernten Galaxien stammen.

Weiterführende Infos:

Bei Schwarzen Löchern handelt es sich um sehr dichte Objekte im Universum. Das heißt, dass sie auf eher kleinem Raum sehr viel Masse vereinen. Dadurch ist ihre Gravitationskraft so stark, dass selbst elektromagnetische Wellen - wie beispielsweise Licht - dieser nicht entkommen können. Da also selbst Licht von einem Schwarzen Loch „verschluckt“ wird, ist es im optischen Bereich nicht sichtbar. Für unser menschliches Auge wäre es einfach schwarz.

Im April 2019 wurde das erste Bild eines Schwarzen Lochs bzw. seines Schattens veröffentlicht. Hierfür war es essentiell, dass mehrere bodengebundene Radioteleskope zeitgleich die Quelle - in diesem Fall das Schwarze Loch - beobachtet haben und die Daten anschließend korreliert wurden.

Weiterführende Infos:
Astronomen zeigen erstes Bild eines schwarzen Lochs
 

Ein Schwarzkörper ist ein theoretischer, idealisierter Körper, der alle einfallende  Strahlung - somit auch Licht - vollständig absorbiert und ebenso vollständig wieder abstrahlt. Die Strahlung, die ein Schwarzkörper abgibt, hängt nur von seiner Temperatur ab. Schwarzkörper dienen als Standard für die Untersuchung von thermischer Strahlung. Reale Körper - beispielsweise die Sonne - verhalten sich entsprechend, stellen aber nie einen perfekten Schwarzkörper dar.

Der Schwarzschildradius bezeichnet den Abstand vom Mittelpunkt eines nicht-rotierenden Schwarzen Lochs bis zu seinem Ereignishorizont. Innerhalb dieses Radius ist die Gravitationskraft so stark, dass selbst Licht ihr nicht mehr entkommen kann. Der Schwarzschildradius hängt direkt von der Masse des Schwarzen Lochs ab – je größer die Masse, desto größer der Schwarzschildradius.

Wenn man Materie in Kugelform so weit zusammendrückt, dass ihr Radius kleiner als Schwarzschildradius ist, entsteht ein Schwarzes Loch. Den Radius kann man mithilfe der folgenden Formel berechnen: Rₛ = 2GM / c².

Der Schwarzschildradius für die Erde beträgt 9 mm. Für einen Menschen wäre der Schwiarzschildradius weit kleiner als ein Atomkern.

Mittels Spektrallinien können Forschende die chemische Zusammensetzung sowie die physikalischen Eigenschaften von Himmelskörpern analysieren. Diese Linien entstehen, wenn Atome oder Moleküle Licht bei spezifischen Frequenzen oder Wellenlängen absorbieren  oder emittieren und damit Energie dementsprechend aufnehmen oder abgeben - in Form von Photonen. Im Spektrum erscheinen solche Linien als dunkle (Absorption) oder helle (Emission) Streifen. Jedes Element hat ein einzigartiges Spektrum, mit dem Wissenschaftler und Wissenschaftlerinnen folgendes erforschen können:
 

• Chemische Analyse: Astronomen und Astronominnen können feststellen, welche Elemente und Moleküle in Sternen, Galaxien und Nebeln vorhanden sind. Dafür werden Emissions- und Absorptionslinien untersucht, wie z.B. von Wasserstoff und Kohlendioxid.
• Doppler-Effekt: Wenn sich ein Objekt bewegt, ändern sich die Frequenzen der von ihm ausgesandten Radiowellen. Diese Frequenzverschiebung kann uns verraten, ob sich das Objekt auf uns zubewegt oder von uns wegbewegt. Rotverschiebung bedeutet, dass sich ein Objekt von uns wegbewegt (Eselsbrücke: Die hinteren Lichter eines Autos sind rot und die sehen wir, wenn sich das Auto von uns weg bewegt); eine Blauverschiebung tritt ein, wenn sich ein Objekt auf uns zubewegt.
• Temperatur und Dichte: Die Breite und Intensität der Spektrallinien geben Aufschluss über die physikalischen Bedingungen des Himmelskörpers.
• Die 21-cm-Spektrallinie: Neutraler Wasserstoff (HI) sendet eine schwache aber charakteristische Radiolinie bei der Wellenlänge von 21 cm (1,4 GHz) aus, die nicht von Staub blockiert wird. Diese ermöglicht es, auch sehr schwache Signale von weit entfernten Galaxien zu detektieren. So können unter anderem die Bewegungen von Galaxien bezogen auf die Erde extrem genau bestimmt werden. Da neutraler Wasserstoff im gesamten Universum vorkommt, wurde eine Karte des gesamten Himmels im HI-Licht (aufgenommen mit den beiden Radioteleskopen Parkes und Effelsberg) erstellt. Diese Karte dient Forschenden als Referenzquelle bei Beobachtungen in allen möglichen Wellenlängen.

