RX J1532.9+3021 ist der relativ unspektakuläre Name eines großen Galaxienhaufens im Sternbild Haar der Berenike. Von einem Ende zum anderen dieser Ansammlung von Galaxien sind es 1,6 Millionen Lichtjahre und das Licht braucht von dort bis zu uns 3,9 Milliarden Jahre. Die Masse des Haufens beträgt ungefähr eine Billiarde Sonnenmassen und in der Mitte sitzt eine große elliptische Galaxie in deren Zentrum sich ein supermassereiches schwarzes Loch befindet. So sieht der Haufen aus:
Noch interessanter wird die Angelegenheit, wenn man nicht nur das normale Licht betrachtet, das uns von den Galaxien des Haufens erreicht, sondern auch die Röntgenstrahlung. Denn die zeigt uns, was sich zwischen den Galaxien befindet. Dort gibt es das sogenannte „Intracluster-Medium (ICM)“. Dabei handelt es sich um eine dünnes und heißes Gas. Als der Haufen entstand löste die Bewegung der Galaxien Schockwellen im Gas aus, die es auf sehr hohe Temperaturen aufheizten; so heiß, dass es Röntgenstrahlung abgibt. Man kann es in diesem Röntgenbild, das die gleiche Region wie oben zeigt, deutlich erkennen:
Allerdings gibt es ein Problem: Das Gas in diesem Haufen ist ZU heiß. Julie Hlavacek-Larrondo von der Stanford-Universität und ihre Kollegen haben sich die Sache daher einmal ganz genau angesehen („Probing the extreme realm of AGN feedback in the massive galaxy cluster, RX J1532.9+3021“). Denn normalerweise sollte die kontinuierliche Abgabe von Röntgenstrahlung dazu führen, dass sich das Gas langsam abkühlt. Es verliert Energie; es fällt zurück Richtung Zentrum des Galaxienhaufens und dort sollten jede Menge neue Sterne entstehen. Das nennt man „Cooling Flow“ – und die Beobachtungen zeigen, dass dieser Prozess bei RX J1532.9+3021 nicht stattfindet. Irgendetwas muss das Gas weiter aufheizen und heiß genug halten, um den Fluss zurück ins Zentrum und damit die Entstehung von knapp einer Billion Sterne verhindert.
Hlavacek-Larrondo und ihre Kollegen haben die Beobachtungsdaten die sie mit dem Röntgen-Weltraumteleskop Chandra gewonnen haben, genau analysiert und einen Prozess gefunden, der erklären kann, was hier passiert. Das schwarze Loch im Zentrum des Haufens ist noch sehr aktiv. Das bedeutet, dass immer noch sehr viel Material in das Loch fällt und währenddessen jede Menge Strahlung ins All abgibt. Diese Strahlungsjets können sehr lang und sehr mächtig sein und das Intracluster-Medium beeinflussen. Und genau das scheint hier zu passieren, wie man auf diesem Bild sehen kann, dass beide bisher gezeigten Aufnahmen kombiniert und kommentiert:
Nun erkennt man zwei große „Löcher“ im ICM, die ein klares Zeichen für den Einfluss des schwarzen Lochs sind. Das aktive Zentrum der Galaxie in der Mitte des Haufens schickt jede Menge Strahlung hinaus ins All wo es auf das ICM trifft, die Löcher erzeugt und starke Schockwellen im Gas verursacht die es weiter aufheizen und den Cooling Flow verhindern.
