Astro-Lexikon M 4

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In Analogie zu den Blazaren ist der Mikroblazar ein Mikroquasar, bei dem der (stellare) Jet in Richtung des Beobachters zeigt. Dadurch kommt es zu starken Blauverschiebungseffekten (beaming), weil der Jet sich typischerweise mit relativistischen Geschwindigkeiten bewegt.

In der Astronomie bezeichnet Mikrolinse eine massearme Gravitationslinse, z.B. ein Brauner Zwerg, ein Stern der Spektralklasse M oder ein extrasolarer Planet.

Mikrolinsen verstärken Licht einer Hintergrundquelle

Mikrolinsen sorgen zwar für eine 'Bildverzerrung' des gelinsten Objekts im Hintergrund. Dieser Effekt ist allerdings so schwach ausgeprägt, dass es nur photometrisch bzw. spektroskopisch über eine Messung des charakteristischen Anstiegs der Helligkeit in der Lichtkurve zu messen ist.

Beispiele astronomischer Beobachtungen

Eine Mikrolinsenbeobachtung von 2002, katalogisiert als OGLE-2002-BLG-055, wurde 2004 erneut untersucht, weil sich herausstellte, dass viele Interpretationen der Beobachtung möglich sind (Gaudi & Han 2004, astro-ph/0402417).
Im April 2004 wurde die Entdeckung eines planetarischen Mikrolinsen-Ereignisses bekannt gegeben: OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53 ist ein Binärsystem aus Stern und jupiterartigem Planet, die etwa einen Abstand von drei Astronomischen Einheiten voneinander haben und fast 17 000 Lichtjahre von der Erde entfernt sind (Bond et al. 2004, astro-ph/0404309).

Weiter im Lexikon

Mehr zum Thema liefert der Eintrag Gravitationslinse.

Ein Mikroquasar ist eine sternartige Quelle, die eine sehr ähnliche Physik aufweist, wie die Quasare, allerdings auf einer viel kleineren Längenskala.

Quasare sind die größeren Brüder

Während Quasare AGN sind, also helle Kerne ganzer Galaxien, deren Motor im Wesentlichen die Akkretion auf ein supermassereiches Schwarzes Loch ist, sind Mikroquasare Doppelsterne, wobei die kompakte Komponente ein stellares Schwarzes Loch ist. Die andere Komponente ist ein massereicher Stern (typischerweise 10 bis 30 Sonnenmassen schwer) vom Spektraltyp O bis B, der Materie an das Schwarze Loch verliert. Dies geschieht dadurch, dass dieses System aus zwei Körpern einen inneren Lagrange-Punkt besitzt, wo keine effektive Gravitationskraft herrscht, weil sich die Gravitations- und Zentrifugalkräfte von der einen Komponente mit der der anderen gerade aufheben. Liegt dieser kritische Punkt innerhalb des massereichen Wirts- oder Donatorsterns - Astronomen sprechen dann von der Überschreitung des Roche-Volumens - so verliert er Materie an das kompakte Objekt. Astrophysiker nennen das im Fachjargon den Roche-lobe overflow, den die folgende Illustration zeigt:

Üblicherweise blasen die massereichen Donatorsterne kräftige Winde (vergleichbar dem Sonnenwind) in das interstellare Medium, so dass Wind-Akkretion stattfinden kann. Das Aufsammeln dieses Sternenwinds stellt eine Alternative zum Roche-lobe overflow dar. Typische Akkretionsraten auf die kompakte Komponente liegen bei 10^-4 Sonnenmassen pro Jahr. Weil die überfließende Materie Drehimpuls besitzt, spiraliert sie genauso wie beim 'großen Bruder', dem Quasar, in einer flachen Akkretionsscheibe langsam in das Schwarze Loch. Dabei heizt sich die Scheibe so sehr auf und Comptonisierung setzt ein, die in einer starke Emission im Röntgenbereich resultiert. Mikroquasare sind also auch Röntgendoppelsterne (engl. X-ray binaries, kurz XRBs). Die Akronym-Sucht wird jedoch noch weiter getrieben: XRBs werden in LMXBs (low-mass X-ray binaries), HMXBs (high-mass X-ray binaries), BHXBs (blck hole X-ray binaries), SSS (supersoft sources) und ULX (ultraluminous X-ray source) unterschieden.

Woher kommen Mikroquasare?

