Astro-Lexikon F 1

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Mit unseren menschlichen Augen nehmen wir Farben wahr, die in der Sprache der Astronomie ausschließlich im optischen Bereich liegen. Wir sehen das Licht und assoziieren damit Farbempfindungen von rot, orange, gelb, grün, blau bis violett. Diese Regenbogenfarben nennt man in der Physik sichtbares Spektrum.

Farben als Wellen

Licht ist aus der Sicht der klassischen Elektrodynamik eine elektromagnetische Welle. Dieser Welle kann eine Wellenlänge zugeordnet werden. Physiker haben gemessen, dass der Bereich des sichtbaren Spektrums außerordentlich kurze Wellenlängen von 400 (violett) bis 700 (rot) Nanometern aufweist. Ein Nanometer ist der Milliardste Teil eines Meters: 1 nm = 10^-9 m = 10^-7 cm.

Das elektromagnetische Spektrum

Das elektromagnetische Spektrum ist jedoch viel breiter als der schmale Bereich des sichtbaren Lichts: So gibt es bei den großen Wellenlängen im Bereich von

• Kilometern bis Zentimetern die Radiowellen,
• Zentimetern die Mikrowellen
• Mikrometern die Infrarotstrahlung,
• hundert Nanometern das sichtbare Licht
• Nanometern das Ultraviolett,
• Zehntel Nanometern (Angstrøm) die Röntgenstrahlung,
• Billionstel Metern die Gammastrahlung,
• Trillionstel Metern die TeV-Strahlung.

Von oben nach unten nimmt auch die Energie der Strahlung deutlich zu. Diese Strahlungsenergie ist übrigens gequantelt (Einsteins Lichtquantenhypothese) und zwar in die Photonen.

Wer sehen will, muss fälschen

Astronomen sind natürlich an allen vorgestellten Strahlungsformen interessiert, weil jede davon Informationen über eine kosmische Quelle enthält. Die Anfänge der Astronomie waren optisch (optische Astronomie); sukzessiv wurden jedoch die anderen Beobachtungsfenstern geöffnet, und so entstanden die Teildisziplinen Radioastronomie, Infrarotastronomie, Ultraviolettastronomie, Röntgenastronomie und Gammaastronomie.
Inzwischen geht die moderne Astronomie sogar über die elektromagnetischen Wellen hinaus, weil es möglich geworden ist, Teilchen zu beobachten, die aus der Tiefe des Weltalls zu uns gelangen. Dazu gehören die Neutrinos (Neutrinoastronomie) und kosmische Strahlung (Hochenergieastrophysik).
Mit diesen für das menschliche Auge prinzipiell unbeobachtbaren Strahlungsformen und Teilchen hat der Astronom ein Darstellungsproblem, denn wie kann er z.B. das Bild einer Röntgenquelle betrachten, wenn er doch mit seinen Augen unempfindlich ist für Röntgenstrahlung? Die Lösung stellt gerade das Falschfarbenbild dar. Doch was ist eigentlich falsch an der Farbe? Nun, der Trick besteht ganz einfach darin, jeder Wellenlänge außerhalb des sichtbaren Bereichs wieder eine für uns sichtbare Farbe aus der Palette von rot bis violett zuzuordnen. Das macht man am besten so, dass blau wieder der kleinsten Wellenlänge (höchsten Strahlungsenergie) und rot der größten Wellenlänge (kleinsten Strahlungsenergie) zugeordnet werden. Nach der Farbtheorie (subtraktive und additive Farbmischung) entsteht dann beim Betrachten des 'gefälschten' Gesamtbildes genau der Farbeindruck wie im sichtbaren Bereich. Sie wollen ein Beispiel? Bitteschön:

Beispiel

Im Wissensportal für Astrophysik gibt es sehr viele Beispiele für Falschfarbenbilder. Das Foto oben ist ein Falschfarbenbild des Planetarischen Nebels NGC3242 (Credit: ESA/XMM-Newton, Chu & Gruendl; Guerrero & Ruiz 2003). Der Nebel wird auch Jupiters Geist genannt, weil er etwa dieselbe scheinbare Größe wie der riesige Gasplanet Jupiter hat. Jupiters Geist befindet sich am Südhimmel im Sternbild Hydra (dt. Weibl./Nördliche Wasserschlange) in etwa 3000 Lichtjahren Entfernung. Die Punktquelle im Zentrum ist ein Weißer Zwerg, der aus einem Roten Riesen hervorgegangen ist. Die abgestoßenen Hüllen des Riesensterns erstrahlen nun als flächenhafter Nebel.
Zur Erstellung des Falschfarbenbilds müssen die Farben rot (R), grün (G) und blau (B) an einen bestimmten Spektralbereich oder an eine bestimmte Spektrallinie (im Prinzip ist das ein sehr enger Spektralbereich) vergeben werden. Im Fall von NGC3242 ist das so geschehen, dass blau die Röntgenstrahlung darstellt, die mit XMM-Newton beobachtet wurde. Grün und rot sind optische Spektrallinien, die mit dem Weltraumteleskop Hubble beobachtet wurden. Das resultierende Gesamtbild heißt RGB-Bild oder Falschfarbenkomposit, weil es sich aus drei Grundfarben zusammensetzt (lat. compositus: zusammengesetzt). So wie sich NGC3242 hier auf diesem Falschfarbenbild präsentiert, wäre er niemals unter natürlichen Bedingungen für das menschliche Auge beobachtbar. Die gewählten, scharfen, optischen Spektrallinien bringen besonderen Kontrast und Schärfe in das Bild.
Nun ist auch eine physikalische Interpretation des Falschfarbenbildes angebracht - jetzt 'machen wir Wissenschaft': Die interessanten Ringstrukturen werden vom Sternenwind des Zwergs erzeugt. Der Wind prallt auf das Nebelmaterial in der Umgebung und bildet dabei ein etwa zwei Millionen Grad heißes Plasma, das die im Bild blau dargestellte (thermische) Röntgenstrahlung abgibt. Es handelt sich hier um einen Planetarischen Nebel mit einer Röntgenblase oder Röntgenkavität (engl. X-ray cavity). Das heiße Gas dehnt sich aus und quetscht dabei das Nebelgas zur dicken, grünen Ringstruktur zusammen. Grün und rot dargestellt ist das deutlich kältere Nebelgas, das in optischen Spektrallinien von Sauerstoff (OIII, grün) und Stickstoff (NII, rot) beobachtet wurde. Diese Interpretation ist natürlich nicht allein auf der Basis des Falschfarbenbildes möglich, sondern erfordert weitere Informationen, wie z.B. Spektren oder Lichtkurven.

Hell & dunkel

Eine RGB-Farbe ist eine Anordnung aus drei Zahlen (R, G, B), ein so genanntes Tripel. Die erste Zahl steht für den Rotwert R, die zweite für den Grünwert G und die dritte für den Blauwert B. Jeder dieser Zahlenwerte kann nun eine ganze Zahl aus dem Wertebereich von 0 bis 255 annehmen. Je kleiner die Zahl, umso dunkler ist die jeweilige Farbe. Wie viele Farben sind mit dem RGB-System darstellbar? Richtig, 256 × 256 × 256 = 16.78 Millionen! Das reicht für ein recht buntes Bild.
Folgendes sind Beispiele dafür: (0, 0, 0) ist schwarz; (255, 255, 255) ist weiß; (255, 0, 0) ist hellrot; (50, 0, 0) ist dunkelrot; (0, 0, 20) ist dunkelblau usw. Die Helligkeit der Farbe wird also durch die Höhe dieser Zahl kontrolliert. Leuchtkräftige Röntgenstrahlung von NGC3242 hat so z.B. den RGB-Wert (0, 0, 220) und erscheint hellblau, während leuchtschwache Röntgenemission vielleicht nur den Wert (0, 0, 15) erhält und somit dunkelblau dargestellt wird.