Diese Löcher sind übrigens wirklich groß: In jedes davon würde unsere ganze Milchstraße hinein passen! Hlavacek-Larrondo und ihre Kollegen haben sogar die Energie berechnet, die vom schwarzen Loch kommen muss, um die Löcher zu erzeugen. Es handelt sich um 22 * 1044 erg/s. Das entspricht 1038 Watt – also 100 Sextillionen Watt. Man kann dazu eigentlich nicht mehr sagen, als dass es sich um eine wirklich, wirklich große Zahl und eine wirklich, wirklich große Menge an Energie handelt! Schwarze Löcher sprengen unsere Vorstellungskraft…
Ich hätte ein paar Verständnisfragen: „Dabei handelt es sich um eine dünnes und heißes Gas. Als der Haufen entstand löste die Bewegung der Galaxien Schockwellen im Gas aus, die es auf sehr hohe Temperaturen aufheizten; so heiß, dass es Röntgenstrahlung abgibt.“
Woher kommt dieses ICM-Gas? War das ursprünglich in den Galaxien enthalten und hat sich bei der Bildung des Galaxienhaufens irgendwie zwischen den Galaxien angesammelt? Und stammen die Schockwellen daher dass solche Gaswolken aufeinandergeprallt sind?
@Silava: Das ist Gas, das einfach schon immer da war. Aus einem Teil des Gases haben sich die Galaxien des Haufens gebildet und dabei entstanden die Schockwellen, die das Gas aufgeheizt haben.
@Florian
Rein optisch sieht es so aus, als zöge das schwarze Loch die Galaxien des Haufens an. Vermutlich ist dem auch so, aber kann es sein, dass man das so deutlich sieht?
Sicher, das ist eines der größten schwarzen Löcher, die bekannt sind, falls ich nicht irre – trotzdem glaube ich eher, die Darstellung narrt mich.
@Theres: „Rein optisch sieht es so aus, als zöge das schwarze Loch die Galaxien des Haufens an. Vermutlich ist dem auch so, aber kann es sein, dass man das so deutlich sieht?“
Ne, sowas sieht man nicht. Ein schwarzes Loch ist ja auch kein STaubsauger (https://scienceblogs.de/astrodicticum-simplex/2010/01/12/schwarze-locher-sind-keine-staubsauger/) das irgendwas ANzieht. Jede Galaxie hat ein schwarzes Loch im Zentrum. Und die Galaxien bewegen sich eben umeinander; je nach Masse.
Aus aktuellem Anlaß sollte man das hier im Auge behalten:
https://derstandard.at/1389858190766/Stephen-Hawking-stellt-Schwarze-Loecher-infrage
mit preprint dort https://arxiv.org/pdf/1401.5761v1.pdf
Grüße Senf
„…dünnes heißes Gas…“
Wie dünn? Ich hatte mal irgendwo gelesen, dass es sich bei so etwas immer noch um ein fast-Vakuum handelt. Und wie warm wäre es, wenn ich dort wäre oder ein Thermometer dort hinstellen würde? Wenn das Gas so heiß ist, dass es Röntgenstrahlung aussendet, muss es ja recht warm sein?
@alteWeser: „Und wie warm wäre es, wenn ich dort wäre oder ein Thermometer dort hinstellen würde?“
Naja, das Thermometer würde nix messen, weil da nix ist. Das ist eher eine „kinetische“ Temperatur aber nicht die Temperatur, die wir normalerweise messen. Das Gas dort ist natürlich extrem dünn und mehr Vakuum als alles was wir auf der Erde in Labor als Vakuum herstellen können (https://scienceblogs.de/astrodicticum-simplex/2013/12/02/tatort-wissenschaft-jede-menge-nichts-in-happy-birthday-sarah/). Da ist also nicht wirklich was, in das man ein Thermometer stecken könnte…
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@Florian
Spät, aber immerhin: Danke für die Antwort, und ein schwarzes Loch hat doch eine Masse, die entsprechend den Raum krümmt und die Galaxienbahnen ebenfalls beeinflussen kann, dachte ich mir so, ohne nachgelesen zu haben. Schließlich ist es das, worum sich letztlich die Galaxie dreht, oder sehe ich da wieder was falsch?