Weiterführende Infos:
Der Effelsberg-Bonn HI Survey
HI4PI: Radiokarte des gesamten Himmels im Licht der Wasserstofflinie HI
 

Spektroskopie ist ein physikalisches Verfahren, mit dem Licht in seine Farbbestandteile (Wellenlängen) zerlegt werden kann. So lässt sich beispielsweise weißes Sonnenlicht in einen „Regenbogen“ zerlegen.

Licht ist Energie, die sich im Raum als sogenannte elektromagnetische Wellen ausbreitet. Die Wellenlänge (bzw. die Frequenz) dieser Wellen bestimmt dabei deren Farbe. Atome und Moleküle können Licht ganz bestimmter Wellenlängen emittieren (aussenden) oder absorbieren (aufnehmen). Da diese Wellenlängen für jedes Element einzigartig sind, lässt sich aus einem Spektrum die Zusammensetzung der betreffenden Materie ableiten.

Weiterführende Infos:
Was ist Spektroskopie? (PDF-Datei)

Ein Spektrum entsteht, wenn weißes Licht durch ein Prisma fällt und so in seine einzelnen Farbbestandteile (also Wellenlängen) zerlegt wird.

Es gibt drei Arten von Spektren:
 

• Kontinuierliches Spektrum - auch Kontinuum genannt: Wird von Körpern ausgesendet, die Wärme abstrahlen. Dabei wird Licht aller Wellenlängen ausgestrahlt, was das Spektrum wie einen Regenbogen aussehen lässt.
• Emissionslinien: Entsteht, wenn Atome oder Moleküle Energie bestimmter Wellenlängen abstrahlen. In einem Spektrum erscheinen diese als helle oder farbige Linien.
• Absorptionslinien: Entsteht, wenn Atome oder Moleküle Licht bestimmter Wellenlängen absorbieren (aufnehmen). In einem Spektrum erscheinen diese als dunkle Linien.

Die spezielle Relativitätstheorie wurde von Albert Einstein im Jahr 1905 entwickelt. Sie beschreibt, wie Raum und Zeit miteinander verknüpft sind, wenn sich Objekte mit sehr hohen Geschwindigkeiten bewegen - insbesondere nahe der Lichtgeschwindigkeit. Ein zentrales Ergebnis ist, dass Zeit und Entfernungen relativ sind: Für bewegte Beobachter verläuft Zeit langsamer und Entfernungen erscheinen verkürzt.

Bei kosmischem Staub - auch Sternenstaub genannt - handelt es sich um kleine, feste Materiepartikel im interstellaren Raum. Sie sind viel kleiner als ein Sandkorn.

Kosmischer Staub entsteht bei Supernova-Explosionen oder wird von älteren, sterbenden Sternen ins All geschossen. Des Weiteren kann kosmischer Staub in Planetensystemen wie dem unsere entstehen - durch Kollisionen von Asteroiden oder Kometen.

Sterne sind massereiche, selbstleuchtende Himmelskörper. Sie bestehen aus heißem Gas sowie Plasma und produzieren aus Wasserstoff in einem Kernfusionsprozess Helium, wobei sehr viel Energie freigesetzt wird.

Ebenso wie die Menschen werden Sterne geboren, durchleben unterschiedliche Entwicklungsstadien und sterben schließlich.
 

• Entstehung: Sterne entstehen, wenn sich die Materie einer Molekülwolke verdichtet, was schließlich zum Kollaps des Kerns dieser Wolke führt. Innerhalb mehrerer Kollapsphasen entstehen prästellarer Kern, dann ein Protostern und letztlich ein Vorhauptreienstern. Massereiche Sterne entstehen insbesondere in Sternhaufen.
• Tod

Je massereicher ein Stern ist, umso kürzer ist seine Lebensdauer. Das Ende eines Sternlebens ist erreicht, wenn der Stern sein Brennmaterial aufgebraucht hat. Bei massearmen Sternen ist dies bereits der Fall, wenn kein Wasserstoff mehr vorhanden ist, der zu Helium fusionier werden kann. Dann blähen sich diese massearmen Sterne zu Roten Riesen auf, fallen zu einem Weißen Zwerg zusammen und enden schließlich als Schwarzer Zwerg. Massereiche Sterne haben zwar insgesamt eine kürzere Lebensdauer, durchlaufen in dieser aber bis zu sechs Brennphasen. Aus massereichen Sternen können nach mehreren Brennphasen und einer Supernovaexplosion Neutronensterne oder Schwarze Löcher werden.