Falschfarben als mächtiges Werkzeug

In der Astronomie und Astrophysik werden Falschfarbenbilder nicht nur bei Beobachtungsdaten eingesetzt, sondern natürlich auch bei Simulationsdaten, die Computer und Hochleistungsrechner berechnet haben. So kann man einen RGB-Wert nicht nur einer Wellenlänge außerhalb des sichtbaren Bereichs zuordnen, sondern auch einer Temperatur, einem Materiedichtewert oder einem magnetischen Druck. Das wird bei der Visualisierung simulierter Daten beispielsweise in der Hydrodynamik und Magnetohydrodynamik benutzt. Ein weiteres Beispiel aus der Strahlungsphysik ist Ray Tracing, wo z.B. eine Verteilung des Doppler-Faktors als Falschfarbenbild dargestellt werden kann.
Falschfarbenbilder gibt es nicht nur in der Astronomie, sondern auch beispielsweise in der Elastomechanik (Spannungsverteilungen im Material) in der medizinischen Diagnostik (Kernspintomographie), in der Meteorologie (Niederschlagswahrscheinlichkeiten) uvm.

Fazit

Falschfarbenbilder sind von unschätzbarem Wert für die Astronomie als Wissenschaft, und sie sind oft von einer Schönheit, der sich kaum ein Betrachter entziehen kann. Die Falschfarbentechnik führt uns die latente Schönheit der Natur im wahrsten Sinne vor Augen.

Diese Klassifikation mit der Abkürzung FR wurde zur Unterscheidung von Radioquellen eingeführt, insbesondere für Radiogalaxien. Historisch geht sie auf B.L. Fanaroff und J.M. Riley zurück (1974). Diese Radioastronomen untersuchten 57 Radiogalaxien und radiolaute Quasare (3C-Katalog). Es handelt sich dabei um klassische doppelte Radioquellen (engl. double radio sources), die bei Radiofrequenzen von 1.4 GHz und 5 GHz deutlich voneinander separiert werden konnten. Ein Beispiel ist die Radioquelle 3C175 (siehe Abbildung oben; große Version), wie sie 1996 mit dem VLA bei einer Wellenlänge von 6 cm fotografiert wurde (Credit: Bridle et al., NRAO/VLA 1996). Mittlerweile ist klar, dass die beiden Radioquellen Jets sind, deren Plasma aus Elektronen Synchrotronstrahlung im Radiobereich emittiert. Die Jets sind Materiestrahlen, die von einem supermassereichen Schwarzen Loch im Herzen des Quasars erzeugt werden.

Terminologie für Radiostrukturen

Die Radiostrukturen der Radiogalaxien und radiolauten Quasare werden mit folgender Nomenklatur versehen:

• Der Core (dt. Kern) ist mit der zentralen, aktiven Quelle assoziiert. Hier befindet sich das supermassereiche Schwarze Loch, das durch Akkretion die Aktivität des Aktiven Galaktischen Kerns (AGN) steuert.
• Der oder die Jets (einseitig oder beidseitig) besteht aus Plasma, das durch das intergalaktische Medium propagiert. Typische Längenskalen sind im Bereich von kpc oder Mpc!
• In den Hot Spots (dt. Heiße Flecken) wird das Jetplasma geschockt, erreicht dabei hohe Temperaturen und kommt in seiner Propagation zum Erliegen oder strömt im Cocoon (dt. Kokon) entlang der Jetachse zurück zur Quelle.
• Die Lobes (dt. Lappen) sind ausgedehnte, bogenartige Radiostrukturen, die sich hinter den Hot Spots anschließen.

Das Klassifikationskriterium

Fanaroff und Riley definierten nun ein Verhältnis, R_FR, aus dem Abstand der beiden oberflächenhellsten Gebiete (lokalisiert auf gegenüberliegenden Seiten der Zentralquelle) und der Größe der Quelle im Bereich der Radiokonturen niedrigster Radiohelligkeit. Ihre Zweiteilung (Dichotomie) ist die Folgende:

• FR Typ I: R_FR kleiner 0.5
• FR Typ II: R_FR größer 0.5

Zusammenhang mit der Radioleuchtkraft

Nun stellten Fanaroff und Riley fest, dass diese Klasseneinteilung nach Oberflächenhelligkeiten mit der spektralen Radioleuchtkraft der Quelle korreliert. Ab einer kritischen, frequenzabhängigen Radioleuchtkraft konnten sie die Radioquellen entweder nur in der einen oder nur in der anderen FR-Klasse finden. Bis heute wird diese Klassifikation bei Radiogalaxien benutzt. Die helle Radioquelle Cygnus A in einer Entfernung von 233 Mpc ist der Archetypus für FR II.

