Astro-Lexikon D 1

D
A-Z

Die extrem lang belichteten Fotos von Himmelsarealen heißen im Jargon deep fields (dt. wörtlich: 'tiefe Felder'), weil durch die lange Belichtungszeit extrem weit entfernte und dunkle Objekte - in der Regel Galaxien - auf dem Foto zum Vorschein kommen. Gelegentlich liest man den deutschen Begriff Tiefenfeldbeobachtungen als Übersetzung von deep fields oder deep field observations.

Technische Finessen

Das Himmelsfeld, das mit den Teleskopen fotografiert wird, ist typischerweise so groß, wie die Fläche des Vollmondes (etwa Bruchteile von bis einige Quadratgrad). Das Areal muss gut ausgewählt werden, so dürfen z.B. keine hellen Sterne im Vordergrund (engl. foreground stars) stören, weil das zur Überbelichtung führen würde. Der ebenfalls strahlende Hintergrund (engl. background) muss gut bekannt sein, damit der Astronom die Leuchtkraft der ihn interessierenden Quelle richtig einordnet. Typischerweise wird eine astronomische Deep-Field-Quelle erst interessant, wenn die Belichtungszeit einige Tage überschreitet. Der Astronom kann jedoch nicht ununterbrochen sein Teleskop bei solch langen Zeiten auf die Quelle richten. Deshalb werden in einem gewissen Zeitabstand Einzelaufnahmen vom immer wieder gleichen Himmelsfeld gemacht, die hinterher mittels Computersoftware zu einem einzigen Deep Field kombiniert werden. Dabei betragen die Einzelbelichtungszeiten nur wenige Stunden.

HDF-N: Die Mutter aller deep fields

Die Deep-Field-Beobachtungen sind ein sehr modernes und aktives Feld der Astronomie und werden in allen Wellenlängenbereichen der elektromagnetischen Strahlung betrieben. Begonnen hat es im Optischen mit dem Weltraumteleskop Hubble. Im Januar 1996 wurde das Ergebnis von zehn aufeinander folgenden Beobachtungsnächten (vom 18. bis 28. Dezember 1995) präsentiert: das Hubble Deep Field - North, HDF-N, siehe Foto rechts (große Version; Credit: Robert Williams and the Hubble Deep Field Team STScI/NASA 1996). Dieses HDF-N besteht aus 276 Einzelbildern, die im Großen Wagen (ziemlich genauer oberhalb des Punktes, wo die Deichsel an den Wagen angreift) aufgenommen wurden. Somit erklärt sich das Attribut North, weil es sich um ein Deep Field am Nordhimmel handelt. Diese Bilder wurden zu einem einzigen Deep Field zusammengefügt. Das Schöne an dem Bild ist, dass die Tiefe des Alls in Echtfarben abbildet wird, so wie sie sich unserem Auge darstellen würde, wenn wir so lange belichten und so scharf gucken könnten.

Und was sehen wir?

Das All ist bunt! Keine tiefe Schwärze, sondern ein farbfrohes Gewimmel von Galaxien in den unterschiedlichsten Entwicklungszuständen breitet sich vor dem faszinierten Betrachter aus! Das HDF-N enthält (gemäß Auswahlkriterium) kaum Vordergrundsterne, sondern nur Galaxien. Ihre Farben verraten etwas über ihre Natur und Entfernung, denn aufgrund der kosmologischen Rotverschiebung rötet und verdunkelt sich die Strahlung mit zunehmender Entfernung wegen der Expansion des Universums.
Der Informationsgehalt von Deep Fields ist für Astronomen von unschätzbarem Wert, weil sie aus der Analyse der Einzelspektren einer jeden Quelle im Bild sich ein Bild vom Kosmos in 3D machen können. So folgt (mit etwas Glück und viel Können) für jede Galaxie die Leuchtkraft (Aktivität), Zusammensetzung (Metallizität), Morphologie (Hubble-Typ), Sternentstehungsrate etc. in unterschiedlichen Epochen, also Entfernungen. Die Astronomen betreiben mit diesen Daten Kosmologie und erforschen die Strukturbildung im Universum. Eine Schlüsselfrage lautet: Wie sind Galaxien überhaupt entstanden?

