Die Neue Astronomie PDF
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Nigel Henbest und Michael Marten DieNeue Astronon1ie Aus dem Englischen übersetzt von Tony Westermayr Wissenschaftliche Beratung Prof. Dr. Bemhard Koch Springer Basel AG Dank Spezieller Dank geht an Heather Couper, Mandy Caplin, Nigel Coke, Rosemary Taylor und Salim Pat el. Das Buch wäre nicht möglich gewesen ohne die Hilfe vieler einzelner, die Hinweise auf Bilder gaben, Bildmaterial zur Verfügung stellten oder eigens für uns anfertigten. Besonderer Dank für ihre Zeit und Mühe geht deshalb an: David Allen, R. ]. Allen, Phil Appleton, John F. Arens, Paul Atherton, Rainer Beck, Sidney van den Bergh, Ralph Bohlin, Peter Clegg, Robin Conway, Bryn Cooke, Karl Esch, Fred Espenak, Giovanni Fazio, Eric Feigelson, John C. Geary, Leon Golub, John C. Good, Steve Gull, Ted Gull, Brian Hadley, Ken Hartley, Paul & Tony Jorden, DanielA. Klinglesmith, William Hsin-Min Ku, MarthaLiller, David Malin, Tom Muxlow, Maleolm Niedner, P. Nisenson, Agnes Paulsen, John Pye, Matthew Schnepps, Fred Seward, Tom Stephenson, Larry D. Travis, Patrick Wallace, John Walsh, Margaret B. Weems, Richard Willingale. Die Otiginalausgabe erschien 1983 unter dem Titel •>The New Astronomy~ © 1983 Science Photo Books Ltd. Text: Nigel Henbest Bildbeschaffung und -auswahl: Michael Marten Buchgestaltung: Richard AdamsfADCO Diagramme: David Parker CIP-Kurztitelaufnahme der Deutschen Bibliothek Die Neue Astronomie f Nigel Henbest u. Michael Marten. Aus d. Engl. übers. von Tony Westermayr. ~Basel; Boston; Stuttgart: Birkhäuser, 1984. Einheitssacht.: The new astronomy ISBN 978-3-7643-1616-7 NE: Henbest, Nigel [Mitverf.]; EST Die vorliegende Publikation ist urheberrechtlich geschützt. Alle Rechte vorbehalten. Kein Teil dieses Buches darf ohne schriftliche Genehmigung des Verlages in irgendeiner Form durch Fotokopie, Mikrofilm oder andere Verfahren reproduziert oder in eine für Maschinen, insbesondere Datenverarbeitungsanlagen, verwend bare Sprache übertragen werden. Auch die Rechte der Wiedergabe durch Vortrag, Funk und Fernsehen sind vorbehalten. © 1984 Springer Basel AG Ursprünglich erschienen bei Birkhäuser Verlag, Basel 1984 Softcover reprint of the hardcover 1st edition 1984 Umschlaggestaltung: Albert Gomm asgfswb ISBN 978-3-7643-1616-7 ISBN 978-3-0348-6748-1 (eBook) DOI 10.1007/978-3-0348-6748-1 Inhalt 1 Die Neue Astronomie . . . . . . . 6 7 Radioastronomie . . . . . . . . . . . 122 2 Sonnensystem . . . . . . . . . . . . . . 15 8 Milchstraßensystem . . . . . . . . 134 Die Sonne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16 Das galaktische Zentrum . . . . . . 142 Venus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25 Die Große Mageilansehe Wolke . 146 Jupiter...................... 29 Saturn . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34 9 Ultraviolettastronomie . . . . . 152 3 Optische Astronomie . . . . . . . 40 10 Normale Galaxien .......... 160 Die Andromeda-Galaxie (M31) . 163 4 Sternentstehung . . . . . . . . . . . . 57 M33 ......................... 171 M51 ......................... 175 Orion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58 M101 ........................ 179 Pferdekopfnebel.............. 63 M81/82-Gruppe ............... 