Astro-Lexikon G 2

G
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Die Allgemeine Relativitätstheorie (ART) enthält zwei fundamentale Naturkonstanten: die Vakuumlichtgeschwindigkeit c von 299 792.458 km/s und die Gravitationskonstante G, die 6.672 × 10^-11 m³ kg^-1 s^-2 beträgt.

seltsame, aber praktische Bräuche der Theoretiker

In rein theoretischen Betrachtungen ist es von Vorteil, nicht immer diese Zahlenwerte einzusetzen, ja nicht einmal die Konstante als Parameter c bzw. G in der Rechnung auftauchen zu lassen. Stattdessen setzt man einfach G = c = 1. Das resultierende Einheitensystem heißt geometrisierte Einheiten (engl. geometrized units; auch geometrische Einheiten genannt) und wurde erstmals im Fundamentalwerk der Gravitation mit gleichnamigem Titel von den Autoren Misner, Thorne und Wheeler (MTW) 1973 eingeführt.

Einsen mit Folgen

Diese Konvention führt dazu, dass Längen in Einheiten der Masse M angegeben werden. So wird der Gravitationsradius ebenfalls in Vielfachen von M aufgeführt. In einem speziellen Anwendungsbeispiel, wo eine experimentelle Messung durchgeführt wird, rechnet man wieder durch entsprechende Multiplikation mit Potenzen von G und c auf explizite Zahlenwerte in SI-Einheiten (Meter, Kilogramm, Sekunde: MKS) oder Gauß-Einheiten (Zentimeter, Gramm, Sekunde: cgs) um.

Geometrodynamik ist ein Begriff der von dem Relativisten John A. Wheeler 1961 geprägt wurde. Diese Bezeichnung bündelt die Vorstellung, dass die Geometrie ein dynamisches Gebilde in der Allgemeinen Relativitätstheorie (ART) ist und die Metrik oder Raumzeit im Prinzip ständig 'in Bewegung ist' bzw. lokale Krümmungen ständigen Änderungen unterworfen sind. Der Begriff wurde in Analogie zur klassischen Elektrodynamik gewählt, ist aber nicht sehr gebräuchlich. Physiker und Relativisten bevorzugen den Begriff ART, mit dem Geometrodynamik gleichbedeutend ist. Die Loop-Quantengravitation wird manchmal auch Quantengeometrodynamik genannt.

Farbgeometrodynamik

Die ART ist eine Gravitationstheorie mit verschwindender Torsion, d.h. der Torsions-Tensor ist null. Nur dann sind die Christoffel-Symbol symmetrisch. Es gibt jedoch die Alternative, eine Gravitationstheorie mit Torsion aufzuziehen (siehe auch Fernparallelismus). Naturbeobachtungen erzwingen das nicht, doch gibt es diese Freiheit in der Theorie. Ein Vorteil ist u.a., dass der Spin in die ART implementiert werden kann. Die Idee geht auf den französischen Mathematiker Elie Joseph Cartan (1869 - 1951) zurück, der dazu in den 1920 Jahren Arbeiten verfasst hat. Dieser theoretische Zweig wurde von Friedrich W. Hehl und Eckehard W. Mielke in den 1970ern wieder aufgegriffen und wurde aufgrund der Verwandtschaft zur Quantenchromodynamik mit dem Begriff Farbgeometrodynamik (engl. color geometrodynamics, CGMD) bezeichnet.

Dieser Begriff meint im Allgemeinen volumenerhaltende Kräfte auf einen Körper, die infolge der Gravitation entstehen.

Ebbe & Flut

Populär sind die Gezeitenkräfte zwischen Sonne, Erde und Mond, die je nach Stellung der Himmelskörper zueinander Ebbe und Flut hervorrufen. Der Wassermantel der Erde wird dabei durch die Gravitationskräfte von Sonne und vor allem Mond deformiert.

