07. Februar 2012, 19:49

Materie besteht aus Teilchen. Diese Teilchen kann man zusammenpressen, so dass in einem Volumen mehr Teilchen Platz haben. Dabei erhöht sich die Dichte im gepressten Material, also die Masse pro Volumen. Die Dichte wird in Kilogramm pro Kubikmeter (kg/m³; SI-Einheiten) oder in Gramm pro Kubikzentimeter (g/cm³; cgs-Einheiten) angegeben. Heute soll es darum gehen, wie groß die Materiedichte eigentlich werden kann.  

Typische irdische Verhältnisse
Ein gewöhnliches Stück irdischer Materie hat bei Raumtemperatur Dichten zwischen  0,001 g/cm³ (Luft), 1 g/cm³ (Wasser) und 19,3 g/cm³ (Gold). Möchte man einen Goldbarren mit dem Volumen von einem Liter (1 dm³) aufwiegen, müsste man dies mit fast genau 20 Milchbeuteln tun.

[BILD: Gold gehört zu den dichtesten irdischen Materialien. Um einen Goldbarren aufzuwiegen braucht es schon 20 Milchbeutel. Quelle: A. Müller]

Dichtes Material eignet sich vorzüglich, um energiereiche, schädliche Strahlung abzuschirmen. Neulich mal beim Arzt geröntgt worden? Dann kam sicherlich Blei zum Einsatz. Um Röntgenstrahlung an Körperstellen abzuschirmen, wo sie nicht hinkommen soll, verwendet man z.B. Bleischürzen. Blei hat eine Dichte von 11,3 g/cm³, also weniger als Gold. Gold wäre aufgrund seiner noch höheren Dichte weitaus effizienter - aber das gibt's nur für Privatpatienten und Ölscheichs.  

Noch dichter geht's nur im Weltall
Das Weltall ist derjenige Ort, wo wir das beste Vakuum antreffen - besser als man es jemals auf der Erde, z.B. mit Vakuumpumpen herstellen könnte. Die mittlere Dichte da draußen beträgt nur ein Proton pro Kubikmeter oder 5 x 10^-30 g/cm³.
Paradoxerweise ist das Weltall auch der Ort, wo wir die dichtesten Orte antreffen können. Aber wie erzeugt man diese hohen Dichten? Und gibt es eigentlich eine natürliche Grenze, eine maximale Dichte?  

Der Gravitationskollaps von Sternen
Sterne sind rotierende Gasbälle, deren Inneres kocht und so heiß ist, dass dabei über die Verschmelzung von Atomkernen elektromagnetische Strahlung entsteht. Sterne stehen dabei in einem Gleichgewicht aus Kräften, die den Stern größer machen wollen (Gasdruck, Rotation, Strahlungsdruck) und solche, die in verkleinern wollen (Gravitation). Bei der Sonne hält dieses Gleichgewicht schon ein paar Milliarden Jahre an. Das geht aber nicht ewig so weiter.
Die Fusionsreaktionen kommen nämlich irgendwann zum Erliegen: Entweder weil der Stern nicht mehr die notwendige Zündtemperatur zum Starten der nächsten Fusionskette erreicht oder weil der Stern einen Eisenkern ausgebildet hat und nun die Fusionskette aus kernphysikalischen Gründen aufhört. Weil nun die Gravitation die Oberhand gewinnt, wird der Sternkern zusammengedrückt und seine Dichte nimmt stark zu.  

Das Schicksal unserer Sonne
Unsere Sonne hat aktuell eine mittlere Gasdichte von nur 1,4 g/cm³. Das ist nur wenig mehr als die Dichte von irdischem, flüssigem Wasser. (Übrigens der Gasplanet Saturn hat eine so geringe Dichte, 0,7 g/cm³, dass er sogar in flüssigem Wasser schwimmen würde.) Diese mittlere Dichte der Sonne kann um einen Faktor von einer Million gesteigert werden. Das geschieht am Ende der Sternentwicklung, wenn sich der Sonnenkern in einen Weißen Zwergstern umwandelt.

[BILD: Entwicklung der Sonne in den nächsten Milliarden Jahren. Übrig bleiben wird ein Weißer Zwerg, der in einen farbenprächtigen Planetarischen Nebel eingebettet ist. Der Nebel wird sich aus den abgestoßenen, äußeren Gashüllen der Sonne bilden. Quelle: A. Müller]

Der resultierende Weiße Zwerg wird in etwa so groß sein wie die Erde, aber ungefähr eine Sonnenmasse haben. Seine mittlere Dichte beträgt dann etwa 2,4 x 10⁶  g/cm³. Ein spielwürfelgroßes Stück Materie vom Weißen Zwerg wiegt so viel wie ein großes Auto.  

Darf's ein bisschen mehr sein?
Das sind immer noch Peanuts. Die Kerne von massereicheren Sternen als die Sonne können ihr Inneres zu noch größeren Dichten zusammenquetschen. Die Dichten sind sogar so hoch, dass die Atomhüllen in die Atomkerne gepresst werden (inverser Betazerfall). Dabei wandelt sich die Materie zu einem großen Teil in Neutronen um. Das entstehende Sternüberbleibsel heißt daher Neutronenstern. Die Dichte eines Neutronensterns steigt von außen nach innen von 10⁴ nach 10¹⁵  g/cm³ an. Im Inneren erreicht er offenbar mehrfache Kernmateriedichte! Die Kernmateriedichte liegt bei 3 x 10¹⁴ g/cm³ und meint die Dichte von Atomkernen. Ein Liter von der Neutronensternmaterie aus dem tiefsten Innern des Sterns hat soviel Masse wie alle Weltmeere der Erde zusammen! Es wird gerätselt, ob dabei tief im Herzen eines Neutronensterns Materie in einer vollkommen neuen Form vorliegen könnte: dem Quark-Gluon-Plasma.  

Exotische Materie im frühe Universum  
Eine Nanosekunde nach dem Urknall gab es im Universum noch keine Planeten, Sterne oder Galaxien - ja, noch nicht einmal chemische Elemente, Protonen oder Neutronen. Die Materie war in Einzelteile zerlegt und zwar so sehr, dass die Bestandteile der Protonen und Neutronen, die Quarks, frei in einem Gas herumschwirrten. Dieser Materiezustand heißt Quark-Gluon-Plasma. Die Gluonen sind die Botenteilchen, die die starke Kraft übertragen. Sie können Quarks zu Zweierpaaren (Mesonen) oder Dreierpaaren (Baryonen) zusammenkleben. Dieser Vorgang heißt Hadronisierung und setzte später bei der weiteren Abkühlung des Universums ein.
Um den exotischen Materiezustand des Quark-Gluon-Plasmas zu erzeugen, muss man entweder Materie extrem dicht zusammenpressen, zu fünf- bis zehnfacher Kernmateriedichte. Oder man macht die Materie extrem heiß, auf eine Billion Grad, d.h. 100.000mal heißer als das Zentrum unserer Sonne.
Beides klingt unerreichbar verrückt. Dennoch ist Teilchenphysikern am Relativistic Heavy Ion Collider (RHIC) in den USA 2004 der Durchbruch gelungen, das Quark-Gluon-Plasma herzustellen. Dazu beschleunigten sie schwere Atomkerne von Gold und ließen sie in einem winzigen Raumpunkt zusammenstoßen. Dort bildete sich für Sekundenbruchteile ein "nuklearer Feuerball" mit wahnsinnig hohen Dichten bzw. Temperaturen. Die Bedingungen waren so extrem, dass die Materie in das Quark-Gluon-Plasma zerfiel.
Übrigens kann sowas auch am derzeit stärksten Teilchenbeschleuniger, dem Large Hadron Collider (LHC) am CERN, gemacht werden. Dort wurde Ende 2010 ein Betriebsmodus getestet, wo er nicht Protonen, sondern Bleiionen kollidieren lässt (CERN Pressemitteilung). Weil ein Bleiatomkern 207mal schwerer ist als ein Proton (=Wasserstoffatomkern) waren die erreichten Energien deutlich größer (287 TeV pro Beam). Im Experiment ALICE wird dann der neue, superdichte Materiezustand untersucht.