182 Orionnebel................... 65 M81 ......................... 184 Orions infrarote Gaswolken . . . . 70 M82 ......................... 186 W3 ......................... 74 Carina-Nebel . . . . . . . . . . . . . . . . . 79 Eta Carinae . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80 11 Röntgen- und Gammastrahlen Hyaden . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82 Astronomie . . . . . . . . . . . . . . . . 192 5 Infrarotastronomie . . . . . . . . . 84 12 Aktive Galaxien ............ 206 Centaurus A ................. 208 6 Sternuntergang . . . . . . . . . . . . 92 Cygnus A .................... 216 NGC 7027.................... 94 M87 ......................... 219 Krebsnebel . . . . . . . . . . . . . . . . . . 97 NGC 1275 .................... 225 Tychos Supernovaüberrest ..... 104 3C 273 ....................... 228 Cassiopeia A . . . . . . . . . . . . . . . . . 106 Doppelquasar . . . . . . . . . . . . . . . . 232 Vela-Supernovaüberrest ....... 112 Bildquellen .................. 236 ss 433 ....................... 116 G109.1-1.0 ................... 120 Personen- und Sachregister . . . . 238 1 Die Neue Astronomie Die »neue Astronomie« ist eine Erscheinung der letzten zwei optische Strahlung aus dem Weltraum vorhanden ist. Zwei oder dreiJahrzehnteund hat unsere Vorstellung vom Univer Haupthindernisse wurden allerdings erst in den vergangeneo sum von Grund auf umgekrempelt. Während die traditionelle Jahrzehnten überwunden. Erstens gibt es technische Pro Astronomie sich damit befaßte, das Licht - optische Strah bleme. ·Wir müssen neuartige Teleskope bauen, um andere lung - von Objekten im Weltraum zu studieren, erlaßt die Strahlungsarten einzufangen und sie zu einem Bild zusam neue Astronomie alle Strahlungen, die Himmelsobjekte aus menzufügen. Ferner müssen wir neue Detektoren entwickeln, senden: Gammastrahlen, Röntgenstrahlen, ultraviolettes, die das Bild registrieren und es uns auf eine Weise zeigen, die sichtbares und infrarotes Licht sowie Radiowellen. wir verstehen können. Das zweite Hindernis ist ein naturge Der Bereich des Lichts ist übrigens erstaunlich schmal. Er gebenes. Die Erdatmosphäre absorbiert den größten Teil der umfaßt nur Strahlung von Wellenlängen, die 30 Prozent kür Strahlung aus dem Weltraum, bevor sie den Boden erreicht, zer bis 30 Prozent länger sind als die Wellenlänge, für die und die neuen Detektoren für viele Wellenlängen müssen unsere Augen die größte Empfindlichkeit besitzen. Die neue hoch über der Atmosphäre im Flug eingesetzt werden (Abbil Astronomie erfaßt extreme Strahlungen. Die kürzesten Gam dung 1.2). Diese Zweige der neuen Astronomie konnte man mastrahlen haben Wellenlängen von weniger als einem Mil nicht weiterbetreiben, bis Teleskope von den Raketen hinauf lionstel, die längstten Radiowellen solche von mehr als dem getragen und von den Satelliten befördert werden könnten, Hundertmillionenfachen der Wellenlänge des Lichts (Abbil die erst das ~>Raumzeitalter« mit sich brachte. dung 1.2). Um einen Vergleich mit dem Schall herzustellen: Um das neue Gelände eines weiteren Wellenlängenbereichs Die traditionelle Astronomie war ein Versuch, die Symphonie zu erobern, begannen die Astronomen in der Regel damit, den des Universums mit