Astro-Lexikon R 7

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Der Rotverschiebungsfaktor g ist so definiert, dass man den Quotienten der Frequenz von Photonen im Beobachtersystem zu der im Emittersystem bildet. Im Prinzip entspricht das dem Verhältnis von der zeitlichen Komponente des Photonenimpulses im Beobachter- zu dem im Emittersystem. Der Rotverschiebungsfaktor g ist ein alternativer Parameter zur Rotverschiebung z. Wie man von einer Größe auf die andere transformiert, zeigt die Gleichung rechts. In der Analyse von Spektren hat sich eingebürgert, den Rotverschiebungsfaktor zu verwenden, während man in der Kosmologie die Rotverschiebung verwendet, vor allem, um die Entfernung zu parametrisieren.

Doppler-Effekt vs. Expansion der Raumzeit

Die Rotverschiebung in einem Spektrum zwischen Ruhewellenlänge und beobachteter oder Laborwellenlänge (siehe auch Laborsystem) kann verschiedene physikalische Ursachen haben. Führt man sie auf eine Relativbewegung zurück, die den Abstand zwischen Emitter und Beobachter vergrößert, so spricht man vom Doppler-Effekt. Die kosmologische Rotverschiebung wird so interpretiert, dass sich entfernte kosmische Quellen von der Erde weg bewegen, weil sie von der expandierenden Raumzeit des Universums mitgezogen werden (vergleiche Friedmann-Weltmodell). Dennoch sollte man die Doppler-Bewegung qualitativ von einer eingebetteten Bewegung in einer expandierenden Raumzeit unterscheiden. Denn im Unterschied zu einer Bewegung im Sinne der klassischen Mechanik (mit statischem Hintergrund) ist der expandierende Kosmos ein dynamischer Bezugsrahmen. Lokal (z ~ 0) wird dieser kosmische, großskalige Prozess von Blauverschiebungen überlagert, weil sich nahe Galaxien, wie der Andromedanebel auf die Milchstraße zu bewegen.

Gravitationsrotverschiebung: Schwerkraft zieht am Licht

Die Rotverschiebung kann auch von einzelnen starken Gravitationsquellen bewirkt werden, weil sie die Raumzeit in ihrer Umgebung stark krümmen und Strahlung am Entkommen zu hindern suchen. Diese gravitative Rotverschiebung heißt im Allgemeinen Gravitationsrotverschiebung. Solche Effekte sind besonders interessant bei Kompakten Objekten, wie Neutronensternen und Schwarzen Löchern. Was die Gattung der letztgenannten Objekte betrifft, so hat Brandon Carter 1968 mithilfe des Hamilton-Jacobi Formalismus Ausdrücke für die Photonenimpulse im ZAMO-System für die Kerr-Metrik rotierender Schwarzer Löcher hergeleitet. Transformiert man diese ZAMO-Impulse über eine Lorentz-Transformation ins Ruhesystem der Materie, so liefert der Quotient gerade den Rotverschiebungsfaktor (g-Faktor).

relativistisch verallgemeinerter Dopplerfaktor g

Der so relativistisch verallgemeinerte Dopplerfaktor (alternativ auch verallgemeinerter Rotverschiebungsfaktor genannt) beinhaltet dann sämtliche relativistischen Effekte, die in der Umgebung Schwarzer Löcher eine Rolle spielen. Zu diesen Effekten zählen der Doppler-Effekt, (Forward- und Back-) Beaming sowie Gravitationsrotverschiebung. Sie beeinflussen die Strahlung, die nahe Schwarzer Löcher emittiert wird besonders stark. Auch das Geschwindigkeitsfeld des emittierenden Plasmas (Rotation, Drift, Akkretion, Ejektion, Wind) hinterlässt Spuren in der Strahlung. All das ist im relativistisch verallgemeinerten Dopplerfaktor der Kerr-Geometrie enthalten (Gleichung des g-Faktors).