[BILD: Im LHC-Experiment ALICE wird der "Teilchenunfall" von Bleiionen genau unter die Lupe genommen. Die einzelnen Quarks fügen sich wieder zu Mesonen und Baryonen zusammen - "hadronisieren" - und sind als Büschel zu sehen. Quelle: CERN] 

Unendliche Dichte im Schwarzen Loch?
In der Astrophysik gibt es Objekte, wo die Gravitation den endgültigen Sieg über alle anderen Kräfte errungen hat: Schwarze Löcher. Nehmen wir an, ein Schwarzes Loch habe drei Sonnenmassen, dann beträgt seine Größe - angegeben durch seinen Ereignishorizont (oder Schwarzschildradius) - neun Kilometer. Würde man seine Masse gleichmäßig über dieses Kugelvolumen verteilen, so ergäbe sich eine mittlere Dichte von 2 x 10¹⁵ g/cm³, also etwa 7fache Kernmateriedichte.  Bei einem Schwarzen Loch ist es aber offenbar noch viel schlimmer. Denn Schwarze Löcher sind Masse ohne Materie! Studiert man die Raumzeit-Lösungen der Allgemeinen Relativitätstheorie, die kosmische Schwarze Löcher gut beschreiben (nämlich Schwarzschild- und Kerr-Metrik), dann findet man eine Krümmungssingularität. Hier drin steckt die ganze Masse des Lochs, und hier werden Raumzeit-Krümmung und Dichte unendlich. Die Physik kommt hier an ihre Grenze der Beschreibbarkeit und Vorhersagekraft. Ob es diese Singularitäten tatsächlich in der Natur gibt, wurde bislang nicht gezeigt. Wir wissen nur, dass einige Objekte da draußen, sehr gut mit dem Modell der klassischen Schwarzen Löchern beschrieben werden können.  

Gibt es eine maximale Dichte?
Theoretische Physiker können eine Grenze ausrechnen, an denen weder eine Beschreibung mit der Relativitätstheorie, noch mit der Quantentheorie allein ausreichen. Das ist die sog. Planck-Skala. Die maximale Dichte, die aus der Planck-Skala abgeleitet werden kann, heißt Planck-Dichte und beträgt 10⁹³ g/cm³. Das sind nochmal 78 Zehnerpotenzen mehr als zehnfache Kernmateriedichte. Eine unvorstellbar große Zahl, aber immerhin kleiner als unendlich - wenn auch nahe dran. Diese Skala ist so weit weg von Gut und Böse, dass sie nicht experimentell zugänglich ist. Insofern ist auch die Planck-Skala spekulativ.  

Der Ausweg in die Quantengravitation
Anschaulich bedeutet die Planck-Dichte, dass hier eine Quantenbeschreibung der Gravitation notwendig ist. Auf derartige Quantengravitationstheorien gibt es schon ein paar Anwärter, u.a. Stringtheorie und Loop-Quantengravitation, aber es handelt sich dabei noch um spekulative Theorien. Es gibt sogar schon experimentelle Tests dieser Theorien, aber bislang stützen sie sie nicht.  
Spannend sind sie allemal. Nehmen wir an, wir pressten Materie mehr und mehr zusammen und erreichten die Planck-Dichte. Dann sagt die Loop-Quantengravitation voraus, dass von der quantisierten Raumzeit ein nach außen gerichteter "Quantendruck" ausgeht, der eine weitere Verdichtung von Materie verhindern würde. Damit könnte sogar die frühe, heftige Ausdehnungsphase des Universums erklärt werden, die Inflation genannt wird.  

[BILD: Die Dichte-Skala des Universums. Quelle: A. Müller]

Zusammenfassung
Die Dichte-Skala des Universums ist oben zusammengefasst. Interessant ist, dass wir angesichts der Zehnerpotenzen deutlich mehr nicht verstanden haben, als verstanden. Die Theorie besagt, dass es eine höchste Dichte geben muss und dann komplett neue Effekte zu erwarten sind. Diese Bereiche können Physiker bereits experimentell testen und es wird spannend sein hier die kommenden Entwicklungen zu verfolgen.

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28. Dezember 2011, 15:30

Besuchten Außerirdische unseren Mond? Vielleicht sogar vor vielen Millionen Jahren? Das ist sehr unwahrscheinlich, aber sollte es geschehen sein, so hätten wir eine Chance das herauszufinden.

Der Mond unserer Erde besitzt keine Atmosphäre. Daher gibt es dort keinen blauen Himmel, sondern nur die Schwärze des Weltalls. Es sei denn, man blickt vom Mond aus auf die Erde, so wie hier:

Bild: Erdaufgang auf dem Mond (Mondmission Apollo 11, NASA, 1969)

Es gibt auch kein Wetter: keine Wolken, kein Wind oder Stürme, erst recht kein Regen. Das vernarbte Antlitz des Mondes verrät, dass Einschläge von Meteoriten daher recht häufig auftreten. Sie können nicht von einer schützenden Atmosphäre verhindert werden. Diese Spuren verwittern nicht und überdauern viele Millionen Jahre. » weiter

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21. Dezember 2011, 18:14

Wie klein kann ein Schwarzes Loch werden? Zu dieser spannenden Frage liegen nun neue astronomische Beobachtungen vor. Wir reden hier nicht von den Schwarzen Mini-Löchern am CERN, die möglicherweise reine Fantasie sind, sondern von kosmischen Schwarzen Löchern, die Massen vergleichbar mit der Sonnenmasse haben.  

"Igor", der Doppelstern

Das Objekt hört auf den kaum flüssig auszusprechenden Namen IGR J17091-3624. Machen wir uns das Leben leichter und nennen ihn "Igor" - Ähnlichkeiten zu lebenden oder toten Personen wären natürlich rein zufällig. Igor ist ein kompaktes Doppelsternsystem im Sternbild Skorpion, in dem sich zwei "Sterne" eng umkreisen. "Igor" ist sogar als Röntgendoppelstern beobachtbar.

