Suchen nach: Supernovae

In natürlichen Prozessen wie dem radioaktiven Betazerfall oder Supernovae entstehen zahlreiche Neutrinos. Sie gehören zu den häufigsten Teilchen im Universum, bleiben aber trotz ihrer Allgegenwärtigkeit die am wenigsten verstandenen Bausteine des Standardmodells. Zu ihren faszinierenden Eigenschaften gehört es, dass sie die einzigen elektrisch neutralen Fermionen sind und nur über die schwache Kraft wechselwirken. Daher interagieren sie fast nicht mit Materie und sind extrem schwer zu detektieren. Neutrinos galten lange Zeit als masselos. Doch mittlerweile wissen wir, dass sie eine − wenn auch verschwindend geringe − Ruhemasse besitzen. Deren Messung ist bis heute eine Herausforderung. Dass sie von Null verschieden sein muss, zeigt das Phänomen der Neutrinooszillationen.

Neutrinos entstehen ausschließlich über Prozesse der schwachen Wechselwirkung und lassen sich auch nur durch diese nachweisen. Findet dabei der Austausch eines Z0-Bosons statt, was einer Streuung gleicht, bleibt das Neutrino unverändert. Wechselwirkt es jedoch mittels eines ­W±-Bosons, so wandelt es sich in ein geladenes Lepton um. Je nach Flavour dieses Leptons (e, μ, τ) befindet sich das Neutrino bei der Wechselwirkung in dem entsprechenden quantenmechanischen Eigenzustand (ν_e, ν_μ, ν_τ), dem sogenannten Flavourzustand. Bei der Bewegung durch den Raum liegen sie allerdings in Eigenzuständen vor, die den Neutrinomassen zugeordnet und als ν₁, ν₂ und ν₃ bezeichnet werden. In der Quantenmechanik kann ein Teilchen als Überlagerung mehrerer Zustände existieren, sodass im Falle der Neutrinos jeder Flavourzustand aus allen drei Massezuständen besteht und umgekehrt. Wenn ein Neutrino also in einem bestimmten Flavourzustand entsteht, enthält es Anteile aller drei Massenzustände. Bewegt es sich durch Raum und Zeit, ändert sich seine Zusammensetzung in den unterschiedlich schweren Massenzuständen, da diese mit verschiedenen Geschwindigkeiten propagieren. Folglich ergibt sich nach einer gewissen Zeit ein anderer Flavourzustand; diesen Effekt bezeichnet man als Neutrinooszillation. (...)

Das kosmologische Standardmodell ist eine der gro­ßen­ Erfolgsgeschichten der modernen ­Physik. Wenn man annimmt, dass die Allgemeine Relativitäts­theo­rie gilt sowie statistische Isotropie und Homogenität vorliegen, beschreibt es unser Universum über viele Größenska­len hinweg konsistent. Diese reichen von der Entstehung der leichten Elemente nur Minuten nach dem Urknall über den kosmischen Mikrowellenhintergrund bis hin zur Ex­pansionshistorie, die sich zum Beispiel mit Supernovae und der statistischen Verteilung großskaliger Strukturen messen lässt. Immer neue Datensätze haben die Kosmologie in den letzten drei Jahrzehnten zu einer präzisen Wissenschaft weiterentwickelt, die viele alternative kosmologische Modelle ausschließen konnte. Die beobachtende Kosmologie überprüft die Komponenten des Standardmodells mittels neuer Daten und Methoden gründlich. Solche kosmologischen Tests nutzen häufig den Gravitationslinseneffekt, eine Vorhersage der Allgemeinen Relativitätstheorie [2]. 

Arthur Eddington konnte den Gravitationslinseneffekt 1919 erstmals während einer Sonnenfinsternis nachweisen und so die Vorhersage der Allgemeinen Relativitätstheorie bestätigen, dass die beobachtete Ablenkung etwa dem doppelten Wert der Newtonschen Abschätzung entsprechen sollte. Diesen Unterschied begründet die Allgemeine Relativitätstheorie mit einer räumlichen Krümmung zusätzlich zur zeitlichen. Sechzig Jahre später ließen sich Mehrfachbilder eines Quasars beobachten. (...)

Mit dem James-Webb-Weltraumteleskop beginnt nun eine neue Ära der Himmelsbeobachtung. Es erlaubt uns einen tieferen Einblick in die Vergangenheit des Universums als je zuvor und beleuchtet die dynamischen Prozesse des jungen Kosmos – von der Entstehung supermassereicher Schwarzer Löcher bis hin zu den leuchtkräftigen Quasaren, die das frühe Universum prägten. 

Heute wissen wir, dass sich das Universum nach dem Urknall vor etwa 13,8 Milliarden Jahren und einer kurzen Phase exponentieller Expansion − der sogenannten Inflation − allmählich abkühlte. Dieser Prozess setzte sich fort, bis sich Photonen und Materie entkoppelten und eine Phase begann, in der noch keine Sterne oder Galaxien leuchteten. Erst durch gravitative Instabilitäten innerhalb der Dunklen Materie bildeten sich lokale Verdichtungen, die baryonische Materie an sich zogen. (...)

Eine Stoßwelle, manchmal auch Schockwelle genannt, bedeutet physikalisch betrachtet, dass sich eine Störung schneller in einem Medium ausbreitet als mit der dort charakteristischen Geschwindigkeit. Einfacher ausgedrückt handelt es sich um eine Druckwelle, deren Geschwindigkeit höher ist als die lokale Schallgeschwindigkeit. Dadurch ändern sich über die Stoßfront die Zustands­größen wie Druck, Dichte und Temperatur nahezu sprunghaft. Mit dem sehr schnellen Druckanstieg geht ein sehr schnelles Aufheizen der Materie einher, was Stoßwellen zur Untersuchung von Hochtemperaturphänomenen prädestiniert. 

Als natürliche Phänomene treten Stoßwellen in der Astrophysik und beim Eintritt von Meteoriten in die Erd­atmosphäre auf. Sie sind Begleiterscheinungen von Blitzen in Form von Donner, Explosionen aller Art und Kavitations­blasen. In der Luft- und erdnahen Raumfahrt kommen sie etwa als „Überschallknall“ vor. Anwendung finden sie sowohl in der Medizinphysik (z. B. bei der Stoßwellen­lithotripsie) als auch bei der Erforschung von Materie unter extremen Bedingungen, wie der Physik bei hohen Energiedichten und bei lasererzeugten Plasmen. Stoßwellen sind also weit verbreitet.   

The direct detection of gravitational waves in 2015 [1] was among the most important discoveries in fundamental physics in recent decades and a proof of one of the fundamental predictions of General Relativity (GR). The signal was observed by the two underground LIGO detectors in Hanford and in Livingston (Fig. 1); the comparison of the data in the bottom plot demonstrates that both detectors witnessed the same event. At least two detectors operating simultaneously are needed to confirm the detection because these instruments are so sensitive that various noises might contaminate the signal, such as seismic activities or even animals walking on the ground above the detector. In addition, it is very important that the observed signal matches the theoretical prediction very well. This is a confirmation that the observed gravitational wave event is a merger of two compact objects with spacetime curvature in their vicinity reaching extreme values. Even though a number of exotic scenarios cannot be excluded, the most probable one is that these were two colliding black holes. (...)

Obwohl es unterschiedliche Auffassungen zum Begriff „Bildung“ gibt, wird gerade der Himmelskunde häufig eine bedeutsame Rolle eingeräumt. Dabei konkurrieren bestimmte Ansichten über die Nützlichkeit von Wissen im Sinne „ökonomischer Verwertbarkeit“ sowie motivationale Aspekte (z. B. das Wecken eines Interesses an Physik) mit erkenntnis- und wissenschaftstheoretischen Gesichtspunkten des dargebotenen Stoffes, mit der Bedeutung eines naturwissenschaftlich begründeten Weltbildes und auch mit der Fähigkeit des Individuums, sich selbst in größere Zusammenhänge einzuordnen.

Für Wilhelm von Humboldt war Bildung der entscheidende Weg, um sich als Mensch selbst zu vervollkommnen, seine Talente zu entwickeln und individuelle Fähigkeiten zu erkunden und zu fördern [1]. Dieses Bildungs­ideal entspricht durchaus den Vorstellungen derjenigen jungen Menschen, die sich dem Studium der Astronomie und Physik widmen und wissen wollen, was die „Welt im Innersten zusammenhält“, und die sich an der Suche nach Antworten auf diese Frage beteiligen und daran individuell wachsen wollen. Gleiches darf man, altersgerecht abgestuft, auch von Schulkindern behaupten, die sich im naturwissenschaftlichen Unterricht bevorzugt für aktuelle Themen astrophysikalischer Forschung interessieren. (...)

Jena, am 24. Februar 1914 – ein Arbeitstreffen nimmt eine unerwartete Wendung. Der Leiter der physikalischen und astronomischen Abteilung des Deutschen Museums Franz Fuchs ist im Auftrag des Museumsgründers Oskar von Miller zum Standort der Firma Carl Zeiss gereist. Seine Mission: die mechanischen Details für ein begehbares Planetarium zu besprechen, das die Planeten­bewegungen aus dem Blickwinkel der Erde darstellen soll – diese ptole­mäische Perspektive dient als Gegenstück zu einem weiteren, kopernikanischen Planetarium, in dem die Sonne im Zentrum steht. Dies soll die kopernikanische Wende im Deutschen Museum sinnlich erfahrbar machen. Doch Walter Bauersfeld, der mit seinem Kollegen Rudolf Straubel die Zeiss-Geschäftsverwaltung repräsentiert, hat eine bessere Idee: Warum eine komplizierte Mechanik entwerfen, wenn man die Bilder von Sonne, Mond und Planeten auf die Innenseite der Kugel projizieren kann? Die Konstruktion wäre einfacher und – so wirft Straubel ein – die Fixsterne könne man dann auch gleich auf die Kugel projizieren.

Gesagt war noch nicht getan, der Beginn des Ersten Weltkriegs verzögert die Entwicklungsarbeiten, aber das, was dabei herauskommt und am 21. Oktober 1923 erstmals in der provisorischen 16-Meter-Kuppel auf dem Dach der Zeiss-Fabrik in Jena präsentiert wird, übertrifft alle Erwartungen. Die komplexe optomechanische Apparatur gilt sogleich als „Wunder aus Jena“: Ein knochenförmiger Mechanismus zaubert einen brillanten und realistischen Sternenhimmel an die Kuppeldecke, wie man ihn so nur an den dunkelsten Orten auf der Erde erleben kann. Das entlockt dem Publikum beim ersten öffentlichen Betrieb ab Juli 1924 in Jena und ab 7. Mai 1925 im Deutschen Museum in München stets ein ungläubiges Staunen. Das „Ah!“ gehört so von Anfang an zum Planetariums­erlebnis, nicht aber das Sitzen. Im Deutschen Museum bekommt erst das neue und größere Planetarium im Jahr 1956 einen bestuhlten Zuschauerraum. Zu dieser Zeit hat das Planetarium seinen Siegeszug auf der ganzen Welt angetreten, nach einer Zäsur durch den Zweiten Weltkrieg. Zeiss-Projektoren gehören immer noch zu den Spitzenerzeugnissen, aber längst haben auch andere Technologien und Anbieter den Markt erobert. (...)

Mit dem XENON1T-Detektor ist es gelungen, die längste je direkt gemessene Halbwertszeit eines Atomkerns zu bestimmen: (1,8 ± 0,5) · 10²² Jahre für den gleichzeitigen Einfang von zwei Elektronen aus der K-Schale in ¹²⁴Xe [1]. Außerdem wurde erstmals ein doppelter Elektroneneinfang beobachtet. Als doppelt schwacher Zerfall ist dieser nicht nur für die theoretische Modellierung von Atomkernen interessant, sondern bildet auch einen Baustein für die Suche nach neuer Physik in seltenen Kernzerfällen. Dass diese Messung erst kürzlich gelang, liegt nicht nur an der Seltenheit des Zerfalls, sondern auch an der niedrigen nachzuweisenden Energie von einigen Kiloelektronenvolt (keV). Der XENON1T-Detektor, der eigentlich zur Suche nach Dunkler Materie dient, vereint einzigartige Vorteile, die diese Messung nun ermöglichten: die lange Beobachtung vieler Atome in einem Target aus mehreren Tonnen Xenon, eine niedrige Energieschwelle von weniger als 1 keV und eine hervorragende Reduktion der zahlreichen Störereignisse (Untergrund) in diesem Energiebereich.

Während das Nachfolgeexperiment XENONnT erste Ergebnisse zu Suchen nach Dunkler Materie veröffentlicht hat, ist die nächste Generation dieser Detektoren bereits in Planung, um die Suche nach seltenen Ereignissen mit einer aktiven Masse von einigen zehn Tonnen Xenon voranzutreiben. Ein solches Experiment kombiniert einen großen Detektor und niedrigen Untergrund mit einer niedrigen Energieschwelle und ist damit ein sehr vielseitiges Observatorium für die Niederenergie-Astroteilchenphysik [2]. (...)

Wenn alles nach Plan verläuft, wird das DUNE-Experiment 2030 die ersten Daten liefern – hundert Jahre nachdem Wolfgang Pauli die Existenz von Neutrinos als „verzweifelten Ausweg“ postulierte, um das Problem des kontinuierlichen Energiespektrums im β-Zerfall zu lösen. Es dauerte 26 Jahre, bis Frederick Reines und Clyde L. Cowan der erste experimentelle Nachweis von Neutrinos mithilfe von Reaktoren gelang. Eine neue Generation gigantischer Neutrino-Observatorien soll nun helfen, die rätselhafte Rolle dieser Teilchen im Universum zu verstehen. So könnten Neutrinos den Schlüssel dazu liefern, warum im Universum Materie über Antimaterie dominiert. Neutrinos sind zudem wichtige Boten astrophysikalischer Ereignisse: Eine Supernova emittiert mehr als 99 Prozent ihrer Energie über Neutrinos, und Neutrinoflüsse von 1011 Neutrinos pro Sekunde und Quadratzentimeter erreichen uns von Fusionsreaktionen in der Sonne. (...)