Jupiter - ein interplanetarer Staubsauger

Auch im Sonnensystem ereignen sich heftige Ereignisse, die in Zusammenhang mit Gezeitenwechselwirkungen stehen. Im Sommer des Jahres 1994 konnten die staunenden Astronomen Zeuge werden, wie der Komet Shoemaker-Levy 9 durch die hohen Gezeitenkräfte des Planeten Jupiter zerrissen wurde, als er ihm zu nah kam. Die Einschläge waren spektakulär und ein Highlight der Astronomie: Die Abbildung links zeigt (bei genauer Betrachtung) acht Strukturen, die von Einschlägen der Teile Shoemaker-Levys verursacht wurden (Credit: NASA/ESA, HST 1994). Diese Strukturen verändern sich auf der Zeitskala von Tagen.

Jupiter - Ios Masseur

Der Vulkanismus und die hohe morphologische Aktivität des innersten Jupitermonds Io werden ebenfalls mit Gezeitenwechselwirkungen erklärt. Das Innere dieses Monds wird ständig umgewälzt und formt ein immer neu erscheinendes Io-Antlitz. Io hat es dadurch zur vulkanisch aktivsten Region im Sonnensystem gebracht. Die Aufnahme oben wurde mit der Raumsonde Galileo 1997 aus einer Höhe von 600000 Kilometern über Io fotografiert (Credit: Galileo Project, JPL/NASA, 1997; große Version). Auf dem Foto ist etwa in der Mitte eine blaue Rauchfahne zu sehen, die sich etwa 140 Kilometer über Ios Oberfläche erhebt. Sie stammt aus der Region Pillan Patera, die schon seit Jahren vulkanisch aktiv ist. Darunter, ebenfalls in der Bildmitte, jedoch nahe an der Trennlinie von Io-Tag und Io-Nacht (Terminator) befindet sich der Vulkan Prometheus, dessen Rauchfahne eine Ringform aufweist und etwa 75 Kilometer aufsteigt. Schon die Voyager-Sonden dokumentierten 1979 diesen aktiven Vulkan.

Galaxienhochzeit

Gezeitenkräfte wirken aber durch die Langreichweitigkeit der Gravitation auch auf großen Raumskalen und bewirken so beispielsweise eine Veränderung der Morphologie von Galaxien (Balkenspiralgalaxien, irreguläre Galaxien), wie eindrucksvoll bei den kannibalistischen Systemen wie der Antennengalaxien (Abb. rechts, große Version; Credit: NASA/ESA, HST 2006) beobachtet werden kann. Die Antennengalaxien NGC 4038 und NGC 4039 sind 62 Millionen Lichtjahre entfernt und befinden sich im Sternbild Rabe (Corvus). Vor einigen hundert Millionen Jahren begannen sie mit der Gezeitenwechselwirkung. Das Bild ist ein Farbenkomposit und zeigt die älteren Sterne, die beide Galaxien in die Ehe mitbringen (gelb-orange), diffus verteilten Staub (braune und schwarze Filamente), und natürlich die durch die Hochzeit neu entstandenen, hell leuchtenden Sterne sowie deren ionisiertes Umgebungsgas aus Wasserstoff (blau und rosa).
In einigen Milliarden Jahren wird die Milchstraße in vergleichbarer Weise mit der Andromedagalaxie kollidieren. Das klingt jedoch schlimmer als es ist, weil es dabei kaum zu direkten Sternzusammenstößen, aber zur Bildung neuer Sterne kommen wird, weil hier die interstellaren Medien beider Galaxien vermischt und verdichtet werden.