[Skizze eine Röntgendoppelsterns mit Schwarzem Loch; Bild. A. Müller]

Das eine Objekt ist ein Stern und das andere ein Kandidat für ein stellares Schwarzes Loch. "Igor" ist ungefähr 65.000 Lichtjahre (20 kpc) von uns entfernt, also fast dreimal weiter weg, als das Zentrum der Milchstraße. Bei der genauen Entfernung herrscht allerdings noch eine große Unsicherheit. Vom Stern strömt Plasma hinüber auf das kompakte Schwarze Loch. Das geschieht in Form einer Gasscheibe, die sich um das Loch ausbildet, weil die Sternmaterie ja seine Rotation mitbringt.  

Aktuelle Röntgenbeobachtungen

Unser eigener Körper ist ein Wärmestrahler. Bei einer Oberflächentemperatur von ungefähr 30 Grad gibt unsere Haut Wärmestrahlung vor allem im Bereich der Infrarotstrahlung ab, also bei etwas größeren Wellenlängen als rotes Licht. "Igor" kann darüber nur müde lächeln. Denn in seinem Todesstrudel um das Schwarze Loch wird es so heiß wie im Zentrum unserer Sonne, ca. 10 Mio. Grad (1 keV). Die hier abgegebene Wärmestrahlung landet daher im hochenergetischen Bereich des elektromagnetischen Spektrums bei der Röntgenstrahlung! Die astronomisch beobachtete Röntgenquelle ist also letztlich die heiße Gasscheibe um das Schwarze Loch. Die Scheibe beobachteten nun Astronomen mit dem im Weltraum befindlichen Röntgenteleskop Rossi X-ray Timing Explorer, kurz RXTE. Etwa ein halbes Jahr lang hatten sie gemessen, wie die Röntgenhelligkeit mit der Zeit variiert. Die so gewonnene Lichtkurve zeigte wiederkehrende Strukturen. Astronomen nennen sie quasiperiodische Oszillationen (QPOs) und im Fall von IGR J17091-3624 zeigen sie typische Frequenzen zwischen 10 Millihertz und 10 Hertz.  

Was steckt dahinter?

"Igors" Lichtkurven zeigen auffällige Ähnlichkeiten zu einem anderen Doppelstern, nämlich GRS 1915+105. Dieser ist ein guter Kandidat für ein stellares Schwarzes Loch mit ca. 14 Sonnenmassen. Bislang waren dessen charakteristische Variation der Röntgenhelligkeit ein prominenter Einzelfall. Die Physik in GRS 1915+105 wird zurzeit so interpretiert, dass das Loch über die Scheibe mit Material angefüttert und ein Teil dieses Materials wieder als Materiestrahl, sog. Jets, herausgeschossen wird. Mit der Menge an einfallender Materie pro Zeit, der sog. Akkretionsrate, steigt aber auch die Leuchtkraft an. Dies wiederum mindert wegen dem zunehmenden Strahlungsdruck den Einfall der Materie und stoppt den Abschuss des Jets. GRS 1915+105 pendelt daher periodisch zwischen hoher und niedriger Röntgenhelligkeit bzw. hoher und geringer Akkretionsrate bzw. auftretenden und ausbleibenden Jet. Die QPOs in der Lichtkurve wiederum hängen nach gängiger Interpretation mit Instabilitäten in der rotierenden Gasscheibe zusammen. So interpretieren die Astronomen auch die Beobachtungen bei "Igor".  

Wie klein ist das Loch?

Nimmt man an, dass "Igors" Schwarzes Loch am höchsten Limit Materie verschluckt - eine Grenze, die man Eddington-Rate nennt - so folgt eine Lochmasse von nur etwa drei Sonnenmassen - vorausgesetzt das Objekt ist nicht weiter entfernt als ca. 55.000 Lichtjahre (17 kpc).  Drei Sonnenmassen - das ist verdammt wenig. Diese Angabe kann man sofort in eine Größe umrechnen, wenn wir annehmen, dass es sich um ein Schwarzes Loch handelt, das nicht rotiert. Dessen Radius, also die Größe des Ereignishorizonts, der sog. Schwarzschildradius, beträgt bei drei Sonnenmassen genau neun Kilometer. "Igors" Schwarzes Loch ist nicht viel größer als eine Großstadt, aber so schwer wie drei Sonnen.  

Das ungelöste Problem mit der Mindestmasse

Nach Einstein können Schwarze Löcher eigentlich beliebige Massen haben - nach unten und nach oben unbegrenzt. Weil es aber bestimmte Mechanismen für die Entstehung und für das Wachstum kosmischer Schwarzer Löcher gibt, so muss es auch plausible Massen für Schwarze Löcher geben. Wenn die Löcher aus Sternen entstehen, so wird die unter Massengrenze im Bereich von Sternmassen liegen. Wenn sie dann Materie aufsammeln und dazu nur soviel Zeit haben, wie das Alter des Universums, können sie nicht schwerer sein, als einige zehn Milliarden Sonnenmassen - wie man nachrechnen kann.
In der theoretischen Astrophysik ist es gerade ein großes Problem, dass man nicht genau weiß, wie viel Masse die schwersten Neutronensterne bzw. wie viel Masse die leichtesten, stellaren Schwarzen Löcher haben. Beide gehen ja aus dem Kollaps massereicher Sterne hervor, ein Ereignis, das von einer heftigen Sternexplosion (Supernova Typ II, Hypernova) begleitet wird.

[Gravitationskollaps eines Stern und Endobjekte in Abhängigkeit von kollabierender Masse; Bild: A. Müller]

Es wäre also wunderbar, wenn man seitens Beobachtung hier eine klare Trennlinie ziehen könnte, um etwas über die Physik kompakter Sterne und deren Inneres zu lernen. Das macht "Igor" so interessant!  

Wirklich ein Schwarzes Loch?

Es kann nicht ganz ausgeschlossen werden, dass das kompakte Etwas in "Igor" anstelle eines Schwarzen Lochs eine andere "Sternleiche" ist, nämlich ein Neutronenstern, der hier sein Unwesen treibt. Aber diverse Beobachtungen, vor allem die Kombination aus Radio- und Röntgenbeobachtungen, sprechen für ein Schwarzes Loch.  

Wie geht's weiter?

Die weiteren Untersuchungen zielen darauf ab, "Igors" Entfernung sehr genau zu bestimmen, um die Lochmasse genauer festnageln zu können.  Die Astronomen hoffen aus dem Vergleich der beiden Himmelsquellen, IGR J17091-3624 = "Igor" und GRS 1915+105, mehr über die Physik der Röntgendoppelsterne und die Mindestmasse Schwarzer Löcher zu lernen. Stay tuned.  

Quellen:

• Original-Publikation von Altamirano et al. 2011  
• Pressemeldung auf astronews.com 

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07. November 2011, 12:06

Ich hatte kürzlich die Gelegenheit einen aktuellen Science-Fiction-Film zu sehen, der in diesen Tagen in den Kinos läuft. Der Film heißt "Another Earth", und Regie führte Mike Cahill.  

Von der Geschichte möchte ich nicht zu viel verraten. Im Wesentlichen geht es um eine junge Frau, die eine große Schuld auf sich geladen hat. Ihr Leben nimmt damit eine dramatische Wende und sie versucht mit dieser Schuld fertig zu werden. Der Film ist kein techniklastiger Science-Fiction-Reißer, sondern vielmehr ein feinfühliges Drama. Besonders hervorzuheben ist die Leistung der beiden Hauptdarsteller Brit Marling und William Mapother.  