Ohren zu hören, die nur das mittlere C Himmel nach Que)len dieser Strahlung abzusuchen, ihre Hel und die beiden Töne davor und d;mach wahrnehmen konn ligkeit und Spektren zu messen und einfache Karten herzu ten. stellen, oft als Konturendiagramme. Erst später können die Der rasche Aufstieg der neuen Astronomie beruht zum Teil Teleskope und Detektoren genauere Bilder der beobachteten auf der zufälligen Entdeckung von Radiowellen außerhalb Objekte liefern. Die Folge ist, daß Bilder bei anderen Wellen der Erde in den dreißiger Jahren. Sie bewiesen, daß nicht- längen als dem des Lichts erst seit den letzten Jahren zur Abb. 1.1 Diese Radioaufnahme der Galaxie JC449 zeigt Strahlen, die mehr als eine Million Lichtjahre vom Kern (grünes Oval in der Mitte) hinausreichen. Die Radiohelligkeit wird angezeigt durch Farbe, der Hintergrundhimmel ist dunkelblau, zunehmend hellere Emissions zonen sind rosarot, gelb und grün; der Norden ist links. Die Strahlen Die Neue Astronomie 7 Verfügung stehen. Überdies sind Computertechniken ent ten Gebilde im Universum, aber unsichtbar, außer für Astro wickelt worden, um diese Bilder zu verarbeiten. Frühere nomen, die Radioteleskope benützen (Abbildung 1.1). Astronomiebücher mußten sich zur Bebilderung auf optische Die Strahlungen, von denen die Bilder in diesem Buch Aufnahmen stützen, und das sogar dort, wo sie sich mit herrühren, tragen verschiedene Namen - etwa Röntgen Aspekten der neuen Astronomie befaßten. Dieses Buch legt strahlen oder Radiowellen - sind aber ihrer Art nach grund zum erstenmal eine Sammlung von Bildern vor, die alle Seiten sätzlich gleich, nämlich *Wellem, die aus schwankenden elek der neuen Astronomie zeigen. Optische Aufnahmen bleiben trischen und magnetischen Feldern bestehen und sich von nicht unberücksichtigt, sondern nehmen ihren· natürlichen einer Quelle her ausbreiten-sei es Stern, Pulsar oder Quasar. Platz als nur eine von vielen Sehweisen ein, zu denen wir jetzt Der Unterschied liegt in der Wellenlänge, der Entfernung von imstande sind. Bei allen Bildern ist Norden oben, außer, wo »Berg« zu *Berg« der elektrischen Welle, vorstellbar ganz ähn anders angegeben. lich wie die Aufeinanderfolge von Meereswellen. In vielen Fällen ist das optische Bild am wenigsten interes Sichtbares Licht ist Strahlung von •>mittlerer« Wellenlänge sant. Dunkle Staubwolken im Weltraum verbergen völlig die ungefähr 400 Nanometer (ein Nanometer ist ein Millionstel Stellen, wo Sterne entstehen - Regionen, deren Einzelheiten Millimeter). Im alltäglichen Sinn sind die Wellen sicherlich bei Infrarot- und Radiowellenlängen mühelos sichtbar wer kurz: Um die Dicke dieser Buchseite zu umspannen, wären den. Das Gas im Weltraum ist lichtdurchlässig und von opti mehr als hundert Wellenberge erforderlich. Das menschliche schen Teleskopen nicht erfaßbar, gibt aber Radiowellen und Auge nimmt Licht unterschiedlicher Wellenlänge als die ver Gammastrahlen ab, so daß sie bei diesen Wellenlängen hell schiedenen Farben des Regenbogens wahr: Das rote Licht hat leuchtend hervortreten. Ferne Galaxienhaufen halten Wol die längsten Wellen, von Berg zu Berg rund 700 Nanometer; ken von sehr heißem Gas mit einer Temperatur von Millionen Blauviolett ist das kürzeste, mit Wellenlängen von