Die Entwicklung hin zu einem solchen System muss recht katastrophal gewesen sein: im Rahmen der Sternentwicklung muss nämlich das kompakte Objekt aus einem Gravitationskollaps des vormaligen 'normalen' Doppelsternsystems hervorgegangen sein. Dabei hat das System jedoch seine Rotation umeinander mehr oder weniger beibehalten.
Im strengen Sinne sind Mikroquasare nur solche XRBs, die ein stellares Schwarzes Loch enthalten, eben genau wie das große Vorbild, der Quasar, der ein supermassereiches Schwarzes Loch enthält. Mittlerweile bezeichnet man jedoch auch häufig solche Systeme als Mikroquasar, die einen Neutronenstern als kompaktes Objekt enthalten. Oftmals sind sich die Beobachter auch gar nicht sicher, welche Natur das kompakte Objekt hat. Um was es sich genau handelt, kann nur mit einer genauen Massenmessung bestimmt werden: ist die kompakte Komponente schwerer als drei Sonnenmassen, so muss es ein Schwarzes Loch sein.

relativistische Jets

Eine weitere Übereinstimmung von Mikroquasaren und Quasaren ist die Bildung von Jets. Astronomen entdeckten die Plasmaströme erstmals im Bereich der Radiostrahlung - mittlerweile gibt es auch viele optische Fotos und Röntgenbilder von Jets. Die morphologische Übereinstimmung von radiolauten Quasaren und Mikroquasaren ist die Begründung für den Terminus Mikroquasar. Je nachdem, wie der Jet hydrodynamisch oder magnetohydrodynamisch entstand, kann es zu morphologischen Unterschieden kommen: die extragalaktischen Jets von AGN sind in der Regel ein recht kontinuierlicher, kollimierter Plasmastrahl. Wohingegen man bei den stellaren Jets von Mikroquasaren auch diskontinuierliche Plasmaauswürfe beobachtet (Radio- und Röntgenbeobachtungen). Man spricht bei den diskontinuierlichen Materiepaketen von Blobs oder Bullets, die ballistisch das interstellare Medium um den Mikroquasar durchqueren und dabei Bremsstrahlung und Synchrotronstrahlung emittieren.

Bedeckung verrät Umlaufperiode

Die Astronomen wollen so viele Parameter der Mikroquasare messen wie nur geht. Wenn sie Glück haben, ist die räumliche Orientierung des Doppelsternsystems so, dass der massereiche Stern die kompakte Komponente bedecken kann. Häufig ist der Stern ein Wolf-Rayet-Stern. Bei geeigneter Orientierung kommt es deshalb zu Bedeckungsphänomenen, die sich in der Variabilität der Röntgenemission widerspiegeln: immer wenn der massereiche Stern vor der Akkretionsscheibe steht, sehr wir auf der Erde keine Röntgenstrahlung. Daraus kann man die Umlaufperiode ableiten - eine für Astronomen wertvolle Information.

relativistische Jets

Auch die Orientierung des Jets ist wesentlich: zeigt er in Richtung Erde, können Überlichtgeschwindigkeitseffekte auftreten, wie bei den Blazaren. Manchmal spricht man dann auch von Mikroblazaren. Außerdem ist bei diesen kleinen Inklinationen des Jets die Radioemission unterdrückt. Möglicherweise können sie in Zukunft durch die Emission von UHE-Neutrinos identifiziert werden.

Bekannte Vertreter

Einige Mikroquasare in der Milchstraße sind: Cyg X-1, Cyg X-3, GRS 1915+105, SS 433, Cir X-1, XTE J1748-288, LS 5039, GRO J1655-40, XTE J1550-564 und Sco X-1.

Weitere Literatur

• Web-Artikel: In Kompakte Objekte des Himmels stelle ich ein paar Mikroquasare etwas detaillierter vor.
• Publikation: Distefano et al., ApJ, 575, 378-383 (2002) stellen die Emission von UHE-Neutrinos verschiedener Mikroquasare vor und geben erwartete Raten an.

Der klare Nachthimmel präsentiert uns Myriaden von Sternen. Beobachtet man die Verteilung der Sterne sehr genau, so fällt schon mit bloßem Auge auf, dass sich einige davon in einer Art Band zu häufen scheinen. Dieses Band umspannt den ganzen Globus. Es verläuft am Nordhimmel beispielsweise durch die Sternbilder Schlangenträger, Leier, Kepheus, Cassiopeia, Perseus, Fuhrmann und Zwillinge. Mit einem Feldstecher oder einem Fernrohr lässt sich das Band in viele Einzelsterne auflösen. Wir haben hier das Band der Milchstraße entdeckt.