Dunkle Materie (DM) ist eine unsichtbare Substanz, die den Großteil der Materie im Universum ausmacht. Im Gegensatz zu der uns vertrauten sichtbaren Materie, zu der alles von kleinsten Teilchen wie Elektronen bis hin zu Planeten und Sternen gehört, absorbiert, reflektiert oder emittiert die Dunkle Materie kein Licht − daher ihr Name. Jede Sekunde sollten unzählige Teilchen Dunkler Materie durch unseren Körper strömen, ohne dass wir sie wahrnehmen. Ihre Existenz zeigt sich bislang ausschließlich durch gravitative Effekte, für die es bereits im späten 19. Jahrhundert erste Indizien gab. Wegweisende Belege lieferten im 20. Jahrhundert unter anderem die von Vera Rubin in den 1970er-Jahren gemessenen Rotations geschwindigkeiten einzelner Spiralgalaxien [1]. Ent gegen der Erwartung aus dem zweiten Keplerschen Gesetz nehmen die Rotationsgeschwindigkeiten der Sterne mit der Entfernung vom galaktischen Zentrum nicht ab, sondern bleiben nahezu konstant. Diese Beobachtung lässt sich damit erklären, dass die Galaxien in einer Wolke aus Dunkler Materie eingebettet sind. Dann schließen die Umlaufbahnen mehr Masse ein, als sichtbar ist. Im Laufe der Jahre haben weitere Beweise die Existenz der Dunklen Materie bestätigt. Eine präzise Vermessung der kosmischen Mikro wellenhintergrundstrahlung durch den Planck-Satelliten legt den Anteil der kalten (also nichtrelativistischen) Dunklen Materie auf etwa 85 Prozent aller Materie im Universum fest [2]. (...)

Unser Sonnensystem befindet sich in der Milch­straße, einer Spiralgalaxie, die aus rund 200 Milliarden Sternen besteht. Sie hat einen Durchmesser von ungefähr 100 000 Lichtjahren, und ihr Zentrum ist etwa 26 000 Lichtjahre von uns entfernt. Weil wir uns inmitten der Milchstraße befinden, fällt es schwer, die räumliche Struktur unserer Galaxie zu erforschen – vor allem, weil es dazu nötig ist, die Entfernung von Sternen mit extrem präzisen Messinstrumenten zu bestimmen. Ein wichtiger Fortschritt ließ sich mit dem Astrometrie-Satelliten Hipparcos erzielen, der zwischen 1989 und 1993 mehr als 100 000 Sterne der Milchstraße mit hoher Genauigkeit vermessen hat und dadurch unser Wissen über die Sterne und die Dyna­mik der Milchstraße erweiterte.

Nach dem großen Erfolg von Hipparcos kam die Idee auf, einen Nachfolger zu bauen, der in der Lage sein sollte, zehntausendmal mehr Sterne mit einer bis zu 50-fach höheren Genauigkeit zu vermessen. Was die Zahl der Sterne angeht, hat Gaia [1] dieses Ziel mit dem neuesten und dritten Sternkatalog (Data Release 3) bereits übertroffen, der Daten für 1,8 Milliarden Sterne enthält [2, 3]. (...)

Als vor 130 Millionen Jahren in der Kreidezeit die Dinosaurier auf der Erde herrschten und die heutigen Kontinente allmählich auseinanderdrifteten, ereignete sich in der fernen Galaxie NGC 4993 ein faszinierendes Naturschauspiel: Zwei Neutronensterne verschmolzen miteinander. Neutronensterne wurden 1967 von Jocelyn Bell Burnell entdeckt. Als Endstadium des Lebenszyklus von Sternen mit einer Masse zwischen 8 und 25 Sonnenmassen (M⊙) entstehen sie in gewaltigen Supernova-Explosionen [1] – leichtere Sterne enden als Weiße Zwerge, schwerere kollabieren zu Schwarzen Löchern. Typische Neutronensterne haben eine Masse von 1,4 M⊙, komprimiert in einem kompakten Objekt mit einem Radius von etwa zwölf Kilometern. Daraus ergibt sich eine mittlere Dichte in der Größenordnung der Kernsaturierungsdichte von 2,7 · 1014 g/cm3: Dichter lassen sich Neutronen und Protonen in Atomkernen nicht zusammenpacken. Aufgrund der Gravitation können im Zentrum von Neutronensternen sogar Werte von 1015 g/cm3 auftreten. In Neutronensternen ist aber nicht nur die Materie unglaublich dicht gepackt. Sie weisen die stärksten bekannten Magnetfelder auf, rotieren mit Frequenzen von bis zu 1 kHz, und ihre Kruste stellt das härteste Material im Universum dar [2]. In vielerlei Hinsicht liegt dort die extremste Form von Materie vor, die sich direkt beobachten lässt.
Aus der hohen Dichte resultieren extreme Gravitationsfelder, welche die Newtonsche Gravitationstheorie nicht mehr beschreiben kann: In Neutronensternen gelten die Gesetze der Allgemeinen Relativitätstheorie. Um die Eigenschaften von Neutronensternen zu berechnen, ist es notwendig, die Gleichungen von Richard C. Tolman, J. Robert Oppenheimer und George M. Volkoff (TOV-Gleichungen) zu lösen. Als einziger Input dient die Zustandsgleichung (Infokasten): Sie beschreibt, wie sich der Druck P(є,T ) der Materie als Funktion von Energiedichte є und Temperatur T verhält. Die Lösung der gekoppelten TOV-Differentialgleichungen ergibt den Druck- und Dichteverlauf im Neutronenstern und so den Radius als Funktion der Masse, die Masse-Radius-Beziehung. (...)

Sechster IPCC-Bericht

Bei zunehmender Erwärmung könnte sich der artenreiche tropische Regenwald wie hier am Amazonas von einer Kohlendioxid-Senke zu einer Kohlendioxid-Quelle entwickeln. Bereits heute sind viele dieser ökologisch immens wichtigen Waldgebiete von Abholzung und Versteppung bedroht (Bild: D. Eidemüller).

Editorial

Free Access

Eindeutiger als eindeutig

Stefan Brönnimann

Inhalt: Physik in unserer Zeit 6/2022

Treffpunkt Forschung

Verschränkte Atome über 33 km Glasfaserstrecke: Quantentechnologie

Matthias Bock,  Christoph Becher,  Florian Fertig,  Tim van Leent

Quantennetzwerke ermöglichen sichere Kommunikation, verteiltes Quantencomputing und verbesserte Sensoren und Atomuhren. In einem gemeinsamen Experiment der LMU München und der Universität des Saarlandes ist es nun gelungen, zwei Quantenspeicher – in diesem Fall einzelne gefangene Atome – über eine Glaserfaserstrecke von 33 km miteinander zu verschränken.

Galaktische Protonenkanone: Astroteilchenphysik

Henrike Fleischhack,  Petra Huentemeyer

Schon lange wird nach Pevatronen gesucht, kosmischen Teilchenbeschleunigern, die subatomare Teilchen auf extreme Energien im Bereich von Petaelektronenvolt beschleunigen. Nun gelang der Nachweis, dass der Supernovaüberrest SNR G106.3+2.7 solch ein Pevatron enthält.

Extragalaktische Neutrinofabriken: Astroteilchenphysik

Sara Buson,  Lenz Oswald,  Leonard Pfeiffer,  Alessandra Azzollini

Blazare wurden schon lange als Quelle hochenergetischer Neutrinos vermutet, welche die Erde aus kosmischen Distanzen erreichen. Unsere Gruppe an der Julius-Maximilians-Universität Würzburg hat dies erstmals nachgewiesen.

Physics News

Die Struktur der Atome entschlüsselt: Physik-Nobelpreis vor hundert Jahren

Manfred Jacobi

Der Physik-Nobelpreis des Jahres 1922 ging an Niels Bohr „für seine Verdienste um die Erforschung der Struktur der Atome und der von ihnen ausgehenden Strahlung“.

Artikel

Verschränkung: vom Spuk zum Werkzeug: Physik-Nobelpreis 2022

Markus Aspelmeyer

Der diesjährige Physik-Nobelpreis geht an die Experimentalphysiker John Clauser, Alain Aspect und Anton Zeilinger für ihre bahnbrechenden Arbeiten mit verschränkten Photonen.

Open Access

Im Maschinenraum des neuen IPCC-Berichts: Der 6. Sachstandsbericht des Weltklimarats

Jochem Marotzke

Der jüngst veröffentlichte 6. Sachstandsbericht des Weltklimarates IPCC konnte einige zentrale Aussagen zum vergangenen und künftigen menschengemachten Klimawandel in bislang nie dagewesener Deutlichkeit tätigen. Dies wurde durch die weltweite Zusammenarbeit in der Klimaforschung möglich und baut ganz wesentlich auf den Erkenntnissen auf, für die Klaus Hasselmann und Syukuro Manabe im Jahr 2021 mit dem Physiknobelpreis geehrt wurden.

Open Access

Licht in Form gebracht: Strukturiertes Licht – von Kaustiken zu Lichtknoten

Ramon Droop,  Daniel Ehrmanntraut,  Eileen Otte,  Cornelia Denz

Bei vielen aktuellen technologischen Herausforderungen – von medizinischen Entwicklungen über Umwelt- und Klimaschutz bis hin zu Quantencomputern – spielt Licht eine wichtige Rolle, als effektives Werkzeug, multifunktionaler Sensor oder präzises Analyseinstrument. Dazu müssen seine Freiheitsgrade maßgeschneidert werden. Die Erforschung der vielfältigen Formen, in die Licht strukturiert werden kann, ist ein Teilgebiet der Photonik und ermöglicht zahlreiche neue Anwendungen.

Magazin

Origineller Doppelschatten: Im Blickwinkel

Hans Joachim Schlichting

Normalerweise treten so viele Schatten eines Gegenstands auf, wie Lichtquellen vorhanden sind, die diesen aus unterschiedlichen Richtungen beleuchten. Diese physikalische Gewissheit könnte im folgenden Beispiel arg in Zweifel gezogen werden – allerdings nur auf den ersten Blick.

Unterrichtskonzeptionen für den Physikunterricht.

Patrik Vogt

Artikel

Open Access

Massereiche Sterne als Geburtshelfer: Das SOFIA-Beobachtungsprogramm FEEDBACK

Nicola Schneider,  Jürgen Stutzki

Seit 2019 beobachtete das deutsch-amerikanische Stratosphärenteleskop SOFIA im Rahmen des FEEDBACK-Programms galaktische Sternentstehungsgebiete in der Spektrallinie des ionisierten Kohlenstoffes (C+). Mit Hilfe dieser Beobachtungen wird der Einfluss von massereichen Sternen auf das interstellare Medium untersucht.

Flirrende Lichtspiele: Das kinetische Objekt Toroflux von Jochen Valett, Teil 2

Wilfried Suhr,  Hans Joachim Schlichting

Ein rotierender Toroflux erzeugt verschiedene interessante visuelle Strukturen, die sich auf physikalische und wahrnehmungstheoretische Effekte zurückführen lassen. Ursachen sind die schnelle Bewegung und die gegenseitige Abdeckung der Stahlbänder.

Open Access

Nichtlineare Optik mit einzelnen Photonen: Quantenoptik in Rydberg-Systemen

Stephan Dürr

Eine Wechselwirkung zwischen einzelnen Photonen herzustellen, ist traditionell schwierig. Für dieses Problem bietet die RydbergBlockade eine neue, vielversprechende Methode. Dadurch entstehen zahlreiche interessante Anwendungsmöglichkeiten.

Magazin

Resonanz und Zersingen von Weingläsern: Physik im Weinkeller

Patrik Vogt,  Lutz Kasper

Nicht selten wird behauptet, dass Personen mit ausgebildeter Stimme in der Lage seien, Gläser zu zersingen. Im Internet kursieren zahlreiche Videos, die uns dies ebenfalls weismachen möchten. Die häufig mitgelieferte physikalische Erklärung ist dabei durchaus plausibel.

Instrumentalklang mit WavePad untersuchen: Smarte Physik

Patrik Vogt,  Jochen Kuhn,  Thomas Wilhelm

Es gibt eine Vielzahl verschiedener Oszilloskop-Apps, doch auch der Audio-Editor WavePad lässt sich als Speicheroszilloskop einsetzen. Er bietet zwei Vorteile: Die Aufnahmezeit ist nicht auf einen Sekundenbruchteil begrenzt, und das Audiosignal lässt sich vielfältig bearbeiten.

Bücher

Karl-Heinz Lotze

„Wir sind verschwenderisch in Sachen Treibstoff …“

Historisches Rätsel

Andreas Loos

Der Gesuchte war ein hochbegabter Erfinder, vom Sprechapparat über Sprachübertragung bis zur Lösung unserer Energieprobleme.

Treffpunkt TV

Brechts Leben des Einstein: Physik & Literatur

Klaus Mecke

Physik und Literatur brauchen einander, da die Welt nicht nur selbstlos erkannt, sondern auch zum Guten gewendet werden will. Brecht entwickelt hierfür ein experimentelles Theater aus dem analytischen Geist der Physik.

Free Access

Vorschau auf Heft 1/2023

Um zu verstehen, wie ein astrophysikalischer Jet funktioniert, gilt es zunächst, seinen Erzeugungsmechanismus zu entschlüsseln. Außerdem stellen sich die Fragen, wie die Beschleunigung auf nahezu Lichtgeschwindigkeit und die Kollimation erfolgen, was seine innere geometrische Struktur ausmacht und welcher Mechanismus der Strahlungsemission zugrundeliegt. Um diese zu beantworten, scheinen die Jets bei Gammablitzen deutlich besser geeignet als diejenigen aus dem Kern Aktiver Galaxien: Während letztere sich auf Zeitskalen von vielen Jahren entwickeln, variieren Gammablitze deutlich schneller. Im Folgenden zeigt das Beispiel von GRB 170817A, wie neue Untersuchungen unseren Blick auf die Jets von Gammablitzen verändert haben. Zukünftig sollte die gleichzeitige Beobachtung von Gammablitzen und Gravitationswellen klären, ob es sich dabei um einen Einzelfall handelt oder einen deutlichen Fortschritt im allgemeinen Verständnis.