Steile und flache Spektren

Die Astronomen können viele Radiospektren durch Potenzgesetze (siehe Gleichung) anpassen. In einer Auftragung Flussdichte S über Frequenz ν dient die Steigung (engl. slope) als Unterscheidungsmerkmal. Die Steigung α wird spektraler Index genannt. Ist der spektrale Index größer als 0.5, nennt man das Spektrum steil; für einen Index von etwa null, nennt man es flach.
Die Radiostrukturen haben oft wohldefinierte spektrale Indizes:

• Der Core ist flach.
• Jets zeigen steile Spektren mit typischen spektralen Indizes von etwa 0.6.
• Die Hot Spots haben Indizes zwischen 0.5 und 1.0 und sind daher steil.

Die Faraday-Rotation ist Gegenstand der Plasmaphysik, und man bezeichnet damit die Drehung der Polarisationsebene einer polarisierten, elektromagnetischen Welle beim Durchgang durch ionisiertes, magnetisiertes Material. Das Plasma erzeugt ein äußeres Magnetfeld, das die Drehung der Polarisationsebene bewirkt. Wie gedreht, wird entscheidet die Stärke und Richtung des Magnetfeldes, aber auch die Frequenz der eingestrahlten Photonen.

Was ist polarisierte Strahlung?

Die Polarisation wird festgelegt durch den elektrischen Feldvektor der elektromagnetischen Welle. Dabei betrachtet man sein zeitliches und räumliches Schwingungsverhalten, wenn man entlang der Ausbreitungsrichtung der Welle blickt. Oszilliert der Vektor in einer Ebene, spricht man von linear polarisierter Strahlung. Beschreibt er einen Kreis, ist es zirkular polarisierte Strahlung. Zudem gibt es noch elliptisch polarisierte Strahlung, wenn der elektrische Feldvektor eine Ellipse bei der Propagation beschreibt.

Gedrehte Strahlung verrät Magnetfeld

In der Astrophysik verwendet man die Faraday-Rotation als Tracer, sozusagen als Informant, um intergalaktische Magnetfelder und intergalaktisches Clustergas zu vermessen. In den Galaxienhaufen (engl. galaxy cluster) sind die Massenanteile so verteilt, dass Dunkle Materie mit 90% dominiert, die sichtbaren Sterne machen nur 1%, aus während die restlichen 9% heißes intergalaktisches Clustergas ist. Es ist so heiß, dass es als thermischer Planckscher Strahler im Röntgenbereich beobachtet werden kann! Der Fachausdruck für eine solche Röntgenstruktur lautet X-ray cavity (dt. Röntgenkavität oder 'Röntgenblase'). Durchläuft nun die Strahlung einer Radioquelle, z.B. einer Radiogalaxie oder eines radiolauten Quasars, die sich hinter dem Clustergas befindet das ionisierte Material, so gerät es unter den Einfluss der Faraday-Rotation. Typischerweise befindet sich im Zentrum des Galaxienhaufens eine starke Radioquelle, die das Intraclustergas durchleuchtet, so z.B. die Radiogalaxie M87, ein Aktiver Galaktischer Kern (AGN) im Virgo-Haufen. Die hohen Temperaturen erhält das Intraclustergas dadurch, dass die Radioquellen im intergalaktischen Medium Energie deponieren. Manchmal dokumentieren die heißen Röntgenblasen wie Fossilien die ehemalige Radioaktivität in der Umgebung. Vielleicht können sie Zeugen einer längst vergangenen Phase eines lokalen, radiolauten AGN sein. Die Blasen fungieren wie ein Behältnis, das die Magnetfelder in die Randbereiche des Clusters transportiert. Auf diese Weise bildet sich ein intergalaktisches Magnetfeld aus.

linear polarisierte Synchrotronstrahlung

Man muss dazu sagen, dass die Radiostrahlung besagter Quellen in der Regel linear polarisiert ist, weil es sich um Synchrotronstrahlung handelt. Die Synchrotronstrahlung wird beispielsweise in den Jets erzeugt, kann aber auch aus der Kernregion des AGN im Akkretionsfluss nahe am supermassereichen Schwarzen Loch erzeugt werden.