unangenehme Gezeiten beim Schwarzen Loch

Kommen wir nun zu den extremen Gezeitenkräften, die - wie sollte es anders sein - von Schwarzen Löchern hervorgerufen werden. Körper, die sich zu nahe an den Ereignishorizont wagen, werden durch Gezeitenkräfte stark deformiert und können sogar zerrissen werden. Ein kugelförmiges Testobjekt, das in ein Schwarzes Loch fällt, wird in einen Ellipsoid deformiert: in Fallrichtung (radial) findet eine Streckung statt und senkrecht zur Fallrichtung (transversal) eine Dehnung, wie es die Abbildung rechts illustriert. Dabei bleibt das Volumen des Testobjekts jedoch konstant. Die Verhältnisse müssen nicht immer so sein, wie in der Abbildung dargestellt, denn bei besonders schweren Schwarzen Löchern, den supermassereichen Schwarzen Löchern, kann der Gezeitenkrafteffekt auch erst nach dem Ereignishorizont stattfinden und ist damit prinzipiell unbeobachtbar (Einzelheiten bei Gezeitenradius).

Gezeiten in Einsteins Theorie

In der Allgemeinen Relativitätstheorie (ART) lassen sich Gezeitenkräfte mittels der Gleichung der geodätischen Abweichung beschreiben. Der hierbei auftretende so genannte orthogonale Verbindungsvektor eignet sich gut, um zwei benachbarte Teilchen, die sich im freien Fall befinden, zu untersuchen. Es zeigt sich auch, dass bei einem Schwarzschild-Loch Spannung und Druck invers mit der dritten Potenz in der Radialkoordinate skalieren, d.h. die Gezeitenkräfte werden bei der intrinsischen Singularität in r = 0 unendlich groß. Das gilt für alle Schwarzen Löcher.

Loch zerreißt Stern

Ein wichtiges Anwendungsbeispiel ist die Gezeitenwirkung Schwarzer Löcher auf Objekte in ihrer Umgebung. In der Theorie lässt sich der Gezeitenradius (engl. tidal radius) definieren, der angibt, ab welchem Abstand zum Schwarzen Loch die Gezeitenkräfte die Selbstgravitation des massiven Objekts dominieren und das Objekt zerreißen (engl. tidal disruption).
Von besonderem Interesse in der Astrophysik ist diese Gezeitenwechselwirkung bei Sternen, die einem Schwarzen Loch zu nahe kommen (Sterneinfang, engl stellar capture) und den Gezeitenradius unterschreiten. Diese Sterne werden je nach Größe und Masse teilweise oder vollständig zerstört (engl. stellar tidal disruption). Bei einer vollständigen Zerstörung verteilen sich die Sterntrümmer (engl. stellar debris) in unmittelbarer Nähe zum Loch und können so akkretiert werden. In diesem Szenario, dargestellt in Phasen in der zweiten Abbildung, erwartet man aufgrund der plötzlich lokal erhöhten Akkretionsrate (engl. accretion burst) ein deutliches Aufflackern im hochenergetischen Bereich der elektromagnetischen Strahlung: einen Röntgenflare. Dabei erreicht die Region um das Schwarze Loch kurzzeitig eine Röntgenhelligkeit, die mit derjenigen von Quasaren vergleichbar ist! Die Strahlung ist thermischen Ursprungs und ist darauf zurückzuführen, dass sich das stellare Restmaterial stark aufheizt. Deshalb können Astronomen das Flare-Spektrum gut mit einem Schwarzkörper (engl. black body), also einer Planckschen Strahlungsverteilung charakteristischer Temperatur anpassen.

Die einzelnen Phasen, wie der Zerriss eines Sterns durch Gezeitenkräfte abläuft, ist im großen Schema oben illustriert:

• I Annäherungsphase: Zunächst nähert sich der möglicherweise eingefangene Stern dem Schwarzen Loch bis auf sehr kurze Distanz (engl. approaching phase).
• II Deformationsphase: Dann erleidet er starke Deformationen durch Spannungs- und Druckkräfte am Gezeitenradius (engl. tidal deformation phase).
• III Gezeitenzerrissphase: Schließlich wird der Stern durch die enormen Kräfte zerrissen (engl. tidal disruption phase).
• VI Akkretions- und Flarephase: Die stellaren Trümmer verteilen sich entlang der Bahn des Vorläufersterns und werden auch akkretiert. Dabei entsteht das charakteristische Röntgenflare (engl. accretion and flare phase).