Gammablitze (engl. Gamma-Ray Bursts, GRBs) stellen die stärksten beobachteten Ausbrüche von elektromagnetischer Strahlung dar: Sie geben binnen einer Sekunde so viel Energie ab wie unsere Sonne während ihrer gesamten Lebensdauer von rund zehn Milliarden Jahren. Wenn die Elektronen in den Schockwellen dieser Ausbrüche mit der umgebenden Materie wechselwirken, entsteht ein Nachleuchten, das mehrere Tage als Röntgenstrahlung, im optischen Bereich und als Radiowellen sichtbar ist. Aufgrund ihrer Dauer und Ursache unterscheidet man zwei Arten von Gammablitzen (Abb. 1). „Lange“ Ausbrüche erzeugen Blitze, die typischerweise zehn bis hundert Sekunden anhalten und bei der Supernova-Explo­sion massereicher Sterne entstehen. Die Beobachtung von zwei Dutzend Ausbrüchen in geringer Entfernung zu uns belegt dies durch den Nachweis optischen Lichts der Supernova etwa acht bis zehn Tage nach dem Gammablitz [1]. Massereiche Sterne werden nur einige Millionen Jahre alt – im Gegensatz zu unserer Sonne. Daher treten die Strahlungsausbrüche relativ schnell nach der Entstehung des Muttersterns auf. Da massereiche Sterne häufig in Gruppen vorkommen, zeichnen sich die Muttergalaxien langer Ausbrüche wegen der vielen anderen jungen, heißen Sterne durch eine blaue Farbe und eine hohe Sternentstehungsrate aus. Lange Blitze lassen sich bis an den „Rand des Universums“ beobachten: Sie gehören zu den am weitesten entfernten bekannten Objekten. In den vergangenen zehn Jahren dienten sie in der Kosmologie dazu, die Entstehung der ersten Sterne und Galaxien zu untersuchen. (...)

Titelbild

Free Access

Spezial: Röntgenlaser-Forschung

Der Freie-Elektronen-Laser European XFEL ist die derzeit stärkste künstliche Röntgenquelle, die der Forschung zur Verfügung steht. Seine Tunnelanlage erstreckt sich unterirdisch vom DESY-Gelände in Hamburg 3,4 km weit bis nach Schenefeld. Mit seinen ultrastarken Röntgenblitzen lässt sich zum Beispiel die biochemische Funktionsweise von Proteinen in Einzelschritt-Bildern ablichten, die zu „Molekülfilmen” zusammengesetzt werden. Für ein solches Biophysik-Projekt arbeitet hier Tokushi Sato an der Probenkammer des SPB/SFX-Instruments in Schenefeld (Copyright: European XFEL).

Editorial

Im Slalom durch bewegte Zeiten – der European XFEL

Winfried Decking

Inhalt: Physik in unserer Zeit 5/2022

Treffpunkt Forschung

Vierwellenmischung im extremen UV: Nichtlineare Spektroskopie

Horst Rottke, Daniel Schick, Stefan Eisebitt

Freie-Elektronen-Laser verschieben zunehmend die Grenzen der nichtlinearen Spektroskopie bis in den Bereich der Röntgenstrahlung. Wir haben damit exemplarisch an einem Lithiumfluorid-Kristall die nichtlinearen Prozesse der Summen- und Differenzfrequenzmischung und sich daraus ergebende neue Möglichkeiten zur spektroskopischen Charakterisierung von Festkörpern untersucht.

Universeller Transport von Quantenmagneten: Quantenvielteilchenphysik

Johannes Zeiher, David Wei

Quantenphänomene werden üblicherweise mit ungewöhnlichen Eigenschaften wie dem Wellencharakter von Teilchen oder der Verschränkung assoziiert. Einem Forschungsteam vom Max-Planck-Institut für Quantenoptik und von der University of California in Berkeley gelang nun in einem Quantensimulator die interessante Beobachtung, dass sich Quantenmagnete unter speziellen Bedingungen mathematisch analog zu klassischen Phänomenen wie sich ausbreitenden Kaffeeflecken oder Buschfeuern verhalten können.

Druck zählt!
Hochdruckphysik

Natalia Dubrovinskaia, Leonid Dubrovinsky

Extrem hohe statische Drücke von bis zu einem Terapascal ermöglichen die Bildung neuartiger Verbindungen mit besonderen Eigenschaften. Mit einer doppelstufigen Diamantstempelzelle ist es unserem Team an der Universität Bayreuth nun gelungen, in diesen Druckbereich vorzudringen und dabei In-situ-Analysen des Materialverhaltens durchzuführen.

Physics News

Artikel

Open Access

Freie-Elektronen-Laser bringen Licht in den Auger-Prozess: Elektronendynamik im Röntgenblick

Markus Ilchen, Wolfram Helml, Michael Meyer, Reinhard Kienberger

Der Auger-Effekt ist ein fundamentaler Prozess, bei dem Energie in Materie durch Abgabe von Elektronen umverteilt wird. Experimente an Röntgenlasern machen es nun möglich, diesen bedeutsamen Effekt in bisher unerforschten Zuständen der Materie und mit extremer Zeitauflösung zu untersuchen.

Gefilmte Proteindynamik: Zeitaufgelöste Strukturanalyse mit ultrakurzen Röntgenpulsen

Marius Schmidt

Proteine gehören zu den faszinierenden Bausteinen des Lebens. Als Makromoleküle sind sie einerseits besonders groß, andererseits besitzen sie eine definierte dreidimensionale Architektur. Diese Struktur bestimmt ihre Funktion. Die Erforschung des Zusammenspiels von beiden Eigenschaften ist unverzichtbar, um Lebensprozesse in der Biologie zu verstehen und um Krankheiten mit neuen Verfahren bekämpfen zu können.

Open Access

Zweistimmiges Solo: Physik des Obertongesangs

Leopold Mathelitsch, Ivo Verovnik

Obertonsingen beeindruckt unmittelbar, denn ein Mensch scheint mit zwei verschiedenen Stimmen zu singen. Ist das tatsächlich so, und wie funktioniert das?

Open Access

Von Eisen bis Blei und zu den Aktiniden: Ursprung der Elemente – Teil 2

Friedrich-Karl Thielemann

Der zweite Teil unserer Serie zur kosmischen Nukleosynthese behandelt die Entstehung schwerer und sehr schwerer Elemente. Außerdem betrachten wir Typ-Ia-Supernovae, die auch einen Beitrag zu leichteren Elementen von Si bis hin zu Fe und Ni liefern.

Verschlungen wirbelnder Torus: Das kinetische Objekt Toroflux von Jochen Valett, Teil 1

Wilfried Suhr, Hans Joachim Schlichting

Ein aus einem Stahlband geknüpftes, torusartiges Objekt rollt, durch die eigene Gewichtskraft angetrieben, an einem Stab herab. Hinter diesem einfach anmutenden Vorgang verbirgt sich ein äußerst interessantes visuelles und physikalisches Geschehen.

Magazin

Eiskalter Einblick ins Gehirn: Vor 50 Jahren

Thomas Middelmann, Tilmann Sander-Thömmes

Mit supraleitenden Quantensensoren (SQUIDs) konnten vor 50 Jahren erstmalig einzelne Gehirnsignale magnetisch aufgezeichnet werden. Heute wird die Magnetoenzephalographie (MEG) durch optische Quantensensoren (OPM) erneut revolutioniert.

Die Stunde der Physiker: Einstein, Bohr, Heisenberg und das Innerste der Welt

Julia Bloemer

„Kann eine Frau Privatdozentin werden?“

„Wir bitten nur um Dispens für den vorliegenden einzigartig liegenden Fall“ – die Habilitation Emmy Noethers

David E. Rowe

Neutrinoastronomie ― Blick in verborgene Welten

Michael Wurm

The Exodus Incident. A Scientific Novel

Karlheinz Steinmüller

Fettflecken untersuchen mit Graphical Analysis: Smarte Physik

Lisa Stinken-Rösner, Thomas Wilhelm, Jochen Kuhn

Warum sind Fettflecken auf Papier durchsichtig? Dieses physikalische Phänomen kann man mit Licht- und Farbsensoren untersuchen, die über die App Graphical Analysis von Computern, Tablets oder Smartphones aus ansteuerbar sind.

Turm der Farben: Im Blickwinkel

Hans Joachim Schlichting

Durch eine Art physiologischen Weißabgleich tendiert die visuelle Wahrnehmung dazu, die Farbe des Lichts überwiegend als weiß anzusehen. Das funktioniert aber nicht immer.

Für alles eine App

Raimund Girwidz

Erfinder von Zukünften: Historisches Rätsel

Andreas Loos

Vom erfinderischen Ingenieur und angewandten Physiker wird der Gesuchte zum Zukunftsmahner.

Treffpunkt TV

Buffons Stil der Naturgeschichte: Physik & Literatur

Klaus Mecke

Der Stil wissenschaftlichen Schreibens ist nicht eine ausschmückende Form, sondern Ausdruck des Denkens und offenbart die Weise, wie Wissenschaft verstanden wird.

Free Access

Vorschau auf Heft 6/2022

Mit der Annahme von räumlicher Homogenität und Isotropie (Robertson-Walker-Metrik) lassen sich die Einsteinschen Feldgleichungen auf die Friedmann-Gleichung reduzieren, um das beobachtbare Universum zu beschreiben. Die Friedmann-Gleichung gibt die kosmische Ausdehnung als Funktion von Hubble-Konstante, Raumkrümmung und den mittleren Energiedichten an. Letztere bestimmen die Dynamik der Expansion, zum Beispiel erzeugt eine höhere Materiedichte eine stärkere Abbremsung. Die Hubble-Konstante skaliert die kosmologischen Modelle und somit das absolute Alter des Universums.

Während der letzten zwei Jahrzehnte hat sich ein Modell des Universums mit einigen erstaunlichen Eigenschaften etabliert. Zusätzlich zur Strahlung, deren Energiedichte aufgrund der niedrigen Temperatur des Mikrowellenhintergrundes heute vernachlässigbar klein ist, und der „normalen“ (baryonischen) Materie, die etwa fünf Prozent der Gesamtenergie ausmacht, braucht es zwei „dunkle“ Komponenten, um die Beobachtungen zu erklären. Ein Großteil der Materie interagiert nur durch die Gravitation mit dem Rest der Welt: Diese Dunkle Materie macht etwa ein Viertel der Energie im Universum aus. Da die kosmische Expansion heute beschleunigt ist, sollte es eine zusätzliche, abstoßend wirkende Energiekomponente geben. Eine mögliche Erklärung dieser Dunklen Energie steckt in Einsteins kosmologischer Konstante. Die Dunkle Energie dominiert heute den Energieinhalt des Universums mit einem Anteil von 70 Prozent. Dieses kosmologische Modell heißt ΛCDM, wobei Λ für die kosmologische Konstante steht und CDM für kalte Dunkle Materie (Cold Dark Matter). Mittlerweile gibt es aber Beobachtungen, die innerhalb des ΛCDM-Modells inkonsistent erscheinen. Am deutlichsten tritt dies bei der Hubble-Konstante zutage, für die sich unterschiedliche Werte durch Beobachtungen des frühen Universums und aus der lokalen Umgebung ergeben. Die Diskussion dieses als Hubble-Spannung (Hubble tension) bezeichneten Problems soll im Folgenden erläutert werden. (...)

Die Auswirkung eines besonderen Sternwinds lässt sich spektakulär in den Polar­regionen beobachten: Jedes Jahr zieht es zahlreiche Menschen in den hohen Norden, um Polarlichter zu sehen. Sie entstehen, wenn der Sonnenwind mit dem Erdmagnetfeld wechselwirkt. Der Sonnenwind ist der wohl am besten studierte Sternwind und − zum Glück für uns auf der Erde − auch einer der harmloseren. Lediglich zehn Billiardstel ihrer eigenen Masse (10^–14 M⊙) gibt die Sonne pro Jahr als Sternwind ab. Das reicht aus, um Satelliten in Bedrängnis zu bringen, aber nicht, um das eigene Schicksal maßgeblich zu beeinflussen.

Der Wind heißer, massereicher Sterne fällt deutlich dramatischer aus: Typischerweise brauchen sie nur wenige Millionen Jahre, um eine Sonnenmasse in den Weltraum abzustoßen; bei besonders starken Winden passiert dies innerhalb von 10 000 bis 100 000 Jahren. Mit Effektivtemperaturen zwischen 10 000 und 60 000 K − teilweise sogar mehr als 100 000 K − sind diese Sterne um ein Vielfaches heißer als unsere Sonne mit ihren knapp 6000 K. Ein massereicher Stern ist bei seiner Entstehung mindestens achtmal so schwer wie die Sonne; die massereichsten Exemplare beginnen ihre Existenz mit weit über 100 Sonnenmassen. Durch den starken Sternwind geben sie allerdings einen signifikanten Anteil im Laufe ihrer Entwicklung an die Umgebung ab. Ist der Wind so stark, dass der Massenverlust auf einer vergleichbaren Zeitskala stattfindet wie die Fusionsprozesse im Sterninneren, beeinflusst der Wind die weitere Entwicklung des Sterns und kann zum Beispiel verhindern, dass sich der Stern zu einem Roten Überriesen aufbläht.

