Was bedeutet es, dass das Webb-Teleskop eine Galaxie mit einem Rotverschiebungswert von 16,7 gefunden hat?

Das Webb-Teleskop (kurz: Webb) wurde Mitte Juli offiziell in Betrieb genommen und hat bisher mehrere Durchbrüche erzielt, was darauf hindeutet, dass dieses über 10 Milliarden US-Dollar teure Projekt nicht umsonst war. Kurz nach seinem Start kam die Nachricht, dass Weber von sechs Mikrometeoriten getroffen worden war, was bei vielen Menschen die Befürchtung auslöste, dass Weber zerstört werden könnte. Jetzt können diese Menschen beruhigt sein.

Mittlerweile werden Webbs Entdeckungen fast täglich aktualisiert, wie etwa die Erfassung des atmosphärischen Spektrums eines Exoplaneten in mehr als 1.000 Lichtjahren Entfernung und die Entdeckung einer Galaxie in 13,5 Milliarden Lichtjahren Entfernung. Dies zeigt, dass Webb die Fähigkeiten seines Vorgängers, des Hubble-Weltraumteleskops, das kurz vor seiner Außerdienststellung steht, übertroffen hat.

Die Galaxie mit einem Rotverschiebungswert von z=16,5, die in letzter Zeit in den Medien heiß diskutiert wurde, hat erneut bestätigt, dass Weber die Erwartungen erfüllt und die Vision der Menschheit in den Weltraum ein großes Stück weiter vorangetrieben hat.

Also, was ist der spektrale Rotverschiebungswert?

Bei dem sogenannten spektralen Rotverschiebungswert handelt es sich um das Phänomen des Dopplereffekts des Lichts, einem speziellen Effekt von Wellen. Unabhängig davon, um welche Art von Welle es sich handelt, etwa um Schallwellen, Gravitationswellen oder Lichtwellen, gibt es einen Dopplereffekt. Dieser Effekt wurde 1842 vom österreichischen Physiker und Mathematiker Christian Johann Doppler entdeckt und vorgeschlagen. Zu seinem Gedenken nannte man diesen Effekt „Doppler-Effekt“.

Das erste, was Doppler entdeckte, war die Wirkung von Schallwellen. Als ein Zug vorbeifuhr, stellte er fest, dass das Pfeifen des Zuges, der aus der Ferne auf ihn zukam, lauter wurde, und dass das Pfeifen leiser wurde, je weiter der Zug vorbeifuhr und sich entfernte. Aus seiner Untersuchung dieses physikalischen Phänomens leitete er die Theorie des Doppler-Effekts ab, die besagt, dass die Wellenlänge einer Wellenquelle kürzer und die Frequenz zunimmt, wenn sie sich auf einen Beobachter zubewegt. Umgekehrt wird seine Wellenlänge länger und seine Frequenz niedriger, wenn es sich entfernt. Je höher die Geschwindigkeit, desto ausgeprägter ist dieser Effekt.

Später entdeckte man, dass nicht nur mechanische Wellen wie Schallwellen, sondern alle Wellen, einschließlich Lichtwellen und Gravitationswellen, den Dopplereffekt haben und dass der Dopplereffekt von Lichtwellen eine Rotverschiebung und eine Blauverschiebung bewirkt.

Dies beruht auf der Tatsache, dass sichtbares Licht nicht monochromatisch ist, sondern aus mehreren Farben zusammengesetztes Licht, das grob in sieben Farben unterteilt wird: Rot, Orange, Gelb, Grün, Cyan, Blau und Violett. Jede Lichtfarbe hat eine andere Wellenlänge und Frequenz. Rot hat die längste Wellenlänge und die niedrigste Frequenz, während Blau und Violett die kürzeste Wellenlänge und die höchste Frequenz haben.

Das menschliche Auge sieht jedes Objekt, weil Lichtwellen an unsere Netzhaut übertragen werden. Der Dopplereffekt des Lichts zeigt, dass die Wellenlänge von Objekten, die sich auf uns zubewegen, kürzer und die Frequenz höher wird und sich das Spektrum zum blauen Ende hin verschiebt, was als Blauverschiebung bezeichnet wird. Umgekehrt verschiebt sich das Spektrum von Objekten, die sich von uns weg bewegen, zum roten Ende, was als Rotverschiebung bezeichnet wird.

Die Formel zur Berechnung des Rotverschiebungswerts lautet: Z = (λ-λ0)/λ

Dabei ist Z eine dimensionslose Größe. Ein positiver Z-Wert zeigt eine Rotverschiebung an, während ein negativer Wert eine Blauverschiebung anzeigt. λ stellt die beobachtete spektrale Wellenlänge dar und λ0 stellt die intrinsische Wellenlänge des Spektrums dar. Aus dieser Formel können wir ersehen, dass der sogenannte spektrale Rotverschiebungswert Z die Wellenlänge des beobachteten Spektrums abzüglich der inhärenten Wellenlänge eines bestimmten Spektrums geteilt durch ein Vielfaches dieser inhärenten Wellenlänge ist.