etwa 400 Grad gefangen, und diese sind nur durch ihre Röntgenstrah Nanometern. lenemission erkennbar. Explosionen im Mittelpunkt mächti Strahlung mit kürzeren Wellenlängen ist für das Auge un ger Galaxien schleudern strahlenförmig Elektronen hinaus, sichtbar. Der Strahlungsbereich mit Wellenlängen von 390 bis die ungeheure Säcke von Magnetfeldern aufblähen-die größ- hinunter zu 10 Nanometern ist das Ultraviolett. Das sind die bestehen vermutlich aus sehr schnellen Elektronen, die sich ausbreiten und an ihren Außenrändern große, diffuse Wolken von Radiostrah lung bilden. Ströme und Wolken sind für optische Teleskope völlig unsichtbar. 8 Die Neue Astronomie ART DER RÖNTGEN GAMMASTRAHLEN INFRAROT RADIOWELLEN STRAHLUNG STRAHLEN 0.0001 WELLEN MIKRON LÄNGE 10 MILLIMETER 10 100 ZE ABGESTRAHLT VON OBJEKTEN BEl INER TEMP RATUR VON VON KOSMISCHEN STRAHL N. DIE VON ELEKTRO EN STRAHLUNGS GASATOME IN W LTRAUM IN MAGNHF LDERN OUELLEN UND NEBELN TREFFEN (SYNCHROTONSTAAHLUNG) 300 z ABSORPTION a: 200 w IN DER tü RD- 0~ ATMOSPHARE >..<.J ~ 100 UJ I 0 J: MEERES HOHE ABSORBIERT VON TELESKOPE ZUR HERSTELLUNG ERDROTATIONS ANTENNENFELD MIT FREQUENZAUFBEREITUNG VON BILDERN DETEKTOREN ART DER GAMMASTRAHLEN RÖNTGEN IN RAROT RADIOWELLEN STRAHLUNG STRAHLEN Abb. 1.2 Strahlung unterschiedlicher WeUenlängen wird hervorge Erdatmosphäre absorbiert und verlangen nach verschiedenen Arten von rufen von diversen Prozessen in verschiedenen Typen astronomischer Teleskopen und Detektoren (unten). Objekte (oben). Die Wellen werden in unterschiedlichem Maß von der Die Neue Astronomie 9 Abb. 1.3 Diese Röntgenstrahlenansicht des Galaxiehaufens Hydra A zeigt nicht die Galaxien selbst, sondern eine gigantische Gaswolke zwi schen ihnen. Das Gas hat eine Temperatur von 100 Millionen Grad und ist, außer für Röntgenstrahlenteleskope, unsichtbar. Tatsächlich erzeugen alle Objekte irgendeine Strahlung. Je niedriger die Temperatur, desto länger die Wellenlänge der so entstehenden Strahlung. Die heiße Wendel einer Glühbirne leuchtet auf natürliche Weise mit sichtbarem Licht, ein elek trisches Heizgerät mit Infrarot von kürzerer, und unsere Körper tun es mit Infrarot von größerer Wellenlänge. Ob jekte, die abgekühlt werden, bis sie fast den absoluten Null punkt erreichen (-273,15° Celsius), geben derart lange Infra rotstrahlung ab, daß sie theoretisch in den Bereich von Ra diowellen fällt. Unsere Betrachtung des Himmels bei ver schiedenen Wellenlängen ist in vieler Beziehung eine Darstel lung verschiedener Temperaturen, und für den Astronomen ergibt es mehr Sinn, Temperaturen vom absoluten Nullpunkt an aufwärts zu messen- statt mit dem ziemlich willkürlichen System nach Celsius, das auf dem Schmelzpunkt von Eis und dem Siedepunkt von Wasser auf der Meereshöhe unseres eige nen Planeten beruht. Absolute Temperaturen beginnen beim absoluten Nullpunkt: 0 K. Das Symbol K steht für Grad Strahlen im Sonnenlicht, die unsere Haut bräunen; für den Kelvin, benannt nach dem Physiker Lord Kelvin, der als Astronomen sind sie >>Licht<< von den heißesten Sternen. Wäh erster die Vorteile begriff, in der Wissenschaft absolute Tem rend ihres Flugs durch den Weltraum wird ultraviolette peraturen zu verwenden. Der Schmelzpunkt von Eis (0° C) Strahlung mit unschätzbarer