Der Wind massereicher Sterne ist wegen ihrer höheren Leuchtkraft deutlich ausgeprägter als bei unserer Sonne. Mit höherer Masse steigen Druck und Temperatur im Stern­inneren, sodass Fusionsprozesse schneller ablaufen: Die Leuchtkraft wächst überproportional im Verhältnis zur Sternmasse – und mit der Leuchtkraft skaliert der Strahlungsdruck. Während dieser für die Sonne und ihren Wind vernachlässigbar bleibt, stellt er für den Wind heißer, massereicher Sterne die alles entscheidende Größe dar, die den Gasdruck um ein bis zwei Größenordnungen übersteigt. (...)

Fortschritt in der Physik lässt sich nicht bloß an neu­en Ergebnissen und Erkenntnissen festmachen, denn sie entwickelt sich auch methodisch weiter. Eine der spannendsten Neuerungen in dieser Hinsicht ist die Com­putersimulation (kurz: Simulation), die sich seit Mitte des 20. Jahrhunderts in immer mehr Teildisziplinen der Physik etabliert hat. Die Physiker Kurt Binder und Dieter W. Heer­mann sprechen in diesem Zusammenhang sogar von einer Revolution und behaupten, dass die Computersimulation die traditionelle Einteilung in experimentelle und theore­tische Physik obsolet macht ([1], S. 1). In jedem Fall wirft die neue Methode Fragen auf: Was tun wir eigentlich, wenn wir eine Computersimulation laufen lassen? Welchen Beitrag leistet sie zur physikalischen Forschung? In welchem Ver­hältnis steht die Computersimulation zu anderen Metho­den der Physik? Und wie glaubwürdig sind Simulationen?

Fragen wie diese beziehen sich nicht mehr auf die Ob­jekte physikalischer Forschung, sondern machen die Physik selbst zum Thema. Sie laden damit zu einer wissenschafts­philosophischen Diskussion über physikalische Methoden ein. In der Tat wird die Diskussion über die Simulation in der Wissenschaftsphilosophie seit zwei Jahrzehnten inten­siv geführt, z. B. [2, 3]. Dies wurde erforderlich, weil die Methode in den bisherigen Charakterisierungen des wis­senschaftlichen Vorgehens etwa durch Karl Popper, Tho­mas Kuhn oder auch die Bayesianische Erkenntnistheorie nicht vorkommt – zumindest nicht explizit. Hier möchte ich Einsichten aus der wissenschaftsphilosophischen Dis­kussion verwenden, um die oben genannten Fragen zu be­antworten. Dabei geht es teilweise auch um eine Bewertung von Simulationen. Ich starte jedoch mit einer Analyse des­sen, was unter der Bezeichnung „Simulation“ in der Praxis betrieben wird. (...)

Titelbild

Spezial: Hochenergetischer Kosmos

Seit ihrer Urgeschichte haben Menschen den Nachthimmel mit ehrfürchtigem Staunen bewundert. Auch wenn ein Großteil des Nachthimmels unveränderlich erscheint, weiß man schon seit langer Zeit, dass einige der hellsten Objekte nur temporär am Himmel aufleuchten. Das gilt insbesondere für Supernovae, die nun auch neues Licht auf eines der ungelösten Rätsel der Astrophysik werfen. Denn der Ursprung der höchstenergetischen kosmischen Strahlungsteilchen ist unbekannt. Können sterbende massive Sterne eine der lang gesuchten Quellen sein?
Foto: B. Foucher

Editorial

Free Access

Das Universum mit Wumms

Marcus Brüggen

Inhalt: Physik in unserer Zeit 2/2022

Treffpunkt Forschung

Qubits aus dem Elektronenstrahl: Quantenphysik

Peter Baum

Mittels Laserlicht lassen sich die Elektronen in einem Elektronenstrahl in Qubits verwandeln. Diese Materiewellen aus einem der einfachsten Elementarteilchen eröffnen neue Möglichkeiten in der Quantenphysik. Außerdem entstehen extrem kontrastreiche Attosekunden-Elektronenimpulse für die filmische Abbildung von atomaren Reaktionen in Raum und Zeit.

Eine supraleitende Diode: Elektronik

Nicola Paradiso, Christoph Strunk

Halbleiterdioden sind elementare Bestandteile der Elektronik. Sie leiten Strom in einer Richtung sehr viel besser als in der entgegengesetzten und stellen somit Ventile für den elektrischen Strom dar. Sie dienen zur Gleichrichtung von Wechselströmen, zur Spannungsstabilisierung und für viele andere Anwendungen. Supraleitende Dioden könnten den Weg zu stromsparenden elektronischen Komponenten ebnen.

Ritt durch die Sonne: Sonnenforschung

Die NASA-Raumsonde Parker Solar Probe fliegt als erstes menschengemachtes Objekt durch die äußersten Schichten der Sonne und sendet dabei Bilder vom Innenleben ihrer Korona

Optisches Auslesen von Quantenbeats in Radikalpaaren: Spinchemie

Ulrich E. Steiner, Christoph Lambert

Ladungsgetrennte Radikalpaare (Charge-Separated Radical Pairs, CSRP) spielen eine zentrale Rolle in der photochemischen Energiekonversion, wie bei der Photosynthese oder in organischen Solarzellen. Mit einem neuen Verfahren lässt sich die Spinentwicklung solcher Paare optisch bestimmen.

Physics News

Artikel

Open Access

Mit eROSITA und eBOSS auf der Jagd nach Dunkler Materie und Energie: Kosmologie mit Röntgenstrahlung

Johan Comparat, Peter Predehl

Das Röntgenteleskop eROSITA auf der russisch-deutschen Weltraummission SRG ist seit seinem Start im Juli 2019 extrem erfolgreich in der Kartographierung des Röntgenhimmels. In Kombination mit SDSS, einem optischen Teleskop in New Mexico, USA, kann man die Entwicklung der Materieverteilung im Universum mit hoher Präzision und über einen Zeitraum von vielen Milliarden Jahren messen. So will man einer Erklärung für die Existenz der rätselhaften Dunklen Materie und Dunklen Energie näherkommen.

Open Access

Gammablitz aus der kosmischen Nachbarschaft: Teraelektronenvolt-Photonen aus Gammastrahlenausbruch

Andrew M. Taylor, Sylvia J. Zhu, Ruslan Konno, Stefan Ohm

Seit ihrer Urgeschichte haben Menschen den Nachthimmel mit ehrfürchtigem Staunen bewundert. Auch wenn ein Großteil des Nachthimmels unveränderlich erscheint, weiß man schon seit langer Zeit, dass einige der hellsten Objekte nur temporär am Himmel aufleuchten. Das gilt insbesondere für Supernovae, die nun auch neues Licht auf eines der ungelösten Rätsel der Astrophysik werfen. Denn der Ursprung der höchstenergetischen kosmischen Strahlungsteilchen ist unbekannt. Können sterbende massive Sterne eine der lang gesuchten Quellen sein? Foto: B. Foucher

James Webb entfaltet und eingeparkt: Weltraumteleskop

Das Weltraumteleskop hat seine Zielposition, den Lagrangepunkt L2, erreicht. Nun folgen wochenlange Kalibrationen, bevor im Sommer die heiß ersehnten Beobachtungen beginnen.

Artikel

Open Access

Quantenrechnen mit Licht: Photonische Quantencomputer

Valeria Saggio, Philip Walther

Optische Quantensysteme erweisen sich bei der Realisierung von Quantencomputern als höchst leistungsfähig. Die besonderen Eigenschaften von Photonen ließen sich bereits nutzen, um die Überlegenheit von Quantencomputern gegenüber herkömmlichen Rechnern erfolgreich zu demonstrieren. In speziellen Bereichen wie maschinellem Lernen und sicherem Datenprozessieren könnten sich solche Quantencomputer etablieren. Foto: USTC

Open Access

Schach auf dem Eis: Zur Physik des Curlings

Leopold Mathelitsch, Sigrid Thaller

Curling ähnelt Sportarten wie Eisstockschießen oder Billard. In der Spielstrategie wird es mit Schach und Go verglichen. Es erfordert hohe Konzentration über einen langen Zeitraum und zudem viel Kraft. Vor allem birgt es ein bislang ungelöstes physikalisches Rätsel. © Robert Przybysz/stock.adobe.com

Invertierte Seifenblasen: Antibubbles

Wilfried Suhr

Tropft Seifenlösung aus geringer Höhe in ein damit gefülltes Becken, so kann es beim Aufprall zur Einhüllung des Tropfens mit einem Luftfilm kommen. Das Ergebnis ist eine Antibubble, die mit silbrigem Glanz und zart schimmernden Interferenzfarben bezaubert. Mit Seifenblasen haben Antibubbles einiges gemeinsam, weil man sie als deren stoffliches Negativ auffassen kann.

Magazin

Mit Echo Meter auf Fledermauspirsch: Smarte Physik

Ann-Katrin Krebs, Lutz Kasper, Jochen Kuhn, Thomas Wilhelm

Ultraschalllaute von Fledermäusen lassen sich mit Fledermausdetektoren in für uns hörbare Frequenzen „übersetzen“. Solche Audioaufzeichnungen sind mit der vorgestellten App und einem Plug-in-Modul für Smartphones möglich, inklusive spektrografischer Auswertung.

Bücher

Aufstieg zu den Einsteingleichungen

Claus Kiefer

Astronomie und Universum

Eduard Thommes

Die unwiderstehliche Anziehung der Schwerkraft

Thomas Bührke

Techmax-Reihe

Thomas Sean Weatherby

Zwischen Amor und Atira: Erdnahe Asteroiden: Vor 50 Jahren

Matthias Meier

Magazin

Geschüttelt oder gerührt? – Geschleudert!
Physik im Weinkeller

Patrik Vogt, Lutz Kasper

Ein zu gut eingeschenktes Glas führt beim Tragen schnell zum Überschwappen des edlen Tropfens. Es gibt aber eine sportliche Lösung des Problems.

Historisches Rätsel

Photographie, Fluoreszenz und Phantome: Historisches Rätsel

Andreas Loos

Seine Neugier führte ihn zu wichtigen Entdeckungen in Chemie und Physik – aber auch zur Parapsychologie.

Treffpunkt TV

Arno Schmidts Berechnungen: Physik & Literatur

Klaus Mecke

Der Wort-Wissenschaftler Schmidt schafft ein „Wortall“, um form(el)-haft benamen und mit Schrecken rechnen zu können.

Free Access

Vorschau auf Heft 3/2022

Astrophysikalische Jets sind kollimierte, bipolare, relativistische Plasmaströme. Als universelles Phänomen der Astrophysik treten sie in Verbindung mit Akkretion von Materie auf kompakte Objekte auf. Damit sind Objekte hoher Dichte gemeint, z. B. Schwarze Löcher, Neutronensterne oder Weiße Zwerge. Physikalische Prozesse in Jets sowie deren Einfluss auf ihre Umgebung spielen in der Astrophysik eine wichtige Rolle, beispielsweise in der Entstehung von Galaxien [1]. In diesem Artikel konzentrieren wir uns auf Aspekte der Hochenergiephysik: die Emission hochenergetischer Photonen, Neutrinos und geladener Teilchen sowie den Ursprung hochenergetischer kosmischer Strahlung. Letztere besteht aus einzelnen Atomkernen mit Energien bis zu 1020 eV. Das entspricht der kinetischen Energie eines Tennisballs beim Aufschlag, komprimiert in einem um 40 Größenordnungen kleineren Volumen. Die Vorhersage, dass diese extreme Teilchenbeschleunigung in Jets aktiver galaktischer Kerne (AGN) stattfindet, ist bereits 40 Jahre alt. Heute erlauben es Beobachtungen sowie detaillierte theoretische Modelle, die verschiedenen physikalischen Prozesse in Jets zu verstehen. (...)

In den letzten zwei Jahrzehnten etablierte sich mithilfe von Präzisionsmessungen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds und von Supernovae des Typs Ia sowie mit Himmelsdurchmusterungen von Galaxien und Galaxienhaufen das Standardmodell der Kosmologie. Das daraus resultierende Paradigma – die ΛCDM-Kosmologie, d. h. kalte Dunkle Materie mit einer kosmologischen Konstanten Λ – beschreibt unser Universum sehr gut auf kosmologischen Skalen, die größer als 100 Millionen Lichtjahre sind. Die aktuelle Kontroverse um die Hubble-Konstante könnte eine leichte Modifikation des Standardmodells erzwingen, was aber in der kosmologischen Strukturentstehung eine untergeordnete Rolle spielen sollte. Das kosmologische Standardmodell enthält eine Reihe ungelöster Fragen. So postuliert es die Existenz von (i) Dunkler Materie, die nicht-baryonischen Ursprungs ist und hauptsächlich gravitativ mit der uns bekannten Materie wechselwirkt, und (ii) Dunkler Energie beziehungsweise der kosmologischen Konstanten. Das Modell ist zudem (iii) auf Skalen von Galaxien und Galaxienhaufen nicht vorhersagekräftig, da hier komplexe baryonische Physik eine wichtige Rolle spielt. Einfache Modelle der Galaxienentstehung gelangen an ihre Grenzen und können nicht alle Beobachtungsdaten erklären. (...)

Kosmische Strahlen bestehen aus hochenergetischen, elektrisch geladenen Teilchen, die aus kosmischen und astrophysikalischen Quellen stammen – die meisten aus unserer Milchstraße. Wenn sie mit einer Intensität von etwa einem Teilchen pro cm2 und Sekunde auf die Erdatmosphäre treffen, haben sie eine lange Reise hinter sich. Geleitet von Magnetfeldern und in Wechselwirkung mit interstellarem Gas und Plasma diffundieren sie einige Millionen Jahre durch unsere Galaxie. Daher steckt die Physik ihrer Quellen und ihres Weges auch mehr als hundert Jahre nach ihrer Entdeckung voller Rätsel.