Die inhärenten Bänder des Spektrums können im Labor ermittelt werden. Wenn beispielsweise die Elektronen eines Wasserstoffatoms von den Umlaufbahnen 2, 3 und 4 in den Grundzustand (Umlaufbahn 1) übergehen, betragen die emittierten Strahlungswellenlängen 121,57 nm (Nanometer, das Gleiche gilt unten), 102,57 nm bzw. 97,254 nm. Dies ist die berühmte „Lyman-Linienreihe“ und wird jeweils Lyman-α-Linie, Lyman-β-Linie, Lyman-γ-Linie usw. genannt.

Wasserstoff ist das häufigste Element im Universum und macht etwa 75 % der sichtbaren Masse des Universums aus. Alle Sterne bestehen hauptsächlich aus Wasserstoff. Daher ist die Beobachtung der Rotverschiebung der Spektrallinien von Wasserstoff die wichtigste Methode zur Beobachtung entfernter Himmelskörper. Wenn beispielsweise die Wellenlänge der Lyman-Alpha-Linie eines bestimmten Himmelskörpers 1565,85 nm beträgt, subtrahieren wir die im Labor ermittelte intrinsische Wellenlänge von 121,57 und dividieren das Ergebnis durch 121,57. Dann erhalten wir den Rotverschiebungswert dieser Galaxie von 11,88.

Licht mit Wellenlängen von 121,57 nm und 1565,88 nm ist kein sichtbares Licht, sondern gehört zum ultravioletten bzw. infraroten Bereich. Der Wellenlängenbereich von ultraviolettem Licht liegt zwischen 10 und 400 nm und der Wellenlängenbereich von Infrarotlicht liegt zwischen 780 nm und 1 mm (Millimeter, 1 mm = 1.000.000 nm). Mit der Ausdehnung des Universums verschieben sich die von einer Galaxie emittierten Spektrallinien immer weiter in den roten Bereich, so dass sich das Spektrum vom unsichtbaren Ultraviolettlicht zum sichtbaren Licht und dann allmählich zum unsichtbaren Infrarotlicht verschiebt.

Aus diesem Grund können zu weit entfernte Galaxien mit optischen Teleskopen, die im sichtbaren Lichtband beobachten, nicht gesehen werden. Die Stärke des Webb-Teleskops liegt in der Beobachtung im Infrarotbereich und es kann den Bereich von 600 nm bis 28,8 μm (Mikrometer, 1 μm = 1000 nm) sehen.

Die Beziehung zwischen Spektrallinien-Rotverschiebung und Entfernung

Zu Beginn des letzten Jahrhunderts entdeckte der amerikanische Astronom Hubble das Phänomen der kosmischen Expansion, das heißt, alle weit entfernten Galaxien entfernen sich isotrop von uns, und die Geschwindigkeit ihrer Abreise ist proportional zur Entfernung. Das heißt, egal aus welcher Richtung wir blicken, Galaxien entfernen sich von uns, und zwar in einem proportionalen Verhältnis, je größer die Entfernung, desto schneller.

Daraus leitete Hubble ein Gesetz ab, das als V=HD ausgedrückt wird. Dabei stellt V die Geschwindigkeit dar, mit der sich die Galaxie von uns wegbewegt; H steht für die Hubble-Konstante; und D ist die tatsächliche Entfernung zwischen der Galaxie und uns. Die Hubble-Konstante H bezeichnet die Geschwindigkeit, mit der sich eine Galaxie pro Sekunde in einer Entfernung von Mpc (Millionen Parsec, etwa 3,26 Millionen Lichtjahre) von uns entfernt.

Die wissenschaftliche Gemeinschaft verwendet seit Jahrzehnten verschiedene Methoden zur Messung der Hubble-Konstante. Die jeweils ermittelten Daten sind nicht einheitlich und schwanken zwischen etwa 55 und 82,4 km/s. Das Alter des Universums wird nun auf 13,82 Milliarden Jahre berechnet. Dieses Alter ergibt sich aus der Einsetzung der von der Europäischen Weltraumorganisation mithilfe des Planck-Satelliten gemessenen Hubble-Konstante von 67,8 km/s in die Berechnung.

Das Hubble-Gesetz impliziert eine Konvertierungsbeziehung, d. h., wenn wir die Entfernung einer Galaxie kennen, kennen wir die Geschwindigkeit, mit der sie sich von uns wegbewegt; Umgekehrt wissen wir, wie weit die Galaxie von uns entfernt ist, wenn wir die Geschwindigkeit kennen, mit der sie sich von uns wegbewegt. Die Rotverschiebung steht in einer Umrechnungsbeziehung zum Hubble-Gesetz und die Formel lautet: Z=HD/c.