Information über die dünnen liegt bei etwa 273 K, die Zimmertemperatur bei rund 300 K, Gase zwischen den Sternen versehen. der Siedepunkt des Wassers bei etwa 373 K. Um Celsiusgrade Bei kürzeren Wellenlängen als dem Ultraviolett finden sich in Grad Kelvin umzuwandeln, addiert man 273.15. Der abso die Röntgenstrahlen, deren Wellenlängen von 10 bis hinunter lute Maßstab läßt sich in einer Beziehung bildlich sogar leich zu nur 0.01 Nanometer reichen - letzteres ungefähr ein Zehn ter vorstellen, weil es keine negativen Temperaturen gibt - tel der Größe eines Atoms. Röntgenstrahlen aus dem Welt kälter als der absolute Nullpunkt kann nichts sein. raum sind das Kennzeichen überhitzter Gase bei einer Tem Infrarotastronomen können kühle Wolken aus Staub im peratur von mehr als einer Million Grad. Röntgenstrahlen Weltraum >>sehen<<, die bei anderen Wellenlängen unsichtbar quellen können sein die heißen, von explodierenden Sternen sind. Diese verborgenen Staubwolken sind das Entstehungs hinausgeschleuderten Gase; Ringe aus Gas, die auf einen Pul gebiet für neue Sterne, und Infrarotastronomen haben das sar oder ein Schwarzes Loch hinabstürzen; die heißen Gase Glück, die ersten Anzeichen von Sterngeburten zu sehen. einer Quasarexplosion oder die ungeheuren Gaswolken, die Jenseits des Infrarots liegt der letzte Strahlungstyp. Radio ganze Galaxienhaufen ausfüllen (Abbildung 1.3). wellen umfassen einen riesigen Bereich von Wellenlängen; Noch kürzer sind die Gammastrahlen - der Name für die technisch gesehen, sind sie Strahlung mit einer Wellenlänge gesamte Strahlung, deren Wellenlänge unter 0.01 Nanometer von mehr als 1 Millimeter. Radioastronomen beobachten re liegt. Sie stammen von den aktivsten astronomischen Objek gelmäßig den Himmel bei Wellenlängen von wenigen Milli ten: kompakte Pulsare und gigantische Explosionen ferner metern oder Zentimetern, aber einige Radioteleskope sind so Quasare. Gammastrahlen können auch entstehen bei Kern konstruiert, daß sie Wellen bis zu einer Länge von mehreren reaktionen in Gegenden des Weltraums, wo ungeheuer Metern oder sogar Kilometern auffangen können. Natürliche schnelle Elektronen und Protonen mit Atomen im Weltraum Radioquellen im All sind gewöhnlich Stätten von tobendem zusammenprallen und Kernreaktionen hervorrufen, ähnlich Chaos, wo sehr schnelle Elektronen - negativ geladene sub wie in den Anlagen zur Teilchenbeschleunigung, mit denen atomare Teilchen - in stärksten Magnetfeldern umhergewir Physiker die letzten Bausteine der Materie zu ergründen ver belt werden. suchen. Die Teleskope, mit denen man diese Strahlungen beobach In der anderen Richtung der Wellenlängen-Skala, bei län tet und auffängt, werden in den Kapiteln mit ungeraden gerer Strahlung als Licht, gelangen wir in den Bereich des Zahlen beschrieben, die Ergebnisse in den gerade numerier Infrarots. Diese Strahlen haben Wellenlängen zwischen dem ten; die bei verschiedenen Wellenlängen erzielten Darstellun des roten Lichts-700 Nanometer-und etwa 1 Millimeter. Im gen werden in Bildform gezeigt. Diese Darstellungen spei Alltagsleben kennen wir Infrarot als Wärmestrahlung, etwa chert man routinemäßig in einem Computer und verarbeitet die Strahlen eines elektrischen Heizgeräts. Für Astronomen sie