@Theres
Ja, ein Supermassives Schwarzes Loch hat im Vergleich zu einem Stern oder stellaren Black Hole ordentlich Masse, aber gegen die Milchstraße mit ihrer gut Billion Sonnenmassen (knapp 200 Milliarden ohne Dunkle Materie) ist Sagittarius A* mit 4 Millionen Sonnenmassen ein Fliegendreck. Die Galaxis dreht sich um den Schwerpunkt ihrer eigene Masse, die merkt von dem zentralen Schwarzen Loch nichts.
Zwar gibt es eine Korrelation zwischen der Masse des Schwarzen Lochs in einer Galaxie und der Größe der zentralen Verdickung. In S&T stand jedoch mal, dass dies der Situation entspräche, dass ein Penny eine Fläche von der Größe der USA beeinflusse. Wie dieser Einfluss aussehen soll und wer da überhaupt wen beeinflusst, ist noch nicht verstanden. An der Schwerkraft des Schwarzen Lochs liegt’s aber sicher nicht.
@Alderamin
Vielen Dank … und ahnte ich doch, dass ich das zu einfach gesehen habe. Na, sieht aber trotzdem so aus, als würden die Galaxien spiralig angezogen.
Sieht so aus wie ist halt manchmal hübsch 😉 Liegt*s vielleicht eher an der dunklen Materie? Da fand ich irgendwann mal einen Artikel dazu, dass sie zwischen Galaxien … nein Galaxienwechselwirkungen verursachen soll … ich suche mal.
Und noch was, sag, hast du zufällig einen Link zur Massebestimmung schwarzer Löcher parat? Ich glaube, ich muss da einiges wiederholen, und hier sind eh nur Wolken nachts.
@Theres
Die Galaxien ziehen sich ja auch an, aber aufgrund ihrer Eigenmassen (inklusive der dunklen Materie), nicht wegen der Schwarzen Löcher. Ob man aus der Anordnung in dem Foto was erkennen kann, vermag ich nicht zu sagen.
Was meinst Du damit? Schwarze Löcher gibt’s in allen möglichen Größen, vielleicht sogar ganz kleine. Meinst Du vielleicht die Formel für den Schwarzschildradius? Ist die gleiche wie sonst für die Fluchtgeschwindigkeit, nur mit c statt v.
Oder meinst Du, wie man die Massen Supermassiver Schwarzer Löcher misst? Normalerweise, indem man Sterne oder Gas in ihrer Umgebung findet und deren Radialgeschwindigkeiten misst. Z.B. so:
https://phys.org/news/2013-01-method-mass-supermassive-black-holes.html
„…Naja, das Thermometer würde nix messen, weil da nix ist…“
@Florian
Danke für die Antwort. Woran macht man dann das „heiß“ fest, an der Strahlung, die das Gas aussendet?. Und wie kann ich mir das vorstellen? Ich habe da ein paar Moleküle, die sind „heiß“? Warum wird die Strahlung ausgesendet?
@ALte Weser: „Temperatur“ ist ja keine Strahlung die ausgesendet wird, sondern im wesentlichen ein Maß für die kinetische Energie, also für die Bewegung. Und bewegen kann sich ein einzelnes Molekül genau so wie ne ganze Menge von Molekülen.
@Alderamin
phys.org … hätte ich auch gleich drauf kommen können! Super, vielen Dank und ja, genau wie man die Masse bestimmt, meinte ich. Die Formel für den Schwarzschildradius kannte ich, verstehen ist was anderes, doch vielleicht kommt das noch.
„Heiß“ ist tatsächlich eine Bezeichnung, die hier ungenau ist, ebenso wie Temperatur. Beide haben nur bei ausreichend dichten Gasen eine Bedeutung.
Letztendlich macht man es an der Verteilung der Geschwindigkeiten fest (https://de.wikipedia.org/wiki/Maxwell-Verteilung). Je höher die Temperatur eines Gases ist, desto höher ist die mittlere Geschwindigkeit. Und den Prozess kann man natürlich auch umdrehen und aus der mittleren Geschwindigkeit die Temperatur definieren – das klappt auch für geringe Dichten.