Den Titel verdankt der Film dem merkwürdigen Phänomen, dass am Himmel plötzlich eine zweite, identisch aussehende Erde auftaucht. Sehr spannend ist die Kontaktaufnahme zur 2. Erde, die einige Überraschungen parat hält. Wissenschaftlich sollte man nicht zu sehr hinterfragen, woher die zweite Erde kam. Aber es gäbe schon Erklärungen, die bereits in der einschlägigen Science Fiction wie im Film "Contact" oder der Serie "Star Trek" herhalten musste.  

"Another Earth" ist ein wirklich sehenswertes Drama mit einer berührenden Geschichte, die sehr zum Nachdenken anregt. Besonders gefallen hat mir der Schluss. 

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04. Oktober 2011, 12:22

Nun steht es also fest: Der diesjährige Nobelpreis für Physik geht an Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt und Adam G. Riess! Die US-amerikanischen Forscher haben entdeckt, dass sich das Universum beschleunigt ausdehnt. Sie sind Experten für sog. Supernovae Typ Ia, einem speziellen Typ von Sternexplosionen, die sich gut eignen, um im Kosmos recht genau große Distanzen zu messen. 1998 wurde mit Daten vieler solcher Sternexplosionen nachgewiesen, dass das Weltall nicht nur expandiert, sondern dies sogar beschleunigt voranschreitet. Damit war klar, dass man im Kosmos eine seltsame Energieform benötigt, die schon Albert Einstein 1917 als kosmologische Konstante ("Lambda") eingeführt hatte. Mittlerweile spricht man von der Dunklen Energie. Diese Entdeckung gehört zu den größten Durchbrüchen der Astronomie (wie ich schon im Sommer 2009 darstellte) und es ist in der Tat des größten Preises der Physik würdig.

Und weil es im Original einfach so schön klingt hier die Laudatio des Nobel-Komitees: "for the discovery of the accelerating expansion of the Universe through observations of distant supernovae" 

Weitere Blog posts zum Thema:

 

• "Der Urknall - 5 Gründe daran zu glauben"
• "Supernovae Ia - Der Explosionsursache auf der Spur"
• "Dunkle Energie - bloß Einbildung?"
• "Aktive Galaxien als neue Distanzmesser für größte Entfernungen"

 

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27. September 2011, 16:56

Wie? Quasare sollen sich als die längsten, kosmischen Lineale entpuppen? Wie funktioniert denn das?

Der Motor hellster kosmischer Leuchtfeuer
Supermassereiche Schwarze Löcher in den Zentren von Galaxien entzünden die hellsten Lichter im Kosmos. Das geschieht allerdings nur, wenn die Schwarzen Löcher große Mengen Materie in kurzer Zeit verschlingen. In solchen Fällen macht sich das Loch als extrem helles, kosmisches Leuchtfeuer bemerkbar, das Energie bei allen Wellenlängen elektromagnetischer Strahlung abgibt. Die Leuchtkräfte eines einzigen der massereichsten AGN beträgt bis zu10^41 Watt, was ungefähr so viel wie 10.000 Milchstraßen entspricht!

Optisches Foto des Quasars 3C 273 (Bild: HST, NASA/ESA)

Quasare und andere galaktische Leuchtfeuer
Der Oberbegriff für derart funktionierende "Lichtmaschinen" lautet in der Astrophysik aktive Galaxienkerne oder kurz AGN (engl. active galactic  nuclei). Prominente Vertreter der AGN sind z.B. die Quasare und Seyfert-Galaxien; unsere Heimatgalaxie, die Milchstraße, gehört hingegen nicht zu den AGN. Zwar besitzt sie ein supermassereiches Schwarzes Loch von vier Millionen Sonnenmassen im Innern, aber dieses verschlingt kaum Materie, so dass dieses "hungernde Loch" auch nicht als Lichtmaschine zündet.

Querschnittskizze durch den inneren Teil einer aktiven Galaxie (Bild: A. Müller)

Zwei Arten von Höllenmaschinen
AGN sind achsensymmetrische Gebilde, die man sich vorstellen kann wie eine gigantische Scheibe aus Sternen und Staub. Diese Scheibe hat einen Durchmesser von einigen tausend Lichtjahren und in ihr rotiert die Materie wie in einem Karussell in das zentrale Schwarze Loch in der Scheibenmitte hinein.  Astronomen klassifizieren die AGN in zwei Typen, je nachdem, ob man von oben auf die Scheibe und in die Lichtmaschine hineinschauen kann (Typ 1) oder mehr auf die Kante der Scheibe schaut (Typ 2). Diese Orientierung ist reiner Zufall - eben je nachdem, wie die Erde relativ zu dem AGN steht.

Karussellfahrt in den Höllenschlund 
In der Scheibe erreicht das Material höchste Geschwindigkeiten, die kurz vor dem Schwarzen Loch sogar vergleichbar werden mit der Lichtgeschwindigkeit. Astronomen können diese wahnwitzige Karusselfahrt ohne Happy-end aus der Ferne beobachten, z.B. indem sie die abgegebene Strahlung mit Teleskopen verfolgen. Sie wird verfärbt und heller oder dunkler, je nachdem, ob der Astronom gerade den Teil des Karussells betrachtet, der sich gerade in unsere Richtung dreht oder von uns weg dreht. Der physikalische Effekt der dahintersteckt heißt Doppler-Effekt. Er gestattet es, auf bequeme weise Geschwindigkeiten zu messen - auch wenn das Material Millionen Lichtjahre entfernt ist.

Licht verrät die Karussellfahrt
Eine Spektrallinie (z.B. als eine Auftragung Lichtintensität über Wellenlänge), die von der Scheibe abgegeben wird, wird durch den Doppler-Effekt verbreitert und besitzt für den Beobachter aus der Ferne einen rotverschobenen und einen blauverschobenen Teil. Wie gesagt, sind die Geschwindigkeiten recht hoch, so dass die Spektrallinie extrem verbreitert wird. Astronomen nennen sie dann "breite Linie" (engl. broad line) und das Gebiet der Scheibe, aus der sie kommt, die "Region breiter Linien" (engl. broad line region, kurz BLR). Die bekanntesten Spektrallinien, die astronomisch gemessen werden, stammen u.a. von Wasserstoff (optisch; H beta bei 510 nm Wellenlänge) und Kohlenstoff (UV; C IV bei 155 nm).

Echo-Strahlung
Die kontinuierliche AGN-Strahlung aus dem Zentrum der Galaxie trifft nun auf das Scheibenmaterial und regt dieses zum Abstrahlen der BLR-Spektrallinien an. Dazwischen liegt ein zeitlicher Unterschied, der davon abhängt, wie weit die BLR vom Zentrum entfernt ist: Je größer die BLR, um so größer der zeitliche Unterschied zwischen Aussendung der Primärstrahlung im AGN und Aussendung der "Antwortstrahlung" in der BLR.