Zuhause in der Milchstraße

Die Milchstraße ist eine gigantische Ansammlung von Sternen, und wir befinden uns mittendrin. Solche Sternsysteme heißen Galaxien. Die Milchstraße (engl. Milky Way) ist unsere Heimatgalaxie - es gibt aber noch viel mehr Galaxien im Universum: etwa einige hundert Milliarden!
Die Milchstraße besteht aus einigen hundert Milliarden Sternen, die sich zusammen mit leuchtendem Gas und kalten Staub in einer gigantischen, rotierenden Materiescheibe angesammelt haben. Diese Materiescheibe hat einen Durchmesser von gut 100000 Lichtjahren, eine Masse von etwa 40 Milliarden Sonnenmassen und heißt galaktische Scheibe. Im Abstand von etwa 26000 Lichtjahren vom Zentrum der Scheibe umkreisen wir Erdlinge mit der Sonne das Zentrum der Milchstraße. Die Scheibe erscheint am Himmel als das Milchstraßenband. Schon das Band verrät uns daher viel über die Struktur der Milchstraße. Außerdem zeigen genauere astronomische Messungen, dass die Scheibe eine innere, spiralförmige Struktur besitzt. Die Milchstraße ist eine Spiralgalaxie.
Nach innen verdickt sich die Scheibe zu einem nuklearen Sternhaufen. Diese Verdickung nennen die Astronomen Bulge (engl.: 'Verdickung, Wulst'; ausgesprochen wie 'balsch') oder Sphäroid. Wie eine riesige, kugelförmige Kuppel umspannt die Scheibe der galaktische Halo. In dieser Kugelschale tummeln sich tausende Kugelsternhaufen, die ihrerseits etwa 100000 sehr alte Sterne beherbergen (z.B. Weiße Zwerge, RR Lyrae-Sterne, siehe auch Population).

Didaktisches zu galaktisch & extragalaktisch

Alles, was sich innerhalb der Milchstraße befindet, wird mit dem Attribut galaktisch bedacht, z.B. Galaktischer Schwarz-Loch-Kandidat (Galaktische Schwarze Löcher dürfen also nicht mit supermassereichen Schwarzen Löchern in den Zentren von Galaxien verwechselt werden!). Alles, was sich außerhalb der Milchstraße befindet, erhält das Attribut extragalaktisch.

Ein infraroter Blick auf die Milchstraße

Wir befinden uns in der Milchstraße, so dass wir uns kein Bild der Milchstraße von außen machen können. Die Astronomen können jedoch faszinierende Innenansichten einer Galaxie fotografieren:

Das Falschfarbenbild oben (große Version) ist kein Gemälde oder eine Computersimulation, sondern basiert tatsächlich auf vielen Einzelbeobachtungen. Es zeigt den ganzen Himmel (All Sky Survey; dargestellt im galaktischen Koordinatensystem) im Licht der Infrarotstrahlung bei 2 Mikrometer Wellenlänge (Credit: 2MASS, University of Massachusetts und JPL/NASA). Strahlung bei dieser etwas höheren Wellenlänge als rotes Licht hat den Vorteil, dass sie den Staub in der Milchstraße mühelos durchdringt. Im Optischen ist die Sicht entlang der galaktischen Scheibe, insbesondere ins Zentrum der Milchstraße stark beeinträchtigt durch Staub. Erst bei Radio-, Infrarot oder auch bei harter Röntgenstrahlung ist die Sicht ungetrübt.
Das Foto zeigt nun das Band der Milchstraße, das sich von links nach rechts zieht. Das helle Zentrum der Milchstraße ist klar in der Bildmitte zu erkennen. Auch der Bulge ist gut zu sehen: die Verteilung der Sterne verdichtet sich zum Zentrum und formt eine Verdickung. Nach oben und unten nimmt die Sterndichte deutlich ab, weil das die Regionen ober- bzw. unterhalb der galaktischen Scheibe sind. Hier tummeln sich noch einige Sterne; vor allem ist das die Region des kuppelförmigen Halos, in dem sich die Kugelsternhaufen, die ältesten Objekte der Milchstraße, befinden.