Messen kann man das über die Strahlung, die ausgesendet wird. Je schneller sich die Teilchen bewegen, desto mehr Energie hat die abgegebene Strahlung. (bzw. die abgegebenen Photonen, wenn man genau sein möchte).
Anscheinend habe ich hier länger nicht mehr geschrieben, wenn auf einmal der Anfang meines Textes statt meines Nicks in das Namensfeld rutscht…
Ok, Temperatur sei ein anderer Begriff für die kinetische Energie, für die Bewegung. Nun habe ich mein nächstes Problem. Geschwindigkeit wird relativ zu etwas gemessen und ist nicht eine Eigenschaft des Gasmoleküls. Also hängt die kinetische Energie vom Bezugssystem ab, aus dem man die Bewegung des Gasmoleküls betrachtet.
Wie kommt man jetzt zu der Aussage, das Gasmolekül habe eine hohe kinetische Energie /Geschwindigkeit?
Oder kann es sein, dass Energie abgestrahlt wird, wenn Gasmoleküle kollidieren?
Alles in allem verstehe ich noch nicht, warum Gasmoleküle Energie abstrahlen, nur weil sie ziemlich flink unterwegs sind.
@Alte Weser: „Alles in allem verstehe ich noch nicht, warum Gasmoleküle Energie abstrahlen, nur weil sie ziemlich flink unterwegs sind.“
Wieso sollten sie das tun? Temperatur ist ein statistisches Maß… Aussagen über einzelne Moleküle machen da wenig Sinn. Und auch wenn die Dichte sehr gering ist, sprechen wir ja doch von SEHR vielen Molekülen – ein paar Millionen-Milliarden Sonnenmassen an Molekülen.
Ich zitiere Dich da mal:
„…Schockwellen im Gas aus, die es auf sehr hohe Temperaturen aufheizten; so heiß, dass es Röntgenstrahlung abgibt…“
Warum gibt das Gas Röntgenstrahlung ab?
Ach so… Ich dachte du sprichst wieder von der Temperatur…
Also das Gas wird aufgeheizt d.h. kriegt Energie. Die regt die Elektronen der Atome an und wenn die sich dann wieder abregen und in ihren normalen Zustand übergehen, geben sie Röntgenstrahlung ab.
Okeeeh, ich glaube, ich beginne zu verstehen. Das ganze dreht sich also nicht/kaum um die Geschwindigkeit der Moleküle. „Heiß“ heißt auch, die Elektronen werden auf andere Bahnen gehoben. Das war bisher allerdings jenseits meiner Kenntnisse, dass es auch Fälle von Röntgenstrahlung beim Rücksprung gibt.
Könntest Du nun auch noch erklären, welche Natur die „Schockwellen“ haben, die das Gas anregen, wie funktioniert das? Kann doch eigentlich nur elektromagnetische Strahlung sein? Wenn, dann will ich auch alles wissen 🙂
@AlteWeser
Temperatur und Strahlungsmaximum hängen zusammen (Wiensches Verschiebungsgesetz), und die Temperatur kann über die Strahlung und über die Teilchengeschwindigkeit definiert werden. Je heißer das Gas, desto heftiger fliegen die Teilchen durcheinander und kollidieren, und umso heftiger werden Elektronen auf höhere Bahnen oder aus den Atomen herauskatapultiert (bei Millionen Kelvin sind die meisten eh‘ nicht mehr an die Kerne gebunden, man hat ein Plasma).
Röntgenstrahlung entsteht, wenn Atome die innersten Elektronenschalen füllen, wenn also nackte Kerne Elektronen einfangen oder Übergänge von äußeren Schalen ganz nach innen erfolgen. Oder wenn Elektronen heftig beschleunigt werden (Bremsstrahlung), z.B. bei der Wechselwirkung mit einem Kern oder Ion. Einfang erzeugt Spektrallinien, die durch die Teilchenbewegung Doppler-verbreitert werden, letzteres erzeugt ein Kontinuum.