Astronomen können das messen, indem sie einerseits die Ankunftszeiten der primären AGN-Strahlung direkt beobachten und andererseits die zeitlich versetzte BLR-Linienstrahlung als "Echo" später aufnehmen. Solche Messungen der Lichtlaufzeitverzögerung sind in Fachkreisen auch bekannt als "reverberation mapping".

Außerdem gilt: Je leuchtkräftiger die Strahlung aus dem AGN-Zentrum ist, desto tiefer dringt sie in das Material der BLR ein. Das Material wird dort durch die AGN-Strahlung in elektrische Ladungsträger zerlegt (Photoionisation). Angeregt von der AGN-Strahlung strahlt das ionisierte BLR-Material dann die Linienstrahlung ab. 

Die räumliche Größe der BLR bzw. die Lichtlaufzeitverzögerung ist somit proportional zur AGN-Leuchtkraft.

Was ist neu?
In einer neuen Forschungsarbeit haben die Astronomen nun entdeckt, dass es bei den aktiven Galaxien eine neue Beobachtungsgröße gibt, die sich eignet, um sehr genau große Entfernungen zu bestimmen (Watson et al. 2011). Astrophysiker haben zunächst einen hochtrabenden Namen für Entfernung und sprechen von der Leuchtkraftdistanz. Sie hängt zusammen mit der Leuchtkraft einer Himmelsquelle (sozusagen der "Helligkeit vor Ort der Quelle") und dem Strahlungsfluss (der "beobachteten Helligkeit in großer Entfernung von der Quelle"). Es ist erstens intuitiv und anschaulich klar, dass der Strahlungsfluss mit dem Abstand der Quelle (quadratisch) abnimmt. Der Abstand bzw. die Leuchtkraftdistanz ist also proportional zu eins durch die Wurzel des Flusses. Sollte es zwei Quellen geben, bei denen derselbe Fluss beobachtet wird, so sind sie entweder in der gleichen Entfernung und haben dieselbe Leuchtkraft oder die eine hat eine höhere Leuchtkraft, ist dafür aber auch weiter weg. Die Leuchtkraftdistanz ist also zweitens proportional zur Leuchtkraft. Beide Sachverhalte stecken in der Definition der Leuchtkraftdistanz.

Nun hatten wir aber gerade besprochen, dass für die AGN, bei denen man eine BLR beobachtet, die BLR-Größe mit der AGN-Leuchtkraft zunimmt. Anders gesagt: Der Radius der BLR ist wegen der oben beschriebenen Physik proportional zur Wurzel der AGN-Leuchtkraft. Steigt der BLR-Radius, so muss aber auch die Strahlung mehr weg zurücklegen und die Lichtlaufzeitverzögerung nimmt zu. 

Wir folgern: Für eine aktive Galaxie (vom Typ 1) ist die Lichtlaufzeitverzögerung geteilt durch die Wurzel des Strahlungsflusses eine geeignete Größe, die Leuchtkraftdistanz oder Entfernung zu messen. Wir müssen uns nun "nur" für einige AGN diesen Quotienten Lichtlaufzeitverzögerung durch Wurzel des Strahlungsflusses beschaffen und die die Entfernung (=Leuchtkraftdistanz) für einen AGN bekannter Entfernung eichen.

Eichung und beobachtete AGN
Die neue Methode wurde an einem bestimmten AGN, der Galaxie NGC 3227, deren Entfernung gut bekannt ist, geeicht. Es ist geplant weitere AGN zur Eichung heranzuziehen, der Entfernung über die Cepheiden-Methode bestimmt wurde. Die Astronomen um Watson et al. benutzten ein Gruppe (engl. sample) von 38 AGN vom Typ 1. Für sie fanden sie, dass die neue Messgröße in der Tat ein guter Entfernungsindikator ist.

Vergleich mit der bisher favorisierten Methode
Die besten Standardkerzen für große Entfernungen waren bislang die Supernovae vom Typi Ia, also explodierende Weiße Zwerge. 1993 wurde entdeckt, dass ihre Helligkeiten gute Entfernungsindikatoren sind (sog. Phillips-Relation). 1998 brachte diese Art der Entfernungsmessung den Durchbruch für die Kosmologie, nämlich dass das Universum beschleunigt expandiert - ein Phänomen, für das die Dunkle Energie verantwortlich gemacht wird. Die Supernova-Methode taugt bis zu Entfernungen bis etwa z = 1,7 (große Entfernung werden in der Kosmologie mit der kosmologischen Rotverschiebung z, angegeben). Der Grund ist, dass die absolute Helligkeit der Supernovae Typ Ia einen Maximalwert erreicht, der auch ab einer bestimmten großen Entfernung nicht mehr beobachtbar ist.

Mit der neuen hier vorgestellten AGN-Methode kommt man hingegen bis zu z = 4 - vielleicht sogar weiter.

Wozu könnte das gut sein?
Die Supernova-Methode brachte einen Durchbruch in der Physik und unserem kosmologischen Weltbild, aber sie ist beschränkt. Es ist gut, nun eine Methode mithilfe der AGN weiterzuentwickeln, um Entfernungen noch tiefer in das Weltall zu messen. Die Hoffnung ist, die beschleunigte Expansion noch genauer zu untersuchen und so mehr über die rätselhafte Dunkle Energie zu lernen. Bisher legen die Beobachtungen nahe, dass eine Dunkle Energie in der Gestalt von Einsteins kosmologischer Konstante ("Lambda") realisiert ist. Astronomen können dies recht genau messen, indem sie den sog. w-Parameter und dessen zeitliche Veränderung bestimmen. Aktuell messen sie w = -1 und w' = 0, also eine zeitlich unveränderliche Form Dunkler Energie. 

Es ist nun spannend, mithilfe der neuen AGN-Methode die Messungen tiefer in den Kosmos fortzusetzen - und dabei vielleicht etwas vollkommen Neues, Unerwartetes zu entdecken.

 

Quelle: "A new cosmological distance measure using AGN", Watson et al. 2011, ApJ in press; arXiv:1109.4632

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01. September 2011, 20:04

Meistens sind wir so sehr gefangen im Alltag, dass wir gar nicht merken, wie unglaublich eigentlich jeder Tag und jeder gelebte Moment ist. Wir nehmen alles so selbstverständlich hin, stehen morgens auf, frühstücken, fahren zur Arbeit etc. und bewegen uns dabei durch eine Welt, die - wenn wir uns die Zeit nehmen, in Ruhe darüber nachzudenken - eigentlich alles andere als selbstverständlich ist.

Eine komplexe, interdisziplinäre Frage
Die Frage danach, woher diese Welt und wir selbst kommen, ist, wie wir mittlerweile erahnen können, extrem komplex. Unter'm Strich müssen wir feststellen, dass wir nur einen kleinen Bruchteil davon verstanden haben, wie es dazu kommen konnte, dass ein sich seiner selbst bewusster Mensch auf dieser Erde existiert, seine Umgebung wahrnimmt und aktiv gestaltet.