Der Nachweis des extraterrestrischen Ursprungs der „Luftelektrizität“ gelang Victor Francis Hess 1912 bei seinen Ballonfahrten. In den folgenden Jahren fand eine Fülle von Experimenten in immer größeren Höhen statt, sodass sich ein detailliertes Bild der Ionisationsrate als Funktion der Höhe ergab (Abb. 1). Als Pioniere nutzten Werner Regener und sein Student Georg Pfotzer in Stuttgart Wetterballons mit Geiger-Müller-Zählrohren. Sie bestimmten in den 1930er-Jahren den Fluss kosmischer Teilchen − ihre Anzahl pro Flächen- und Zeiteinheit − als Funktion der Höhe und verglichen ihn mit der Ionisationsrate. Aufgrund der gleichen Höhenabhängigkeit folgerten sie, dass einzelne geladene Teilchen die „Luftelektrizität“ auslösen. Heute gilt Regener, den das Nazi-Regime aus seiner akademischen Position drängte, als einer der Pioniere der Geophysik. Während seine Ergebnisse kaum über die Fachwelt hinausdrangen, erregten die bemannten Stratosphärenflüge von Auguste Piccard und Max Cosyns ungeahnte öffentliche Aufmerksamkeit. Dreißigtausend Zuschauende und zahlreiche Medien verfolgten 1932 den Start ihres Ballonflugs vom Militärgelände in Dübendorf bei Zürich. Ein Bataillon der schweizerischen Armee hielt den Ballon mit seiner Aluminiumkapsel während der Befüllung am Boden. Die beiden „Eroberer der Stratosphäre“ avancierten zu Volkshelden in der Schweiz und in Belgien: Hervé hat Piccard als „Professor Bienlein“ in den Tim-und-Struppi-Comics unsterblich gemacht. (...)

„Solaris“ enthält viele typische Elemente im Werk von Lem, der vor 100 Jahren am 12. September 1921 im damalig polnischen Lwów (heute ukrainisch Lwiw) geboren wurde: die Fremdartigkeit des Universums, komplexe Phänomene, an denen sich die irdische Wissenschaft die Zähne ausbeißt, metawissenschaftliche Diskurse und eher wenig strahlende Protagonisten. In Lems Science-Fiction-Romanen erobert die Menschheit nicht den Kosmos und trifft auch nicht auf menschenähnliche Außerirdische à la Star Trek, sondern wird wieder und wieder mit den eigenen Grenzen konfrontiert. Lem berauscht sich dabei nicht an wissenschaftlich-technischen Errungenschaften, sondern schickt seine „Helden“ mit der Zukunftstechnologie in ein fremdartiges Universum und kratzt dabei gehörig am Image des Menschen als „Krone der Schöpfung“.

Lems erste Bücher wie „Der Planet des Todes“ (1951, in der BRD: „Astronauten“) und „Gast im Weltraum“ (1955, auf Deutsch nur in der DDR) sind noch vom Zukunfts­optimismus des damaligen Kommunismus getragen. Doch spätestens mit Beginn der 1960er-Jahre wandeln sich seine Romane zu Versuchsanordnungen, in denen hauptsächlich männliche Charaktere mit einer Zukunftsgesellschaft konfrontiert sind, die ihnen fremd bleibt, oder mit einem Universum, das ihnen unauflösbare Rätsel aufgibt. (...)

Nach dem heißen Urknall entstanden während der primordialen Nukleosynthese Wasserstoff und Helium sowie Spuren von Lithium. Auch heute dominieren die beiden leichtesten Elemente die Häufigkeitsverteilung. Daneben existiert aber eine Vielfalt weiterer Elemente: Kohlenstoff, Sauerstoff und Eisen – die Elemente des Lebens – sowie Gold, Platin, Blei und Uran – die seltenen Elemente unserer Hochtechnologie. Der Prozess der sogenannten kosmischen chemischen Entwicklung hat ständig die vorhandenen Nukleonen umsortiert: zu Tausenden unterschiedlichen Isotopen der 118 derzeit bekannten chemischen Elemente. Namensgeber des Prozesses ist die resultierende, sich verändernde chemische Zusammensetzung der Materie im Universum (Abb. 1).

Für das Umsortieren sind Kernreaktionen verantwortlich, beispielsweise die Kernfusion. Im Inneren von Sternen und bei Sternexplosionen reichen Dichte und Temperatur aus, damit sich die Atomkerne so nahe kommen, dass die kurzreichweitigen Kernbindungskräfte wirken können und die Nukleonen neue Verbindungen eingehen. So kann aus drei Heliumkernen Kohlenstoff entstehen: 42He + 42He + 42He → 126C. Kohlenstoff entspricht einer etwas fester gebundenen Zusammensetzung der Nukleonen, sodass die überschüssige Bindungsenergie als Strahlung frei wird. Der zugehörige Strahlungsdruck verhindert, dass der Stern unter seiner eigenen Gravitation kollabiert. Sterne, die mehr als achtmal schwerer sind als unsere Sonne, durchlaufen verschiedene Brennphasen, in denen immer komplexere Fusionsreaktionen Kernbindungsenergie freisetzen. Diese Entwicklung endet beim Isotop 56Ni mit der maximalen Bindungsenergie pro Nukleon: Weitere Fusionsreaktionen setzen keine Energie mehr frei. Die schwereren Elemente entstehen daher durch die Anlagerung von Neutronen und Betazerfälle in Prozessen, die sich durch langsame (s-Prozess für engl.: slow) oder schnelle (r-Prozess, rapid) Neutroneneinfang­reaktionen auszeichnen. Die Nukleare Astrophysik zielt darauf ab, die Vielfalt der Kernreaktionen und ihre Wirkung zu verstehen, die der Sternentwicklung und der Nukleosynthese zugrundeliegen [1]. (...)

Als das US National Research Council im Jahr 2003 eine Liste der großen, bisher unbeantworteten wissenschaftlichen Fragen veröffentlichte, gehörte dazu auch das Rätsel, wie die Elemente von Eisen bis Uran im Universum produziert werden [1]. Zwar ist seit Ende der 1950er-Jahre klar, dass dafür zwei Prozesse verantwortlich sind, bei denen entweder langsame (s-Prozess für engl.: slow) oder schnelle (r-Prozess, rapid) Neutroneneinfangreaktionen stattfinden. Doch insbesondere das Verständnis des r-Prozesses stellt für Astrophysik und Kernphysik nach wie vor eine große Herausforderung dar.

Die Häufigkeitsverteilung der Elemente in unserem Sonnensystem lässt sich durch Spektroskopie der Sonnenphotosphäre bestimmen. Zusammen mit den Verteilungen in Meteoriten ergibt sich ein genaues Bild der chemischen Zusammensetzung jeder Gaswolke, aus der sich die Sonne und ihr Planetensystem gebildet haben. Diese Signatur entsteht aus dem Zusammenspiel verschiedener Nukleo­syntheseprozesse (Abb. 1). Wasserstoff und Helium treten mit Abstand am häufigsten auf. Die beiden leichtesten Elemente entstehen bereits direkt nach dem Urknall und sind die Basis für die Synthese aller weiteren Elemente. Als im noch jungen Universum riesige Gaswolken unter ihrer eigenen Schwerkraft zu den ersten Sternen kollabierten, verdichtete sich die Materie in ihrem Inneren so sehr, dass Fusionsprozesse einsetzten. Bei diesem nuklearen Brennen entsteht zunächst Helium aus Wasserstoff. Die dabei frei werdende Energie stabilisiert den Stern gegen den Druck der Schwerkraft [2]. Im Fall massereicher Sterne, die mindestens achtmal so schwer sind wie unsere Sonne, zünden im Zentrum des Sterns nach und nach weitere Brennphasen, bis ein Eisenkern entstanden ist. Darin finden sich Isotope der Elemente um Eisen mit Massenzahlen A zwischen 50 und 65. Sie besitzen die höchste Kernbindungsenergie pro Nukleon, sodass eine weitere Fusion als endotherme Reaktion dem Stern Energie entziehen würde. Darüber hinaus sind diese Reaktionen sehr unwahrscheinlich, weil aufgrund der steigenden Ladungszahl der Isotope eine immer größere abstoßende Coulomb-Kraft zu überwinden ist. (...)

Schon die ersten Hinweise, dass es eine Dunkle Materie geben muss, stammen aus astronomischen Beobachtungen. Fritz Zwicky bestimmte in den 1930er-Jahren überraschend hohe Geschwindigkeiten für Galaxien in Galaxienhaufen. Diese Werte lassen sich in gravitativ gebundenen Objekten nur erklären, wenn über die sichtbare Materie hinaus eine gravitative Anziehung vorliegt, welche die Galaxienhaufen zusammenhält. Ein ähnliches Bild ergibt sich für die Rotationsgeschwindigkeiten von Spiralgalaxien, die im Außenbereich schneller rotieren als erwartet. Das deutet ebenfalls auf eine zusätzliche unsichtbare Materie hin. Auch die Häufigkeit leichter Elemente im Universum passt nur dann mit den Vorhersagen des Urknallmodells zusammen, wenn die benötigte zusätzliche Masse nicht in Form gewöhnlicher Materieteilchen, beispielsweise Protonen, Neutronen und Elektronen, vorliegt. Gäbe es mehr gewöhnliche Materie im Universum, hätte sich eine andere Elementverteilung herausgebildet, unter anderem mit mehr Helium und weniger Deuterium. In unserem Universum sollte es demnach Teilchen einer Dunklen Materie geben. (...)

Als Energiequelle von Sternen spielen kernphysikalische Reaktionen und Zerfälle instabiler Isotope eine wichtige Rolle. Sie sind der Motor der Sternentwicklung. Kernreaktionen setzten die Energie frei, um den Stern gegen die Gravitationskräfte zu stabilisieren, die aus seiner gewaltigen Masse resultieren und sonst seinen Kollaps zur Folge hätten. Je schwerer ein Stern ist, desto mehr Energie muss er produzieren: In seinem Inneren herrschen höhere Temperaturen, bei denen die Fusionsprozesse schneller ablaufen können. Deswegen haben schwere Sterne eine kürzere Lebensdauer als leichtere. Die Sternentwicklung läuft in mehreren Phasen ab, die durch unterschiedliche Fusionsbrennstoffe geprägt sind. Während der ersten Phase des Wasserstoffbrennens wandelt sich Wasserstoff über verschiedene Reaktionssequenzen zu Helium um – in dieser Phase befindet sich unsere Sonne gerade.

Ist der Wasserstoff verbraucht, kontrahiert der Stern, Temperatur und Dichte im Inneren steigen an, bis Fusions- und Kernreaktionen mit Helium möglich sind. Die dann freigesetzte Energie stabilisiert den Stern erneut. Allerdings bläht sich dabei die Sternhülle auf, sodass ein Roter Riese entsteht. Ein bekanntes Beispiel ist Betelgeuse (α Orionis). Auf das Heliumbrennen folgt das Kohlenstoffbrennen und um den stellaren Kern bilden sich Hüllen, in denen das dort vorhandene Helium und weiter außen der Wasserstoff fusionieren. Diese Entwicklung setzt sich fort bis zum Aufbau von Eisen im Sterninneren. Hier ist die Bindungsenergie der Kerne am größten, sodass weitere Kernreaktionen Ener­gie benötigen anstatt diese freizusetzen. Deshalb wird der Stern instabil und bricht in sich zusammen, woraus sich eine Supernova entwickelt. (...)

upernovae gehören zu den spektakulärsten Phänomenen im Universum. Binnen weniger Tage können sie so viel Energie freisetzen wie die Sonne in zehn Milliarden Jahren. Sie strahlen dabei heller als sämtliche Sterne einer Galaxie zusammen. Supernovae sind zudem kosmische „Elementschleudern“. Sie verteilen die schweren chemischen Elemente, welche die Vorläufersterne erbrüten, im zirkumstellaren Raum und produzieren gleichzeitig bei der Explosion große Mengen Eisengruppenelemente, radioaktive Isotope wie ⁴⁴Ti, ⁶⁰Fe, ^56, 57Ni und neutronen- und protonenreiche Nuklide jenseits von Eisen. Durch ihre Beiträge zur Nukleosynthese und ihre gewaltige Energiefreisetzung spielen Supernovae eine zentrale Rolle im kosmischen Materiekreislauf und beeinflussen die dynamische und chemische Entwicklung von Galaxien [1].

Neben thermonuklear explodierenden Weißen Zwergen, den Typ-Ia-Supernovae, gehören die Kernkollaps-Supernovae zu den häufigsten Stern­explosionen und sind alleiniger Gegenstand dieses Artikels. Der Name rührt daher, dass diese Supernovae ihre Energie aus dem gravitativen Kollaps des entarteten stellaren Kerns zu einem Neutronenstern beziehen [2], bisweilen auch zu einem Schwarzen Loch.

Das einzige Mittel, direkte Informationen über die Vorgänge im Zentrum einer Supernova zu erhalten, welche die Explosion antreiben, ist die Beobachtung von Neutrinos, die der sich bildende Neutronenstern in großer Zahl abstrahlt. Die Messung von Neutrinos aus der berühmten Supernova 1987A markiert die Geburtsstunde der extragalaktischen Neutrinoastronomie. Auch Gravitationswellen, die das Herz der Explosion unmittelbar verlassen können, eignen sich als Informationsträger. Sie werden beispielsweise ausgesendet, wenn der Kollaps nicht perfekt symmetrisch verläuft. (...)