Siehe auch hier.
Nee, das sind m.W.n. mechanische Stoßwellen, die durch das dünne Gas laufen. Z.B. wenn frisches Gas hineinstößt.
Perfekt, danke! Wieder etwas interessantes dazugelernt.
Obwohl…. mechanische Stoßwellen durch nachströmendes Gas in einem Vakuum, das wir auf der Erde gar nicht herstellen könnten, so stark ist es…. Das mag stimmen, insbesondere in Anbetracht der Mengen an Materie und Raum, die beteiligt sind, sprengt aber meine Vorstellungskraft.
@AlteWeser
Im Mittel hat man im All noch ein Atom pro Kubikzentimeter, während ein Hochvakuum auf der Erde noch bis zu 10^9 Teilchen enthält. Entsprechend nimmt die freie Weglänge mit fallender Teilchenzahl zu. Aber über viele tausend Lichtjahre Strecke stoßen Teilchen dann doch schon einmal mit anderen zusammen (ein naher Vorbeiflug reicht schon wegen der elektromagnetischen Wechselwirkung), und der Stoß ist aufgrund der hohen Geschwindigkeiten heftig. Über große Volumina kommt dann insgesamt eine Stoßwelle zusammen.
Solche Dichtewellen wurden (werden?) auch als Ursache der Form von Spiralgalaxien diskutiert. Die Wellen( z.B. von Supernovae ausgelöst) laufen durch das dünne interstellare Gas, verdichten es lokal, worauf es kollabiert und Sterne bildet. Die größten davon sind besonders hell und lassen die Spiralarme hervortreten. Sie explodieren nach ein paar Millionen Jahren, so dass die Spiralarme relativ schmal bleiben, anstatt sich wegen der differentiellen Rotation der Galaxis völlig zu verwischen. Die Druckwelle der Explosionen pflanzt sich weiter fort, so dass der Spiralarm sich durch die Materie weiter bewegt.
Wow, das ist alles sau-interessant für mich (als eher stiller Mitleser)! Danke für die vielen Erklärungen! Das bestätigt mal wieder, warum das hier mein Lieblingsblog ist: Florian schreibt super Artikel und wenn man was genauer wissen will, bekommt man gleich darunter eine gute Antwort (Danke @Alderamin in diesem Thread) und lernt dabei wieder was hinzu…oder man „amüsiert“ sich über manch kuriose Gestalten, die hier manchmal aufschlagen (Popcorn hab ich immer auf Vorrat *g*). 😉
Ich möchte das Thema noch einmal aufwärmen, nachdem ich gestern auf ZDF info eine sehr interessante Sendung über planetare Nebel gesehen hatte. Auch dort war von sehr heißem Gas die Rede. Da wurde mir klar, dass mir immer noch nicht klar ist, was mit „heiß“ gemeint ist. Dass die Teilchen hohe Geschwindigkeit haben? Dass sie Röntgenstrahlung abgeben? Doch etwas anderes? Könnte noch jemand mal erkären, was mit „heiß“ gemeint ist?
@AlteWeser
Ja.
Ja.
Beides hängt zusammen. Es ist eigentlcih genau wie bei gewöhnlichem Gas, je wärmer es wird, desto schneller bewegen sich die Teilchen. Nach dem Gesetz der Schwarzkörperstrahlung erzeugen sie dabei zunehmend kurzwelligere Strahlung. Die Strahlung entsteht aus den durch Stöße angeregten Elektronen.
Ein Thermometer würde in dem intergalaktischen Gas nur deswegen nichts anzeigen, weil die Teilchen so dünn verteilt sind und nur selten eines das Thermometer treffen und erwärmen würde. Es würde durch Abstrahlung schneller abkühlen, als es sich durch Stöße von Gasteilchen aufheizen kann.