Meines Erachtens gibt es auf die Frage "Woher kommen wir?" fünf verschiedene Verständnisebenen:

• die kosmologische Ebene: Ursprung des Universums
• die physikalische Ebene: Ursprung der Materie und Kräfte
• die chemische Ebene: Ursprung der Elementvielfalt
• die biologische Ebene: Ursprung von Leben
• die kognitive Ebene: Ursprung einer sich selbst bewussten Lebensform

Zu den ersten dreien möchte ich hier und jetzt etwas sagen und zu den letzten beiden sind Experten eingeladen etwas beizusteuern - z.B. über die Kommentarfunktion. Meine Anmerkungen müssen bruchstückhaft ausfallen, aber ich verlinke auf mein Weblexikon zum Vertiefen von Themen und gerne können wir hier offen Gebliebenes diskutieren.

Wo der Kosmos herkommt
Die stoffliche Welt, die uns umgibt, musste zunächst eine "Bühne" haben, auf der alles geschieht, nämlich Raum und Zeit. Nach dem, was wir heute in der modernen Kosmologie zu wissen glauben, wurde das Universum selbst vor 13,7 Milliarden Jahren im Urknall (Blog post "Der Urknall - 5 Gründe daran zu glauben") geboren. Allein das ist, finde ich, eine Erkenntnis ungeheurer Tragweite: Der Kosmos war nicht schon immer da, sondern "er kam auf die Welt, wie ein Menschenkind". Noch vor 100 Jahren dachte man, dass das Universum statisch sei: "Es war schon immer da, und es wird auch ewig da bleiben." Von wegen. Diese Weltengeburt wird durch mehrere voneinander unabhängige, astronomische Beobachtungen gestützt: die kosmische Hintergrundstrahlung, die großräumige Verteilung und Bewegung der Galaxien, die Verteilung der leichtesten, chemischen Elemente und entfernte Explosionen von bestimmten Sternen.

Es bleibt festzuhalten, dass diese Befunde nur belegen, dass das Universum vor endlicher Zeit in einem räumlich kleinen und heißen Zustand begann. Unklar ist bis heute, ob dieser Zustand im Prinzip unendlich klein war - die Urknallsingularität, wie wir mit der Allgemeinen Relativitätstheorie folgern müssten - oder doch von endlicher, räumlicher Ausdehnung. Und über das "Davor" wird erst recht keine Aussage gemacht. Dazu gibt es eine Reihe physikalischer Modelle (im Rahmen der Quantenkosmologie Hawkings, der Stringtheorie oder auch der Loop-Quantengravitation), aber die Forscher können sie (noch) nicht testen, so dass man sie als Spekulation bezeichnen muss.

Fakt ist: Der Kosmos ist da. Außerdem entwickelt er sich, insbesondere auch das, was sich darin befindet: die Materie. Interessanterweise haben Kosmos, Raum, Zeit und Materie sehr viel miteinander zu tun und können nicht unabhängig voneinander betrachtet werden, wie uns Albert Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie lehrt: Die kosmische Bühne entwickelt sich so, wie wir es beobachten aufgrund der darin befindlichen Energie und Materie - und in einer komplizierten, nicht linearen Rückwirkung darauf, verhalten sich Energie und Materie im Universum so, wie es die Dynamik der kosmische Bühne diktiert.

Der Stoff, aus dem der Kosmos ist
Das Universum ist nichts ohne das Materielle darin. Um zu erklären, woher die Materie kommt, muss man verstehen, was mit Materie und mit den Kräften, die die Materie zusammenhalten, geschehen, wenn sich die Umgebungstemperatur ändert. Denn kurz nach dem Urknall war das Milieu unvorstellbar heiß, ca. 10^32 Grad (Planck-Temperatur), und es kühlte sich durch die Ausdehnung des Universums rapide ab. Schon knapp 400.000 Jahre nach dem Urknall war der Kosmos durchschnittlich nur 3000 Grad "heiß".

Die Materie und die Kräfte haben schon während der drei ersten kosmischen Minuten einiges durchgemacht. Wir kennen auf der Erde vier fundamentale Naturkräfte in der Physik: die Schwerkraft, die elektromagnetische, die schwache und die starke Kraft. Sie haben unterschiedliche Reichweiten, betreffen unterschiedliche Teilchen (je nach ihrer Ladung) und bewirken damit auch ganz unterschiedliche Effekte. So hält uns die Schwerkraft, die zwischen Massen wirkt, am Erdboden. Die elektromagnetische Kraft hält unseren Körper zusammen und verhindert, dass wir durch den Erdboden in den Erdmittelpunkt fallen. Die schwache Kraft verhindert, dass die Teilchen in unserem Körper zerfallen, sonst würden wir regelrecht zerfließen. Und die starke Kraft hält die Teilchen in den Atomkernen unseres Körpers zusammen. Alles paletti, dank raffiniert ausgeklügelter Kräftewirkungen.

Aber die Gesetze der modernen Teilchenphysik besagen, dass wir besondere Verhältnisse, insbesondere eine besondere Umgebungstemperatur haben. Steigt die Temperatur, so verändern sich die vier Naturkräfte. Sie "verschmelzen" und verändern dabei ihren Charakter. Eine erste Verschmelzungsstufe ist die sog. elektroschwache Kraft, bei der elektromagnetische und schwache Kraft "zusammenwachsen". Sie werden damit ununterscheidbar. Dass das nicht ein bloßes Hirngespinst ist, wurde per Experiment bestätigt. Denn in der elektroschwachen Theorie treten neue Teilchen auf, die tatsächlich am Teilchenbeschleuniger am CERN entdeckt wurde. Dafür gab's auch einen Nobelpreis für Physik. Also keine schlechte Idee, dieser Verschmelzungsansatz.

Deshalb gehen diese Bestrebungen, die der Physiker mit "Vereinheitlichung der Kräfte" bezeichnet, mittlerweile weiter - auch in vollkommenes Neuland, das bislang nicht experimentell zugänglich ist. Das Tolle daran ist, dass diese Theorien uns etwas über die allerfrühesten Phasen kosmischer Entwicklung verraten. Sie besagen z.B., dass schon 10^-36 Sekunden nach dem Urknall die ersten superschweren Teilchen entstanden sein sollen. Wir reden hier nicht von Atomen, sondern von "Vorläuferteilchen", die, wie die theoretische Teilchenphysik offen legt, nötig sind, um den Ursprung der chemischen Elemente und Atome ableiten zu können. Längst ist nicht alles klar, was sich so früh nach dem Urknall genau abgespielt hatte, aber die Lehrmeinung favorisiert extrem schwere Teilchen, genannt Leptoquarks, die in dieser sehr frühen Epoche, der sog. GUT-Ära, entstanden sein sollen. GUT steht für Große Vereinheitliche Theorien (engl. Grand Unified Theories) und stellt eine Theorie dar, in der elektromagnetische, schwache und starke Kraft zu einer einzigen Kraft, genannt X-Kraft, verschmolzen sein sollen. In der GUT-Ära herrschen also nur X-Kraft und Gravitation.
Die schweren Leptoquarks sollen am Ende der GUT-Epoche in Materie und Antimaterie - also gewöhnliche Quarks und Leptonen - zerfallen sein. Dieser Zerfall geschah asymmetrisch zugunsten der Materie. Wir beobachten ja, dass es kaum Antimaterie um uns herum und im Kosmos gibt. Dieses Missverhältnis, dem wir unsere Existenz verdanken, hatte vermutlich seinen Anfang in der GUT-Epoche genommen *).