Wie unterscheidet man den Röntgenflare durch Sternzerriss von anderen Flares? Dieser Flare im Bereich ultravioletter Strahlung und weicher Röntgenstrahlung klingt auf der Zeitskala von Monaten ab. Integriert man die Leuchtkraft (Einheit einer Leistung, erg/s) des Flares über diese Zeit, so findet man eine freigewordene Energie dieses Ereignisses, die der einer Supernova gleichkommt: 10⁵¹ erg!
Weitere Charakteristika sind, dass er nicht mit der Aktivität verbunden ist, wie man sie beispielsweise in Seyfert-Galaxien beobachtet. Deshalb ist es wichtig, simultan zu den Röntgenbeobachtungen auch im optischen Bereich zu beobachten, um sicherzustellen, dass keine AGN-Aktivität vorliegt. Die verhältnismäßig ruhigen Schwarzen Löcher in den Zentren inaktiver Galaxien (engl dormant black holes) sind durch stellaren Gezeitenzerriss beobachtbar. Außerdem stützen diese Beobachtungen das allgemein akzeptierte Paradigma, dass nahezu alle Galaxien im Zentrum ein supermassereiches Schwarzes Loch beherbergen.
Die Ereignisse eines Sternzerriss mit beobachteten Röntgenflare sind sehr selten: nur alle 10000 Jahre wird ein Stern in einem solchen Ereignis von einem Schwarzen Loch zerrissen (entsprechend der stellaren Akkretionsrate von 10^-4 Sonnenmassen pro Jahr).

Keine Science-Fiction mehr!

Die ersten Beobachtungen von Röntgenflares durch Sternzerriss wurden Anfang der 1990er Jahre mit dem deutschen Röntgensatelliten ROSAT durchgeführt. Es konnten jedoch nur Kandidaten-Objekte gefunden werden, weil eine letzte Unsicherheit bestand, ob tatsächlich der Flare durch einen zerrissenen Stern hervorgerufen wurde. Nun sind sich die Astronomen sicher, dass sie mit hoher Wahrscheinlichkeit einen Sternzerriss durch ein Schwarzes Loch beobachtet haben. Hauptindiz ist die zeitliche Entwicklung des Röntgenspektrums. Mit hohem Aufwand wurde in einer internationalen Kollaboration mit hoher räumlicher und hoher spektraler Auflösung auf gute Flare-Kandidaten geschaut. Dazu wurden die Ressourcen weltumspannend gebündelt und der US-amerikanische Röntgensatellit Chandra (NASA) und der europäische Röntgensatellit XMM-Newton (ESA) auf die gleiche Quelle ausgerichtet. Außerdem überprüfte das Weltraumteleskop Hubble (HST) den optischen Bereich, um AGN-Aktivität ausschließen zu können. Bei beobachteter Abwesenheit breiter Emissionslinien und nicht-stellarer Kontinua kann der Astronom davon ausgehen, dass es sich um eine 'normale', d.h. inaktive Galaxie handelt. Stefanie Komossa (MPE Garching) und Kollegen untersuchten 2004 die Röntgenquelle RX J1242-1119 (Rotverschiebung z = 0.05) und stellten einen starken Abfall, etwa um den Faktor 240, in der Röntgenleuchtkraft fest, wenn man die alten ROSAT- mit neuen XMM-Beobachtungen vergleicht. Dies wird zusammen mit den anderen beobachteten, individuellen Charakteristika so interpretiert, dass man einen Röntgenflare - ausgelöst von einem zerrissenen Stern nahe einem Schwarzen Loch - beobachtet hat. Mittlerweile klingt dieser Flare ab, und die Röntgenastronomen beobachten ein so genanntes Post-Flare-Spektrum der Quelle. Irgendwann kehrt das gefütterte Schwarze Loch wieder in seinen Ruhezustand zurück und die inaktive Wirtsgalaxie verhält sich so unauffällig wie vor dem Zerriss.
Die Blauhelligkeit gemessen mit HST dient einer Abschätzung der Masse des supermassereichen Schwarzen Loches im Zentrum von RX J1242-1119. So ergeben sich 200 Millionen Sonnenmassen. Das ist fast das 70fache der Lochmasse, die die Infrarotastronomen im Zentrum der Milchstraße (Sgr A*) gemessen haben.