Jetzt klar?
Hey, um diese Zeit sofort die Antwort, dass nenne ich Service!! 🙂
Ja, nun ist alles kar. Danke!
Ok, einen hätte ich da noch: Die Messtechnik, um die Temperatur zu bestimmen, kann ja nur auf das Messen elektromagnetischer Strahlung beruhen. Also macht man die Temperatur messtechnisch an der Wellenänge fest. Je kürzer die Wellenlänge, umso heißer das Gas?
@AlteWeser
Gerne. Hatte gerade kurze Wartepause und ein Tablet zur Hand…
Es gibt mehrere Möglichkeiten (welche hier zum Einsatz kam, weiß ich nicht). Die einfachste ist, das Maximum der Planckschen Strahlungskurve zu bestimmen und aus dem Wienschen Verschiebungsgesetz folgt dann die Temperatur – genau wie Du sagst: je kürzer die Wellenlänge, desto höher die Temperatur.
Wenn man Spektrallinien hat, kann man zusätzlich deren Dopplerverbreiterung messen: die Teilchen, die auf den Beobachter zu fliegen, haben eine durch den Dopplereffekt erhöht erscheinende Frequenz, und diejenigen, die sich entfernen, eine verringerte. Deswegen werden Spektrallinien, die von schnell und zufällig durch die Gegend sausenden Teilchen erzeugt werden, breiter.
Schließlich kann man sich anschauen, welche Linien in welcher Intensität auftreten. Sie zeigen, wie hoch die Wahrscheinlichkeit ist, dass die Elektronen bestimmte Energieniveaus erreichen bzw. welche Elektronenschalen überhaupt besetzt werden. Auch das hängt über die Teilchenenergie von der Temperatur ab.
zu 1:
Alles klar, vielen Dank für den Link.
zu 2:
Breitere Spektrallinien: Alles klar.
Verschiebung: Um die Verschiebung zu erkennen, müsste man doch wissen, wo die nicht verschobenen Linien liegen? Oder kann man anhand der Spektrallinien den Sender so klar identifizieren, das man draus schließen kann, wo die nicht verschobenen lägen?
Zu 3:
Alles klar
@ALteWeser: „Oder kann man anhand der Spektrallinien den Sender so klar identifizieren, das man draus schließen kann, wo die nicht verschobenen lägen?“
Ja, das kann man recht erkennen. Die Muster der Elemente sind ziemlich eindeutig. In der Realität ists natürlich komplizierter; mit den vielen Molekülen und den vielen möglichen Anregungszuständen. Aber da gibt es Computerprogramme, die das alles zuverlässig auseinanderrechnen.
@AlteWeser
Eine reine Linienverschiebung hat man, wenn sich alles in die gleiche Richtung bewegt, z.B. ein Stern von uns weg. Aus der genauen Verschiebung lässt sich auf die Geschwindigkeit schließen. Wenn sich das Gas aber temperaturbedingt in alle Richtungen bewegt, wird die Linie einfach breiter, und es ist egal, wo sie liegt. Auf die absolute Breite kommt es an (und am Profil kann man dann noch unterscheiden, ob sich da z.B. etwas dreht, oder ob es eine temperaturbedingte Verbreiterung ist).
Oh, meine Fragerei lässt Aldemarin schwächeln, die Antwort von Florian war die, die ich suchte. Die Sache mit der Breite war mir nämlich klar. Nur vorher man weiß, dass man eine Verschiebung hat, das hatte ich nur vermutet.
Danke Euch beiden 😀
@Alte Weser: Alderamin hat natürlich auch recht. Die Spektrallinien verschieben sich, wenn sich die Quelle bewegt. Ein Stern, der sich von uns fort bewegt führt zu Spektrallinien, die sich gegenüber den normalen Positionen deutlich verschieben. Wenn sich aber jede Menge Moleküle in alle möglichen Richtungen bewegen, dann kriegst du eben nicht eine klare Linie, sondern einen ganzen Schwung von Linien – manche in die eine und manche in die andere Richtung verschoben was am Ende zu einer dicken, verschmierten Linie führt anstatt einer dünnen, klaren Linie.