Nachbarn der Milchstraße

Im Bild sind außerdem unten rechts ('auf 4 Uhr') zwei Flecken zu sehen. Das sind nicht etwa Planetarische Nebel oder Kugelsternhaufen - es sind ebenfalls Galaxien! Es sind die beiden Magellanischen Wolken: die Große Magellanische Wolke (engl. Large Magellanic Cloud, LMC) und die Kleine Magellanische Wolke (engl. Small Magellanic Cloud, SMC). Die Galaxien begleiten die Milchstraße als eigenständige Galaxien jeweils in etwa 50 kpc Entfernung. Es sind also extragalaktische Systeme. Die Magellanischen Wolken sind deutlich masseärmer als die Milchstraße und haben sich durch die Gezeitenwechselwirkung stark verändert. Es sind irreguläre Galaxien geworden (siehe auch Hubble-Klassifikation). Von Europa aus sind die Magellanischen Wolken leider nicht zu sehen, aber auf der Südhalbkugel der Erde sind LMC und SMC gut zu beobachten und erscheinen als diffuse, kugelige Wölkchen.
In größerer Entfernung gibt es noch einen weiteren Nachbarn der Milchstraße: die Andromedagalaxie (Messierobjekt M31) ist 667 kpc entfernt. Die Andromedagalaxie zeigt einen Blauverschiebungseffekt gegenüber der Milchstraße, weil sich beide durch die Wirkung der Gravitation aufeinander zu bewegen. Früher oder später werden die beiden Galaxien zusammenstoßen und miteinander verschmelzen. Von außen betrachtet wird dieser Verschmelzungsprozess so ähnlich aussehen, wie er schon jetzt bei den Antennengalaxien beobachtet werden kann (siehe Foto unter Gezeitenkräfte, Abschnitt 'Galaxienhochzeit'). Kosmologisch gesehen ist die Entfernung zwischen Andromeda und Milchstraße noch zu klein, als dass die kosmologische Rotverschiebung ins Gewicht fallen würde. Deshalb kann es lokal noch zu Blauverschiebungen kommen.
Andromeda ähnelt sehr der Milchstraße in Gestalt (Morphologie) und Masse. Beide Galaxien dominieren eine Ansammlung von Galaxien. Dieser Galaxienhaufen heißt Lokale Gruppe. Neben Andromeda, LMC, SMC sowie Dreiecksgalaxie gibt es viele kleine Zwerggalaxien in der Lokalen Gruppe. Einige von ihnen werden von Dunkler Materie dominiert und sind extrem leuchtschwach (siehe Eintrag Dunkle Materie, Abschnitt 'Galaktischer Gasdiebstahl').

Ein zweiter Blick auf die Milchstraße

Das Bild oben zeigt im Wesentlichen die Sterne in der Milchstraße. Wenn die Astronomen die Wellenlänge um den Faktor 30 bis 100 erhöhen, dringen sie noch tiefer in das Infrarote ein. Die Milchstraße sieht dann anders aus:

Dieses Foto (große Version) zeigt den kosmischen Infrarothintergrund (Credit: COBE/DIRBE/NASA, M. Hauser 1998). Es ist ein Falschfarbenbild, bei dem blau einer Wellenlänge von 60, grün einer Wellenlänge von 100 und rot einer Wellenlänge von 240 Mikrometern zugeordnet wurde. Das Band der Milchstraße erscheint nun hell und diffus, weil hier interstellares Gas und Staub leuchten. Das interstellare Gas wiegt etwa 5 Milliarden Sonnenmassen (Robin et al. 2003). In der Scheibenebene scheint es förmlich zu kochen: Sternexplosionen wie die Supernovae und kräftige Sternenwinde treiben das interstellare Material heraus aus der Ebene und 'pusten' es zu hohen, galaktischen Breiten. Astronomen nennen die aufsteigenden, extrem schnellen Gaswolken Superblasen (engl. superbubbles). Sie werden auch im Radiobereich beobachtet. In der Milchstraße geht es ziemlich turbulent zu!
Bei den höheren Wellenlängen sind die Magellanischen Wolken viel besser zu sehen, als im Beispiel oben und erscheinen hier als weiße Flecken rechts unten. Außerdem fällt eine blaue, S-förmige Struktur auf, die sich von links unten durch das Zentrum der Milchstraße nach rechts oben zieht. Wir erinnern uns: blau ist die kürzeste Wellenlänge von 60 Mikrometern. Das ist gerade interplanetarer Staub, der sich im Sonnensystem befindet (siehe auch Zodiakallicht). Dieser 'Staub vor unserer Haustür' trübt die Sicht ins Weltall. Wir sehen hier in blau also nichts anderes als die Ebene der Ekliptik! Entlang des blauen Bands ordnen sich die zwölf Tierkreiszeichen an. Genau in der Mitte, im Galaktischen Zentrum, befindet sich das Sternbild Schütze (Sagittarius, Sgr).