Harte Strahlung verrät Lochwachstum

Eine brisante Forschungsfrage, die mit Deep Fields untersucht wird, ist die Entstehung und Entwicklung von supermassereichen Schwarzen Löchern (SMBHs), von denen es mindestens ein Exemplar im Zentrum einer (fast) jeden Galaxie gibt. In der Nähe Schwarzer Löcher geht es turbulent und hochenergetisch zu. Deshalb nutzen die Astronomen hier Strahlung mit sehr hoher Energie, nämlich Röntgenstrahlung (einige wenige bis einige zehn keV).
Das Foto rechts zeigt ein Deep Field, gewonnen aus Röntgenstrahlung, die mit dem europäischen Röntgenteleskop XMM-Newton eine Woche lang aufgesammelt wurde. Damit wir es betrachten können, muss jeder 'Röntgenfarbe' eine der Grundfarben zugeordnet werden - sonst wäre das Foto für uns unsichtbar! Es ist in der Röntgenastronomie weit verbreitet den Energiebereich der Strahlung von 0.5-2 keV rot, von 2-4.5 keV grün und von 4.5-10 keV blau darzustellen. Das Foto ist das so genannte Lockman Hole X-ray Deep Field, ein Deep Field im Röntgenbereich, das im Himmelsfeld des Lockman Hole aufgenommen wurde (große Version; Credit: Günther Hasinger et al. 2005, ESA/XMM-Newton). Das Lockman Hole zeichnet sich durch besondere Transparenz aus, weil das intergalaktische Gas in dieser Blickrichtung dünn verteilt ist (deshalb hole, dt. 'Loch'). Astrophysiker beschreiben das so, dass die Säulendichte von neutralem Wasserstoff (HI) im Lockman Hole besonders niedrig ist, N_H ~ 5.7 × 10¹⁷ cm^-2. Diese Entdeckung hat der Astronom Felix Lockman 1986 gemacht.

Verdanken Menschen ihre Existenz Schwarzen Löchern?

Die bunten Quellen sind vor allem Aktive Galaktische Kerne (AGN), etwa hundert Stück, deren extreme Leuchtkraft von zentralen superschweren Löchern gespeist wird. Dadurch dass die AGN unterschiedliche Entfernungen haben und Rotverschiebungen bis zu z ~ 4 erreichen, sehen wir hier SMBHs in ganz unterschiedlichen Entwicklungsstadien. Wir blicken daher etwa 12 Mrd. Jahre in die Vergangenheit und sehen den frühen Kosmos, in dem es weder Erde, noch unsere Sonne gab! Röntgen-Deep-Fields verraten somit etwas über das Lochwachstum (engl. black hole growth) und den Entwicklungszusammenhang zwischen Galaxie und zentralem Loch. Eine aktuell diskutierte Frage ist z.B. was zuerst da war: die Galaxie oder das Loch? Diese Frage kursiert auch als Huhn-Ei-Problem (engl. hen-egg problem), weil hier genauso wenig klar ist, wer zuerst da war. Klar ist: es handelt sich um einen ganz gravierenden Fall von Lochfraß.

Ambitionierte Großprojekte

Deep Fields helfen diese kosmologischen Fragen der Strukturbildung zu lösen. Astronomen versuchen dabei sämtliche Möglichkeiten auszuschöpfen und bündeln daher sowohl ihre technischen, als auch ihre finanziellen Ressourcen. In modernen, internationalen Großprojekten findet eine weltumspannende Zusammenarbeit statt. Astronomen knöpfen sich ein ausgewähltes Himmelsfeld vor und blicken salopp gesagt mit allem darauf, was sie haben! Eines dieser Projekte ist COSMOS, bei dem die Weltraumteleskope XMM und Chandra (beide Röntgen), Hubble (optisch), Spitzer (Infrarot) und GALEX (UV, geplant) sowie verschiedene, erdgebundene Teleskope Beobachtungsdaten von einem zwei Quadratgrad großen Himmelsfeld sammeln. Die Datenmenge ist immens, so befinden sich z.B. zwei Millionen Galaxien im Deep Field. Der erste Schwung der Datenflut wird zurzeit analysiert und interpretiert.