Mittlerweile ist es gelungen die Flares durch Gezeitenzerriss auch im Ultravioletten nachzuweisen: In diesem Fall wurde der Stern durch das zentrale Schwarze Loch in einer elliptischen Galaxie zerrissen, die sich im Gesichtsfeld des GALEX Deep Imaging Survey befand (Gezari et al. 2006). Die Lochmasse von etwa 100 Millionen Sonnenmassen ist konsistent dem Schwarzkörperspektrum, der Lichtkurve des Flares und der M-σ-Relation

Papiere zum Gezeitenzerriss eines Sterns

• Halpern et al. 2004, astro-ph/0402497
• Komossa et al. 2004, astro-ph/0402468
• Gezari et al. 2003, astro-ph/0304063
• Gezari et al. 2006, astro-ph/0612069

Unter dem Eintrag Gezeitenkräfte wurden verschiedene Bereiche der Astronomie vorgestellt, in denen diese Gravitationskräfte relevant sind. Hier soll es um den Gezeitenradius gehen, der bei den extremen Gezeitenkräfte von Schwarzen Löchern, die auf Sterne wirken, eine Rolle spielt.

Gleichung für den Gezeitenradius

In der Theorie lässt sich der Gezeitenradius (engl. tidal radius) berechnen, der angibt, ab welchem Abstand zum Schwarzen Loch die Gezeitenkräfte die Selbstgravitation des massiven Objekts dominieren. In der Gleichung links ist die Formel für den Gezeitenradius angegeben: Er wächst mit der dritten Wurzel der Masse des Loches (M_BH) an, wächst linear mit dem Radius des Objekts (R mit Index Stern) und fällt mit der dritten Wurzel der Masse des Objekts (m mit Index Stern) ab. Die Betrachtung ist wichtig, um abzuschätzen, bei welchen Abständen zum Loch Sterne durch diese enormen Kräfte zerrissen werden. Dieses Ereignis eines Sternzerrisses nennt man im englischen Fachjargon stellar tidal disruption (manchmal im Deutschen Stellardisruption). Solche Ereignisse sind mit einem deutlichen Anstieg in der Röntgenemission verbunden, weil die stellaren Trümmer nach dem Zerriss teilweise vom nahen Schwarzen Loch aufgesammelt werden. Es entsteht dabei ein charakteristischer Röntgenblitz (engl. X-ray flare), weil ein Materie aufsammelndes Loch immer Strahlung erzeugt. Wie im Eintrag Akkretion dargestellt, ist das sogar der effizienteste Weg um elektromagnetische Strahlung herzustellen.
In der Gleichung für den Gezeitenradius gibt man Masse und Radius des eingefangenen Sterns (engl. captured star), ebenso wie die Masse des Schwarzen Loches vor. Dann lässt sich der Gezeitenradius ablesen. Man muss dazu sagen, dass der Zahlenwert des Gezeitenradius in dieser Gleichung nur eine Abschätzung ist. Das hat zweierlei Gründe: Zum einen folgt die Gleichung aus einer rein Newtonschen Betrachtung der Gravitation; dies kann bei großer Nähe zum Ereignishorizont nicht mehr adäquat sein, weil sich hier die Krümmung der Raumzeit auswirkt. Zum anderen hängt der genaue Vorfaktor (hier 1) von der Bahnform des Sterns (Ellipse, Kreis) und der genauen Dichteverteilung im Stern ab.