Das Monster im Zentrum der Milchstraße

Im Galaktischen Zentrum (Sgr A*) befindet sich wie in (nahezu) jeder Galaxie eine hochkompakte, dunkle Masse. Sie ist dunkel, weil die Gravitation das Licht einfängt. Dieser Gravitationsrotverschiebungseffekt kann nur mit Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie verstanden werden.
Eine genaue Analyse der Sternbewegungen im Zentrum der Milchstraße mithilfe von Nahinfrarotbeobachtungen (Infrarotgruppe um Reinhard Genzel, MPE) ergibt, dass die kompakte Masse ein supermassereiches Schwarzes Loch von etwa 3.6 Millionen Sonnenmassen sein muss!

Ein dritter Blick: Die Milchstraße im Röntgenlicht

Der unter deutscher Führung betriebene Röntgensatellit ROSAT war von 1990 bis 1999 aktiv. Das MPE Garching ist das wichtigste Datenzentrum für ROSAT. Die erfolgreiche ROSAT-Mission hat die Röntgenastronomie mit vielen neuen Erkenntnissen bereichert. Der Röntgenhimmel bildet spektakuläre und sehr energiereiche, kosmische Prozesse ab. In der Milchstraße sind prominente Röntgenquellen heißes Gas, Supernovaremnants und Röntgendoppelsterne; in der extragalaktischen Röntgenastronomie kommen vor allem die hellen Zentren anderer Galaxien, die Aktiven Galaktischen Kerne (AGN), und das sehr heiße, intergalaktische Plasma dazu.
Die folgende Himmelskarte fasst die ROSAT-Daten zu einem Bild des ganzen Röntgenhimmels zusammen:

Es handelt sich dabei um diffuse, weiche Röntgenstrahlung zwischen 0.1 und 2 keV Strahlungsenergie, die als Falschfarbenbild dargestellt wurde (Credit: Röntgengruppe MPE; große Version): das Energieband zwischen 0.1 und 0.4 keV wurde rot, zwischen 0.5 und 0.9 keV gelbgrün und das energiereichste Band zwischen 0.9 und 2 keV blau dargestellt. Das galaktische Halo trägt zum energieärmsten Band bei und erscheint rot. Heiße Gasblasen mit einigen Million Kelvin Temperatur erscheinen gelbgrün. Die energiereichste Emission stammt von Supernovaüberresten und dem Zentrum der Milchstraße. Die weiße, extrem helle Quelle innerhalb der galaktischen Ebene rechts ist der Vela-Supernovaüberrest, der intensiv mit ROSAT untersucht wurde (siehe auch Velapulsar). Die weiße, helle Punktquelle in der galaktischen Ebene links vom Zentrum ist Cygnus X-1, ein Röntgendoppelstern, der ein stellares Schwarzes Loch mit etwa 10 Sonnenmassen enthält. Einige blaue Punkte sind extragalaktische Punktquellen wie AGN - viele Punktquellen wurden jedoch zur Erstellung des Bildes abgezogen. Die dunklen Streifen sind Artefakte von der Datenauswertung.

Ein vierter Blick: Gammahimmel der Milchstraße

Ein bestimmtes Isotop des Elements Aluminium (Al-26) ist radioaktiv und ein β⁺-Strahler: ein Proton im Atomkern verwandelt sich durch Beta-Zerfall in ein Neutron, ein Positron und ein Antineutrino, so dass aus Aluminium das neue Element Magnesium wird. Dabei entsteht ein hochangeregter Magnesiumatomkern Mg^∗, der sich durch Aussendung hochenergetischer Gammaphotonen der Energie 1809 keV abregt. Diese aus dem Gamma-Zerfall entstandene Strahlung hat eine so hohe Energie, dass sie mühelos alles durchdringt.
Was hat das mit der Milchstraße zu tun? Dieses Aluminium wird wie viele andere Elemente von massereichen Sternen in der Milchstraße erzeugt. Es reichert sich mit der Zeit im interstellaren Medium an, weil die Sterne es durch starke Winde (Wolf-Rayet-Phasen) in die Umgebung befördern. Da Al-26 mit einer Halbwertszeit von 720000 Jahren zerfällt, sollte die Gammastrahlung des angeregten Tochterkerns Mg-26 nachweisbar sein. In der Tat gibt es diese Strahlung und die folgende Abbildung zeigt den ganzen Himmel im Licht der hochenergetischen Aluminiumspektrallinie bei 1809 keV (Credit: CGRO/COMPTEL, Plüschke et al. 2001; große Version):