Weblinks

• Hubble Deep Field - North auf der Website des Weltraumteleskops Hubble: noch mehr Bild- und Informationsmaterial
• Das internationale COSMOS-Projekt am CalTech und XMM-COSMOS am MPE (Projektkoordinator: Günther Hasinger)

Nein, dieses Theorem besagt nicht, dass grundsätzlich Harry den Wagen vorfährt. Es handelt sich nicht um eine Krimiseriengesetzmäßigkeit, sondern um seriöse Skalarfeldtheorie. Damit niemand im Dunkeln tappert, hier die Kernaussage des Derrick-Theorems (nach G.H. Derrick 1964):

Es gibt keine stabilen, zeitunabhängigen Skalarfeldlösungen in einer flachen 4D Raumzeit.

Schon eine zeitabhängige Phase im (komplexwertigen) Skalarfeld kann dieses Theorem umgehen. Diese Regel kann bei Stabilitätsbetrachtungen von Bosonensternen in der Astrophysik kompakter Objekte verwendet werden.

Ein relativistisches Modell des ganzen Universums, das wichtig ist für die Kosmologie. Das de-Sitter-Universum ist dynamisch, aber materiefreie und wurde von dem holländischen Astronom Willem de Sitter bereits im Jahr 1917 entwickelt. Dieser Kosmos ist flach und hat eine positive kosmologische Konstante.

Zum Pionier

Willem de Sitter (1872 - 1934) studierte Mathematik in Groningen in den Niederlanden. Später arbeitete er dort im astronomischen Labor. Kurz vor der Jahrhundertwende war er am Cape-Observatorium in Süd-Afrika und ab 1908 Professor für Astronomie an der Universität Leiden. 1919 wurde er Direktor an der Sternwarte Leiden. Wir verdanken de Sitter Arbeiten zur Sternverteilung in der Milchstraße und vor allem das de-Sitter-Universum aus dem Jahr 1917 - im gleichen Jahr erfand Einstein die kosmologische Konstante Λ. Kollege de Sitter, der mit Einstein zu dieser Zeit Kontakt pflegte, hat ein dynamisches Konkurrenz-Modell zu Einsteins statischem Universum vorgelegt. 1932 publizierten beide ein neues Modell, das Einstein-de-Sitter-Universum.

Weit weg von der Wirklichkeit

Materiefreiheit ist natürlich eine schlechte Eigenschaft, um das reale Universum beschreiben zu wollen, wissen die Astronomen doch um große Mengen an baryonischer Materie, Dunkler Materie und darüber hinaus von der Dunklen Energie. Aufgrund dieser Eigenschaft verstößt der de-Sitter-Kosmos gegen das Machsche Prinzip. Dennoch ist das de-Sitter-Universum gerade für die theoretische Kosmologie von Interesse. Denn in diesem dynamischen Universum lässt sich gut die Expansion am Modell studieren. Diese Ausdehnung wird getrieben von der kosmologischen Konstante (Einsteins Lambda-Term, Λ), die man hier als eine mögliche Form der Dunklen Energie verstehen kann.

Lösung der Einstein-Gleichungen

Unter dem Gesichtspunkt der Allgemeinen Relativitätstheorie ist das de-Sitter-Universum eine Lösung der Einsteinschen Feldgleichungen mit Lambda-Term, aber verschwindendem Energie-Impuls-Tensor. Es handelt sich also eigentlich um eine Raumzeit, die auch mit der Bezeichnung de-Sitter-Lösung versehen wird. Wenn man nun ein realistischeres Modell aufstellen möchte, so kann man z.B. den Energie-Impuls-Tensor wieder berücksichtigen und die Materie im Kosmos durch eine ideale Flüssigkeit beschreiben. Dann resultieren deutlich kompliziertere Lösungen, die auch anders genannt werden, nämlich Friedmann-Weltmodelle (siehe dort für eine detaillierte Beschreibung).