So entstanden also Quarks und Leptonen als elementare Bausteine der Materie, die sich danach - nachdem der Kosmos noch weiter abgekühlt war - zu Teilchen zusammenfügten. Drei Quarks bilden die Baryonen, z.B. Proton und Neutron. Zwei Quarks fügen sich zu einem Meson zusammen, z.B. dem Pion. Die Baryonen fanden sich wiederum zusammen, um z.B. Atomkerne wie Wasserstoff oder Helium zu bilden. Und die Leptonen, dazu gehören Elektronen, Positronen, Myonen, Neutrinos u.a. blieben frei oder wurden eingefangen. So bildeten sich drei Minuten nach dem Urknall die leichtesten neutralen Atome mit einem elektrisch positiv geladenen Atomkern, der aus Protonen und Neutronen besteht, sowie einer elektrisch negativ geladenen Hülle aus Elektronen. In der Fachsprache sprechen die Kosmologen von primordialer Nukleosynthese, der Entstehung von Atomkernen kurz nach dem Urknall. In dieser Epoche entstanden die bis heute am häufigsten vertretenen Elemente im Kosmos: Wasserstoff (75%) und Helium (25%) - alle anderen Elemente sind gewissermaßen kosmische Spurenelemente.

Erst mit der Entstehung der ersten neutralen Atome war auch der Weg frei, dass die darin enthaltene Wärmestrahlung, die zuvor noch in der elektrisch geladenen Ursuppe gefangen war, frei wurde. Sie machte sich auf den Weg in den sich ausdehnenden Kosmos und heute beobachten wir sie noch - infolge der kosmischen Ausdehnung stark abgekühlt bei nur knapp drei Kelvin - als kosmische Hintergrundstrahlung.

Die Gravitation übernimmt das Ruder
Nach all dieser Kern- und Teilchenphysik kam dann endlich die Astrophysik ins Spiel. Denn die fein verteilte Materie aus leichten chemischen Elementen, im Wesentlichen Wasserstoff und Helium, wurde nun von der Gravitation "massiert". Die schwächste aller vier Naturkräfte dominierte seither das weitere Schicksal des Universums und schuf Strukturen: Klumpen, die zu Sternen wurden; Sternansammlungen, die zu Galaxien wurden; und Galaxienansammlungen, die zu Galaxienhaufen und Galaxiensuperhaufen wurden, den größten gebundenen Systemen im Kosmos.

Sterne sind für den kosmischen Materiehaushalt ganz wichtig, denn erst sie bildeten die schwereren, chemischen Elemente in ihrem Innern über die Fusion von leichten Atomkernen. Ohne Sterne, kein breitgefächerter Element-Cocktail. Nicht einmal Wasser wäre in die Welt gekommen, da zum Wasserstoff (H) der Sauerstoff (O) fehlte. Den Stoff, den wir atmen, stellten erst die Sterne her - und das in einer Zeit von wenigen hundert Millionen Jahren nach dem Urknall. Im Unterschied zur oben erwähnten primordialen Nukleosynthese, reden die Astrophysiker hier von der stellaren Nukleosynthese, und meinen damit die Elemententstehung in Inneren von Sternen.

Um Elemente schwerer als Eisen herzustellen mussten massereiche Sterne sterben, denn erst die heißen Explosionsfronten der Supernovae (Typ II), ermöglichen Kernreaktionen, um Gold, Blei & Co. entstehen zu lassen. Diese dritte Form der Nukleosynthese heißt daher explosive Nukleosynthese.
Und auch hier sei betont, dass bei weitem nicht alles klar ist: Ursprung der gewöhnlichen Materie schön und gut; aber das macht im lokalen Universum nur 4% aus. Der große Rest steckt in rätselhaften dunklen Formen, Dunkler Materie und Dunkler Energie, deren Vorkommen indirekt messbar ist, deren Natur aber nicht bekannt ist. Wir neigen zum Prahlen mit unserer modernen Wissensgesellschaft, aber 96% des kosmischen Energiebudgets sind nicht verstanden.

Der Weg ins Sonnensystem und zu Leben
Die unbelebte Materie fand also ihren Weg in den Kosmos, und es dauerte ein paar Milliarden Jahre, bis die chemische Elementvielfalt vorhanden war, um der Materie Leben einzuhauchen. Vor 4,5 Milliarden Jahre entstand unser Sonnensystem: ein riesiger, leuchtender Wasserstoff-Gasball, der von einer kalten, "staubigen" Materiescheibe umkreist wurde. In der Scheibe bildeten sich die Planeten (wie genau, auch das noch eine Herausforderung an die Naturwissenschaften) und schließlich die Erde.

Auf diesem unbelebten Planet geschah etwas für uns bislang Einzigartiges, das Wunder des Lebens, über das ich mich mangels Sachkenntnis leider nicht auslassen kann. Offenbar muss es dafür bestimmte Voraussetzungen geben, denn bei den anderen Planeten und Monden des Sonnensystems fanden wir bislang kein Leben. Ein Puzzleteil im Verständnis dieser Vorgänge stellt sicher das Miller-Urey-Experiment aus dem Jahr 1953 dar, bei dem die Bausteine des Lebens (Aminosäuren) in einer einfachen Modellatmosphäre für die Erde erschaffen werden konnten.

Aber zu Leben gehört mehr als nur ein paar organische Bausteine. Ein weiteres Puzzlestück dürfte die Kohlenstoff-Chemie sein, nämlich dass irdisches Leben auf dem kosmisch recht häufig vorkommenden und vierbindigen Element Kohlenstoff basiert. Allein die Chemie dieses Elements erklärt schon einiges der beobachteten Vielfalt und Reaktionsverhaltens des kohlenstoffbasierten Lebens.

Aber Leben ist nicht gleich Leben. Einigen Lebensformen, nämlich uns Menschen, gelang es sogar, sich ihrer selbst gewahr zu werden - eine Fähigkeit, die der gemeinen Alge oder Amöbe verwehrt blieb. Dank unserer Erinnerungsfähigkeit können wir lernen und planen; dank unserer Fähigkeit soziale Netzwerke zu bilden können wir kooperieren und eine Schwarmintelligenz ausbilden, die die Leistungsfähigkeit eines Individuums um ein Vielfaches übertrifft. Eine wissenschaftliche Beschreibung dieser Sachverhalte geht natürlich weit über die Physik hinaus.

Nichts ist selbstverständlich
Aufstehen, sich ernähren, sich durch die Welt bewegen, interagieren, gestalten, verstehen - für uns sind das banale Automatismen geworden, was sie eigentlich nicht sind. Dieses Handeln und dieses Leben in Zyklen ist eine Konsequenz einer faszinierenden, kosmischen Geschichte vom Werden und Vergehen.

Unsere wissenschaftliche Arbeit hat schon so manches Geheimnis der Natur gelüftet und doch dürfen wir uns nicht der Versuchung hingeben zu glauben, schon alles verstanden zu haben - im Gegenteil. Nichts ist in diesem Zusammenhang treffender als die Sokratische Einsicht "Ich weiß, dass ich nichts weiß." Aber erstaunlich weit gediehen ist unser Verständnis schon; weit genug, um uns einen Eindruck zu geben, dass wir in einer wundersamen, raffinierten Welt voller Schönheiten leben, die es zu entdecken und zu bestaunen gilt.