Ein Zerriss im Verborgenen

Wir zeigen jetzt anhand der Gleichung für den Gezeitenradius, dass nicht bei allen Schwarzen Löchern ein Röntgenflare vom Sternzerriss sichtbar sein kann. Dazu betrachten wir einen sonnenartigen Stern und setzen in die erste Gleichung den Sonnenradius und die Sonnenmasse ein (Daten unter Eintrag Sonne). Die Gleichung kann danach umgeschrieben werden, wenn man den ebenfalls masseabhängigen Schwarzschildradius (den Radius des Ereignishorizontes eines nicht rotierenden Schwarzen Loches vom Schwarzschild-Typ) einsetzt. Das Resultat ist die Gleichung rechts oben. Nun tragen wir in einem Diagramm diesen Gezeitenradius eines sonnenartigen Sterns (grün) gegenüber dem Schwarzschildradius (rot) auf und erhalten Folgendes:

Der Schnittpunkt der Geraden in doppeltlogarithmischer Auftragung liegt bei einer Masse des Schwarzen Loches von 1.1 × 10⁸ Sonnenmassen. Überschreitet die Lochmasse diesen kritischen Wert, unterschreitet der Gezeitenradius den Horizontradius. D.h. der Zerriss des Sterns ist nicht mehr beobachtbar, weil er hinter dem Horizont verborgen ist. Diese Aussage wird leicht für die kompakteren, rotierenden Kerr-Löcher oder für andere eingefangene Objekte wie Riesensterne (z.B. Roten Riesen) oder andere kompakte Objekte (Neutronenstern, Weißer Zwerg) modifiziert: So kann für ein maximal rotierendes Kerr-Loch (Kerr-Parameter a = M in geometrisierten Einheiten), das einen Horizontradius von einem Gravitationsradius aufweist, die Masse des Schwarzen Loches geringfügig größer sein, bevor der Flare verschwindet. Die Kernaussage bleibt bestehen: Bei den schwersten unter den supermassereichen Schwarzen Löchern ist der Sternzerriss durch Gezeitenkräfte nicht beobachtbar. Der angegebene Zahlenwert von etwa 100 Mio. Sonnenmassen ist allerdings recht hoch und wird nur von zentralen Schwarzen Löchern in Quasaren und Riesenellipsen angenommen.

Wie oft passiert's? - Zerrissrate pro Galaxie

Im Falle der Milchstraße besteht eine gute Chance das Röntgenflare eines zerrissenen Sterns beobachten zu können, wenn es denn geschehen sollte. Der Sternzerriss ist nämlich ein relativ seltenes Phänomen und geschieht etwa alle 10000 Jahre einmal in einer Galaxie. Das supermassereiche Schwarze Loch im Zentrum der Milchstraße, assoziiert mit der kompakten Radioquelle Sgr A*, hat eine Masse von etwa 3 Millionen Sonnenmassen. Demnach liegt der Gezeitenradius von Sgr A* für sonnenartige Sterne bei 11.4 Schwarzschildradien oder 22.8 Gravitationsradien (entsprechend 101 Mio. km oder 0.68 AU).

Passiert und entdeckt!

Im Februar 2004 wurde bekannt gegeben, das in der Röntgenquelle RX J1242-1119, einer elliptischen Galaxie mit einem zentralen supermassereichen Schwarzen Loch von etwa 200 Millionen Sonnenmassen, ein Röntgenflare eines Sterns beobachtet wurde, der den Gezeitenradius unterschritten hatte (Komossa et al. 2004, MPE Garching). Das ist die erste gesicherte Beobachtung dieser stellaren Zerreißprobe!

Die Gluonen (engl. to glue: kleben) sind die acht masselosen, elektrisch neutralen, aber farbgeladenen Austauschteilchen der starken Wechselwirkung. Die Physiker nennen diese acht Eichbosonen auch das Farboktett. Gluonen werden im Rahmen der Quantenchromodynamik (QCD) quantenfeldtheoretisch beschrieben.