Kosmologie

Die kosmologische Rotverschiebung z kann aus Spektren astrophysikalischer Objekte bestimmt werden, indem man die beobachtete Wellenlänge oder Frequenz mit der des Ruhesystems ins Verhältnis setzt. In der Analyse vergleicht man charakteristische Spektrallinien oder spektrale Komponenten (z.B. Lyman-Alpha-Kante) im Ruhesystem und im Beobachtungssystem. Die Rotverschiebung z ist aufgrund des Hubble-Effekts ein Maß für die Entfernung der Objekte: je weiter sie entfernt sind, umso höher ist z. Dies ist das Hubble-Gesetz mit einer Proportionalitätskonstante, der Hubble-Konstante (sprachlich besser: Hubble-Parameter, da sie nicht zeitlich konstant ist über große Zeiträume). Bei bekannten kosmologischen Parametern (Hubble-Parameter, Materieinhalt des Universums, Dunkle Materie, Dunkle Energie bzw. kosmologische Konstante) erhält man einen eindeutigen Zusammenhang zwischen Rotverschiebung z und Entfernung. Da diese Parameter einer 'gewissen Mode' bzw. Streuungsbreite unterlagen und mit vielen Publikationen und Beobachtungen über die Jahre wechselten, gibt man mittlerweile oft nur z als Entfernungsindikator an. Den Entfernungsrekord hält zurzeit eine Galaxie bei z ~ 10. Bei diesen Entfernungen schaut man so weit in die Vergangenheit des Universums, dass man neutrale Bereiche im intergalaktischen Medium erkennt, also vor die Epoche der Reionisation.
Die räumliche Verteilung von z im Universum belegt bis auf lokale Blauverschiebungseffekte die Fluchtbewegung der Galaxien. Sie 'schwimmen' mit dem expandierenden 'Raumzeit-Strom'. Dies ist neben der kosmischen Hintergrundstrahlung (auch Drei-Kelvin-Strahlung) das schwerwiegendste Argument für den Urknall und falsifiziert alle Modelle von Statischen Universen.

Der r-Prozess ist einer derjenigen Mechanismen, denen wir die Vielfalt an Elementen im Universum verdanken. Zur Klärung werden wir etwas weiter ausholen: Üblicherweise werden Elemente in der thermonuklearen Fusion im Innern von Sternen fusioniert. In der Frühphase des Universums, war es einmal so klein und so heiß, dass es selbst wie ein riesiger Fusionsreaktor funktionierte. In dieser Phase, die man primordiale Nukleosynthese ('urzeitliche Verschmelzung von Kernen') nennt, entstanden die primordialen Häufigkeiten der leichten Elemente. Sie waren nicht besonders schwer: einfacher Wasserstoff (H-1), Deuterium (ein Wasserstoffisotop: schwerer Wasserstoff, H-2, manchmal auch mit D symbolisiert), Helium (die zwei Isotope He-3 und He-4) und Lithium (Li-7).

Bei Eisen ist Schluss!

Aus diesen anfangs nur leichten Elementen gewinnt man mit den ersten entstandenen Sternen in der stellaren Nukleosynthese dann nach und nach die schweren Elemente. Aber dies funktioniert nur bis zum Element Eisen (Fe), weil bei der Fusion schwererer Elemente keine Energie mehr frei wird, was ungünstig für die Stabilität des Fusionsobjektes ist.

Dann übernimmt der r-Prozess u.a.

Phänomenologisch gleicht der r-Prozess dem s-Prozess, dem zweiten Prozess, dem wir die sehr schweren Elemente verdanken. Atomkerne fangen also Neutronen aus der Umgebung ein. Aber die Neutronendichten sind deutlich höher als im s-Prozess, typisch bei 10²⁰ cm^-3, also 100 Trillionen Neutronen in einem Kubikzentimeterwürfel! Die Kerne werden mit Neutronen übersättigt. Stoppt der Neutronenfluss, so zerfallen einige der Neutronen im übersättigten Kern über den β^--Zerfall, d.h. es werden Protonen im Kern erzeugt. Als Folge dessen ist die Ordnungszahl (Kernladungszahl Z) angestiegen: ein neues, schwereres Element ist entstanden.