1916 sagte Albert Einstein Gravitationswellen aus der Allgemeinen Relativitätstheorie voraus, war aber selbst skeptisch, ob man diese überhaupt jemals würde beobachten können. Über Jahrzehnte gab es zudem Kontroversen um ihre prinzipielle Messbarkeit, die erst Ende der 1950er-Jahre abnahmen. Zu dieser Zeit begann Joseph Weber in den USA die ers­ten Experimente mit dem Ziel, Gravitationswellen zu messen. Er nutzte massive Metallzylinder, die von den Wellen zu mechanischen Schwingungen angeregt werden sollten und war Ende der 60er-Jahre zunehmend überzeugt, dass ihm der Nachweis geglückt sei. Diese Entwicklung gab den Anstoß für Replikationsversuche, insbesondere in München, wo am Max-Planck-Institut für Astrophysik die Keimzelle der Gravitationswellenastronomie in Deutschland entstand. Heinz Billing und sein Mitarbeiter Walter Winkler bauten eine Resonanzantenne ähnlich zu Webers Detektoren. Die Münchner Gruppe analysierte ihre Daten in Koinzidenz mit einer Gruppe in Frascati (Italien), die einen Detektor ganz ähnlicher Bauweise konstruiert hatte. Es gab jedoch, wie auch bei anderen Replikationsversuchen danach, keinerlei Hinweise auf Gravitationswellen.
Obwohl sich die Meinung durchsetzte, dass Weber sich geirrt haben musste, so hatte er doch den entscheidenden Anstoß gegeben: Viele Forscher blieben dem Gebiet treu und wollten nun wirklich Gravitationswellen finden. Einige entwickelten die Technik der Zylinderantennen zu Meisterwerken kryogener Technik weiter [1], von denen zwei noch bis 2016 in Betrieb waren. Andere Forscher wandten sich der Laserinterferometrie zu, deren Messprinzip auf Albert Michelsons Schöpfung von 1881 zum Nachweis des hypo­thetischen Äthers beruht. Für die Detektion von Gravitationswellen sind jedoch um viele Größenordungen empfindlichere und größere Interferometer notwendig...

Kopenhagen 1931: Niels Bohr, Lev Landau und Leon Rosenfeld diskutieren Landaus Arbeit zu einer neuen Form von Sternen, die einem riesigen kollabierten Atomkern gleichen sollen. Landau nennt sie wegen ihrer außergewöhnlichen Eigenschaften „unheimliche Sterne“.1) Im Jahr darauf entdeckt James Chadwick das Neutron, und bereits 1933 taucht erstmals der Begriff Neutronenstern auf: Walter Baade und Fritz Zwicky verwenden ihn auf einer Tagung in Stanford, als sie von ihren Beobachtungen zu Super­novae berichten. Diese astrophysikalischen Phänomene, bei denen sehr hohe Energiemengen freigesetzt und ganze Galaxien überstrahlt werden, postulieren Baade und Zwicky mit erstaunlichem Weitblick als Endstadien der Stern­entwicklung, die als Überrest einen Neutronenstern produzieren können.

Heute kennen wir das Standardbild der Sternentwicklung, gemäß dem Sterne bis zu einer Masse von acht Sonnenmassen als Weißer Zwerg enden. Sterne mit einer Masse von acht bis etwa 25 Sonnenmassen explodieren in einer so genannten Kernkollaps-Super­nova zu einem Neutronenstern. Bei einer noch höheren Sternmasse entsteht bei der Supernova-Explo­sion ein Schwarzes Loch. Die historische Super­nova von 1054 im Sternbild Krebs war eine solche Kernkollaps-Supernova. Die auslaufende Stoßwelle der Explosion bildet heute den Krebsnebel, der auch als Messier-Objekt M1 bekannt ist. In seinem Zentrum befindet sich ein rotierender Neutronenstern, der mit dem Hubble Space Telescope und dem Röntgensatelliten Chandra in einer Filmsequenz direkt aufgenommen wurde [2]...

Am Schnittpunkt der beiden L-förmig angeordneten Arme und neben der nach Charles Fabry und Alfred Pérot benannten Piazza steht ein mehrstöckiges Gebäude. Darin befinden sich der Laser, zwei Endspiegel der Interferometerarme und zahlreiche weitere Komponenten. Nach einer Schleuse, in der ich in Überschuhe schlüpfe, betrete ich das Innere und erklimme eine Plattform. Von hier schaue ich auf mehrere eingerüstete „Stahltonnen“, zehn Meter hoch und mit zwei Meter Durchmesser. In jeweils einer Tonne hängen – mechanisch durch „Superdämpfer“ von seismischer Aktivität oder Vibrationen durch Traktoren etc. entkoppelt – der Strahlteiler, zwei der über 40 Kilo schweren Endspiegel aus speziellem Quarzglas und Hilfsspiegel. Davon ist aber nichts zu sehen, denn die Stahlgefäße sind ebenso geschlossen und evakuiert wie die 1,2 Meter dicken Stahlrohre, die sich draußen fortsetzen. Seit 2011 wurde VIRGO zu Advanced VIRGO (AdV) umgebaut, um die Nachweisempfindlichkeit zu erhöhen. Derzeit befindet sich der Detektor in der Inbetriebnahme. Ab März 2017 soll er Daten aufzeichnen – gleichzeitig mit Advanced LIGO (aLIGO) in Hanford bzw. Livingston (USA).

Ursprünglich hätte Advanced VIRGO Ende 2015 in Betrieb gehen sollen. Unerwartete technische Schwierigkeiten haben dies jedoch verhindert. Selbst bei einem pünktlichen Start wäre AdV die erste direkt nachgewiesene Gravitationswelle – das Signal GW150914 – aber durch die Lappen gegangen.1) Um ein Haar wäre es aLIGO an jenem 14. September 2015 genauso ergangen: „Das war der erste Tag, an dem nach fünf Jahren Umbau erstmals beide Detektoren gleichzeitig mit vernünftiger Empfindlichkeit und stabil liefen“, erinnert sich Karsten Danzmann vom Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik in Hannover. An einem „wunderschönen Montagvormittag“, wenige Minuten vor 12 Uhr, ging der Postdoc Marco Drago in Hanno­ver als erster Wissenschaftler einem computergenerierten Hinweis auf ein möglicherweise interessantes Signal nach und erblickte GW150914 auf dem Bildschirm. Danzmann kam kurze Zeit später hinzu und staunte: „Das war einfach zu schön, ein Sig­nal wie aus dem Lehrbuch“. Oder doch nur aus der Retorte? Um die Datenauswertung zu überprüfen, wurden nämlich regelmäßig Test­signale in den Detektor eingespeist. Ein Anruf in den LIGO-Kontrollräumen machte aber klar, dass ein Testsignal nicht infrage kam – dort war es 3 bzw. 5 Uhr morgens, und kein Wissenschaftler war vor Ort...

Fast genau hundert Jahre nach Einsteins epochaler Theorie der Gravitation und seinen Rechnungen zu Gravitationswellen [1] gelang am 14. September 2015 der erste direkte Nachweis einer Gravitationswelle [2]. Ohne Zweifel ist es damit nun möglich, die Allgemeine Relativitätstheorie (ART) in vollem Umfang physikalisch zu nutzen. Dazu gehört es, Schwarze Löcher detailliert zu erforschen. Diese Objekte sind eine spektakuläre Vorhersage der ART und gleichzeitig die Quelle der bisher beobachteten Gravitationswellen. Diese wurden – analog zu anderen astronomischen Ereignissen wie Supernova-Explosionen – nach dem Datum ihrer Entdeckung GW150914 [3] und GW151226 [4] benannt. Um die winzigen Signale aufzufinden, waren analytische Modelle ausschlaggebend, welche die möglichen Gravitationswellen mathematisch beschreiben. Die Modellierung im Fall zweier verschmelzender Schwarzer Löcher wird im Folgenden erklärt.

Die Newtonsche Theorie beschreibt physikalische Vorgänge in Gravitationsfeldern mit bemerkenswerter Genauigkeit. Erst in ,,exotischen“ Bereichen, beispielsweise bei sehr großen Feldstärken, finden sich Abweichungen von dieser Beschreibung. Als Ausgangspunkt für die explizite analytische Lösung der Feldgleichun­gen der ART liegt es nahe, die Newtonschen Gleichun­gen zu verwenden [5]. Denn die Feldgleichungen der ART verallgemeinern die Newtonschen Potential- und Bewegungsgleichungen und gehen im Grenzfall einer unendlich großen Lichtgeschwindigkeit (c → ∞) in diese über...

Im September 1911 veröffentlichte Einstein eine Arbeit, in der er eine Ablenkung der Lichtstrahlen beim Durchgang durch das Gravitationsfeld der Sonne herleitete [1] (Abb. 1). Diese Ableitung beruhte auf seiner bereits 1907 formulierten Hypothese der vollständigen Äquivalenz von gradlinig gleichförmig beschleunigten Bezugssystemen und konstanten, homogenen Gravitationsfeldern. Aus dieser Äquivalenzhypothese hatte Einstein geschlossen, dass die Licht­geschwindigkeit vom Gravitationspotential abhängen sollte. Unter Verwendung des Huygens-Prinzips sagte Einstein in dieser Arbeit für Lichtstrahlen von Sternen, die sich hinter der Sonne befinden und gerade am Sonnenrand vorbei auf die Erde treffen, eine Winkelablenkung von 0,83“ vorher...

Of course scientists and philosophers have always been interested in the origin of our universe. However, cosmology only became a natural science less than a hundred years ago. It was not until 1923 that the American astronomer Edwin Hubble was able to resolve individual stars in the Andromeda Nebula and to conclude that for sure it is located outside of our own galaxy. This was the beginning of extragalactic astronomy. Today it is well established that there are about a hundred billion galaxies in our universe. Thus, the stars form galaxies with a size of about a hundred thousand light years. Moreover, the distance between neighboring galaxies is a few million light years. Observing the spectral lines of the galaxies, Hubble discovered that they are slightly redshifted. He interpreted this as a Doppler shift due to the relative motion of the other galaxies, which try to escape from us. Hubble also found that the spectral lines of galaxies further away show higher redshift. This means that they are escaping with higher velocities, proportional to the distance (v^→  = H r^→) and thus the universe expands. This discovery was the beginning of scientific cosmology. 

With Hubble’s discovery it became clear that our universe is evolving as a whole. This did not come as a big surprise! In 1922 the Russian physicist Alexander Fried­man had found that the generic solutions of the Einstein’s equations describe either an expanding or a contracting Universe. Assuming that the total mass of the universe is about a hundred billion times larger than the mass of our galaxy, Friedman was even able to conclude that the universe must be about 10 billion years old. Thus, Hubble’s discovery can be considered as a brilliant confirmation of the theoretical prediction by Friedman. The most important conclusion from Hubble’s discovery was that the universe was created about several billions years ago. This extremely important discovery remained for many years the single experimentally established fact in cosmology. Only after more than thirty years the other piece of the puzzle was discovered. ...

In den letzten zwei Jahrzehnten hat sich für die Astronomie ein neues Wellenlängenfenster geöffnet: Mittels bodengebundener Teleskope lässt sich das Universum im Licht hochenergetischer Gammastrahlen bei Quantenenergien von Tera-Elektronenvolt (TeV, 10¹² eV) beobachten – also bei einer Energie, die etwa tausend Milliarden Mal höher ist als die der Quanten des sichtbaren Lichts. Die erste Quelle solcher Strahlung wurde 1989 mit dem amerikanischen Whipple-Teleskop entdeckt: der Krebsnebel, Überrest der Supernova-Explosion von 1054 [1].

Gammastrahlung im Tera-Elektronenvolt-Bereich zeigt uns einen neuen Aspekt des Kosmos: das „nicht-thermische Universum“. Normales sichtbares Licht sowie die Strahlung in einem weiten Bereich des Spektrums elektromagnetischer Strahlung stammen von heißen Körpern im Universum. Die charakteristische Energie solcher Strahlung entspricht der Temperatur des strahlenden Körpers; so emittieren heiße blaue Sterne kurzwelligeres Licht als rote Sterne. Im Universum sind keine Objekte denkbar, die heiß genug wären, um direkt Hochenergie-Gammastrahlung zu emittieren. Stattdessen nimmt man an, dass die Strahlung in und um kosmische Teilchenbeschleuniger entsteht, die Elementarteilchen auf extrem hohe Energien beschleunigen – weit über die irdischer Beschleuniger. Gammastrahlen entstehen als Sekundärprodukte, wenn diese Teilchen mit Materie (dem interstellaren Gas) oder Strahlung (z. B. normalem Sternenlicht) in der Umgebung der Quelle kollidieren. Hochenergetische ­Gammastrahlung ermög­licht es daher, kosmische Teilchenbeschleuniger sichtbar zu machen und zu studieren. Bislang ist die Funktionsweise dieser Beschleuniger sowie ihr Einfluss auf die Entwicklung des Kosmos und seiner Galaxien nur unvollständig verstanden. ...

Knapp 20 Minuten später und bereits einige Kilometer über dem Boden geschieht, was man während eines Flugs eigentlich nicht erleben möchte: Am Rumpf hinten links öffnet sich ein großes Tor. Sehen kann ich das nicht, nur eine Anzeige auf dem Bildschirm vor mir springt auf grün. Wider Erwarten merke ich überhaupt nichts von dem offenen Tor, das einem Teleskop den Blick frei gibt auf den Nachthimmel. Ein Druckschott trennt das 2,7-Meter-Teleskop von der vorderen Kabine. Hier herrscht der gleiche Luftdruck wie in einem normalen Passagierflugzeug, an das ansonsten aber nur wenig erinnert. An großen Kontrollpulten sitzen die Flugkontrolleure der NASA sowie Wissenschaftler und Techniker. Die Klimaanlage sowie die Ventilatoren der Elektronikschränke verursachen einen Lärm wie in einer Fabrikhalle. Daher tragen alle Kopfhörer und unterhalten sich über die Bordsprechanlage. Sie sind bereit für eine lange Beobachtungsnacht. Doch dazu muss SOFIA zunächst auf über 13 Kilometer steigen und einen Großteil der ­Atmosphäre unter sich lassen.