*) Hinweis auf "Sterne und Weltraum", Oktoberheft 2011, Artikel "Das Rätsel der Antimaterie" von Peter Fierlinger

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23. Juli 2011, 15:17

Seit gestern tagen die CERN-Forscher in Grenoble bei der Europhysics Conference on High Energy Physics (EPS Meeting), um die aktuellen Ergebnisse am  Teilchenbeschleuniger Large Hadron Collider (LHC) zusammenzutragen. In zwei LHC-Experimenten, ATLAS und CMS, fand man nun ungewöhnliche Ereignisse im Massenbereich von 130-150 Gigaelektronenvolt. Das ist gerade ein Bereich, in dem die Masse des Higgs-Teilchens vermutet wird. Das Higgs-Teilchen wäre dann so schwer wie bis zu 150 Protonen, den elektrisch positiv geladenen Teilchen im Atomkern.  

Was passiert genau?

Am LHC werden Protonen zu Kollision gebracht (siehe mein Übersichtsbericht zum LHC). Dabei ist eine besondere Teilchenreaktion, dass sich zwei Gluonen sehr nahe kommen könnten, die, vermittelt über virtuelle Paare aus Quarks und Antiquarks ("loops"), kurzzeitig das Higgs-Teilchen erzeugen. Schließlich zerfällt es in zwei Gammaphotonen, also hochenergetische, elektromagnetische Strahlung. Von 500 Proton-Proton-Kollisionen würde aber nur eine zu genau dieser Zerfallsreaktion führen. Deshalb muss man viele Proton-Proton-Kollisionen im LHC produzieren, um diesen Prozess überhaupt beobachten zu können.  

Nun haben zwei Großexperimente am LHC - sowohl ATLAS, als auch CMS - im gleichen Massenbereich etwas gefunden. Und genau dieser Massenbereich ist nach wie vor noch interessant, dass hier das Higgs-Boson gefunden werden könnte.  

Reaktionen von Experten und der Presse

Die Messungen sind außerordentlich kompliziert. Deshalb sind die CERN-Forscher auch so zaghaft. Während sie die Entdeckung noch zurückhaltend beurteilen, sehen Journalisten schon fast eine Entdeckung. Doch nach Einschätzung der CERN-Physiker ist es noch zu früh, um von einer Entdeckung zu sprechen. Wir müssen also den Ball noch flach halten. Aber im Herbst/Winter werden die Daten gut genug sein, um entweder die Entdeckung des Higgs-Teilchens im niedrigen Massenbereich 130-150 Gigaelektronenvolt bestätigen zu können oder es in diesem Bereich ausschließen zu können. Im letzteren Fall wäre also das Higgs-Teilchen noch schwerer - oder es existiert nicht.  

Am nächsten Montag, 25. Juli 2011, 13:30 Uhr findet eine Pressekonferenz in Grenoble statt. 

Links:

[1] nature Artikel von gestern 

[2] Bericht im Quantumdiaries-Blog 

[3] CERN-Mitteilung zum EPS Meeting   

Update 25.07.11, 14:30 Uhr:

Nach der EPS-Pressekonferenz in Grenoble: CERN-Generaldirektor Prof. Rolf-Dieter Heuer rechnet erst für Ende 2012 damit, dass wir mit mehr Sicherheit etwas über die Existenz oder Nicht-Existenz des Higgs-Teilchens wissen. Es müssen einfach noch mehr Messdaten gesammelt werden, um statistisch aussagekräftig zu sein. Wir müssen also noch Geduld haben. Aber weil diese Erkenntnisse nach und nach kommen werden, rechnet Heuer mit ersten Gerüchten schon deutlich vor Ende 2012.

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17. Juli 2011, 20:28

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08. April 2011, 13:20

Nachdem ich einen spekulativen Blick 100 Jahre in die Zukunft gewagt hatte, möchte ich unsere Gegenwart des Jahres 2011 nun der Vergangenheit von vor 100 Jahren gegenüberstellen. Wie war das Leben um 1911? Was wusste ein Zeitgenosse aus dem Jahr 1911 von der Welt und wie bewegte er sich darin?

Politik
Die Welt stand am Abgrund. 1911, das war kurz vor dem 1. Weltkrieg, der 1914 ausbrach. Verschiedene Mächte der Welt waren auf Konfrontationskurs und kämpften schließlich um die Vormachtstellung. Rückblickend betrachtet war 1911 ein Jahr in einer Zeit des Umbruchs, aus der viele neue Staaten hervorgingen. Wie war die politische Großwetterlage? 

Nun, die USA waren bereits entdeckt (1492), für unabhängig (1776) und für vom "Wilden Westen" befreit (1890) erklärt worden. Das Attentat auf US-Präsident Abraham Lincoln lag schon 46 Jahre zurück. Die USA erfreuten sich größter Zuwanderungszahlen, die dank großer Dampfschiffe vor allem aus Europa eingeschippert wurden. Am 06.02.1911 kam der spätere Schauspieler und US-Präsident der 1980er Jahre, Ronald Reagan, auf die Welt.

In Deutschland herrschte der letzte Kaiser, Wilhelm II. (übrigens ein Enkel der britischen Queen Victoria), in einer Staatsform, die konstitutionelle Monarchie genannt wird. Diese durch eine Verfassung eingeschränkte Monarchie läutete den Übergang in die heutige Bundesrepublik Deutschland ein. Nach 1918 gab es den Reichstag und den Reichskanzler, die später zu Bundestag und Bundeskanzler wurden. Übrigens dürfen erst seit 1919 auch Frauen wählen gehen - ein weiblicher Kanzler sollte in Deutschland erst im Jahr 2005 möglich werden. Ganz ohne Quote. Nur mit dem Charisma von hängenden Mundwinkeln.

Und sonst in Europa? Großbritannien war die führende Seemacht, die im Zeitalter des Kolonialismus viele Kolonien in Asien und Afrika einheimste. Über die sog. Triple-Entente war das British Empire mit Russland und Frankreich verbunden. Dem gegenüber stand der Block aus Deutschem Reich, Österreich-Ungarn, Königreich Italien und Osmanischem Reich. Deutschland geriet in Konflikt mit Großbritannien, Frankreich und Russland. 

Als Auslöser des 1. Weltkriegs wird das "Attentat von Sarajevo" am 28.06.1914 angesehen, bei dem der österreichisch-ungarische Thronfolger Franz Ferdinand und seine Gattin von serbischen Aktivisten ermordet wurden, Aktivisten, die dem serbischen Geheimbund "Schwarze Hand" nahe standen. In der Konsequenz stand der Gegenschlag von Österreich-Ungarn gegen das Königreich Serbien und über die zahlreichen Bündnisverflechtungen die Einschaltung von Deutschland und Russland bis zur weltweiten Auseinandersetzung. 

Und im fernen Osten? Zum Jahresende 1911 führten Aufstände zum Ende des Kaiserreichs China und zur Gründung der Republik China am 01.01.1912. Noch ein Kaiser, der gehen musste.

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