r wie richtig schnell

Die Wahrscheinlichkeit für den Einfang von Neutronen durch die Kerne ist deutlich größer, so dass die Zeitskala des r-Prozesses bei wenigen Zehntel Millisekunden liegt. Dieser Schnelligkeit (engl. rapidness) verdankt der r-Prozess seinen Namen. Die Schnelligkeit bewirkt auch, dass der r-Prozess sogar noch bei sehr schweren Kernen funktioniert, obwohl diese relativ schnell zerfallen. Auf der Nuklidkarte schließt sich deshalb der r-Prozess an den s-Prozess an und bewegt sich nahe am Stabilitätstal, aber im oberen Bereich.

r-Prozess braucht Sternexplosionen!

In der Astrophysik können nun die auslaufenden Schockwellen von Supernovae (klassischer Kernkollaps, Typ II) das interstellare Medium so sehr verdichten, dass die relevanten, hohen Neutronendichten erzeugt werden. Die schwersten Elemente (schwersten Metalle) stammen also aus r-Prozessen in Sternexplosionen. Ordnet man die nuklearen Prozesse nach der Schwere der Elemente, die sie erzeugen, von leicht nach schwer, so ergibt sich: thermonukleare Fusion, s-Prozess, r-Prozess.
Daneben spielt der p-Prozess, eine Protoneneinfangreaktion, eine untergeordnete Rolle. Er führt zur Erzeugung weiterer 32 stabiler, schwerer Metalle, allerdings mit geringer Isotopenhäufigkeit.

Empfohlene Quelle

Forschungszentrum Karlsruhe, Institut für Kernphysik, Arbeitsgruppe Nukleare Astrophysik

Das Akronym RRAT steht für Rotating RAdio Transients, also rotierende Radiotransienten. Das sind neue entdeckte stellare, transiente Radioquellen, die als neue Population von Neutronensternen entdeckt wurden. Weitere Erklärungen gibt es im Eintrag Pulsar.

Es handelt sich um einen Typus veränderlicher Sterne, der sehr verwandt ist mit den Cepheiden. RR Lyrae Sterne wurden nach ihrem Prototyp im Sternbild Lyra (dt. Leier) benannt. Die Astronomen nennen sie auch Haufenveränderliche, weil sie besonders häufig in Kugelsternhaufen zu finden sind.

Eigenschaften

RR Lyrae-Sterne sind besonders alte Sterne der Population II, die regelmäßig variable Lichtkurven aufweisen. Physikalisch gesehen, handelt es sich um schnell pulsierende Riesensterne (Spektralklasse A), in denen Helium im Sternkern brennt. Sie haben typische Perioden kleiner als ein Tag, so dass man als Hobby- oder Amateurastronom einen oder zwei Zyklen in nur einer Nacht beobachten kann. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm besetzen die RR Lyrae-Sterne den Instabilitätsast, weil sie pulsieren und so instabile Sternphasen durchlaufen.

praktische Perioden-Leuchtkraft-Relation

Wie die Cepheiden weisen die RR Lyrae-Sterne eine Perioden-Leuchtkraft-Beziehung auf, die es gestattet aus der beobachteten Periode der Lichtkurve auf die absolute Leuchtkraft M zu schließen. Mit der ebenfalls beobachteten scheinbaren Helligkeit m folgt über das Entfernungsmodul die Distanz d des Sterns gemäß d = 10^1+0.2(m-M). Daher sind die Haufenveränderliche - ebenso wie die Cepheiden - gute Standardkerzen, allerdings nur brauchbar bis Distanzen von etwa 0.5 Mpc, während Cepheiden noch viel weiter verwendbar sind, bis 20 Mpc.

zum Prototypen

Der Prototyp RR Lyrae hat eine Periode von 13 Stunden und 36 Minuten, in der die Helligkeit von 7.1 auf 8.1 Magnituden variiert. Diese Helligkeitsschwankungen bis maximal 2 Magnituden sind typisch für alle RR Lyrae-Sterne.

Siehe dazu Eintrag Lorentz-Faktor.

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© Andreas Müller, August 2007

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