Stark anfangen, schnell nachlassen

Die starke Wechselwirkung ist in der Tat die stärkste unter allen vier Kräften, wenn man die Kopplungen betrachtet. Aber sie ist auch extrem kurzreichweitig: nach nur etwa einem 'Fermi' - einem Femtometer im Jargon der Kernphysiker, also 10^-15 Metern, was etwa dem Durchmesser der Nukleonen entspricht - ist Schluss mit starker Wechselwirkung! Das verwundert ein wenig, weil die Gluonen doch masselos sind und somit eine unendliche Reichweite gemäß der Behandlung mit einem Yukawa-Potential haben sollten (vergleiche Photonen und Gravitonen).

Auch Gluonen mögen's bunt

Die Auflösung dieses Paradoxons ist verblüffend: Erstaunlicherweise tragen die Gluonen selbst die so genannte Farbladung (dagegen ist das Photon der Quantenelektrodynamik elektrisch neutral), was bedeutet, dass sie auch untereinander (also auch ohne Quarks) stark wechselwirken:

Gluonen spüren die Kräfte, die sie vermitteln!

Die räumliche Separation von Quarks, also eine Erhöhung des Abstands, führt zu sehr starken Gluonenfeldern zwischen ihnen. Die Feldenergie reicht aus, um über den Mechanismus der Paarbildung mindestens ein Paar aus Quark und entsprechendem Antiquark zu bilden. Diese Quarkpaare konstituieren wiederum farbneutrale (man sagt auch 'weiße') Mesonen. Die Farbneutralität bedeutet, dass nun auch keine starke Wechselwirkung mehr auftritt. Die starke Wechselwirkung ist zwar rein formal und Yukawa-konsistent unendlich, aber eine Abwesenheit von farbgeladenen Teilchen bei typischen Abständen im Fermi-Bereich führt zu ihrem Verschwinden.
Die Farbladung der Gluonen gestaltet die QCD komplizierter, als andere Quantenfeldtheorien. Die Wechselwirkung unter den Gluonen kann auch dazu führen, dass sie gebundene Systeme bilden, die man als Gluonium oder Glueballs (dt. Gluonenbälle) bezeichnet. Diese Form der Materie wurde allerdings noch nicht experimentell nachgewiesen.

Erster Nachweis in Deutschland

Sehr wohl wurden die Gluonen jedoch einzeln indirekt nachgewiesen. Dieser Nachweis geschah erstmals 1979 in Deutschland, in der Positron-Elektron-Tandem-Ring-Anlage (PETRA) am Deutschen Elektronen Synchrotron (DESY) in Hamburg. Die Kollaboration um Paul Söding, Günter Wolf, Björn Wiik und Sau Lan Wu schloss von sternförmigen hadronischen Jets auf ein kurzzeitig existentes Gluon.
Der schnelle Zerfall von Gluonen in Quark-Antiquark-Paare führt zur schnellen Bildung von Hadronen in der Umgebung. In Teilchenbeschleunigern messen die Teilchenphysiker sie als hadronische Jets, also hadronische Teilchenströme.

Jet ist nicht gleich Jet

Diese Jets der Teilchenphysik sind jedoch scharf von den kosmischen Jets abzugrenzen! Der Begriff 'hadronischer Jet' ist zwar dort auch zu finden, meint aber makroskopische Jets auf der kpc- oder Mpc-Skala, die eine signifikante Menge an Protonen enthalten.

Gruppentheorie

Die Beschreibung der starken Eichbosonen im Rahmen der QCD gelingt mit einer speziellen, unitären Symmetriegruppe, der Farb-SU(3). Dieser Umstand lässt unmittelbar die Zahl der Gluonen ableiten: Weil generell eine spezielle, unitäre Gruppe SU(N) gerade N² - 1 linear unabhängige N × N -Matrizen oder Generatoren hat (die als die Eichbosonen der Eichtheorie interpretiert werden), muss die Farb-SU(3) 3² - 1 = 8 Gluonen besitzen!

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© Andreas Müller, August 2007

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