Insbesondere der Wasserdampf und das Kohlendioxid der Atmosphäre absorbieren Infrarotstrahlung stark. Daher öffnen sich erdgebundenen Teleskopen an trockenen und hohen Standorten, wie sie die Anden oder Hawaii bieten, nur einige Beobachtungsfenster im nahen und mittleren Infrarot. Wellenlängen im fernen Infrarot werden aber komplett absorbiert, sodass Beobachtungen nur von Flugzeugen oder Satelliten möglich sind. Satelliten haben den Vorteil, dass sie sich komplett oberhalb der warmen Atmosphäre befinden und selbst kalt sind. Ihre Detektoren müssen aber dennoch mit flüssigem Helium auf 4 Kelvin gekühlt werden, und dessen Verbrauch begrenzt die Lebensdauer des Satelliten auf wenige Jahre. Zudem ist die Technologie eines Satelliten beim Start viele Jahre alt. Im Gegensatz hierzu kann man an einem Flugzeugteleskop flexibel verschiedene Instrumente wie Kameras und Spektrographen montieren, die sich regelmäßig auf den neuesten Stand der Technik bringen und vor jedem Flug abkühlen lassen. Allerdings sind das Flugzeug und die ganze Optik warm, emittieren also ebenso wie die Restatmosphäre selbst im Infraroten. Diese Hintergrundemission kann sogar bis zwei Größenordnungen höher sein als das Messsignal. „Daher sehen wir im Infraroten nie den schwarzen Nachthimmel, sondern arbeiten quasi immer in der Dämmerung“, erläutert Alfred Krabbe. Der Astrophysiker leitet das Deutsche SOFIA-Institut (DSI) in Stuttgart und ist verantwortlich für das abbildende Spektrometer FIFI-LS, das heute im Einsatz ist...

Quantenflüssigkeiten spielen eine wichtige Rolle in vielen Gebieten der Physik. Ein typisches Beispiel ist das Elektronengas in einem guten Leiter. Schwach korrelierte Quantenflüssigkeiten zeichnen sich dadurch aus, dass sie sich mithilfe von effektiven Einteilchenzuständen, sog. Quasiteilchen, beschreiben lassen. Für das Elektronengas sind das die Gitterschwingungen (Phononen) sowie die (Quasi-)Elektronen. Letztere unterscheiden sich von den freien Elektronen durch eine effektive Masse, welche die Auswirkungen der Coulomb-Wechselwirkung zwischen ihnen beinhaltet und sich von der Masse des freien Elektrons unterscheidet. Die Thermodynamik lässt sich in guter Näherung durch diese nichtwechselwirkenden Elektronen sowie Phononen beschreiben, und die Transporteigenschaften ergeben sich aus der Streuung der Elektronen an Störstellen und Phononen.

Stark korrelierte Systeme dagegen sind durch das Fehlen scharf definierter Quasiteilchen charakterisiert. Beispiele sind flüssiges Helium in der Nähe des Lambda-Punktes und Hochtemperatur-Supraleiter. Obwohl sich verschiedene stark gekoppelte Systeme im Detail sehr unterscheiden, existieren Hinweise auf wichtige universelle Eigen­schaften. Wir werden zwei Beispiele diskutieren: die Zustandsgleichung dichter Materie, mit Anwendungen in der Physik von Neutronensternen, und die Viskosität stark gekoppelter Flüssigkeiten, die in Schwer­ionen­kollisionen und in der Expansion ultrakalter Gase experimentell zugänglich ist.

Eine interessante Frage ist, ob ein einfaches Modellsystem für stark korrelierte Quantenflüssigkeiten exis­tiert, das eine ähnliche Rolle spielt wie das Ising-Modell für den Magnetismus und damit verbundene Phasen­übergänge. Wir möchten hier argumentieren, dass das unitäre Fermi-Gas ein solches Modell ist. Es ist mathematisch extrem einfach, aber physikalisch komplex. Dank der Fortschritte in der Kontrolle ultrakalter Quantengase lässt sich das unitäre Gas experimentell im Labor erzeugen. ...

Durch die Vermessung der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung wissen wir heute, dass unser Universum 13,7 Milliarden Jahre alt ist. Schon kurz nach dem Urknall entstanden bei kurzzeitig extrem hohen Temperaturen und hohen Dichten vor allem Kerne von Wasserstoff und Helium, aber auch Spuren von Lithium. Durch die Expansion und Abkühlung des Universums konnte wenig später die „Re“kombination mit Elektronen stattfinden. In den Gravitationspotentialtöpfen dunkler Materie bildeten sich dann Gaswolken von einigen 105 bis 106 Sonnenmassen, die Geburtsstätten der ersten Sterne.

Könnten Sterne der ersten Generation im Universum bis heute überlebt haben? Ja, aber nur wenn ihre Masse kleiner als 0,9 Sonnenmassen gewesen ist. Nur dann verbrauchen Sterne ihren nuklearen Brennstoff so langsam, dass sie ein Alter von 14 Milliarden Jahren und mehr erreichen können. Dann wären sie heute noch zu beobachten und würden uns Einblicke in die frühesten Phasen der Stern- und Galaxienentstehung und der Nukleosynthese im Kosmos ermöglichen.

Ob diese erste Generation tatsächlich Sterne mit so geringen Massen enthielt, ist zurzeit noch umstritten. Der entscheidende Prozess dafür ist die Fragmentation der Gaswolken im frühen Universum in kleinere Teile. Aus diesen bildeten sich durch Kontraktion die ersten Sterne. Notwendige Bedingung für den Beginn des gravitativen Kollaps ist, dass die Gravitationskräfte der Gasmasse die Druckkräfte, die aus der thermischen Bewegung der Gasatome resultieren, übersteigen (Jeans-Kriterium). Damit sich der Kollaps fortsetzt, muss die Gaswolke zu jeder Zeit mindestens die mit der Kontraktion verbundene Aufheizung des Gases kompensieren. Eine solche Kühlung kann über Photonen erfolgen, die bei atomaren oder molekularen Strahlungsübergängen emittiert werden. Die Photonen verlassen die Gaswolke und entziehen ihr somit Energie. Beispiele dafür sind die Feinstrukturlinien von atomarem Kohlenstoff oder Sauerstoff sowie Rotations- und Vibrationsübergänge von diatomaren Molekülen wie H₂. Damit eine Gaswolke fragmentieren kann, muss die Kühlung also so effizient sein, dass Teile der Gaswolke jeweils das Jeans-Kriterium erfüllen. Die Zeitskala für die Kühlung der Gaswolke muss dafür kürzer sein als die „Freifall-Zeitskala“, auf der die Gaswolke unter Vernachlässigung von Druckkräften kollabieren würde. ...

Seit den Arbeiten zum Wasserstoffatom vor rund hundert Jahren liefert die Spektroskopie von angeregten Zuständen grundlegende Einsichten in den Aufbau atomarer und subatomarer Materie. Dies gilt bis hin zu den schwersten Quarksystemen, die sich in der Kern- und Hadronenphysik spektroskopisch untersuchen lassen. Während bei der Atomspektroskopie die Energie der Photonen, die beim Zerfall der angeregten Zustände emittiert werden, im Bereich von eV liegen, erstreckt sich die Energieskala in der Kern- und Hadronenphysik bis hin zu GeV, also in den Bereich der Gammastrahlung und darüber hinaus. Bei niedrigen Anregungs­energien ermöglicht es der Nachweis der γ-Strahlung, die vielen Facetten der mesoskopischen Atomkerne zu beleuchten, die in stabilen und einer deutlich größeren Zahl von instabilen Nukliden existieren. Die möglichen Anregungen spiegeln zum einen den Aufbau der Kerne aus einzelnen Nukleonen wider, zum anderen sind sie auf kollektives Verhalten des gesamten Kerns zurückzuführen. Aktuelle Forschungsziele bestehen darin, diese unterschiedlichen Aspekte im Rahmen einer quanten­mechanischen Vielkörpertheorie konsis­tent zu beschreiben und die verschiedenen Kern­modelle zu vereinheitlichen. 
 
Heute sind rund 3000 Nuklide bekannt, von denen nur rund zehn Prozent stabil oder langlebig sind und somit in der Natur vorkommen. Bei einer Vielzahl der bekannten instabilen Kerne wissen wir wenig über die Eigenschaften. Somit ist der Vergleich mit theoretischen Modellen als Funktion des Neutronen- bzw. Protonenüberschusses nicht möglich. Darüber hinaus sagt die Theorie viele weitere, noch unentdeckte Nuk­lide vorher. Ähnlich wie bei der Elektronenhülle der Atome gruppieren sich auch in Kernen die Orbitale, welche die Nukleonen besetzen können, in Schalen. Wenn eine Schale gefüllt ist, ist besonders viel Energie nötig, um ein Nukleon über den Schalenabschluss hinaus zur nächsten Schale anzuheben und somit den Kern anzuregen. Die Protonen- bzw. Neutronenzahlen, die vollen Schalen entsprechen, werden „magisch“ genannt. Ob dieses Ordnungsschema auch für die noch unentdeckten Nuklide gilt oder ob andere Schalenabschlüsse auftreten, ist unbekannt. Daher sind Extrapolationen entlang der bekannten magischen Zahlen wichtig.  ...

Die Frage nach dem Alter des Universums ließ sich in der ersten Hälfte des 20. Jahrhunderts noch gar nicht beantworten, und in der zweiten Hälfte wurden Werte genannt, die sich um einen Faktor zwei unterschieden. Doch inzwischen hat sich die Kosmologie zu einer präzisen Wissen­schaft entwickelt: Heute wissen wir, dass das Universum 13,72(12) Milliarden Jahren alt ist, mit einer Unsicherheit von weniger als einem Prozent. Auch andere Parameter sind wesentlich genauer bekannt. Dies verdanken wir präzisen Messungen der räumlichen Verteilung des kosmischen ­Mikrowellenhintergrunds sowie der Geschwindig­keiten von astronomischen Objekten. Grundlage dafür, dass sich Geschwindigkeiten über die Rotverschiebung von Spektrallinien messen lassen, ist der Doppler-Effekt.

Dieser Effekt beschreibt, wie sich die wahrgenommene Frequenz f einer Welle durch die Geschwindigkeiten der Quelle v_q und des Empfängers v_e ändert. In der Akustik gilt:

Hierbei sind c die Phasengeschwindigkeit der Welle und f0 die ausgesendete Frequenz im Ruhesystem der Quelle. Der Näherungsausdruck für c >> _ve,q auf der rechten Seite verdeutlicht, dass es sich um einen rein geometrischen Effekt handelt. Setzt man dort für die Frequenz f₀ = c/λ ein, zeigt sich, dass sich die Frequenzveränderung aus der Anzahl der Wellenfronten pro Zeiteinheit ergibt, die durch die Relativgeschwindigkeit Δv = v_q – v_e verloren gehen oder zusätzlich den Empfänger erreichen (je nach Vorzeichen von Δv). ...

Schon Demokrit vermutete im 5. Jahrhundert v. Chr., dass die Milchstraße, deren verschwommenes Band den Nachthimmel durchzieht, in Wirklichkeit aus unzähligen Sternen besteht. Galileo Galilei konnte dies Anfang des 17. Jahrhunderts mit dem Fernrohr bestätigen. Ende des 18. Jahrhunderts führte Herschel die erste systematische Himmelsdurchmusterung durch und erkannte die scheiben­artige Gestalt unserer Milchstraße. Er positionierte die Sonne in die Nähe des galaktischen Zentrums, eine Täuschung aufgrund der vernachlässigten interstellaren Extinktion. Erst in den 1920er-Jahren erkannte Shapley durch die Vermessung weit entfernter Kugel­sternhaufen ober- und unterhalb der galaktischen Scheibe, dass die Sonne eher in den Außenbereichen der Scheibe liegt.

Unsere Milchstraße besitzt eine Sonderrolle: Nur die Galaxien der näheren kosmischen Nachbarschaft (bis zu Abständen von etwa 30 Millionen Lichtjahren) können wir in Einzelsterne auflösen, nur in Galaxien unserer lokalen Gruppe – also das Ensemble von Milchstraße, Andromedagalaxie M31, Galaxie M33 sowie deren Satellitengalaxien – können wir einzelne Sterne spektroskopieren, und nur in (Teilen) unserer Milchstraße können wir Abstände und tangentiale Eigenbewegungen direkt messen. Die Milchstraße lässt sich strukturell, chemisch und kinematisch in ihre Bestandteile zerlegen. Das Radial Velo­city Experiment (RAVE, [1]) generiert seit fast zehn Jahren einen systematischen Datensatz von hunderttausenden Sternen. Fast jede Nacht werden Beobachtungen durchgeführt, die ein internationales Team von Wissenschaftlern aus zehn Ländern auswertet.  ...

Gibt es Leben in All? Diese Frage beschäftigte schon antike Philosophen wie Lukrez, der über „andere Erden“ spekulierte. Im Mittelalter postulierte Giordano Bruno nicht nur ein unendliches All, sondern auch, dass „unzählige Welten ähnliche dieser Erde“ existieren. Für viele Jahrhunderte blieb die Frage nach Planeten und erst recht Leben außerhalb unseres Sonnensystems rein philosophisch. Nicht einmal zwanzig Jahre ist es her, dass der Schweizer Astronom Michel Mayor mit seinem Mitarbeiter Didier Queloz im Jahr 1995 erstmals einen Planeten um einen Stern im Sternbild Pegasus ähnlich unserer Sonne entdeckte, was ein amerikanisches Team kurz danach bestätigte. Vorher hatte es allerdings schon Beobachtungen gegeben, die zumindest Rückschlüsse auf die Existenz von Exoplaneten erlaubten, wie z. B. ein substellares Objekt und drei Planeten, die um die Überreste eines Sterns (Pulsar) kreisten. Doch erst mit der Entdeckung von 51 Pegasi b, einem heißen Gasplaneten, war die Existenz extrasolarer Planeten unzweifelhaft erwiesen.

Heute halten die Entdeckungen kleiner, teilweise felsiger Planeten die Welt der Astronomie in Atem. Die Frage, wie nah wir davor stehen, eine „zweite Erde“ zu entdecken, ist ins Zentrum des Interesses gerückt. Könnten um andere Sterne Planeten kreisen, die Leben tragen? Darauf gibt es (noch) keine Antwort, aber durchaus mögliche Indizien. ...