Einordnung in den ganz großen Zusammenhang

Diese linear polarisierte Strahlung aus Hintergrundquellen erleidet wie gesagt die Faraday-Rotation. Mithilfe dieses Effekts lässt sich nun eine Aussage über die Magnetfelder im vorgelagerten Galaxiencluster machen. Man vermutet, dass die Magnetfelder eine wichtige Rolle in der Dynamik der Galaxienhaufen spielen. Die Kartographie intergalaktischer Magnetfelder ist dann ein Schlüssel zu Simulationen der Haufendynamik im Rahmen der Magnetohydrodynamik. Insbesondere sind die Astronomen an Cooling Flows, großskaligen Materieflüssen, interessiert. Dieses Verständnis ist ebenso relevant für die Kosmologie, weil es vermutlich auch klärt - so die Hoffnung -, wie die großräumigen Strukturen im Universum zustande kommen.

Quellen:

Dolag, Bartelmann & Lesch 2002, McNamara 2004

Dieser Begriff wird bei dem Eintrag Helligkeit erklärt.

Die Farbladung ist diejenige Quanteneigenschaft oder Quantenzahl in der Quantenchromodynamik (grch. chroma: Farbe), die die starke Wechselwirkung hervorruft. So wie die Photonen der Quantenelektrodynamik (QED) an die elektrischen Ladungen koppeln, koppeln die acht Gluonen, die Eichbosonen der QCD, an die Farbladungen.

farbige Kräfte kommen nicht weit

Die Farbfreiheitsgrade sind rot, grün und blau. Daneben existieren die drei korrespondierenden Antifarben. Eine der elementaren Teilchenfamilien, die Quarks, tragen eine bestimmte Farbladung der drei möglichen. Das Groteske an der QCD ist, dass die Gluonen selbst Farbladungen tragen und daher auch untereinander stark wechselwirken. Dies ist der tief liegende Grund für die Kurzreichweitigkeit der starken Wechselwirkung trotz masseloser Eichbosonen (vergleiche Yukawa-Potential).

Bunte Quantenwelt

Alle Hadronen sind farbneutral oder 'weiß', wie die Quantenfeldtheoretiker sagen, weil die Superposition der Farben rot, grün und blau gerade weiß ergibt. Das hat zur Folge, dass die drei Quarks, die ein Baryon konstituieren, alle unterschiedliche Farben haben müssen: entweder rot, grün und blau oder anti-rot, anti-grün und anti-blau.
Die beiden Quarks, die zusammengesetzt ein Meson bilden, müssen entsprechend durch Farbe und korrespondierender Anti-Farbe ausgezeichnet sein. Dann erscheint auch das Meson nach außen farbneutral.
Die zweite, echte Elementarteilchenfamilie, die Leptonen sind ohne Ausnahme farbneutral. Anders gesagt, nehmen sie nicht an der starken Wechselwirkung teil.

Farbe als abstrakter Begriff für eine Ladungsform

Die Benennung dieses Quantenfreiheitsgrades der QCD nach Farben ist im Prinzip willkürlich und spielt keine Rolle. Es findet sich jedoch eine praktikable Analogie zur additiven Farbmischung, wie aus obigen Beispielen ersichtlich ist.
Insgesamt kennen die Quantenfeldtheorien vier Ladungen, an die die vier Grundkräfte koppeln:

• Die elektrische Ladung der QED,
• die schwache Hyperladung der Schwachen Wechselwirkung,
• die Farbladung der QCD
• und die Masse als 'gravitative Ladung' der Gravitationstheorien.

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© Andreas Müller, August 2007

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