auf vielerlei verschiedene Art. Einzelheiten dazu findet ist Infrarot die Signatur der kühleren Objekte im Weltraum. man in den Kapiteln 3 und 5. Ein Heizstrahler ist bei einer Temperatur von wenigen hun Da die Computer allgemein Fernseh-Farbmonitoren besit dert Grad Celsius nach kosmischen Maßstäben ziemlich kühl; zen, kann man Farbkodierung nutzen, um die Masse der dort hat ein durchschnittlicher Stern eine Temperatur von Information in jedem Bild herauszuholen. In Wahrheit be mehreren tausend Grad, manche Gaswolken sind viele Millio steht Farbe aus Licht von verschiedenen Wellenlängen. Wer nen Grad heiß. Auch Objekte bei Zimmertemperatur erzeu den Darstellungen beispielsweise bei einer Wellenlänge im gen infrarote Strahlung. Wir sind auf der Erde von dieser Röntgenstrahlen- oder Radiobereich erzielt, besitzt Farbe Strahlung ständig umgeben, so daß wir sie nicht bemerken. keine eigentliche Bedeutung, und wir können Farbkodierung Ein Infrarotastronom jedoch kann die Strahlung eines Plane auf vielerlei neue und eindrucksvolle Art nutzen (Abbildun ten erfassen, der alltägliche und sogar noch niedrigere Tem gen 1.4-1.7). In diesem Buch wird Farbe vorwiegend zu drei peraturen aufweist. Zwecken verwendet. 10 Die Neue Astronomie Abb. 1.4-1.7 Methoden der »neuen Astronomie« für Computerverar Ränder in der Art von Konturlinien um einen Gipfel im hellsten, beitung sind hier auf eine alte Aufnahme des Halleyschen Kometen zentralen Teil des Kometenkopfes. Diese Methode zeigt deutlich einen angewendet worden, um verborgene Einzelheiten herauszuholen. Die kleinen Strahl hinter dem Kopf (auf der linken Seite). Abb. 1.6 (unten Qriginalaujnahme, Abb. 1.4, (oben links) entstand am 25. Mai 1910 in links) zeigt dieselben Daten. aber mit viel mehr Konturenstufen und in Agypten bei der letzten Rückkehr des Kometen zur Sonne. Sie zeigt mehreren Farben kodiert. Die zusätzlichen Konturen tragen dazu bei, Einzelheiten im Schweif, aber relativ wenig vom Aufbau des leuchtenden die begrenzte Reichweite des Strahls anzuzeigen. Das scheinbar drei Kopfes. Vier in dieser Nacht aufgenommene Photographien wurden dimensionale Bild ( Abb. 1.7) entstand dadurch, daß man das elektro mit einem kleinen Lichtpunkt abgetastet und die elektronischen Wieder nische Bild leicht verschob und das verschobene Bild vom Original sub gaben von einem Computer zusammengesetzt, um die vier übrigen Bilder trahierte. Der Kometenkopf erscheint als Gipfel, von unten rechts be hervorzubringen (jedes zeigt außerdem vier Abschnitte von mehreren leuchtet, die scheinbare Höhe zeigt die Helligkeit an. Die Methode Sternbildern im Nachlauf, als die Kamera den Kometen im Flug verringert starke Kontraste und läßt Einzelheiten mit schwächeren verfolgte). In Abb. 1.5 (oben rechts) sind hellere Stufen des Bildes Kontrasten besser hervortreten. Abb. 1.7 zeigt neben dem Strahl auch kodiert durch hellere Blautönungen, bis zu einer Stufe (weiß), wo die helle Gasbogen vor dem Kometenkopf (unten rechts), die in anderen Kodierung zu Schwarz zurückspringt und sich dann wieder zu Weiß Darstellungen der Aufnahme nicht leicht zu erkennen sind. fortentwickelt. Eine Folge solcher Sprünge liefert die dunklen und hellen
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