Die GSI betreibt mit ihren rund 1100 Mitarbeitern bereits jetzt ein einmaliges System von Schwer­ionenbeschleunigern, bestehend aus dem universalen Linearbeschleuniger UNILAC, dem Schwer­ionensynchrotron SIS18 und dem Experimentierspeicherring ESR. Mit diesen Maschinen und den drei verfügbaren Ionenquellenterminals können mehrere Experimente parallel stattfinden. Seit ihrer Gründung vor über 40 Jahren hat die GSI viele wichtige Beiträge zum Verständnis grundlegender physikalischer Zusammenhänge geliefert. So wurden in Darmstadt sechs neue Elemente entdeckt, und pro Jahr führen die über 1000 Nutzer aus aller Welt mehr als 50 Experimente aus der Kern- und Atomphysik, Materialforschung und Biophysik mit großem Erfolg durch. Dementsprechend befinden sich am GSI Helmholtzzentrum für Schwer­ionenforschung die Kompetenzen, um mit FAIR eines der weltweit größten Vorhaben für die physikalische Grundlagenforschung zu realisieren [1].1) Etwa 3000 Wissenschaftler aus über 40 Ländern planten die Experimentier- und Beschleuniger­anlagen. Neun Länder haben ein völkerrechtliches Abkommen über die Errichtung des Beschleuniger­zentrums unterzeichnet, weitere haben ihr Interesse signalisiert. Die Kosten betragen 1,027 Milliarden Euro (Preisstand 2005).2) Die Rodung hat begonnen, die Genehmigung des Bauantrags wird Ende Januar erwartet. 2018 soll FAIR in Betrieb gehen. ...

Anfang der 1980er-Jahre griff vor allem Andreas Tamman diese Idee wieder auf und zeigte, dass sich dafür vor allem Supernovae vom Typ Ia eignen. Bei dieser wichtigen Unterkategorie handelt es sich um thermonukleare Explosionen von Weißen Zwergen, erloschenen Sternen mit etwa 1,4 Sonnenmassen, die kurzzeitig sogar eine ganze Galaxie überstrahlen können. Im Verlauf der Explosion ändert sich die Helligkeit der Supernovae natürlich sehr stark und innerhalb weniger Tage. Der Helligkeitsverlauf ist aber relativ homogen, sodass die Hoffnung bestand, dass sie immer dieselbe Leuchtkraft am Maximum ihrer Lichtkurve erreichen würden. Damit würden sich Entfernungen einfach aus der beobachteten Helligkeit ableiten. Diese Hoffnung zerschlug sich 1991 gründlich, als einige Typ-Ia-Supernovae mit sehr unterschiedlichen Leuchtkräften beobachtet wurden. Zwei Jahre später zeigte allerdings Mark Phillips, dass sich die Form der Lichtkurve eignet, um die Leuchtkraft zu normieren. Seitdem gelten Typ-Ia-Supernovae als beste kosmische „Zollstöcke“.

Zu dieser Zeit bestand die Hauptaufgabe der beobachtenden Kosmologie darin, den Wert der momentanen Expansionsrate des Universums und der Abbremsung aufgrund der Gravitationsanziehung der Materie zu bestimmen. Die Expansionsrate, also die Hubble-Konstante, muss im nahen Universum gemessen werden. Aufgrund der Abbremsung hat sich diese „Konstante“ als Funktion der Zeit verändert, man spricht daher vom Hubble-Parameter. In der Vergangenheit hatte er einen größeren Wert als heute. Diese Abbremsung lässt sich nur über große Distanzen messen. ...

Im ganz großen Maßstab betrachtet ist unser Universum ein sehr eintöniger Ort. Blickt man nachts in eine beliebige Richtung des Weltalls, so sieht man, abgesehen von lokalen Strukturen wie der Milchstraße und einer Handvoll naher Galaxien, überall praktisch das Gleiche. Zählt man beispielsweise die Galaxien pro Winkelelement in einem festen Abstand von der Erde, findet man bei ausreichend großen Abständen und Winkelelementen Werte, die nur geringfügig vom jeweiligen Mittelwert abweichen. Mit anderen Worten, das Universum erscheint isotrop, es hat keine ausgezeichnete Richtung. Ausgehend von der überaus plausiblen (und bescheidenen) Annahme, dass sich unsere Milchstraße nicht zufällig im Zentrum des Universums befindet, sollten Astronomen in allen anderen Galaxien ebenfalls ein isotropes Universum beobachten. In diesem Fall ist das Universum zusätzlich noch homogen, besitzt also keine ausgezeichneten Punkte. Bei alledem beschränken wir uns natürlich nur auf den sichtbaren Bereich des Universums − es gibt zunächst keine Gründe für die Annahme, dass diese Eigenschaften bis in unendliche räumliche Entfernungen gelten sollten.

Auch die Tatsache, dass sich das Universum mit der Zeit immer weiter ausdehnt, ändert nichts an seiner Gleichförmigkeit. Die von Edwin Hubble entdeckte kosmische Expansion äußert sich darin, dass sich der Abstand aller Galaxien im Mittel mit der gleichen Rate vergrößert. Bei kleinen Abständen überwiegt zwar die gegenseitige Anziehungskraft und es bilden sich gebundene Strukturen wie Galaxiengruppen und -haufen, aber über große Abstände gemittelt bleibt die Verteilung der Materie im Universum homogen und isotrop....

Nachdem Henry Becquerel im Februar 1896 die Radioaktivität entdeckt hatte, zeigte sich, dass die dabei auftretenden Strahlungsenergien weit höher sind als bei den bereits zuvor untersuchten Spektrallinien der Atome und Moleküle. Daher lag es nahe, dass die Radio­aktivität ihren Ursprung im „Inneren“ der Atome hat – wie dieses jedoch aussieht, war völlig unklar. Joseph John Thomson, der 1897 erkannt hatte, dass β-Strahlen aus Elektronen bestehen, entwickelte daher ein Modell, bei dem das Atom aus einem positiv geladenen „Pudding“ und darin befindlichen negativen Elektronen als „Rosinen“ bestand („Plum-Pudding“-Modell). Ebenfalls 1897 hatte der in Neuseeland geborene Ernest Rutherford (Abb. 1) gezeigt, dass sich die Radio­aktivität aus drei verschiedenen Bestandteilen zusammensetzt: den α-, β- und γ-Strahlen. Hierfür erhielt er 1908 den Nobelpreis für Chemie. Im gleichen Jahr schlug er seinem Mitarbeiter Hans Geiger vor, die Streuung von α-Teilchen an Metallfolien zu untersuchen.
Rutherford hatte, bevor er 1907 nach Manchester kam, bereits mit α-Teilchen (4He-Kernen) aus dem Zerfall von Radon experimentiert. In dem Experiment von Geiger war das Radon in einem konischen Glasröhrchen eingeschlossen, das die α-Teilchen durch ein Glimmerfenster verlassen konnten (Abb. 2). Als Nachweis der an einer Metallfolie gestreuten Teilchen diente ein Zinksulfid­schirm, der beim Auftreffen eines α-Teilchens sehr schwach aufleuchtete. Geiger be­ob­achtete die Lichtblitze durch ein Mikroskop geringer Auflösung. Dies war so ermüdend, dass er den Studenten Ernest Marsden um Unterstützung bat. Die beiden fanden heraus, dass die meisten α-Teilchen ohne große Ablenkung durch die Metall­folie hindurch gingen und nur ein Teilchen von 8000 um mehr als 90 Grad abgelenkt wurde. Geiger und Marsden veröffentlichten ihr Resultat 1909 [1]. ...

Die ersten TeV-Gammastrahlen aus Richtung des Krebsnebels wurden 1989 von der Whipple-Kollaboration mit einem 10-Meter-Reflektor nachgewiesen [1]. Die zurzeit größten Teleskope mit je 17 m Spiegeldurchmesser und der niedrigsten Energieschwelle, MAGIC I und II, befinden sich auf dem Roque de Los Muchachos auf La Palma. Sie detektieren Tscherenkow-Licht im sichtbaren und nahen UV-Bereich, das in Schauern in der Atmosphäre entsteht, welche durch Gammastrahlung ausgelöst werden. MAGIC kann Gammastrahlung im Bereich von 50GeV bis 30 TeV beobachten [2]. In galaktischen und extragalaktischen Quellen wie Supernova­überresten oder Schwarzen Löchern in Zentren von Galaxien entstehen Gammaquanten, die in der Erdatmosphäre eine Teilchenkaskade auslösen. Ultrarelativistische, geladene Sekundärteilchen senden Tscherenkow-Licht aus, das Rückschluss auf das primäre Gammaquant und damit auf die kosmische Quelle zulässt. Ziel der Gamma-Astronomie ist es, Fragen der Grundlagenphysik wie die nach Dunkler Materie zu beantworten und Effekte der Quantengravitation oder die extragalaktische Hintergrundstrahlung zu untersuchen. ...

Neutrinos waren von Anfang an für Überraschungen gut. Wolfgang Pauli führte sie 1930 als hypothetische Teilchen ein, um Energie- und Drehimpulserhaltung beim Betazerfall zu retten. Nur durch die gleichzeitige Emission von Elektronen und unsichtbaren Neutrinos konnte er die beobachteten kontinuierlichen Elektronenspektren erklären. Würde beim Zerfall hingegen kein anderes Teilchen emittiert, sollte die Elektronenenergie einen scharfen Wert haben. Die Form des Spektrums erfordert ein sehr leichtes, wenn nicht sogar masseloses Teilchen. Die Ladungserhaltung verlangt zudem ein elektrisch neutrales Teilchen, das aufgrund seiner geringen Wechselwirkung mit Materie kaum nachzuweisen ist. Ein Vierteljahrhundert später gelang Clyde Cowan und Frederick Reines der experimentelle Nachweis des Neutrinos. Später zeigten Leon Lederman, Melvin Schwartz und Jack Steinberger, dass es mehr als eine Sorte (Familie oder Flavour) von Neutrinos gibt. Inzwischen sind drei masselose Neutrinosorten (νe , νμ und ντ), die jeweils nach ihrem geladenen Partner in der schwachen Wechselwirkung benannt sind (Elektron e, Myon μ und Tauon τ), fester Bestandteil des Standardmodells der Teilchenphysik. Im Volksmund heißen die Neutrinos auch Geisterteilchen, wegen ihres geringen Wirkungsquerschnitts. So streuen Anti-Neutrinos aus den Spaltreaktionen eines Kernreaktors im Mittel erst nach der gewaltigen Strecke von 100 Lichtjahren mit Wasser. ...

Mitten in dem zehn Kilometer langen Autobahntunnel der italienischen A24, zwischen Teramo und L’Aquila und rund hundert Kilo­meter von Rom entfernt, leuchten plötzlich orangefarbene Warnleuchten auf, die den fließenden Verkehr darauf vorbereiten sollen, dass unser Kleinbus abbremst. Dem Schild „INFN solo autorizzati“ folgend, biegen wir rechts in einen Seitenstollen ein und passieren eine Schranke sowie ein großes Stahltor. Als der Wagen an einer Kabine mit Sicherheitspersonal anhält, schließt sich das Tor wieder. Schlagartig verschwindet das Rauschen des Straßenverkehrs, Stille kehrt ein. Gemeinsam mit Technikern und Physikern, die der Kleinbus an ihren Arbeitsplatz gebracht hat, befinde ich mich im größten Untergrundlabor der Welt, dem vor 30 Jahren gegründeten Laboratori Nazionali del Gran Sasso des italienischen Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN). Hier unten, abgeschirmt von der kosmischen Strahlung durch 1400 Meter dickes Gestein der fast 3000 Meter hohen Abruzzen, jagen internationale Kollaborationen von Physikern äußerst flüchtige Teilchen wie Neutrinos oder versuchen, extrem seltene Reaktionen nachzuweisen. Damit tasten sie sich in die Terra incognita jenseits des Standardmodells vor. Ihr Ziel: einige der großen Fragen der Teilchenphysik zu beantworten. Sind Neutrinos ihre eigenen Antiteilchen? Welche anderen Eigenschaften haben die drei bekannten Neutrinotypen? Gibt es Dunkle ­Materie und wenn ja, woraus ­besteht sie? ...

Den Ursprung der chemischen Elemente zu ergründen ist ein modernes Forschungs­gebiet. Ausgefeilte Theorien, leistungsfähige Teleskope und komplexe Supercomputersimulationen zeichnen die gesamte Geschichte des Universums nach, seiner Bausteine – etwa die Sterne – und deren Wechselwirkungen, seit den Anfängen vor 13,7 Milliarden Jahren bis heute. Doch nicht nur das „woher?“, sondern auch das „wie viel?“ ist von zentraler Bedeutung. Denn nur wenn wir die dahinter liegende Physik verstehen, können all diese Untersuchungen nicht nur qualitativ, sondern auch quantitativ den heutigen Kosmos mit all seinem Reichtum an exotischen Stoffen wiedergeben.
Die leichten chemischen Elemente entstanden unter extremen Bedingungen bereits innerhalb der ersten halben Stunde nach dem Urknall. In seiner ursprünglichsten Form bestand das Universum zu drei Vierteln aus Wasserstoff (1H und 2D) und einem Viertel aus Helium (hauptsächlich 4He und geringe Anteile an 3He). „Schwere“ Elemente wie Lithium und Beryllium existierten nur in vernachlässigbarem Maße. Dennoch ist unser heutiger Kosmos von massereichen Kernen durchzogen. Die Astronomen fassen alle Elemente schwerer als Helium salopp als „Metalle“ zusammen, ob es nun Kohlenstoff, Sauerstoff oder Eisen ist. Die heutigen Anteile an Wasserstoff, Helium und Metallen in der Umgebung der Sonne betragen 73,8, 24,9 und 1,3 Prozent. ...