Dabei ist Z die Rotverschiebung, H die Hubble-Konstante, D die tatsächliche Entfernung der beobachteten Galaxie und c die Lichtgeschwindigkeit. Gemäß der Regel, dass die Entfernung umso größer ist, je größer die spektrale Rotverschiebung ist, können wir durch Einsetzen der erhaltenen Rotverschiebung in die Formel die Entfernung zwischen der beobachteten Galaxie und uns ermitteln.

Das Webb-Teleskop entdeckte eine Galaxie mit einem Rotverschiebungswert von 16,7. Was bedeutet das?

Das Webb-Teleskop entdeckte eine Galaxie namens GLASS-z13. z13 steht für einen Rotverschiebungswert von 13, was dem etwa 300 Millionen Jahre nach dem Urknall emittierten Licht entspricht. Basierend auf dem Alter des Universums, das 13,82 Milliarden Jahre beträgt, ist diese Galaxie etwa 13,5 Milliarden Lichtjahre von uns entfernt.

Dies ist genau die Entfernung zwischen uns und der Galaxie GLASS-z13, als sie zum ersten Mal Licht aussendete. Nach dem Gesetz der kosmischen Expansion hat sich diese Galaxie inzwischen auf eine Entfernung von 33 Milliarden Lichtjahren zurückgezogen. Untersuchungen zeigen, dass die Masse von GLASS-z13 nur eine Milliarde Mal so groß ist wie die der Sonne, während die Masse der Milchstraße mehr als eine Billion Mal so groß ist wie die der Sonne (einschließlich dunkler Materie). Diese Galaxie hat nur 0,1 % der Größe der Milchstraße, was bedeutet, dass es sich um eine extrem kleine Galaxie handelt.

Die Studie geht außerdem davon aus, dass die Galaxie erst etwa 71 Millionen Jahre alt ist und es sich daher um eine Babygalaxie handelt, die gerade erst entstanden ist oder sich gerade im Entstehungsprozess befindet. Bevor Weber diese Galaxie entdeckte, war GN-z11 die am weitesten entfernte Galaxie im Universum. Diese Galaxie mit einer Rotverschiebung von 11,1 entspricht einer Entfernung von 13,4 Milliarden Lichtjahren von uns und ist damit die am weitesten entfernte Galaxie, die vom Hubble-Teleskop entdeckt wurde.

Mit anderen Worten: Sobald das Webb-Teleskop seine Augen öffnete, erweiterte es die menschliche Sicht um 150 Millionen Lichtjahre, was in der weltweiten wissenschaftlichen Gemeinschaft und den Medien für Aufsehen sorgte. Doch die Leistungsfähigkeit des Webb-Teleskops geht weit darüber hinaus, und die Astronomen untersuchen GL-z13 derzeit lediglich als Kandidaten für weitere Untersuchungen.

In den von Webb zurückgesandten Bildern entdeckten die Astronomen auch mehrere Galaxien mit größeren Rotverschiebungen. Unter ihnen erreicht einer z>14 und mindestens drei erreichen z>16, darunter einer mit z=16,7. Diese Ergebnisse wurden in einem Artikel im renommierten Journal arXiv veröffentlicht.

Was bedeutet das? Dies bedeutet, dass es möglich ist, dass das Webb-Teleskop Galaxien erfasst hat, die mehr als 13,6 Milliarden Lichtjahre von uns entfernt sind, und dass diese Galaxien erst etwa 200 Millionen Jahre nach dem Urknall in ihrer jetzigen Form erschienen.

Eine der wichtigsten Aufgaben des Webb-Teleskops besteht darin, den ersten Lichtstrahl des Urknalls zu erkennen und zu untersuchen. Nach dem Standardmodell der Kosmologie entstand dieses Licht 380.000 Jahre nach dem Urknall. Das Universum wurde durch die extrem hohe Temperatur und Dichte abgekühlt und verdünnt, und Photonen (elektromagnetische Wellen) konnten sich entkoppeln. Von da an wurde das Universum durchsichtig und sichtbar.

Dieser Lichtstrahl brach aus und kühlte 13,8 Milliarden Jahre lang ab. Heute ist sie im gesamten Weltraum in Form der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung mit einer Temperatur von etwa 2,73 K (-270,42 °C) vorhanden. Webbs Mission soll 10 Jahre dauern. Er hat seine Augen erst seit etwa einem halben Monat geöffnet, aber er hat bereits gesehen, wie das Universum vor 13,6 Milliarden Jahren aussah, und es kommen immer noch erstaunliche Entdeckungen. Wird er also irgendwann sehen können, wie der erste Lichtstrahl aussah? Warten wir es ab.

Das ist alles für heute, Sie können gerne diskutieren und kommentieren.

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