In dieser Spektrallinie stecken sehr viele Informationen: wie man auf der Himmelskarte sieht, gibt es offensichtlich eine Häufung von Aluminium in der Galaktischen Ebene und dort speziell nahe am Galaktische Zentrum. Das verwundert nicht, weil dort die meisten Sterne zu finden sind, die dieses Material in der stellaren Nukleosynthese hergestellt haben. Die Emission von Al-26 bildet also direkt die Population massereicher, junger Sterne ab. Ausgedehnte Sternentstehungsregionen mit vielen jungen, massereichen Sternen treten besonders hervor. Auf der Karte ist sind beispielsweise die Cygnus-Region (in der galaktischen Ebene, roter Fleck ganz links) und der Orionnebel (etwas unterhalb der galaktischen Ebene, grüner Fleck ganz rechts).
Aufgrund des Doppler-Effekts wird die Spektrallinie verändert, je nachdem wie sich das emittierende Material relativ zur Erde bewegt. Tatsächlich belegt die breite Linienform die galaktische Rotation der Milchstraße. Weiterhin konnte mit neuen, hochpräzisen Beobachtungsdaten des ESA-Teleskops Integral aus dem Linienfluss, zunächst auf die Gesamtmasse des Aluminiums und schließlich auf die Rate der Supernovae (Typen Ib, Ic, II) in unserer Heimatgalaxie geschlossen werden: die Rate liegt bei 1.9 ± 1.1 pro Jahrhundert (Diehl et al., Nature 2006). Dieses Ergebnis ist in Übereinstimmung mit anderen Methoden.

Weitere Literatur

• Web-Artikel: Das größte Schwarze Loch der Milchstraße
• ROSAT am MPE
• R. Diehl (MPE): Al-26 Radioaktivität in unserer Galaxis

Die Minkowski-Metrik beschreibt den flachen Raum, also eine vierdimensionale Mannigfaltigkeit ohne Krümmungen, d.h. in Abwesenheit von Massen oder Energien. In Berechnungen wird diese Metrik auch benutzt, wenn lokale Krümmungen vernachlässigbar sind, weil die Energien betrachteter Testteilchen (Photonen etc.) sehr klein sind.

Metrik der SRT

Die Minkowski-Metrik ist die Metrik oder Raumzeit der Speziellen Relativitätstheorie (SRT). Sie wurde nach dem Mathematiker Hermann Minkowski (1864 - 1909) benannt, der die elegante Formulierung der Zusammenfassung von Raum und Zeit 1908 begründet hat. Minkowski war der Mathematikprofessor von Albert Einstein und fand nach der Veröffentlichung der SRT (1905) die bündige Schreibweise in Vierervektoren und Matrizen.

einfache Eigenschaften

Die Metrik hat eine sehr einfache, mathematische Gestalt: Oben ist der metrische Tensor der Minkowski-Metrik als 4 × 4-Matrix dargestellt. Wie man unmittelbar sieht, ist die Matrix diagonal. Auf der Hauptdiagonalen der Matrix stehen die Zahlen 1, -1, -1, -1; in der Relativitätstheorie hat man die Freiheit auch die Folge -1, 1, 1, 1 zu wählen. Die Signatur, also der Überschuss an positivem oder negativem Vorzeichen bei der Summenbildung der Diagonalelemente, ist entsprechend -2 oder +2. Im Unterschied zur Allgemeinen Relativitätstheorie (ART) sind die Matrixkomponenten konstant und hängen nicht von den Raum- oder der Zeitkoordinate ab. Die Minkowski-Metrik ist eben im Unterschied zu den Raumzeiten der ART flach und überall in der Raumzeit gleich. Dass die Matrixkomponenten vom Betrag her 1 sind, liegt daran, weil relativistische Einheiten mit der Vereinfachung Vakuumlichtgeschwindigkeit c = 1 gewählt wurde (siehe auch geometrisierte Einheiten).
Damit ähnelt die Minkowski-Metrik zwar der Euklidischen Metrik - der Unterschied besteht nur in einem Vorzeichen, der jedoch gewichtig ist und die Lichtkegelstruktur von Raum und Zeit in der SRT prägt.
Die Minkowski-Metrik ist ein Zustand sehr hoher Symmetrie: sie besitzt zehn Killing-Vektoren.

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© Andreas Müller, August 2007

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