Weiterführende Infos:
Sternentwicklung (PDF-Datei)

Ist der nukleare Brennstoff eines massereichen Sterns verbraucht, kollabiert der Kern des Sterns aufgrund seiner starken gravitativen Kräfte. Zusätzlich wird die äußere Hülle des Sterns abgesprengt, was als Supernova bezeichnet wird. 

Die Wissenschaft unterscheidet zwei Typen von Supernovae:

• Typ I: In einer Supernova vom Typ I können Sterne mit maximal acht Sonnenmassen explodieren. Unter der Voraussetzung, dass es sich um ein Binärsystem handelt, in dem sich zwei Sterne mit geringem Abstand umkreisen. Bei den beiden Objekten in diesem Binärsystem handelt es sich typischerweise um einen Weißen Zwerg und einen Roten Riesen. Der Weiße Zwerg nimmt Material von seinem Begleiter – dem Roten Riesen – auf, bis er erneut einen Fusionsprozess in Gang setzen kann. Dieser extrem energiereiche Prozess führt zur vollständigen Explosion des Weißen Zwergs.

• Typ II: Hat ein Stern mit einer Masse zwischen 8 und 40 bis 50 Sonnenmassen sein Brennmaterial verbraucht, wird er instabil und kollabiert aufgrund der Schwerkraft. Gleichzeitig wird seine äußere Hülle abgesprengt – der Stern explodiert in einer Supernova Typ II. Dabei wird so viel Energie freigesetzt, dass der Stern für eine gewisse Zeit heller strahlen kann als eine Galaxie. Neben dem Supernovaüberrest kann bei einer Supernova Typ II ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch entstehen.

Weiterführende Infos:
Supernovae und Supernova-Überreste (Schülerpraktikumsprojekt von Nico Lengauer aus dem Jahr 2006)

Synchrotronstrahlung entsteht, wenn Elektronen oder andere geladene Teilchen mit relativistischen Geschwindigkeiten, also Geschwindigkeiten nahe der Lichtgeschwindigkeit, beschleunigt und durch ein Magnetfeld abgelenkt werden. Dabei strahlen sie Licht aus – das ist die Synchrotronstrahlung.

Synchrotronstrahlung existiert auch im Weltraum. In der Astronomie tritt sie immer dann auf, wenn sich ein heißes Plasma in einem Magnetfeld befindet. Beispiele für kosmische Synchrotronquellen sind Pulsare, Radiogalaxien und Quasare. Eine natürliche Quelle für Synchrotronstrahlung im All ist zum Beispiel der Jupiter, der laufend seine Monde mit dieser Art der Strahlung bestrahlt.

Weiterführende Infos: 
Die Physik hinter der Synchrotronstrahlung

Die Tscherenkow-Strahlung ist ein physikalisches Phänomen, das als bläuliches Licht beobachtet werden kann. Es entsteht, wenn sich geladene Teilchen in einem Medium (zum Beispiel Wasser oder Eis) schneller bewegen als das Licht im gleichen Medium. Dabei wird elektromagnetische Strahlung freigesetzt (das blaue Licht), die mit hochempfindlichen Kameras aufgenommen werden kann.

Tscherenkow-Strahlung wird in der Kern- und (Astro)Teilchenphysik genutzt, um hochenergetisch geladene Teilchen (beispielsweise Neutrinos) nachzuweisen und ihre Geschwindigkeit zu messen.

Die Urknalltheorie ist eine Beschreibung von Ursprung und Entwicklung des Universums. Nach dieser Theorie entstand das Universum vor etwa 13,8 Milliarden Jahren aus einem extrem dichten und heißen Zustand. Seitdem dehnt es sich aus und kühlt dabei ab. Viele Beobachtungen, wie die kosmische Hintergrundstrahlung oder die Rotverschiebung entfernter Galaxien, bestätigen dieses Modell.

Weiterführende Infos:
Heidelberger Big Bang Theory (von Hans-Walter Rix)

Ein Weißer Zwerg ist ein massearmer Stern in der letzten Phase seines Lebens. Genauer ist er der ausgebrannte Kohlenstoffkern eines Roten Riesen, der seine Hülle abgestoßen hat. Weiße Zwerge sind etwa so groß wie die Erde und so schwer wie die Sonne. Da die Energiequelle dieser Sterne versiegt ist, kühlen sie über einen Zeitraum von mehreren Milliarden Jahren ab und enden als Schwarzer Zwerg. Auch unsere Sonne wird diesen Prozess in ferner Zukunftdurchlaufen.

Weiterführende Infos:
Weißer Zwergstern
Der größte Diamant der Milchstraße