de-Sitter & Anti-de-Sitter

Die kosmologische Konstante darf im de-Sitter-Modell unterschiedliches Vorzeichen annehmen. Bei positiver kosmologischer Konstante spricht man von der de-Sitter-Raumzeit; bei negativem Vorzeichen der kosmologischen Konstante hingegen von der Anti-de-Sitter-Raumzeit (AdS) auf. Diese Energieform, eine 'negative Λ-Flüssigkeit', ist im Gegensatz zur Dunklen Energie anziehend (attraktiv). In den Randall-Sundrum-Modellen verwendet man sogar eine höherdimensionale Welt mit fünf Dimensionen. Das Universum dort ist ein fünfdimensionaler Anti-de-Sitter-Raum (AdS₅).

Literaturquelle

• Website: MacTutor History of Mathematics archive, University of St. Andrews, Scotland; darin die Biographie von W. de Sitter

Das DGP-Szenario ist ein Branenmodell, das nach den Erfindern Dvali, Gabadadze und Porrati benannt wurde. Wie in allen Branenmodellen, wird eine höherdimensionale Welt, der so genannte Bulk angenommen, d.h. es gibt räumliche Extradimensionen.

Motivation von mehr Raum

Die Motivation für einen solch verwegen anmutenden Vorschlag ist die beobachtete Eigenschaft der Gravitation, dass sie viel schwächer ist, als die anderen drei physikalischen Grundkräfte (elektromagnetische Kraft, schwache Kraft, starke Kraft). Dieses Phänomen wird mit dem Begriff Hierarchieproblem betitelt. Das Problem kann dadurch gelöst werden, dass man mehr Raumdimensionen einführt und dass man annimmt, dass nur die Gravitation in diesen Bulk kommen kann, nicht jedoch die anderen Naturkräfte. Freilich handelt man sich mit der eleganten Lösung etwas vollkommen Neues ein: mehr Raum! Leider wird dieses Szenario nicht die schlechte Wohnungssituation in Großstädten entschärfen können, weil Mieter Objekte des Standardmodells sind.

Eigenschaften des DGP-Modells

Sowohl Bran als auch Bulk haben im DGP-Szenario den Charakter der Minkowski-Metrik, d.h. die Raumzeiten sind flach, wie in der Speziellen Relativitätstheorie (SRT). Der entscheidende Unterschied ist, dass die Welt der SRT vierdimensional (4D) ist, aber der Bulk im DGP-Modell 5D ist - es gibt also eine Extradimension mehr. Die Raumzeit der Bran ist hingegen 4D wie in der SRT, weil die Bran (eine 3-Bran) ein Unterraum des Bulks ist. Die Extradimension ist von der Größe her unendlich ausgedehnt, d.h. sie ist nicht kompaktifiziert. Die 4D-kosmologische Konstante wurde vereinfachend null gesetzt.

Was leistet das DGP-Modell?

Dieses Bulk-Branenmodell gewährleistet den Übergang zur gewöhnlichen Newtonschen Gravitation in 4D auf der Bran. Genauer gesagt vermitteln bei kleinen Abständen die 4D-Gravitonen, die in diesem Szenario auftreten, das klassische 4D-Newton-Potential mit dem charakteristischen 1/r-Abfall. Bei großen Abständen hingegen wird ein entsprechend modifiziertes 5D-Potential bedeutsam, das mit 1/r² skaliert. Das DGP-Modell sagt also voraus, dass eine modifizierte Gravitation (engl. modified gravity) bei großen Längenskalen einsetzt.

Bei welcher Längenskala verändert sich die Gravitation?