@Florian: Ja, das war mir soweit klar. Was es vorhin nicht war, das erkläre ich mal an einem einfachen Bespiel:
Ich empfange eine einzige Spektrallinie bestimmter Frequenz. Anhand dieser Frequenz kann ich aber nicht erkennen, ob sie rot oder blauverschoben ist. Meine Idee war dann, dass ich eine ganz bestimmte Gruppe von Spektrallinien habe. Dies Gruppe ist spezifisch für wasweißichwas. Für dieses wasweißichwas kenne ich die Frequenzen für den Ruhezustand. Ich erkenne exakt die Gruppe, aber etwas verschoben. Daran kann ich dann festmachen, dass das wasweißichwas z.B. auf mich zubewegt.
Und wenn ich das richtig verstanden habe, Florian, dann ist dem auch so. Keine Frage, dass Aldemarin recht hatte. Es war nur nicht die Antwort, die ich suchte.
Aber natürlich trotzdem noch einmal vielen Dank für die geduldigen Antworten!
@Alte Weser: „Ich empfange eine einzige Spektrallinie bestimmter Frequenz.“
Denk nicht an eine einzige Linie; denk an so etwas wie den Barcode im Supermarkt. Jedes Element hat eine ganz charakteristische Abfolge von Linien und die erkennst du, egal wo im Spektrum sie auftaucht.
@AlteWeser
Man findet stets die Linien des Wasserstoffs als die kräftigsten im Spektrum, und H-Alpha liegt im Roten, H-Beta schon im Türkisen. Und so folgt die ganze Balmer- und Lyman-Serie, da gibt’s keine Verwechslungsgefahr (wenn man allerdings nach allen möglichen andere, selteneren Elementen sucht, braucht man, wie Florian sagt, schon Computer). Im allgemeinen sind die Doppler-Shifts auch nicht sehr groß, eher im Gegenteil, sie sind meist so klein, dass sie kaum zu messen sind. Bei sehr fernen Galaxien, bei denen die (streng genommen nur scheinbare) Fluchtgeschwindigkeit einen großen Bruchteil der Lichtgeschwindigkeit ausmacht, da kann schon einmal die ultraviolette Lyman-Serie ins Sichtbare verschoben sein, und wenn man bei einem Objekt vorher gar keine Idee hat, wie weit es entfernt sein könnte, kann eventuell Verwirrung aufkommen.
Ich hab‘ ein ganz einfaches optisches Gitter für mein Teleskop, das ca. 10 nm auflöst (das sichtbare Licht liegt zwischen 800 und 400 nm). Das einzige Objekt, bei dem man damit einen Dopplershift nachweisen kann, ist der hellste Quasar 3C-273, was ein Amateur hier getan hat. Und der ist mit 2 Milliarden Lichtjahren Entfernung schon 1000 mal weiter entfernt als die Andromedagalaxie und somit ein gutes Stück der Strecke zum kosmischen Horizont.
Die Wasserstofflinien aufzuspüren ist also kein großes Problem.
@Florian
Das Barcode-Beispiel ist eine tolle Erklärung, merke ich mir!
@Florian: Ich hatte nicht an eine einzige Linie gedacht, sie nur genutzt, um meine Gedanken zu verdeutichen. Dein Vergleich mit dem Barcode ist wirklich gut und entspricht genau dem, was ich meinte.
Euch beiden einen schönen Sonntag morgen!
[…] sondern komplexe Objekte in denen noch viel mehr abgeht – zum Beispiel die Interaktion zwischen den zentralen schwarzen Löchern und der galaktischen Umgebung. Und selbst wenn man das alles in einem Computerprogramm unter einen Hut bekommt, fehlt noch die […]