Die Übergangslängenskala r₀ ist im Modell ein freier Parameter und hängt von der 5D-Planck-Masse (im Bulk) und der 4D-Planck-Masse (auf der Bran) ab. Die klassische (4D-)Planckskala liegt bei etwa 10¹⁹ GeV. Nimmt man für den Bulk eine reduzierte Planckskala von 1 TeV an, so liegt die Übergangslängenskala gerade im Bereich der Größe des Sonnensystems (r₀ ~ 10¹⁵ cm). Das würde bedeuten, dass für kosmisch deutlich größere Distanzen, die einige 10 bis 100 Astronomische Einheiten deutlich übersteigen, die Modifikation des Newtonschen Gravitationspotentials zu einem 1/r²-Verhalten auftreten sollte. Das wird astronomisch jedoch nicht beobachtet! Entsprechend muss man (im Rahmen dieses speziellen Modells) schließen, dass die Übergangslängenskala um viele Größenordnungen größer bzw. die 5D-Planck-Masse entsprechend deutlich kleiner sein muss, als die TeV-Skala - vielleicht um das 100 bis 1000fache.
Alternativ dazu ist denkbar eine Kompaktifizierung der Extradimensionen zuzulassen. Das geschieht beispielsweise im ADD-Szenario, und es zeigt sich, dass dann eine reduzierte Planck-Skala im TeV-Bereich möglich wäre.

weitere Branenmodelle

Neben dem DGP-Modell gibt es weitere Branenmodelle in der modernen Hochenergiephysik. In jedes Modell gehen unterschiedliche Eigenschaften des Bulk-Branen-Systems und Voraussetzungen ein. Prominente Modelle sind das ADD-Szenario, die Randall-Sundrum-Modelle und das Zyklische Universum.

Originalveröffentlichungen

• Dvali, G., Gabadadze, G. & Porrati, M.: Metastable gravitons and infinite volume extra dimensions, Phys. Lett. B 484, 112, 2000
• Dvali, G., Gabadadze, G. & Porrati, M.: 4D gravity on a brane in 5D Minkowski space, Phys. Lett. B 485, 208, 2000

Von speziellem Interesse unter den Morphismen ist in der theoretischen Physik der Diffeomorphismus. Dieser spezielle Homomorphismus ist invertierbar und eine 'glatte' Abbildung.

Einsteins Theorie braucht keine Bühne

Was hat das mit Physik zu tun? Die Allgemeine Relativitätstheorie (ART) diktiert Diffeomorphismusinvarianz. Eine treffende und anschauliche Übersetzung dieser Eigenschaft ist Hintergrundunabhängigkeit. Ein 'Hintergrund' ist eine nicht-dynamische, also statische, Struktur, auf der die physikalischen Objekte agieren (siehe auch Hintergrundmetrik). In diesem Sinne ist Hintergrund die Bühne der Physik. Die knappe Aussage der ART ist nun, dass es diese statische Bühne nicht gibt! Es ist nicht von Belang, wo die physikalischen Objekte in einer Raumzeit lokalisiert sind (absolute Positionierung), sondern wie sie relativ zueinander stehen (relationale Positionierung). Der Diffeomorphismus bewerkstelligt gerade mathematisch eine 'Verschiebung' der dynamischen, physikalischen Objekte. Die gerade beschriebene Unabhängigkeit (Invarianz) von dieser Verschiebung mündet gerade in die Diffeomorphismusinvarianz (engl. Abkürzung diff-invariance). Alle allgemein relativistischen Theorien sind notwendig diffeomorphismusinvariant.

Bezug zur Loop-Quantengravitation

Diese Eigenschaft ist eine wichtige Voraussetzung für die Loop-Quantengravitation (LQG). Weil sie die Konzepte von Quantenmechanik und ART zu vereinen sucht, geht auch die Hintergrundunabhängigkeit wesentlich ein. Damit unterscheidet sie sich deutlich von dem kanonischen Zugang in den Quantenfeldtheorien (QED, QCD etc.) und den Stringtheorien. Denn in beiden Fällen agieren die dynamischen Objekte, die (Eich-)Felder vor einem Hintergrund. Man kann sagen, dass die konzeptionellen Implikationen der ART in diesen Theorien nicht richtig verinnerlicht sind.
Einer der Pioniere auf dem Gebiet der LQG, der theoretische Physiker Carlo Rovelli, drückt es so aus:

'Pictorially, GR is not physics over a stage, it is the dynamical theory of the stage itself.',
Übersetzung: 'Anschaulich ist die ART nicht die Physik auf einer Bühne, sondern eine dynamische Theorie der Bühne selbst'.

D
A-Z

nach oben

© Andreas Müller, August 2007

Index